Diffuse inverse Compton and synchrotron emission from dark matter annihilations in galactic satellites
湮灭的暗物质粒子产生的电子和正电子的能量与伽马射线光子的能量大致相当。带电粒子在银河系环境中的逆康普顿和同步加速器过程中基本上失去了所有的能量。我们讨论了银河系的卫星（可能是光学黑暗，很少或没有恒星）的暗物质湮灭的扩散签名，提供了一个尾巴的排放跟踪卫星在其轨道上。逆康普顿过程提供了X射线和伽马射线，可能会看到无线电波长的同步辐射。我们讨论了检测这些信号与当前和未来的观测，特别是EGRET和GLAST的伽马射线的可能性。
2004-03-22 astro-ph
Evolution of Hard X-Ray Radiation from Clusters of Galaxies: Bremsstrahlung or Inverse Compton Scattering?
我们计算了星系团中非热电子布居从超热但弱相对论到高相对论能量范围的演化。本文研究了宇宙微波背景光子的韧致辐射和逆康普顿散射引起的硬X射线辐射的演化。当电子源的动量谱比$\sim P_e^{-3.0}$陡时，韧致辐射分量比逆康普顿散射分量更显著，而当电子源的动量谱比$P_e$陡时，韧致辐射分量比逆康普顿散射分量更显著。当韧致辐射成分占主导地位时，所得硬X射线谱较平坦。当源项的光谱指数在中间范围（$ -2.5 \sim -3.5$）时，会产生太多的极紫外辐射。逆康普顿主导模型可以再现后发座星系团的结果与合理的注入率，这是可能的集群合并和/或环境气体吸积。
2002-04-01 astro-ph
Resonant inverse Compton scattering above polar caps: Gap acceleration efficiency for young pulsars
结果表明，对于中等热的极帽（有效温度为$\sim 10^6$ K），极隙加速的效率是较低的情况下，其中的极帽是相对凉爽和逆康普顿散射起不到控制的差距的作用。对于具有超强磁场（$\geq10^9 T$）和热极帽（温度为$\ge 5\times10^6 K$）的年轻恒星，由于极帽附近的共振逆康普顿散射导致电子或正电子的能量损失，在离极帽更远的距离处发生成对级联，在这种情况下，我们具有相对较高的加速效率，离子携带大部分粒子亮度。
1998-02-05 astro-ph
Anisotropic inverse Compton emission in the radio galaxy 3C 265
我们提出的结果，从钱德拉观测的强大的射电星系3C 265。我们探测到来自原子核、无线电热点和波瓣的X射线发射。特别是，波瓣X射线发射很好地解释为各向异性的逆康普顿散射的核光子的相对论性电子在无线电波瓣之间的比较，无线电同步辐射和IC发射产生的磁场强度的一个因素约2低于最低能量条件下计算的。核的X射线光谱与一个强大的、强吸收的类星体的X射线光谱是一致的，假设磁场略低于均分，东南热点的X射线发射可以通过自同步康普顿和逆康普顿发射的组合成功地再现。
2004-09-15 astro-ph
Simulated synchrotron and Inverse Compton emission from Pulsar Wind Nebulae
我们提出了一套完整的诊断工具，旨在复制合成非热（同步加速器和/或逆康普顿，IC）发射率，综合通量能量，偏振和光谱指数模拟地图相比，观察。用激波捕获程序求解了含时相对论磁流体动力学（RMHD）方程组，并计算了最大粒子能量的演化。脉冲星风星云（PWNe）的应用。
2007-10-03 astro-ph
Relativistic Kinetic Equation for Induced Compton Scattering of Polarized Radiation
从量子Liouville方程出发，导出了描述极化光子与电子通过康普顿散射相互作用的密度矩阵的时间演化和空间依赖性的相对论动力学方程.考虑了诱导散射和不相容原理。Bogoliubov方法是在量子电动力学的框架中使用的。极化辐射被非极化电子散射的方程被认为是一个特殊的情况下，并重新制定的斯托克斯参数。同时导出了散射振幅和散射截面的表达式。
2001-08-22 astro-ph
Inverse-Compton emission from the lobes of 3C 353
现在已经在大量的天体中发现了X射线辐射，这是由于在强大的射电星系叶中电子对微波背景光子的逆康普顿散射。将波瓣X射线发射的逆康普顿模型与从无线电同步辐射获得的信息相结合，提供了一种约束电子数量和磁场能量密度的方法，这不能单独使用无线电数据来实现。使用六个频率的新的和存档的无线电数据和新的XMM牛顿观测的Fanaroff & Riley II类射电星系3C 353，我们发现，逆康普顿发射检测到在这个源的射电瓣的水平与在其他对象中看到的一致。我们认为，在较亮的东瓣的X射线/射电比的变化需要位置变化的磁场强度。我们还研究了X射线核和集群，Zw 1819.1-0108，空间和光谱。
2008-01-28 astro-ph
Anisotropic inverse Compton scattering in radio galaxies and particle energy distribution
在这次演讲中，我们简要回顾了射电星系和类星体叶核光子的逆康普顿（IC）散射。我们集中在钱德拉天文台测试这个模型的可能性，并通过测量由这种效应产生的X射线通量来约束电子能量分布。我们还讨论了强射电星系中核光子IC散射的证据。
2000-10-31 astro-ph
Compton Electrons and Electromagnetic Pulse in Supernovae and Gamma-Ray Bursts
当伽马射线从中心源发出时，它们可能在周围物质中经历康普顿散射。由此产生的康普顿散射电子辐射。这种康普顿电子的相干辐射发生在地球大气层上方的核爆炸之后。康普顿电子流产生的不稳定性中的粒子加速可以解释SN 1998 bw的射电辐射。对于超新星和伽马射线暴，人们提出了相干辐射的界限;这些界限非常高，但不知道这些物体中是否存在相干辐射。
1999-08-19 astro-ph
Probing Pulsar Winds Using Inverse Compton Scattering
我们研究了旋转驱动双星中电子和正电子在无激波风中的逆康普顿散射效应。这个过程可以散射低能目标光子，产生能量从MeV到TeV的伽马射线。射电双星PSR B1259-63和PSR J 0045 -73都在明亮的主序星周围的近偏心轨道上，提供了巨大的低能目标光子密度。逆康普顿散射过程将动量从脉冲星风转移到散射的光子，因此提供了一个阻力，这往往会使脉冲星风减速。我们提出了详细的计算动力学的脉冲星风正在进行逆康普顿散射，表明PSR B1259-63的风的减速由于“逆康普顿阻力”是小的，但这个过程可能会限制风PSR J 0045 -73之前，它达到压力平衡与流出的伴星。我们计算了PSR B1259-63产生的逆康普顿发射的光谱和光变曲线，并表明，如果脉冲星风星云的大小与双星分离相当，那么来自未受冲击风的伽马射线发射可能会被大气切伦科夫探测器或新一代星载伽马射线探测器（如INTEGRAL和GLAST）探测到。因此，这一机制可能提供了一个直接探测脉冲星风自由膨胀区域的方法，以前人们认为这是不可见的。
1999-08-18 astro-ph
Testing the beamed inverse-Compton model for jet X-ray emission: velocity structure and deceleration?
通过考虑一个小样本的核心占主导地位的射电响亮的类星体与X射线喷流，我表明，如以前已经被其他人认为，观察需要批量喷流减速，如果所有的X射线发射是被广泛采用的波束逆康普顿模型来解释，并认为，即使在这些强大的对象喷流必须有速度结构，以协调其无线电和X射线属性。然后，我认为，减速模型有几个严重的弱点，并讨论替代模型的可行性下降的X射线/无线电比作为一个功能的位置。虽然喷流的逆康普顿散射是一个必需的过程，而且在高红移时必须占主导地位，但对附近一些研究充分的天体的X射线发射采用另一种模型可以大大减轻这些观测对波束逆康普顿模型造成的一些问题。
2005-12-01 astro-ph
Importance of Compton scattering for radiation spectra of isolated neutron stars with weak magnetic fields
中子星大气层的涌现模型谱被广泛用于拟合观测到的不同类型孤立中子星的软X射线谱。研究了康普顿散射对弱磁场下热中子星（T_eff > 10^6 K）出射光谱的影响。为了计算模式大气的流体静力学和辐射平衡，我们解决了辐射传输方程与Kompaneets算子。我们计算了一组有效温度在1 - 5 * 10^6 K范围内的模型，具有两个表面重力值（log g = 13.9和14.3）和不同的化学成分。对于轻元素（H或He）模型大气，在高能（E > 5 keV）下，用康普顿散射计算的辐射谱比不用康普顿散射计算的辐射谱要柔和。康普顿效应在H模型大气和低表面重力模型中更为显著。最热（T_eff > 3 * 10^6 K）模型大气的出射光谱可以用硬度因子约为1.6 - 1.9的稀释黑体光谱来描述。康普顿散射在具有太阳丰富的重元素的模型中不太重要。
2007-02-15 astro-ph
Inverse Compton X-rays from the radio galaxy 3C 219
我们报告的结果，从钱德拉观测附近的强大的（z=0.1744）无线电星系3C 219。我们发现的证据，非热X射线发射的射电瓣，这符合相当好的组合逆康普顿散射的宇宙微波背景辐射和核光子与相对论电子的瓣。无线电同步加速器和IC发射之间的比较产生一个磁场强度显着低于（约3倍），在最低能量条件下计算的，然后源能量由相对论粒子占主导地位。
2003-02-25 astro-ph
Inverse Compton Scattering as the Source of Diffuse EUV Emission in the Coma Cluster of Galaxies
我们已经检验了这样一种假设，即后发座星系团中的大部分漫射EUV通量是由于低能宇宙线电子（0.16 < 0.31 GeV）对3K黑体背景的逆康普顿散射。我们提出的数据的EUV通量的二维空间分布，并表明这些数据提供了强有力的支持，为EUV通量的非热起源。然而，我们表明，这种发射不能通过外推到所观察到的同步辐射无线电发射电子的较低能量来产生，并且需要低能宇宙射线电子的额外成分。
1998-04-28 astro-ph
Importance of Compton scattering to radiation spectra of isolated neutron stars
考虑康普顿散射，计算了低磁场孤立中子星的模型大气。计算了有效温度为1，3和5 MK，两种表面重力log（g）值（g = 13.9和14.3）和不同化学成分的模型。在高能量（E > 5 keV）条件下，对于热（T_eff > 1 MK）的氢氦大气，用康普顿散射计算的辐射谱比用汤姆逊散射计算的辐射谱要柔和。康普顿散射对低表面引力的氢模型更有意义。最热（T_eff > 3 MK）模式大气的出射光谱可用硬度因子约为1.6 - 1.9的稀释黑体谱描述。康普顿散射对于太阳有大量重元素的模型不太重要。
2006-12-22 astro-ph
Size-Luminosity scaling and Inverse Compton Seed Photons in Blazars
我们目前的初步结果，我们的工作耀变体统一。我们假设所有的耀变体都有一个宽线区域（BLR），并且BLR的大小与源的功率成比例，其方式类似于通过无线电宁静活动星系核（AGN）中的混响映射得出的。使用自洽发射模型，包括粒子加速，我们表明，根据这种缩放，在弱源，如MKN 421，逆康普顿（IC）散射损失占主导地位的同步自康普顿散射（SSC），而在强大的源，如3C 279，他们占主导地位的外部康普顿（EC）散射的BLR光子。在与其他工人的协议，我们表明，即使在强大的来源，主要是由EC散射，硬X射线发射是由于SSC。最后，我们表明，这种缩放再现以及所观察到的序列blazar性质与光度。
2000-10-09 astro-ph
Compton scattering of polarized radiation in two phase accretion disks in active galactic nuclei
本文给出了极化辐射在吸积盘上方日冕中康普顿散射的辐射转移计算结果。日冕具有平面平行的几何形状，并被假定为具有固定温度的均匀的。我们采用Feautrier方法来计算辐射转移，包括完整的相对论，极化康普顿再分配矩阵。这使我们能够探索广泛的参数空间，特别是大的光学深度和/或低电晕温度，迭代散射方法是非常低效的。与汤姆逊散射相比，康普顿散射通常对无特征光谱产生较小的偏振。线和边缘附近产生不同的极化频率依赖模式，可用于诊断电晕。我们讨论的物理引起这些结果。康普顿散射可以在总通量中涂抹掉莱曼边缘，同时产生偏振的大幅增加。这可能有助于解释在莱曼极限附近观察到的一些类星体极化的急剧上升。
1997-12-04 astro-ph
The X-Ray Jet of PKS 0637-752: Inverse Compton Radiation from the Cosmic Microwave Background ?
我们认为，钱德拉探测到的PKS 0637-752的100千秒差距尺度喷流的X射线辐射是通过宇宙微波背景（CMB）的逆康普顿散射产生的。我们分析了射流的物理状态，并表明逆康普顿散射从CMB是一致的均分为一个中等的光束的排放，多普勒因子δ ~10。喷流传输的能量与其他强大的耀变体相似，Lj~10^{48} erg/s，喷流的辐射效率较低。电子的辐射冷却时间是几千年，与结的大小相适应。电子分布的低能量截止被约束为gamma_min~10，这是从光谱考虑的第一个这样的约束。对SSC模型的并行分析产生了远不合理的物理条件。
2000-07-28 astro-ph
XRF 050406 late-time flattening: an inverse Compton component?
我们调查的X射线余辉的XRF 050406的逆康普顿（IC）发射的可能证据。在标准火球模型的框架下，我们展示了在同步加速器加集成电路的情况下，当集成电路的峰值频率穿过X射线波段时，X射线光变曲线在10^{4} s和10^{6} s之间观察到的晚期平坦现象是如何被解释的。因此，我们的结论是，IC组件以上的同步加速器在后期的出现成功地解释了这些X射线观测。
2007-01-08 astro-ph
Observational Limits on Inverse Compton Processes in GRBs
逆康普顿（IC）散射是产生伽马射线暴瞬发伽玛射线的两种可行机制之一。集成电路需要低能量种子光子和相对论电子的人口，向上散射他们。同样的电子可以将伽马射线光子向上散射到TeV范围内的更高能量。使用目前的上限提示光发射，我们在这里表明，在一般保守的假设下，IC机制遭受“能源危机”。也就是说，IC将过度产生一个非常高的能量分量，它将携带比观察到的瞬发伽马射线更多的能量。我们的分析是一般性的，它没有对产生相对论电子布居的具体机制做出假设。
2009-01-15 astro-ph
Some Aspects of Inverse Compton Emission from 3K Background Photons
我们回顾了IC/3 K发射的历史和一些特点。我们讨论了观测策略，物理参数，可以直接或间接地从成功的检测，和不同的方法发现的磁场强度估计之间的差距。
2000-02-24 astro-ph
The Inverse-Compton And Extragalactic Components Of The Diffuse Gamma-Ray Emission
我们提出的光谱的逆康普顿和河外成分的高能量伽玛辐射的基础上，在银河系高纬度地区的发射分析（$\vert$ b $\vert$ $\geq$ $30°$）。我们相关的伽马射线强度与模型组成的各向同性组件，一个组件成比例的408 MHz的同步辐射，和一个组件成比例的原子氢（H I）柱密度与不同的发射率在八个银河系的八分圆。与H I柱密度相关的伽马辐射的光谱表明，该组分起源于宇宙射线/物质相互作用。产生408 MHz射电连续辐射的宇宙射线电子也通过与星际光子的逆康普顿相互作用产生伽马辐射。通过将伽马辐射与408 MHz连续谱相关联，我们测量了IC发射的光谱和绝对强度。各向同性分量给了我们河外伽马辐射的光谱和强度。我们讨论河外光谱的解释。
1995-12-06 astro-ph
The radiative transfer equations for Compton scattering of polarized low frequency radiation on a hot electron gas
我们推导出描述极化辐射如何被热电子气康普顿化的方程。低频被认为是，和方程扩展到二阶电子速度。诱导散射条款包括和麦克斯韦速度分布的电子被假定。本文还考虑了轴对称辐射场的特殊情况，得到了相应的辐射转移方程，从而纠正了已有的转移方程中的错误。将其推广到运动的电子气中，将辐射转移方程推导到气体速度的二阶方程。我们使用的方程来研究极化的Sunyaev-Zeldovich效应。
1999-01-07 astro-ph
Shock geometry and inverse Compton emission from the wind of a binary pulsar
PSR B1259-63是一颗47毫秒的射电脉冲星，具有高自旋光度，它围绕一颗明亮的伴星运行在一个近距离、高偏心率的3.5年轨道上。这个双星系统可能是一个可探测的硬伽马射线源，它是由来自B2 e恒星SS 2883的光子被脉冲星风中的电子和正电子逆康普顿散射而产生的。这颗恒星在脉冲星附近提供了巨大密度的可见光子，特别是在近星点附近的时期。我们计算了脉冲星风的未受冲击区域的发射，假设它终止于一个冲击，在那里它与同伴的风达到压力平衡。从激波终止风的逆康普顿辐射的光谱和光变曲线进行了比较与那些为一个unterminated风。如果脉冲星的风比伴星的风弱，风的终止会降低逆康普顿通量，特别是在近星点附近。终端激波的几何形状具有降低近星点周围伽玛射线光变曲线的不对称性的效果，这种不对称性是由于散射角的不对称变化而产生的。
2000-11-16 astro-ph
Is the High-Energy Emission from Centaurus A Compton-Scattered Jet Radiation?
我们考虑是否从半人马座A发射的硬X射线和软伽马射线是来自活动核的光束辐射，它是康普顿散射到我们的视线。我们推导出散射辐射的光谱和偏振度时，入射光束的辐射是从一个冷（$kT<<m_ec^2$）电子云沿喷流轴的相对论运动的散射，并计算结果的非偏振，高光束入射幂律光子源。我们用这个模型拟合了半人马座A的OSSE数据，发现如果散射体不是相对运动的，那么喷流相对于我们视线的角度是$61^\circ\pm 5^\circ$。我们预测的高度极化的散射辐射低于$\sim300$ keV。未来使用X射线和伽马射线偏振仪的测量可以用来限制或排除这种情况。
1994-02-18 astro-ph
An inverse Compton scattering (ICS) model of pulsar emission: II. frequency behavior of pulse profiles
脉冲轮廓的形状，特别是它们相对于观测频率的变化，对于理解类星体的发射机制是非常重要的，而以前没有尝试解释复杂的现象。本文在Qiao（1988）和Qiao & Lin（1998）提出的逆康普顿散射（ICS）模型的框架下，对积分脉冲轮廓及其频率演化进行了理论模拟。利用ICS模型的“束频图”预测的脉冲分量的相位位置，我们提出了高斯拟合的多频脉冲轮廓的一些雷达。结果表明，该模型可以再现所观察到的脉冲轮廓的各种类型的频率演化行为。
2001-09-01 astro-ph
The luminous X-ray hotspot in 4C 74.26: synchrotron or inverse-Compton emission?
我们报告发现了一个X射线对应的南部无线电热点的最大的已知射电类星体4C 74.26（其红移为z=0.104）。XMM-牛顿和钱德拉的图像都揭示了X射线热点和MERLIN成像的无线电热点之间相同的显著（10角秒，即19千秒差距）偏移。X射线发射的峰值可能是由于同步加速器或逆康普顿发射。如果是同步辐射，热点代表粒子加速的位置，而偏移量则来自于表现出Scheuer的“牙医钻头”效应的射流，或者是一个动量小于周围鞘的快速脊柱，这就产生了无线电热点。如果发射是由逆康普顿过程产生的，那么它一定是减速相对论流中CMB的逆康普顿散射，这意味着喷流在至少800 kpc的距离上是相对论的（γ>= 2）。我们的分析，包括来自利物浦望远镜的光学数据，排除了X射线发射的背景活动星系核，并证实了其作为热点的性质，使其成为迄今为止探测到的最明亮的X射线热点。
2007-07-13 astro-ph
Inverse Compton Origin of the Hard X-Ray and Soft Gamma-Ray Emission from the Galactic Ridge
最近重新测定的非热成分的硬X射线，软伽马射线发射的银河脊，使用SPI仪器的国际伽玛射线天体物理实验室（INTEGRAL）天文台，被证明是很好地再现为逆康普顿发射的星际介质。宇宙射线的初级电子、次级电子和正电子都对辐射有贡献。该预测使用GALPROP模型，并包括对星际辐射场的新计算。这可能会解决一个长期存在的发射起源之谜，并可能打开一个新的窗口银河宇宙射线。
2008-04-10 astro-ph
Heating and Cooling of Hot Accretion Flows by Non Local Radiation
我们考虑非局部效应时产生的辐射在一个半径的吸积盘通过康普顿散射加热或冷却气体在其他半径。我们讨论三种情况：1。对流主导流动的内部区域的辐射：中等半径处的康普顿冷却气体和大半径处的康普顿加热气体。2.来自外部薄吸积盘的软辐射康普顿冷却内部的一个或两个温度的热流。3.来自内部薄吸积盘的软辐射康普顿冷却周围单温流中的热气体。我们描述了以前的结果是如何修改这些非本地的相互作用。我们发现，康普顿加热或冷却的气体中发出的辐射的内部区域的热流是不重要的。同样，当冷流到热流的转变发生在半径大于某个最小值$R_{tr,min}$时，来自外部薄盘的软光子的康普顿冷却可以忽略不计。然而，如果热气流终止于$R < R_{tr,min}$，非局部冷却是如此强烈，以至于热气体在失控过程中被冷却到薄盘配置。在薄盘周围的热的一个温度流的情况下，我们发现，康普顿软辐射冷却占主导地位的局部冷却的热气$\dot{M} \gsim 10^{-3} α\dot{M}_{Edd}$，和$R \lsim 10^4 R_{Schw}$。因此，最大吸积率对流为主的一个温度的解决方案存在，减少了一个因素的$\sim 10$，相比，当地的能量平衡的假设下计算的值。
1997-01-08 astro-ph
Recent developments of inverse Compton scattering model of pulsar radio emission
为了理解Rankin（1983）和Lyne和Manchester（1988）从观测中发现的核心和锥状辐射，人们做了许多理论上的努力。其中之一，称为逆康普顿散射（ICS）模型（乔林1998）已被提出。在模型中发现：存在中心或“核心”发射光束，以及一个或两个空心圆锥发射光束;不同的发射分量在不同的高度发射;由于不同高度发射的辐射分量不同，观测到的发射光束会因延迟和像差效应而相互偏移;发射分量的大小随频率变化。该模型的最新进展包括：模拟不同频率下的脉冲轮廓;研究强磁场中逆康普顿散射的基本极化特性;计算核和锥的极化和光谱。还提出了一个新的分类系统。模型计算的主要结果与观测结果基本一致。
1999-11-13 astro-ph
A Thermal-Nonthermal Inverse Compton Model for Cyg X-1
利用蒙特卡罗方法模拟软光子的逆康普顿散射，我们模拟银河系黑洞候选者天鹅座X-1的光谱，它显示了一个非热尾延伸超过几百keV的证据。我们假设一个特设领域的轻子，其能量分布由麦克斯韦加上高能量幂律尾，并注入0.5千电子伏的黑体光子。光谱数据被用来约束非热等离子体分数和幂律指数假设一个合理的麦克斯韦温度和汤姆逊深度。需要一小部分但不可忽略的非热轻子来解释幂律尾。
1997-07-01 astro-ph
On the formation of energy spectra of synchrotron X-rays and inverse Compton gamma-rays in binary systems with luminous optical stars
本文研究了电子在同步辐射和逆康普顿（IC）散射作用下产生的宽带能谱。IC冷却从汤姆逊区到克莱因-西名区的过渡的效果在辐射密度主导磁场密度的环境中可以是非常显著的。我们讨论了这种效应的影响，形成的同步辐射和IC辐射组件的TeV电子在二元系统非常明亮的光学恒星。例如，在PSR B1259-63/SS 2883中脉冲星的风终止激波或微类星体的喷流中可以实现这种情况。计算是基于精确的微分康普顿截面的玻尔兹曼方程的解决方案。
2005-03-23 astro-ph
Inverse-Compton emission from the lobes of 3C353
分析射电强活动星系的射电同步辐射和X射线逆康普顿辐射，可以确定它们的粒子加速过程和电子能谱。以前的研究已经提供了新的约束的总能量预算和强大的射电星系和类星体的粒子含量;然而，在大多数情况下，在X射线源太微弱，以获得空间信息。我们目前的档案和新的多频无线电观测从VLA和GMRT，和XMM牛顿观测明亮的FRII射电星系3C 353，它位于边缘的X射线发光集群Zw 1718.1-0108。X射线观测同时探测到来自射电星系叶的逆康普顿辐射和来自团内介质热相的热辐射。我们讨论了粒子能谱的性质作为在叶的位置的函数，以及合并集群的属性。
2007-07-13 astro-ph
Comptonization and reflection of X-ray radiation and the X-ray-radio correlation in the chi-states of GRS 1915+105
我们提出了一个全面的X射线研究四年的点RXTE观测GRS 1915+105在卡状态。我们解释的行为的硬幂律尾谱来自逆康普顿散射的软磁盘光子上的热为主的混合日冕以上的吸积盘。GRS 1915+105显示出强烈的、可变的反射振幅。与其它BHC星系和Seyfert星系一样，在2.25 GHz和15 GHz的射电通量与反射率的幂律斜率相关，揭示了外流物质与χ态康普顿化区之间的联系。
2002-10-06 astro-ph
Inverse Compton Emission of TeV Gamma Rays from PSR B1259-63
我们推导出光变曲线的硬伽马射线发射，在能量高达几个TeV，预计从独特的脉冲星/Be星双星系统PSR B1259-63。这是我们银河系中唯一一个已知的无线电脉冲星围绕主序星运行的系统。我们发现，逆康普顿发射的电子和正电子在冲击脉冲星风，散射目标光子从Be星，产生的硬伽马射线通量，应高于目前的大气切伦科夫探测器的灵敏度阈值。此外，我们预测，通过这种机制产生的硬伽马射线的通量与轨道相位的特征变化，应该是可观察到的，这是不期望从任何其他机制。
1998-08-12 astro-ph
An inverse Compton scattering (ICS) model of pulsar emission: III. polarization
最近，乔和他的合作者提出了一个逆康普顿散射（ICS）模型来解释射电辐射。本文研究了该模型下脉冲星辐射的偏振特性。首先，利用低频近似，导出了单电子在强磁场中逆康普顿散射波的解析振幅。我们发现，单个相对论电子散射间隙火花产生的"低频波“的向外无线电发射应该是线性偏振的，根本没有圆偏振。然而，考虑到来自一束电子的发射的相干性，我们发现来自发射束的内部部分的出射辐射，即，从较低的发射高度，更喜欢具有圆偏振。计算机模拟结果表明，ICS模型可以再现脉冲中心附近圆极化方向反转、线极化位置角摆动呈S形、圆锥分量线极化较强等极化特性。
1999-11-15 astro-ph
Inverse Compton scattering model for gamma-ray production in Mev blazars
本文提出，只要吸积盘的内外结构不同，就可以用以前发展的吸积盘辐射的外康普顿化模型来解释所谓的“MeV耀变体”的光谱。在不同的最大能量下，内部几何厚盘和外部几何薄盘中的逆康普顿损失使电子加速饱和，这导致出现两个光谱分量，一个在MeV能量范围内强烈达到峰值，第二个是通过GeV能量范围延伸的幂律类型。在这样一个简单的几何模型计算的光谱，是在一个很好的协议与观测的MeV blazar PKS 0208 -512。他们是一致的瞬态外观的一个强大的MeV峰值，在EGRET能量范围内的幂律谱，并在高能量的可能的截止。
1997-11-17 astro-ph
Disentangling the synchrotron and Inverse Compton variability in the X-ray emission of the intermediate BL Lac object S5 0716+71
在X射线波段同时探测中间BL Lac天体的同步加速器和逆康普顿（IC）发射的可能性为同时研究这些源的射流中电子分布的低能和高能尾部提供了独特的机会。我们试图解开的X射线光谱的变化特性的低，高能量端的同步加速器和逆康普顿发射的中间BL Lac对象S5 0716+71。我们进行了光谱，时间和互相关分析的数据从一个长的XMM牛顿指向S5 0716+71，我们比较了我们的研究结果与以前的结果从过去的X射线观测。在XMM曝光过程中检测到强烈的变异性。同步加速器和逆康普顿分量都被发现在小时的时间尺度上变化，这意味着发射区域的大小为$R\la 0.7δ/(1+z)$光小时。同步辐射被发现在耀斑活动期间占主导地位，遵循一种越亮越难的趋势。在不同能带的变化之间观察到紧密的相关性。软和硬X射线光变曲线之间的时间滞后的上限是几百秒的量级。
2006-07-24 astro-ph
The synchrotron-self-Compton radiation accompanying shallow decaying X-ray afterglow: the case of GRB 940217
伽马射线暴（GRB）的高能辐射（>数十MeV）为理解GRB的物理过程提供了重要线索，它可能与GRB的早期余辉有关。在大约一半的{ \it Swift}伽马射线暴X射线余辉中，我们很好地探测到了一个浅下降相。广泛考虑的解释涉及到一个显着的能量注入和可能的时间演变的冲击参数（S）。这项工作我们计算了这样一个外部前向激波的同步自康普顿（SSC）辐射，并表明它可以解释众所周知的长期高能量（即，GRB 940217的余辉。我们认为，Swift和GLAST的合作将有助于揭示伽玛暴的性质。
2007-02-05 astro-ph
The inverse Compton catastrophe and high brightness temperature radio sources
当同步加速器亮度温度超过阈值（通常估计为10^{12} K）时，逆康普顿灾难的发生似乎与观测相矛盾，因为：（i）几个日内可变射电源大大超过阈值，但没有观察到逆康普顿发射，（ii）强大，已知角大小的河外射电源似乎不会聚集在预测的最大亮度温度附近。我们重新检查的参数空间可用于同步辐射源使用人口的单能电子，为了看看是否修订的阈值温度与数据一致。电子分布和人口的每一代散射光子计算空间平均方程。我们证实了我们以前的发现，本征亮度温度T_{\rm B} ~10^{14} K可以发生没有灾难性的冷却。我们表明，无论是在短暂的解决方案或解决方案，平衡损失与强大的加速机制，不能实现显着更高的温度。根据观测频率，我们发现强冷却可以设置在一个范围内的阈值温度和粒子和磁场能量之间的均分的附加约束的实施是没有保证的数据。假设单能电子分布近似于某一洛伦兹因子γ_{min}以下的截断电子分布，解决了与逆康普顿灾变相关的几个理论难题，包括上面提到的那些。
2006-11-21 astro-ph
An eigenfunction method for the comptonisation problem. Angular distribution and spectral index of radiation from a disk
我们提出了一个半解析的方法来解决玻尔兹曼方程描述的comptonisation的低频输入光子的热分布的电子在汤姆逊极限。我们的工作是基于Titarchuk和Lyubarskij（ApJ 450（1995）876）的问题的制定，但通过容纳任意各向异性的源函数扩展他们的治疗。为了实现这一点，我们扩大的积分/微分本征值问题的本征函数定义的谱指数comptonised辐射的勒让德多项式和切比雪夫多项式。由此产生的代数本征值问题，然后通过数值方法解决，产生的光谱指数和完整的角度和空间依赖的特定辐射强度。对于一个薄的等离子体盘（τ_0 < 1），辐射沿盘表面被强烈地准直-对于光学厚度τ_0 = 0.05，沿盘表面的辐射强度大约是沿法线方向的10倍，并且仅随电子温度轻微变化。我们的光谱指数的结果证实了Titarchuk和Lyubarskij在很宽的电子温度和光学深度范围内的结果;我们发现的最大差异大约是10%，并且发生在低光学深度处。
1996-12-18 astro-ph
Study of the synchrotron and inverse Compton radiations of relativistic jets in GRS 1915+105
对膨胀磁化云的同步辐射的详细计算与最近发现的银河系微类星体GRS 1915+105观测到的射电耀斑的时间和光谱演化进行了比较，对相对论等离子体团的模型参数施加了很强的约束。对喷出物的无线电监测的数据不仅能够明确确定两个分量的方位角和传播速度，而且还包含关于用于加速电子的能量源的重要信息，特别是可以区分弓形激波供电的等离子体团和磁化相对论风供电的等离子体团的情况。在同步辐射自康普顿模型的框架内，计算了同步辐射硬X射线和GeV/TeV逆康普顿γ射线的通量，讨论了这些高能光子的正探测或通量上限对GRS 1915+105参数的限制.
1997-06-06 astro-ph
The Crab nebula: Linking MeV synchrotron and 50 TeV inverse Compton photons
脉冲星风驱动的同步加速器星云为脉冲星风和周围介质的连接提供了独特的视角。蟹状星云特别适合于对不同发射区的详细研究。从观测到的同步辐射超过MeV的能量推断，螃蟹是一个独特的和极端的加速器。在同步加速器/逆康普顿辐射模型的框架中，能量超过$10^{15}$ eV的电子通过逆康普顿散射产生10-50 TeV的辐射，最近已经用地面伽马射线望远镜的HEGRA系统观测到。在这里，我们讨论了INTEGRAL和地面伽马射线望远镜所覆盖的两个能带的密切关系。尽管在两个能带中缺乏足够的空间分辨率来分辨发射区域，但是在两个能带中的通量测量的相关性将允许约束发射区域的结构。发射区预计是一个非常紧凑的区域（由电子的寿命限制）附近的脉冲星风的终端冲击。我们扩展了以前的模型计算星云的发射，包括一个额外的紧凑的非热发射区最近检测到在毫米wavelength.The整体良好的协议，这个模型与数据约束额外的发射过程（离子在风中，逆康普顿从未受冲击的风）是没有什么相关性。
2004-07-06 astro-ph
Extreme Ultraviolet Emission from Clusters of Galaxies: Inverse Compton Radiation from a Relic Population of Cosmic Ray Electrons?
我们认为，最近在星系团中观测到的极紫外（EUV）辐射是低能宇宙线电子对团内介质中宇宙微波背景（CMB）辐射的逆康普顿（IC）散射。宇宙射线电子的洛伦兹因子为γ ~ 300，并且主要通过发射EUV辐射而损失能量。这些粒子的寿命与哈勃时间相当;因此，这些电子可能代表了星团历史上非热活动产生的宇宙射线的残余种群。IC模型自然地解释了观察到的EUV与X射线发射的比率随团簇半径的增加而增加。宇宙射线电子所需的能量一般是团内气体热能含量的1- 10%。我们认为宇宙线电子可能是由星系中的超新星、射电星系或团内激波中的粒子加速产生的。
1997-12-03 astro-ph
Inverse Compton gamma-ray models for remnants of Galactic type Ia supernovae?
我们从理论上和唯象上研究了Ia型超新星SN 1006、第谷超新星SN和开普勒超新星SN的残余物的γ射线发射是否可以仅仅是电子加速的结果。观测到的三个残留物的同步辐射光谱被用来确定作为假设的磁场强度的函数的非热电子的平均动量分布。然后计算了宇宙微波背景光子场中的逆康普顿发射光谱，并与这些源的甚高能γ射线通量的现有上限进行了比较。结果表明，预期的星际磁场大大高估甚至这些伽马射线的上限。只有相当强的放大磁场才能与如此低的伽马射线通量兼容。然而，这将需要加速的核粒子的强分量，其能量密度大大超过同步加速器电子的能量密度，与核粒子和电子的现有理论加速模型兼容。尽管定量的论证过于简单，但它们似乎排除了过于简单的现象学主张，而支持这些源的逆康普顿伽马射线场景。
2008-09-15 astro-ph
Heating of gas inside radio sources to mildly relativistic temperatures via induced Compton scattering
强河外源发射的低频同步辐射的亮度温度测量值达10^11- 10^12 K。如果在这样的源中存在一定量的非相对论电离气体，那么它应该由于辐射的感应康普顿散射而被加热。如果这种加热被相同射电辐射的逆康普顿散射引起的冷却所抵消，则等离子体可以被加热到温和的相对论温度kT~10- 100 keV。稳态电子速度分布可以是相对论性麦克斯韦分布或准麦克斯韦分布（高速尾被抑制），这取决于库仑碰撞和其他弛豫过程的效率。我们推导出几个易于使用的近似表达式的轻度相对论性的电子在各向同性辐射场中的诱导康普顿加热率，以及电子的稳态分布函数和温度。我们还给出了积分动力学方程的内核的解析表达式（一个作为散射角的函数，另一个用于各向同性辐射场的情况下），它描述了在热等离子体中诱导康普顿散射引起的光子在频率上的重新分布。这些表达式可以在参数范围hnu<< kT<~ 0.1mc^2内使用（Sazonov，Sunyaev，2000中早期发表的公式不太准确）。
2001-03-15 astro-ph
Compton Sailing and Strong Polarization
注意，与足够超爱丁顿的、径向梳状的光子通量接触的物质的表面层通常达到相对论性惯性状态，由此辐射不会加速物质。从这一层散射的辐射最有可能沿着物质的速度矢量被观察到，在那里它将被最强烈地极化。
2004-05-24 astro-ph
Inverse Compton Scenarios for the TeV Gamma-Ray Emission of the Galactic Centre
在辐射主导的环境中，如在银河系中心发现的，在克莱因-西名制度中，超相对论电子的强烈康普顿冷却可能会导致与同步加速器冷却产生的电子光谱完全不同的电子光谱。我们探讨这些影响和它们对X射线和伽马射线光谱产生的电子加速器在这个地区相比，在我们的银河系的其他地方。我们讨论了新发现的脉冲星风星云G 359.95-0.04的宽带辐射，以及该X射线源与TeV伽马射线源HESS J1745-290的可能关系。最后讨论了银河系中心积分源IGR J1745.6-2901与TeV辐射的可能关系。
2007-01-23 astro-ph
Chandra detects inverse Compton emission from the radio galaxy 3C 219
我们报告的结果，从{ \it钱德拉}观测的强大的附近（z=0.1744）的射电星系3C 219。我们发现的证据，非-热X射线发射的射电瓣，符合相当好的组合IC散射的CMB和核光子。无线电同步加速器和IC通量之间的比较产生的磁场强度显着低于（$\sim 3$）比在最低能量条件下计算的，然后大部分的能量与相对论粒子。
2002-02-20 astro-ph
The Inverse Compton Emission Spectra in the Very Early Afterglows of Gamma-Ray Bursts
我们计算的伽马射线暴（GRB）冲击时产生的相对论喷出物遇到外部星际介质，假设一个破碎的幂律近似的同步加速器种子光谱的逆康普顿（IC）排放的光谱。考虑了4种离子碰撞过程，包括伽玛暴正向和反向激波中的同步自康普顿（SSC）过程，以及两种离子碰撞组合过程（正向激波中反向激波光子对电子的散射和反向激波中正向激波光子对电子的散射）。我们发现，从反向冲击SSC的排放占主导地位的其他排放过程中的能量带从几十兆电子伏到几十个GeV的，为一个广泛的冲击参数。这种机制可能是高能伽玛射线实验望远镜（EGRET）探测到瞬发高能伽玛射线的原因。然而，在TeV的能量带，组合IC排放和/或SSC排放的正向冲击变得越来越占主导地位的冲击电子的适度陡峭的分布。
2001-04-07 astro-ph
Testing the inverse-Compton catastrophe scenario in the intra-day variable blazar S5 0716+71: II. A search for intra-day variability at millimetre wavelengths with the IRAM 30 m telescope
我们报告的BL Lac对象S5 0716+71在86 GHz和229 GHz的IRAM 30米望远镜在一个协调的宽谱带运动，集中在2003年11月10日至16日的INTEGRAL观测密集的时间采样极化通量密度监测。我们的目标是寻找逆康普顿“灾变”的特征。在86 GHz，利用一种新的校准策略，我们达到了1.2%的磁通密度测量的相对均方根精度。在此频率下，S5 0716+71没有日内变化，但在前4个观测日内有显著的日间变化，通量密度增加了34%，这不能用源外原因来解释。S5 0716+71的86 GHz线性极化分数异常大，为15.0 ± 1.8%。86 GHz时线性极化的日间变化，显著性水平>~95%; sigma_P/<P>=15%，sigma_chi=6 °，也被观察到。根据同步加速器转换频率（~86 GHz）下的辐射变化，我们计算出红移为0.3时的视亮度温度T_B，app> 1.4 × 10^14 K，这超过了逆康普顿极限两个数量级。在多普勒因子δ> 7.8的条件下对T_B，app作相对论修正，使观测到的亮温降到逆康普顿极限。通过比较86 GHz同步加速器通量密度和INTEGRAL观测获得的同步加速器自康普顿通量密度的上限，得到了δ> 14.0的更精确的下限。这种高多普勒因子的发射的相对论性波束解释了INTEGRAL没有检测到“灾难性的”逆康普顿雪崩。
2006-06-02 astro-ph
The effect of triplet production on pair-Compton cascades in thermal radiation
我们计算了通过热辐射电磁级联产生的光子光谱，并研究了在这些级联中包括三重态产生的后果。我们假设级联是一维的，我们发现，这种近似是合理的，在目前的工作与温度小于$10^{-3} mc^2$的热辐射。结果得到单能和幂律的主要光谱，并为各种路径长度。我们发现，三重态的生产是特别重要的电子-光子级联通过热辐射时，初级能量超过$10^5 m^2c^4/kT$的传播在小的路径长度。三重态产生的重要性随着路径长度的增加而降低，并且它对饱和级联没有影响。
1994-04-28 astro-ph
Synchrotron and Inverse Compton Variability in the BL Lacertae object S5 0716+714
我们报告的BL Lac对象S5 0716+714在协调BeppoSAX和光学观测在1996年和1998年检测到的不同光谱分量的强度变化。同步辐射和逆康普顿发射之间的过渡已被清楚地检测到尖锐的X射线光谱断裂在2-3千电子伏左右的两个场合。在BeppoSAX号卫星第二次瞄准期间发现了相关的光学和软X射线可变性，当时可以安排密集的光学监测。硬（康普顿）组件之间的两个观察改变了一个因素2，但在每次曝光保持稳定。在事件的快速变化S5 0716+714表现出光谱陡峭的强度，很少观察到的行为在BL湖泊。我们将这些发现解释为同步加速器峰值发射从IR/光学波段向更高能量转移的可能后果，导致同步加速器尾部随着源变亮越来越多地推入软X射线波段。
1999-09-14 astro-ph
On The Synchrotron Self-Compton Emission from Relativistic Shocks and Its Implications for Gamma-Ray Burst Afterglows
本文研究了伽玛暴余辉中同步辐射光子与相对论电子的逆康普顿散射效应。我们计算了逆康普顿辐射的光谱，发现它可以在初始爆炸后的几个月甚至几年内主导余辉的总冷却速率。我们表明，存在强逆康普顿冷却可以推断出它的效果上的时间演化的冷却中断的同步辐射光谱组件，因此在光学和X射线余辉光曲线。然后，我们将展示如何的物理解释所观察到的同步加速器光谱的特性必须修改，以考虑到这个额外的冷却源，并给出了一个修改后的处方计算物理参数的特征扩展冲击波从所观察到的数量。我们发现，对于一组给定的观测值（同步辐射中断频率和通量），要么没有一致的物理解释，要么有两个。最后讨论了利用Chandra直接探测逆康普顿辐射的前景。我们认为，对于在密度相当大（n>1 cm^-3）的介质中爆炸的伽玛暴，这种探测是可能的。
2000-05-11 astro-ph
