Active Galactic Nuclei, Radio Jets and Acceleration of UHECRs
我们提出的活动星系核（AGN）的一般性质，并讨论了与这些对象的一小部分喷流的起源和结构。然后，我们解决的问题，粒子加速在高度相对论性的能量和限制的光度AGN喷流的起源UHECR。
2008-12-29 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Spiral Shocks in the Galactic Wind
研究了与滑动相互作用区（SIRs）有关的激波对银河风中宇宙线的加速。SIR类似于太阳风共转相互作用区域。我们银河系的螺旋结构导致了银河风流动的强烈不均匀性，并在50至100 kpc的距离形成SIR。由于螺旋模式的角速度与银河系自转的角速度不同，SIR并不与气体和磁场共转。结果表明，集体再加速的宇宙线粒子与电荷$Ze$在所产生的冲击合奏可以解释可观察到的宇宙线谱超越“膝盖”的能量的顺序为$10^{17}Z$ eV。对于再加速粒子，银河风终止激波起着反射边界的作用。
2004-01-19 astro-ph
Gamma-rays from Galactic Black Hole Candidates with Stochastic Particle Acceleration
我们考虑恒星质量黑洞周围等离子体中的随机粒子加速来解释银河系黑洞候选者超过1 MeV的发射。我们发现，对于某些参数制度，电子可以克服库仑损耗和加速超过热分布，形成一个新的人口，其分布是广泛的，通常不是幂律;分布的峰值能量由加速和冷却之间的平衡确定，粒子在它周围堆积。热辐射的逆康普顿散射（来自背景）和非热（由加速产生）粒子在原则上可以解释从黑洞候选者发射的硬X射线到伽马射线。本文给出了用OSSE和COMPTEL观测到的Cyg X-1和GRO J 0422在50 keV - 5 MeV区的模型拟合。
1996-02-06 astro-ph
Galactic Cosmic Rays from Supernova Remnants: II Shock Acceleration of Gas and Dust
这是分析银河宇宙线（GCR）组成和起源的系列论文中的第二篇（第一篇是astro-ph/9704267）。在这篇文章中，我们提出了一个定量模型的GCR起源和加速的基础上加速的混合物的星际和/或拱星气体和尘埃的超新星残余爆炸波。本文给出了一个非线性激波模型的结果，该模型包括：（i）星际气相离子的直接加速，（ii）带弱电荷的尘埃粒子与气体离子同时直接加速到100 keV/amu量级能量的简化模型，（iii）尘埃粒子与气体碰撞的摩擦能量损失，（iv）从加速的晶粒溅射难熔元素的离子，以及（v）将溅射的离子进一步冲击加速为宇宙射线能量。计算的GCR成分和光谱与观测结果符合得很好。
1997-04-30 astro-ph
In situ acceleration in the galactic center arc
对于银河系中心弧的非热射电辐射来说，原位电子加速是必要的。观测到的无线电频谱可以由相对论电子的输运方程来模拟，该输运方程包括由电场引起的粒子加速、由磁流体动力学湍流引起的通过散射的动量扩散和由同步辐射引起的能量损失。加速电场可以被认为是多重联事件的自然结果，由分子云和Arc区域之间的相互作用引起。的无线电频谱，甚至最近检测到的150 GHz的发射，明确起源于相互作用区域的分子云与磁化弧，可以解释的准单能分布的相对论电子与一个典型的能量约为10 GeV的加速随机分布的磁重联区。
2004-02-25 astro-ph
Possible relation between galactic flat rotational curves and the Pioneers' anomalous acceleration
我们考虑一个通用的最小修改的牛顿势，这是一个修改，只引入一个额外的尺寸参数。修改后的潜力取决于一个功能，其行为为大，小的距离可以被固定，以分别获得（i）银河系平坦的旋转曲线和（ii）一个普遍的恒定加速度独立的质量的相互作用的机构（先锋异常）。然后使用一个维度的参数，我们表明，塔利-费舍尔关系的最大旋转速度的螺旋星系如下，没有任何进一步的假设。这一结果表明，先锋异常加速和星系的平坦旋转曲线可能有一个共同的起源，在一个修改的引力理论。讨论了这些结果与修正牛顿动力学（MOND）的关系。
2006-08-02 astro-ph
Self-Consistent Particle Acceleration in Active Galactic Nuclei
采用活动星系核（AGN）的非热辐射主要是由于质子加速的假设，我们建立了一个简单的模型，其中的加速和损失的相互作用，可以一起研究的发射光谱的形成。加速过程假定为一阶Fermi型，活动星系核中心区域的质子分布以及注入的电子和光子由空间平均的动力学方程描述。各种相关的过程中占主导地位的三个物种被纳入方程。用于解决这些问题的技术，并提出了几个测试的数值实现。我们还提出了一个样本的时间依赖AGN模型中，光子突然出现的结果，反馈不稳定性和系统的发展到一个稳定的状态，在该系统中，它产生的光子的加速过程是饱和的自洽。该示例结合了约-1.7的X射线幂律指数以及在50至500 keV之间的能量处的断裂。
1994-09-19 astro-ph
Suzaku X-Ray Spectroscopy of a Peculiar Hot Star in the Galactic Center Region
我们提出了一个明亮的点状源在银河系中心区域的6.7 keV强度图朱雀研究的结果。我们从X射线成像光谱仪获得的光谱中检测到一条等效宽度约为1 keV的强FeXXV 6.7 keV线以及高电离Ar和Ca的发射线。整个光谱由一个高度吸收的（~ 2x 10 ^{23}cm^{-2}）薄热等离子体模型很好地描述，温度为3.8+/-0.6 keV，8 kpc时的亮度为~ 3x 10 ^{34} erg s^{-1}（2.0--8.0 keV）。的吸收，温度，光度，和6.7 keV线强度与存档的XMM-牛顿数据进行了确认。该源具有非常红色（J-KS=8.2等）的红外光谱能量分布（SED），该分布由~1000 K的黑体发射拟合，该黑体发射被~31等离子体的视觉消光衰减。高等离子体温度和大的X射线亮度与风-风碰撞沃尔夫-拉叶双星一致。SED的相似性的epsilon五重星系团成员的建议，源是一个WC型源。
2007-12-03 astro-ph
Particle acceleration by rotating magnetospheres in active galactic nuclei
研究了磁层旋转对带电粒子的离心加速作用，这种离心加速作用被广泛认为是活动星系核（AGN）中相对论性喷流现象的原因。在力的分析基础上，导出了径向加速运动方程，并在理想球形磁层假设下给出了解析解。我们表明，沿旋转磁场线向外移动的带电粒子的旋转能量增益是有限的，一般由（i）逆康普顿损失的磁盘中的磁层被锚定的辐射场和（ii）发生在附近的光柱的线上珠近似的故障。相应的最大洛伦兹因子的电子是几百的顺序为子爱丁顿条件被认为是典型的BL湖。在吸积率增加的活动星系核中，由于逆康普顿损失的增加，加速机制似乎几乎是无效的。
2000-05-24 astro-ph
Implications of Particle Acceleration in Active Galactic Nuclei for Cosmic Rays and High Energy Neutrino Astronomy
本文研究了射电静活动星系核（AGN）和射电强活动星系核中心区高能中微子和宇宙射线的产生。我们使用的模型中，质子加速发生在一个冲击的吸积流到一个超大质量黑洞，并遵循级联的结果，从加速质子的相互作用在AGN环境。我们利用这些结果估算了活动星系核产生的弥散高能中微子强度和宇宙线强度。我们讨论了我们的结果的背景下，正在建设的高能中微子望远镜，和宇宙射线的组成在该地区的"膝盖“的能谱在$\sim 10^7$ GeV的测量。
1994-05-10 astro-ph
Early Galactic Li, Be and B: Implications on Cosmic Ray Origin
古老的低金属量晕星的丰度对宇宙射线的起源有重大影响，需要从新鲜的超新星喷出物中加速。观测到的基本恒定的Be/Fe固定了每个SNII的Be产量，从而可以确定每个SNII提供给宇宙射线的能量。结果排除了贫金属ISM的加速，并有利于在星系演化的所有时代的宇宙射线具有相同的频谱和源组成的那些在当前时代的生产。个别超新星加速其自身的核合成产物和集体加速SN冲击的喷射物富集的物质在内部的超泡已被提出这样的起源。超新星加速效率对难熔金属约为2%，对所有宇宙射线约为10%。
1998-10-06 astro-ph
Optical Imaging and Spectroscopy of the Edge-On Sbc Galaxy UGC10043: Evidence for a Galactic Wind and a Peculiar Triaxial Bulge
我们提出了新的光学成像和光谱的奇特，边缘上的Sbc星系UGC 10043。B & R成像显示，UGC 10043的内部凸起垂直于主轴伸长。在较大的r，凸起的等照度线扭曲，成为扁圆形和近圆形，这表明凸起是三轴的。基于恒星和电离气体的运动学，没有明确的证据表明，无论是围绕其长轴或短轴的旋转。隆起的西南象限被一条平行于短轴的狭窄尘埃带环绕，可能是内极环的一部分。UGC 10043的星盘具有较低的光学表面亮度，较小的高度，轻微的积分符号翘曲，以及相对于外围盘倾斜的尘埃内部区域。UGC 10043中的HA和[NII]发射线分解为多个速度分量，表明存在流出速度约为104 km/s的大尺度银河风。HA +[NII]成像通过显示双锥形结构中扩展到|z|~3.5kpc的电离气体来重申这一图像。[NII]/HA线强度比随着距离平面的增加而增加，达到高达1.7的值。与大多数具有大规模恒星风的星系不同，UGC 10043的恒星形成率很低（约为1M_sun/yr），这意味着恒星风是由一个相当微弱的中心恒星暴提供动力的。我们讨论的演变方案，可以解释UGC 10043的结构复杂性和大规模的风。[摘要]
2004-03-18 astro-ph
The absolute motion of the peculiar cluster NGC6791
本文给出了改进的疏散星团NGC 6791绝对空间速度的三个分量。一个HST ACS/WFC领域与两个历元的观测提供天体测量的对象在一个领域包含集群中心。识别60个背景星系与尖锐的核心，使我们能够确定一个绝对的参考点，并测量绝对自行的集群。我们求出（mu_alpha cos（delta），mu_delta）_J2000.0 =（-0.57+/-0.13，-2.45+/-0.12）mas/yr，并采用Vrad = -47.1+/-0.7km/s。假设一个银河系的潜力，我们计算的银河系轨道的集群为各种假设的距离，并简要讨论的性质和起源的这个奇特的集群的影响。
2006-10-18 astro-ph
Electron Acceleration around the Supermassive Black Hole at the Galactic Center
最近对人马座A* 的可变红外发射的探测，加上以前观察到的X射线耀斑活动，提供了令人信服的证据，表明该物体的发射至少有一部分是由非热电子产生的。我们在这里表明，加速电子的等离子体波湍流在热气体附近的黑洞的事件视界可以占人马座A* 的毫米和较短波长的发射在静止状态下，和红外线和X射线耀斑，诱导通过增强质量吸积率到黑洞或重组耦合到吸积气体的磁场。这里提出的加速度模型产生不同的耀斑光谱，可以与未来的协调多波长观测。我们进一步认为，高能量电子的扩散远离加速网站向更大的半径可能能够解释所观察到的特征人马座A* 的发射在厘米和更长的波长。
2004-03-19 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by E-Parallel Reconnection of Force-Free Fields
我们提出，几乎每一个加速的CR是平行电流的一部分，保持所有的无力（f-f）磁场。带电粒子被重联产生的平行于磁场B的E加速。假设假设加速机制不优先只加速超高能宇宙射线（UHECR），则推断河外宇宙射线的总能量为10^（60）尔格/星系空间体积。这个总能量大约是母星系CR或磁能的10^5倍。星系中心的超大质量黑洞（SMBHs）的形成能为10^（62）尔格，成为唯一可行的来源。在SMBH周围的吸积盘中，一个有效的发电机过程将引力自由能转化为磁能。该发电机借助开普勒绕法将极向种子场转换为f-f场，并将f-f场输运到一般星系际介质中。这种磁能也被有效地转换成粒子能量，如高能粒子的辐射所证明的。在哈勃时间内，IGM的CR是这种磁能通过限制在超星系壁和大尺度结构的细丝内的f-f场的加速而持续耗散的结果。此外，大多数UHECR在GZK衰减时间（10^8年）之前扩散消失在银河系空洞中，因此从视野中消失。同样，在星系内部，我们认为吸积产生的弯曲是星系CR加速的来源。[编辑]
2005-09-02 astro-ph
Galactic vs. Extragalactic Origin of the Peculiar Transient SCP 06F6
我们研究了最近宣布的SCP 06F6瞬变事件的四种情况。其中一些先前曾作为SCP 06F6的合理模型进行过简要讨论，特别是声称在富碳包层的天鹅光谱中检测到z=0.143的宇宙学红移。我们在河外星系的情况下采用这个z值。我们不能排除这些模型中的任何一个，但可以将它们从最受欢迎到最不受欢迎排列。我们最喜欢的模型是中等质量黑洞（IMBH）对CO白矮星（WD）的潮汐破坏。为了解释SCP 06F6事件的性质，我们必须假设存在之前数值模拟中没有包括的强烈盘风。如果IMBH是星系的中心BH，这就解释了SCP 06F6方向没有检测到明亮星系的原因。我们第二喜欢的场景是一个类似Ia型的SN，它在碳星的密集风中爆炸。碳星是爆炸的WD的供体星。我们第三喜欢的模型是一颗小行星与WD相撞的银河系来源。这种情况在过去曾被讨论为WD周围尘埃盘的来源，但没有关于这种事件出现的预测。我们最不喜欢的模型是核心坍缩SN。我们能够解释SCP 06F6的性质与核心坍缩SN的唯一方法是假设发生了一种罕见的二元相互作用。
2009-07-01 astro-ph
The Peculiar Horizontal Branch Morphology of the Galactic Globular Clusters NGC 6388 and NGC 6441: new insights from UV observations
本文介绍了两个银河系球状星团NGC6388和NGC6441的多波段光学测光和紫外哈勃空间望远镜测光。我们获得了NGC 6388和NGC 6441的第一个紫外色星等图。这些图证实了以前的结果，在光学波段，存在相当大的恒星星族的极热水平分支恒星。至少在NGC 6388中，我们发现了一个明确的迹象，即在水平分支的热端，恒星的分布形成了一个钩状特征，与NGC 2808和半人马座欧米茄中观察到的非常相似。我们简要地回顾了已建议解释这一观测特征的理论方案。我们还调查了倾斜的水平分支形态，并提供了进一步的证据，支持早期的建议，这一功能不能被解释为差异变红的影响。我们发现，一个可能的解决办法是假设一小部分-范围在10 - 20%之间-在两个星团的恒星星族是强烈的氦富集（Y = 0.40在NGC 6388和Y = 0.35在NGC 6441）。He丰度在正则值（Y = 0.26）和引用的上限之间的分布可以很好地解释水平分支的整体形态和目标星团中变星的脉动性质。
2007-08-13 astro-ph
The Origin of Present Day Cosmic Rays: Fresh SN Ejecta or Interstellar Medium Material ? I Cosmic Ray Composition and SN Nucleosynthesis. A Conflict with the Early Galactic Evolution of Be ?
现今宇宙射线（CR）的成分与SN喷出物物质的显著加速不一致（即使喷出物颗粒物质优先加速）。目前的CR主要是由ISM（“太阳混合物”）和拱星（富含22 Ne和12 C的WR风）气体和颗粒物质的加速引起的。事实上，CR源的组成没有显示出与SN核合成有关的异常：（i）CR源FeNi/MgSiCa比率具有精确的太阳能混合值，而FeNi主要在SN Ia中合成，MgSiCa在SN II中合成。如果CR起源于SN喷出物，这就需要对各种SN Ia和SN II的加速效率有严格的条件。(ii)相对于在SNae中制造的所有元素，不在任何SN中制造的主S过程元素的非缺陷。(iii)所有CR源同位素比都与太阳混合一致（除了22 Ne和12 C过量、WR风）。(iv)CR中没有59 Ni意味着SN核合成和加速之间的时间延迟大于10^5年。(v)SNR和CR冲击加速的物理学意味着内部喷出物物质的加速相对来说是微不足道的（Ellison & Meyer，本卷）。目前的CR在超级气泡材料之外的主要加速似乎也是不可信的。这些关于当前CR的结论并不一定与早期银河系中Be/H的线性演化相冲突。在早期的银河ISM中，几乎没有重元素，因此，即使是微量的新加工物质的加速，也必然在C和O生成Be的过程中起着主导作用。“Be指示器”对起源于ISM的可能占主导地位的早期银河系CR成分视而不见，当时几乎由纯H和He组成。
1999-05-05 astro-ph
Particle acceleration and high-frequency (X-ray and $γ$-ray) emission in the jets of active galactic nuclei
提出了活动星系核喷流中流出的等离子体是不均匀的，由分离的云组成。这些云被强烈磁化，并以相对论速度远离中央引擎。云与假定静止的环境介质相互作用。在这种相互作用的过程中，周围介质中的粒子在云锋处被加速到高能量，并在云锋之前流动。结果表明，加速粒子的辐射可能是活动星系核喷流发射X射线和$γ$射线的原因。TeV的$γ$射线辐射产生于活动星系核喷流内部，那里的云锋的洛伦兹因子为$Γ_0\geq 30$，而GeV的$γ$射线辐射则产生于活动星系核喷流外部，那里的$Γ_0$为$\sim 10$ .
1998-10-26 astro-ph
Active Galactic Nuclei as High Energy Engines
活动星系核被认为是宇宙线加速的可能场所，其中一些已被观测到为高能伽马射线发射体（Blazar）。很自然地出现了一个吸引人的想法，即活动星系核中最高能量的宇宙射线的加速具有伽马射线发射和高能中微子发射的形式，通过非常高能量的质子与软光子的碰撞。此外，人们常说，电子不能通过费米加速达到足够的能量，以解释地面切伦科夫望远镜观察到的最高能量光子。在本文中，我们讨论了这些问题，并表明，最近观察到的耀斑的快速变化排除了费米加速质子的假设。我们表明，费米加速的电子是足以占的伽马光谱，它们的形状，截止和它们的可变性。此外，光谱突变很好地解释了调用伽马射线光球。尽管如此，我们给出的高能量宇宙线产生的活动星系核和由此产生的中微子流量的估计，原来是非常敏感的质子分布的光谱指数。
1999-01-05 astro-ph
Curvature, Galactic Dynamics and Cosmic Repulsion
我们表明，宇宙学的负空间曲率可以解释最近发现的现象学印记的全球哈勃流星系旋转曲线和最近检测到的宇宙排斥和宇宙加速。尽管这样的负曲率（银河系静止坐标系观测者认为是导致万有加速度的万有线性势的曲率）只能在标准引力中通过极端的微调来实现，但它在共形引力中是自然可以实现的，这是一个目前可行的，完全协变的候选替代引力理论。
1998-11-16 astro-ph
Cosmic-ray composition and its relation to shock acceleration by supernova remnants
本文综述了对银河系宇宙射线起源的认识现状。评述了带电宇宙射线和光子的最新测量结果。讨论了它们对当代关于宇宙射线的来源和加速机制及其在银河系中传播的知识的影响。膝盖的能量谱和银河宇宙射线成分的结束的情况下可能的原因进行了说明。
2007-06-05 astro-ph
Hard radio spectra from reconnection regions in galactic nuclei
在星系核和BL Lac源中观测到的极其平坦和倒置的射电谱仍然是快速粒子加速模型的一个挑战。在重联区连续加速的电场可以导致几乎恒定的粒子分布，从而在倒置的同步加速器光谱独立于注入光谱的细节。这些光谱是根据动量空间中的空间平均扩散输运方程计算得出的，该方程包括系统动量的获得和损失以及有限的粒子逃逸寿命。
2001-06-29 astro-ph
Stochastic Acceleration in the Galactic Center HESS Source
在一个小的吸积环中，电子与湍流磁场共振相互作用的随机加速似乎是造成人马座A* 毫米和更短波长光谱的可能机制。较长波长的辐射是由从较小尺度扩散或原位加速的电子在较大半径处产生的。这个模型的一个重要预测是，相对论质子的一个显着通量从磁场占主导地位的加速网站到周围的黑洞的风震介质喷射。最近，几架切伦科夫望远镜，特别是HESS，已经探测到来自银河系中心的TeV辐射，其特征暗示了γ射线辐射的p-p诱导π介子衰变过程。给定（1）在无线电波段测量的加速区域的大小和（2）钱德拉使用漫射X射线绘制的风注入ISM，可以测试在黑洞的20史瓦西半径内加速的质子在更远的地方产生TeV辐射的想法。我们发现，在人马座A* 的约3 pc范围内，有一小部分TeV的质子散射了一次，与7 mm射电辐射相一致的质子功率（约10^37 erg·s^-1）与TeV的光度很好地匹配。这个模型解释了为什么TeV源在一年或更短的时间尺度上不会发生变化。由p-p散射产生的粒子级联也会产生次级粒子的轫致辐射、逆康普顿辐射和更长波长的同步辐射。我们将这些与目前的测量结果进行比较，并证明GLAST将在其为期一年的全天巡天中检测到这个源。
2006-09-16 astro-ph
Apparent Deviations from Keplerian Acceleration for Stars Around the Supermassive Black Hole at the Galactic Center
我们表明，依赖于时间的多普勒效应应引起可测量的偏差的时间历史的投影轨道的恒星周围的超大质量黑洞在银河系中心（SgrA*）从预期的开普勒的历史。特别是，恒星的视线加速度产生了它在天空中沿着速度矢量的图像的表观加速度，即使它在这个方向上的实际开普勒加速度为零。多余的视加速度只是观测者和恒星的参考系之间的时间变换的结果。虽然在一个完全封闭的轨道上，额外的加速度平均为零，但它可能会导致在估计黑洞的动力学质量或位置时产生百分之几的系统偏移，这些估计依赖于部分采样的轨道，其近心距离为~ 100 AU。这种与已知恒星的开普勒动力学的明显偏差应该可以通过未来的观测来检测。
2003-09-25 astro-ph gr-qc
CCD photometric search for peculiar stars in open clusters. VII. Berkeley 11, Berkeley 94, Haffner 15, Lynga 1, NGC 6031, NGC 6405, NGC 6834 and Ruprecht 130
在银河系的疏散星团中探测磁化学奇特（CP 2）星可以用来研究不同星系环境对特殊性（不）存在的影响，这是恒星演化模型中必须考虑的。此外，还不清楚CP 2现象是否会演变，即5200 A处的特性特征的强度是否会随着年龄的增长而增加或减少。我们在Delta a测光系统中观测到八个年轻到中等年龄的疏散星团。该中间波段测光系统通过将中心处的通量与具有110 A至230 A带宽的相邻区域进行比较来对5200 A通量凹陷的深度进行采样。Delta a测光系统最适合于高效率地探测CP 2星，但也能够探测一小部分非磁性CP天体。此外，集团（金属弱）的λ Bootis，以及经典的Be/壳星，可以成功地调查。该光度系统允许通过拟合等时线来确定年龄、红化和距离模数。在所提供的8个星系团样本中，我们探测到了23颗CP 2，8颗Be/Ae和8颗弱金属星。另外六个物体表现出一种特殊的行为，这很可能是由于非成员，可变性或双重性。拟合等时线三角洲测光产生的年龄，红化和距离的估计是非常一致的出版值。
2006-02-26 astro-ph
Quasar acceleration by a one-side jet and asymmetric radiation
一个类星体（以及一个活动星系核）如果发射出单侧喷流（或者是粒子和量子的各向异性发射体），就可以被加速并离开它的宿主星系。
2006-04-12 astro-ph
Particle Acceleration and Cosmic-Ray Origin in the Galaxy
在1990年的甚高能伽马射线天体物理学由于成像空气切伦科夫望远镜（IACTs）而取得了巨大的进步。自1989年首次探测到蟹状星云的TeV γ射线辐射以来，人们先后探测到了活动星系核、年轻脉冲星和超新星遗迹等几种类型的TeV γ射线源。在这些发现中，最近从几个SNR中探测到同步加速器X射线和TeV伽马射线发射是非常重要的。自宇宙线物理开始以来，SNR一直被广泛认为是银河系宇宙线起源的唯一候选者，但迄今为止很少有观测证据报道。这些不仅有望成为银河系宇宙线起源的线索，也有望成为理解扩散激波引起的粒子加速的线索。在这里，我介绍了我们的小组，CANGAROO，最近获得的结果，有关的电子和质子加速的证据在信噪比。
2002-11-07 astro-ph
Inter-galactic Shock Acceleration and the Cosmic Gamma-ray Background
我们用数值方法研究了在星系际冲击中加速的宇宙射线离子和电子对宇宙γ射线背景的贡献，这些冲击与宇宙学结构的形成有关。我们表明，在低红移星系间介质中的吸积流的动能热化主要是通过中等强度的冲击，这使得冲击冲压压力到宇宙射线压力的有效转换。宇宙射线在这些冲击波中被加速，产生了一个弥散的伽马射线通量，它主要是由电子散射宇宙微波背景光子产生的逆康普顿辐射。在离子宇宙线成分与热气体的p-p非弹性碰撞中产生的中性π介子的衰变贡献了约30%的计算辐射。基于实验上的上限的光子通量超过100兆电子伏，从附近的集群，我们限制的转换效率的冲击冲压压力到相对论CR电子<1%。因此，我们发现，宇宙起源的宇宙射线可以产生一个整体的显着分数的顺序为20%，不超过30%的测量伽玛射线背景。
2002-07-24 astro-ph
Magnetic Reconnection and Particle Acceleration in Active Galactic Nuclei
磁场取向电场是磁场作用下磁化等离子体中磁重联过程的特征.对于这样一个过程，一个特别有趣的环境是活动星系核（AGN）中吸积盘的日冕。在那里，开普勒剪切流扰动相当强的磁盘磁场，导致强烈的电流片。它是以前示出的，在剪切流中的200 G的场强度，重联驱动的磁场对齐的电场可以加速电子高达约2000的洛伦兹因子在这些对象中，从而为我们提供了一个可能的解决方案的注入（预加速）问题。然而，尽管在磁流体力学的框架中，场向电场的形成可以被一致地描述，但必须解决的问题是，带电粒子是否真的可以被加速到由场向电势提供的最大能量，因为被加速的粒子通过同步加速器或逆康普顿机制经历能量损失。我们提出了相对论粒子模拟从磁场得到的磁流体动力学模拟的磁重联在一个理想化的AGN配置，包括非热辐射损失。数值结果表明，即使在强辐射浴中，相对论电子也能被有效地加速。根据光子浴的能量密度，可以很容易地达到50 MeV到40 GeV的能量。
1998-03-30 astro-ph
On the integrability of stellar motion in an accelerated logarithmic potential
一个加速对数势模型的平均运动的恒星在一个平坦的旋转曲线星系，维持风系统。对于星系风发射区以外的恒星，风对线动量的非对称移除被视为叠加在星系势上的扰动加速度。研究了加速对数势场中恒星运动的可积性。我们利用动力系统的截面曲面来探讨运动的可积性。我们提供的数值证据表明，在加速对数势的运动是不可积的。大规模的混沌扩散发生沿加速度方向的投影角动量的较低的值，并持续在截断半径内的银河系的外部的角动量的所有值，其中银河系加速度平衡风引起的加速度。
2008-07-24 astro-ph
Observational Properties of Jets in Active Galactic Nuclei
秒差距尺度喷流的性质进行了简要介绍和讨论。观测数据被用来推导约束射流速度和方向，速度结构的存在，以及pc和kpc尺度之间的连接。详细讨论了两个具有边缘增亮喷流的特殊源：1144+35和Mkn501。
2004-06-04 astro-ph
Using X-ray observations to identify the particle acceleration mechanisms in VHE SNRs and "dark" VHE sources
甚高能量（VHE）伽马射线观测已被证明是非常成功的本地化VHE粒子的银河系加速网站。对壳型超新星遗迹的观测已经证实，在超新星爆炸波中，粒子被加速到VHE能量;然而，对这些天体中强子或轻子粒子成分的伽马射线数据的解释强烈依赖于X射线观测的输入。最大的银河系VHE源类包括脉冲星风星云，如在X射线中检测到的。然而，许多剩余的VHE来源至今仍未确定。通过对这些神秘的“黑暗”天体的X射线观测，人们希望解决以下问题：这些源的天体物理性质是什么？它们主要是电子加速器还是强子加速器？它们对整个宇宙射线能量收支的贡献是什么？本文的目的是提供一个概述了银河系VHE源人口的识别状态。
2007-10-17 astro-ph
Non-Acceleration of Sgr A*: Implications for Galactic Structure
我们证明了Backer及其合作者在过去20年中的观测结果将Sgr A* 自行的时间导数限制为小于0.14 mas yr^{-2}。利用这一结果，以及Eckart和Genzel对距离Sgr A* 0.2”以内的星团速度色散的初步测量结果（σ ~500 kms），我们得出以下结论。首先，如果核星团被一个大质量黑洞所控制，那么要么Sgr A* 就是那个黑洞，要么它以小于3 AU的半径绕着那个黑洞运行。其次，即使星团中没有大质量黑洞，Sgr A* 相对于星团的质心的运动速度也会被限制在20公里（1 sigma）以内。因此银心距离为R_0=7.5 +/- 0.7 kpc，与Sgr A* 的性质无关。这些误差条可以通过未来的观察大大减少。如果是这样的话，我们就有可能在~4公里的水平上探测核星团相对于银河系质心的运动。
1997-05-21 astro-ph
General relativistic analysis of peculiar velocities
本文对存在宇宙学常数时由物质密度扰动引起的宇宙学奇速度进行了仔细的广义相对论和（1+3）协变分析。在我们的拟牛顿方法中，约束方程的出现，以保持零剪切的非共动的基本世界线，定义了一个牛顿类框架，这些导致（1+3）-协变动力学方程，包括广义泊松型方程。我们调查之间的关系特有的速度和特有的加速度，找到的条件下，他们对齐。在这种情况下，我们发现（1+3）-协变相对论推广的著名牛顿的结果。
2001-09-12 astro-ph gr-qc
HVS7: a chemically peculiar hyper-velocity star
内容：超高速星被认为起源于双星与银河系中心（GC）的超大质量黑洞的动力学相互作用，使双星中的一个组分加速到超过银河系的逃逸速度。目的：HVS SDSS J113312.12+010824.9（HVS 7）的演化状态和GC起源受到详细的恒星参数和化学成分研究的限制。研究方法：使用最先进的NLTE/LTE建模技术分析了在ESO VLT上用UVES获得的HVS 7的高分辨率光谱，该技术可以通过不透明度采样解释化学特有的组成。结果：与预期的α元素和近太阳铁的轻微富集相反，所有元素的巨大化学特性都很明显。He丰度很低（<1/100太阳），C、N和O低于检测限，即它们丰度不足（<1/100、<1/3和<1/10太阳）。然而，较重的元素却过剩：铁族是原来的10倍，P、Co和Cl是原来的40、80和440倍，稀土元素和Hg甚至是原来的10000倍。另一个发现，也与其他化学性质特殊的恒星有关，是NLTE对Ti II和Fe II丰度的影响很大（~0.6- 0.7 dex）。由此导出的HVS 7的丰度模式是主序上一类化学特殊磁性B星的特征。化学成分和vsini=55+-2km/s的高值使得HVS 7不太可能是一颗低质量的蓝色水平分支星。结论：这样的表面丰度模式是由原子扩散在一个可能的磁稳定，非对流大气。因此，关于恒星诞生地和演化的所有化学信息都被洗掉了。高精度天体测量是验证HVS 7 GC原点的唯一方法…
2008-10-05 astro-ph
RR Lyrae variables in Galactic Globular Clusters: distribution of periods and synthetic models
我们提出了我们的合成水平分支（SHB）模拟的一些应用，旨在再现属于银河系球状星团M3和M5的RR天琴座的特殊周期分布。我们展示了一些证据，支持SHBs在获得参数，如不稳定带内的质量分布的重要性。
2005-10-04 astro-ph
Radiation Pressure Acceleration by X-rays in Active Galactic Nuclei
我们提出了计算的高度电离的气体云的动力学的外部压力，并由AGN连续电离。我们专注于在许多活动星系核的X射线光谱中吸收的气体，并表明这种气体可以在各种条件下达到流体静力学平衡。主要结论是云可以被中心X射线源加速到高速。动力学问题可以简化为单个参数（平均力乘数）的计算<M>。的典型值<M>为~10，表明X射线的辐射压力加速对于L/L_Edd>0.1是有效的。终极速度与流动底部的逃逸速度成比例，并且可以超过逃逸速度很大的系数。在L_x= 1 e44 erg/s的源中，起源于R= 1 e17 cm的HIG流的典型速度约为1000 km/s，即类似于在几个X射线和紫外吸收系统中观测到的速度。高电离活动星系核云主要由束缚-自由吸收驱动，除非谱线明显加宽或柱密度很小，否则束缚-束缚过程并不重要。导致恒定或向外减小电离参数的压力定律在加速流动方面最有效。
2001-04-16 astro-ph
ASCA and BeppoSAX observations of the peculiar X-ray source 4U1700+24/HD154791
X射线源4U 1700 +24/HD 154791是为数不多的星系源之一，其对应物是一颗演化的M星。在X射线中，源显示出极端不稳定的变化和复杂多变的光谱。虽然这强烈地暗示了一个紧凑的物体上的吸积，但到目前为止还没有明确的二元性诊断。我们报告ASCA和BeppoSAX X射线宽波段观测这个源和地面光学观测从Loiano 1.5米望远镜。
2000-02-17 astro-ph
Semianalytic Models of Two-Phase Disk Winds in Active Galactic Nuclei with Combined Hydromagnetic and Radiative Driving
本文提出了一个半解析模型，描述了活动星系核（AGN）中由磁场和辐射驱动的稳态盘外流，它是由一个连续的风和嵌入的云组成的。连续外流是作为离心驱动的风从盘表面发射的，而云则是通过连续外流的冲压压力从盘上升起的。此外，连续的风和云受到线和连续辐射加速。我们详细描述了这个模型，概述了用于验证其准确性的测试，并将其与其他流出模型进行比较，显示了一些过去的线驱动模型可能存在的困难。然后，我们进行了全面的参数研究，探索相关的物理参数的连续风的依赖性。我们发现，云的几何形状，密度和速度有显着的影响，在连续风，改变终极速度高达50%。此外，线驱动是云的主要加速机制;连续驱动对尘埃云也很重要。我们发现，辐射加速可以有一个显着的影响，在连续风的速度，并注意到，辐射加速主要来自连续不透明，而不是从线驱动在一些以前的模型。当连续的风是尘土飞扬的，它们的终极速度变化约20%至30%（取决于灰尘的类型）。
2002-12-18 astro-ph
Models of f(R) Cosmic Acceleration that Evade Solar-System Tests
本文研究了一类度量变分f（R）模型，它在没有宇宙学常数的情况下加速膨胀，并且在参数空间的小场极限下满足宇宙学和太阳系检验.仅太阳系的测试对这些模型的约束力就很弱，因为额外的标量自由度被锁定在高曲率广义相对论的预测上，在超过25个数量级的密度范围内，通过日冕。这种一致性要求星系晕在低曲率宇宙学背景下有足够的范围来维持星系的高曲率。如果f（R）模型中的星系晕和局部环境没有比LCDM中预期的更深的势，那么宇宙场振幅|f_R| > 10^{-6}将导致星系内部在加速时期演化为低曲率。因此，大偏差模型的可行性依赖于星系晕的结构和演化，需要对f（R）模型进行宇宙学模拟，而不是直接依赖于太阳系的测试。即使是保守地满足银河系和太阳系约束的微小偏差，也仍然可以通过未来的线性功率谱的100级测量来检验，而它们仍然无法通过宇宙距离测量来检测。虽然我们在一个特定类别的模型中说明了这些效应，但对f（R）的要求是以一种几乎与模型无关的方式来表述的。
2007-05-08 astro-ph gr-qc hep-th
