Extragalactic UHE proton spectrum and prediction for iron-nuclei flux at 10^8 - 10^9 GeV
本文研究了银河系宇宙射线到河外超高能宇宙射线的跃迁问题。利用河外超高能宇宙射线模型和观测到的全粒子宇宙线谱，计算了$10^8 - 10^9$ GeV能区铁核的银河能谱。在较低的能量下预测的通量和光谱与KASCADE数据吻合得很好。从银河到河外宇宙射线的跃迁在质子和铁核的光谱中可以清楚地看到，当它们被分别测量时。预测的铁谱的形状与霍尔扩散相一致。
2004-09-02 astro-ph
Neutrino from extragalactic cosmic ray interactions in far infrared background
本文计算了宇宙线质子与河外空间远红外辐射背景相互作用产生的高能中微子扩散背景。假设超高能宇宙线谱起源于河外，并以质子为主，计算中考虑了河外宇宙线质子源和红外发光星系的宇宙学演化。
2005-07-15 astro-ph
Possible Production of High-Energy Gamma Rays from Proton Acceleration in the Extragalactic Radio Source Markarian 501
活动星系马卡良501是用空气切伦科夫望远镜在10太电子伏特的光子能量下发现的。如此高的能量可能表明来自马卡良501的伽马射线是由于质子而不是电子的加速。此外，由于与宇宙红外光子碰撞产生的电子-正电子对，观察到伽马射线没有衰减，这意味着对于波长为25微米的河外红外辐射背景的能量通量，每平方米每球面度的极限为2至4瓦。这个极限为星系形成的时代提供了重要的线索。
1998-03-20 astro-ph
Neutrino Astronomy: Physics Goals, Detector Parameters
这是一个审查的高能中微子天文学，可能会做一个更大规模的探测器。重点是河外起源的扩散中微子及其与最高能量宇宙射线可能来源的关系，如活动星系、宇宙学伽马射线暴源和拓扑缺陷。
1997-07-25 astro-ph
Extragalactic Results from the Infrared Space Observatory
十多年前，IRAS卫星开启了10至100微米波段研究的外部星系领域，并发现了数万个正常和活跃星系的辐射。随着1995-1998年红外空间观测站的飞行任务，河外红外天文学的下一个重大步骤成为可能：红外天文卫星探测到的许多星系的详细成像、光谱学和分光光度学，以及中远红外的深度勘测。ISO的巡天首次探索了遥远的高红移星系的红外辐射。ISO在河外天文学的主要主题是恒星形成在星系活动和演化中的作用。
2000-02-08 astro-ph
Propagation of ultra-high energy protons in regular extragalactic magnetic fields
我们研究了在规则河外磁场存在下超高能宇宙射线源（UHECR）的质子通量。假设超高能质子的局部源和磁场都在一个具有超银道面特征尺寸的物质集中壁中。对于单个源，观测到的质子通量和局部宇宙射线能谱强烈地依赖于场的强度、观测者的位置以及场相对于观测者视线的方向。规则场也会影响由局部磁场结构之外的源发射的质子。我们讨论的可能性，这种影响可能有助于解释的过量的UHECR以上$5.10^{19}$电子伏特，和这种粒子的来源可能会错过，如果不考虑这样的磁场的可能性。
2003-06-14 astro-ph
The Future of Extragalactic Research
有人认为，21世纪的天文学将由计算机操纵的各种类型的天文物体的巨大均匀调查占主导地位。此外，将大型望远镜的所有观测数据合并到一个数据库中，将使数据挖掘达到前所未有的规模。
1999-09-23 astro-ph
Developments in High Energy Neutrino Astronomy
自然界产生能量远高于$10^{20}$ eV的宇宙射线粒子，可能是质子--它们是如何产生的？他们从哪里来的？活跃星系的喷流中产生了能量超过$10^{13}$ eV的伽马射线--这些射线是由高能电子还是质子产生的？伽马射线暴的正确模型是什么？这些只是高能天体物理学中的一些基本问题，需要通过大面积中微子望远镜的观测来回答。
1999-07-27 astro-ph
High Energy Neutrino Astronomy - the cosmic-ray connection
几个最高能量宇宙射线起源的模型也预测了显著的中微子通量。这些模型的一个共同点是，它们必须提供足够的能量，以提供宇宙辐射中河外部分所观测到的能量。假设相当数量的能量进入高能中微子，允许对可能预期的中微子信号进行独立于模型的估计。
2000-11-28 astro-ph
The Future of Cherenkov Astronomy
在过去的十年里，切伦科夫天文学领域已经成为高能天体物理学的重要贡献者，探测到了8个能量超过300 GeV的天体。这些观测增进了我们对活动星系核、超新星遗迹、河外背景光和宇宙射线加速和产生的认识。目前正在努力开发新的切伦科夫望远镜，这些望远镜将覆盖更广泛的能量范围（10 GeV - 50 TeV），将通量灵敏度提高至少一个数量级，并提供更精确的粒子能量和方向测量。我描述了一些新的切伦科夫望远镜，并讨论了它们对提高我们对天体物理学和基础物理学的理解的潜力。
1999-03-16 astro-ph
Bounds on the neutrino flux from cosmic sources of relativistic particles
为了便于在中微子望远镜中识别可能的新物理特征，例如来自中性中微子湮灭或衰变遗迹的中微子，必须完全控制宇宙中中微子源的天体物理清单。可用的总吸积功率，河外γ射线背景，和宇宙射线质子强度可以用来约束中微子生产的河外源的天体物理模型。宇宙粒子加速器产生的河外μ介子中微子强度的上限，加上星系团中储存的宇宙射线产生的合理的最小中微子强度，为中微子天文学在100 MeV和1 EeV之间的广泛能量范围内提供了一个机会。中微子背景的发现将为天文学开启一个新时代，并为早期宇宙提供第一个清晰的视角。
2001-04-10 astro-ph
The Long-Term Future of Extragalactic Astronomy
如果当前宇宙的能量密度确实是由一个宇宙学常数决定的，那么高红移源只有在它们达到静止坐标系中的某个有限年龄时才能被我们看到。由于宇宙膨胀率的加速，超过这个年龄的辐射将永远不会到达我们这里，因此我们永远不会知道这些源在变老时会是什么样子。当源图像在其演化过程中冻结在一个特定的时间帧上时，它的光度距离和红移继续随着观测时间呈指数增长。一个源的当前红移越高，当它从视线中消失时，它看起来就越年轻。对于流行的宇宙学参数集，我证明了红移z=5-10的源只有在40 - 60亿年的年龄才能看到。将高红移源的性质与现在的对应物联系起来的争论，即使我们继续对这些源进行无限期的监测，也仍然是间接的。当这些源到达宇宙的当前年龄时，我们将看不到它们。
2001-11-15 astro-ph gr-qc hep-ph
Prospects for AGN studies with ALMA
这些讲义介绍了毫米/亚毫米河外天文学，重点是活动星系核研究，最终目标是让学生为未来利用ALMA能力做好准备。我首先提供了一个概述，通过毫米/亚毫米观测星系和活动星系核，本地和高红移的当前结果。然后，我总结了目前可用的主要mm/submm工具。然后，对ALMA进行了一般性描述，并提供了关于其观测能力的一些细节。最后，我讨论了一些科学目标，将实现与ALMA在河外天文学，特别是AGN的研究。
2008-08-15 astro-ph
Extragalactic Sources of TeV Gamma Rays: A Summary
利用间接但灵敏的技术，可以从地面研究能量为100 GeV及以上的伽马射线的技术的发展，开辟了高能光子天文学的一个新领域。最令人兴奋的结果，来自这些是高度可变的TeV伽马射线通量的检测从附近的活动星系核的相对论喷流。最近从一个星暴星系和一个射电星系的信号探测打开了TeV伽马射线的河外发射是一个普遍存在的现象的可能性。在这里，我们试图总结到目前为止检测到的源的属性。
2003-10-14 astro-ph
TeV Gamma-ray Astronomy: The Story So Far
快照的TeV的伽马射线宇宙的知识的现状。重点放在使用成像大气切伦科夫技术的意见。列出了当代望远镜的能力。进展是巨大的，有几个特点与预期不同。源目录包括大约78个物体，这些物体被列表为河外源（24）、超新星遗迹（11）、脉冲星风星云（10）、双星（4）、杂项（9）、弥散高能量源（3）和不明源（20）。对影响该领域过去和未来发展的因素作了评述。
2008-11-07 astro-ph
Extragalactic cosmic-ray source composition and the interpretation of the ankle
我们认为随机传播的高能质子和原子核的宇宙微波和红外背景下，使用修订的光核截面和以下的主要和次要的核在全二维核图。我们证实了先前的结果表明，高能量的数据可以与一个纯质子河外宇宙线（EGCR）的成分，如果源谱是$\propto E^{-2.6}$。在这种情况下，宇宙射线（CR）谱中的踝关节可以被解释为与传播相关的成对产生下降。我们表明，当较重的核包括在源的组成类似于银河宇宙射线（GCR），对生产下降是不存在的，除非质子分数高于85%。在混合成分的情况下，脚踝恢复过去的解释，从GCR过渡到EGCR和最高能量的数据可以解释一个更硬的源谱$\propto E^{-2.2}$ - $E^{-2.3}$，让人想起相对论冲击加速预测，并在低能量和整体的情况下与GCR数据良好的一致性。虽然预期的宇宙成因中微子通量在高能量下是非常相似的纯质子和混合成分的假设，两个中微子预测非常不同的伸长率从$10^{17.5}$到$10^{20}$ eV。
2005-08-22 astro-ph
Multi-Messenger Astronomy: Cosmic Rays, Gamma-Rays, and Neutrinos
虽然宇宙射线在一个世纪前就被发现了，但我们不知道它们是在哪里以及如何被加速的。天文学中最古老的问题将很快通过雄心勃勃的实验得到解决，这是一个现实的希望：面积为10，000平方米的空气簇射阵列，空气切伦科夫望远镜阵列和千米级中微子观测站。他们的前辈正在创造科学。我们将回顾亮点：- 宇宙射线：最高能量粒子和GZK截止，宇宙加速器的搜索和天鹅座区域，自上而下的机制：光子与质子？- TeV能量的伽马射线：耀变体，分子云如何揭示质子束，漫射红外背景的第一个暗示？- 中微子：建造更大规模天文台技术的初步结果和概念验证。
2003-02-24 astro-ph
Status of Very High Energy gamma-ray Astronomy as of early 2008
利用新一代成像望远镜，特别是通过H.E.S.S.进行的银道面巡天，在甚高能伽马射线波段获得的数据，MAGIC和最近VERITAS的低阈值观测揭示了数十个银河系和河外源，提供了关于我们宇宙中各种高能加速点的丰富信息。此外，水切伦科夫仪器Milagro在经过七年的数据集成后提供了几个扩展源。这些结果的概述，重点放在一些最近的亮点。
2008-08-21 astro-ph
Dip in UHECR spectrum as signature of proton interaction with CMB
超高能河外质子通过宇宙微波辐射传播时，其光谱特征表现为倾斜、碰撞（堆积质子）和Greisen-Zatsepin-Kuzmin（GZK）截止。我们已经进行了这些功能的修改因子方面的分析。该分析是弱模型依赖的，特别是在倾斜的情况下。倾斜的能量形状由Akeno-AGASA数据和d.o.f.的$χ^2=19.06$证实。=17，使用两个自由参数进行比较。与HiRes数据的一致性也非常好。这是强有力的证据表明，在能量为$1\times 10^{18}$ eV - $4\times 10^{19}$ eV的UHE宇宙射线是通过CMB传播的河外质子。在磁场中扩散传播的情况下也存在倾角。
2005-02-28 astro-ph
Current Status of VHE Astronomy
极高能天文学研究的是能量在30 GeV到100 TeV之间的宇宙。过去十年在这一领域取得了巨大进展。目前已知至少有7种VHE光子来源。通过在VHE机制中研究这些物体，人们可以开始了解这些物体周围的环境，以及粒子加速在自然界中是如何实现的。此外，来自河外伽马射线源的光子束可用于研究介入空间中的电磁场。这一最新进展可以追溯到一种新型探测器的发展，这种探测器能够区分伽马射线产生的空气簇射和数量更多的强子宇宙射线背景产生的空气簇射。更敏感的仪器目前正处于设计阶段，两种新型仪器正在开始采集数据。在本文中，我们将讨论这些源的物理特性，并描述现有的和计划中的探测器。
1999-06-14 astro-ph
Cosmogenic Neutrinos from Cosmic Ray Interactions with Extragalactic Infrared Photons
我们讨论了宇宙成因中微子的产生河外红外光子在其宇宙学演化模型。这些红外光子作为质子相互作用的目标的相对重要性是显著的，特别是在陡峭的注入光谱的高能宇宙射线的情况下。例如，对于E $^{-2.5}$宇宙射线注入谱，能量高于1 PeV的中微子的事件率是两倍多。
2005-12-19 astro-ph
New Results from High Energy Gamma-Ray Astronomy
高能伽马射线天文学最近通过地面仪器如{ \it H.E.S.S.}取得了重大进展。成像大气切伦科夫望远镜阵列。前所未有的角分辨率和大视场，使空间解决的第一次在TeV的能量范围内的伽马射线源的形态。描述了实验技术，并讨论了检测到的和仍然预期的源的类型。选定的结果包括不同的银河系双星脉冲星，银河系中心和超新星遗迹的对象，但他们也关注的扩散河外光学/红外辐射场。最后，在TeV伽马射线的银河系平面的扫描被描述，这导致了大量的新的TeV源，其中许多仍然是在其他波长的身份不明。该领域与X射线天文学有着密切的联系，它允许研究这些非常高能量源的同步辐射。
2006-03-18 astro-ph
Magnetized Sources of Ultra-high Energy Nuclei and Extragalactic Origin of the Ankle
最近有人提出，超高能宇宙射线可能起源于银河系外，直到“第二膝”，约为4 × 10 ^{17}eV。在这种情况下，在~ 5 × 10 ^{18}eV处的“踝”或“下沉”可能是由于在宇宙微波背景上的河外质子对的产生，这需要大约E^{-2.6}的注入光谱。已经指出，对于混合成分的原子核的注入，需要更硬的注入谱E^{-2.2}来拟合最高能量的谱，在这种情况下，需要银河分量来拟合踝以下的谱，除非质子分数大于85%。在这里，我们进行数值模拟，并发现，充分磁化的源，观察到的光谱高于10^{19}eV的方法再次纯质子注入的情况下，由于增加的路径长度和更有效的光衰变的源周围的核。这减少了给定能量下的二次通量，因此需要注入光谱~E^{-2.6}，与纯质子注入一样陡峭。此外，踝关节可能再次充分占主导地位的质子被解释为对生产下降。
2005-07-28 astro-ph hep-ph
Extragalactic HI Surveys at Arecibo: the Future
从20世纪70年代开始，阿雷西博305米望远镜在河外光谱学领域做出了开创性的贡献。随着格里高利升级在20世纪90年代末完成，望远镜获得了视野。在L波段（ALFA）使用七馈源阵列的视场的人口增加了近一个数量级的调查速度。因此，望远镜的河外天文学时间大部分现在分配给调查项目，这是简要讨论。305米望远镜的下一个技术发展阶段预计是利用相控阵技术的40光束系统：AO40。这将进一步加快望远镜的测量性能。它示出了如何的调查速度AO40的品质因数将与SKA前体设施，计划在未来十年的操作。简要讨论了一些科学上可取的新的调查，将成为可能与AO 40。
2008-06-10 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
Extragalactic ultra high energy cosmic rays, I. Contribution from hot spots in FR-II galaxies
我们认为FR-Ⅱ星系中的热点是质子在宇宙射线中被一阶费米加速到最高能量的场所。我们估计了在规范物理条件允许的热点区域中可达到的最大能量，这是从无线电到光学观测中发现的（Meisenheimer等人，1989，A&A）。我们计算可观察到的质子通量和频谱从这个来源，使用所有的知识源distribution（孔雀1985年，MNRAS）和粒子输运在微波背景（Berezinsky和Grigor'eva 1988年，A&A）。我们得到极好的协议与宇宙射线数据点在超高能。本文给出了解释0.1 ~ 1 EeV宇宙射线谱质子分量新的气簇数据的基本模型（Gaisser等，1992，Phys. Rev. Din press，Stanev等，1992，A&A submitted），这是下一篇论文（第二部分，Rachen和Biermann 1992，A &A submitted）的主题。
1993-01-25 astro-ph
Constraints on secondary 10-100 EeV gamma ray flux in the minimal bottom-up model of Ultra High Energy Cosmic Rays
在最近提出的一个模型中，假设河外宇宙射线只是具有幂律源谱的质子，能量高于EeV的宇宙射线谱可以用最少数量的未知参数拟合。在这个极小模型中，我们用四个参数（质子注入谱幂律指数、最大能量、离源最小距离和演化参数）拟合观测到的HiRes谱，计算了几种射电背景模型和一系列平均河外磁场下质子产生的光子-π介子和e+e-对所产生的超高能光子通量。
2007-06-26 astro-ph
Extragalactic ultra high energy cosmic rays, II. Comparison with experimental data
我们将FR-II热点对超高能宇宙射线谱的预期贡献（Rachen & Biermann 1993，A&A in press，BB paper astro-ph/9301010）与改进的实验结果进行了比较。我们介绍了一个“世界数据集”的UHE宇宙射线通过比较各种实验的数据，提取相对系统误差的能量推导和平均能量箱。由于FR-II热点的贡献预计主要是质子，我们还可以将其与最近从蝇眼和Akeno空气簇射探测器获得的0.1至1 EeV之间的宇宙射线质子成分的实验结果进行比较（Gaisser等人，1993年，物理学修订版D出版中，Stanev等人，1992年，A&A提交）。结果是惊人的：我们对低于1 EeV的能量的预测与质子分量的数据非常吻合，同时也解释了最高能量下的总通量。结果与Biermann 1993年预测的仅由重核组成的星系成分的预期一致，其斜率约为-3.1，截止值为5 EeV（A&A出版，BB论文astro-ph/9301008）
1993-02-04 astro-ph
Cosmogenic neutrinos as a probe of the transition from Galactic to extragalactic cosmic rays
有两种解释脚踝的可能性，一种是宇宙射线的光谱在$\sim 10^{19}$ eV处下降。一种解释为踝是银河系到河外宇宙射线的跃迁（{ \it踝跃迁方案}），另一种解释为宇宙微波背景辐射的偶产生引起的下沉（{ \it质子下沉方案}）。在本文中，我们考虑宇宙成因中微子是否可以作为一个线索，以判断哪种情况是有利的。我们用合理的物理参数组计算了宇宙成因中微子的通量，并发现了以下几个重要特征。首先，只要源处的宇宙射线的最大能量足够高，在踝跃变的情况下，$\sim 10^{20}$ eV处的中微子通量就会变得更高。另一方面，中微子谱在质子浸渍的情况下，在$\sim 10^{16}$ eV处有一个特征峰，条件是河外质子对观测到的宇宙射线的贡献显著下降到$10^{17}$ eV。因此，我们得出结论宇宙成因中微子应该给我们一个线索，以判断哪种情况是有利的，除非这些功能被掩盖的中微子背景来自可能的，强大的中微子源，如活动星系核和伽玛暴。我们还发现了一个有趣的特征，即在$\sim 10^{18}$ eV处的中微子通量只依赖于宇宙线源的宇宙学演化。这意味着宇宙成因中微子的能量给我们带来了关于超高能宇宙射线源的宇宙学演化的信息。最后，我们将宇宙成因中微子的通量与几种中微子探测器的预期灵敏度曲线进行了比较，得出了宇宙成因中微子的探测在不久的将来是有希望的结论。
2009-01-15 astro-ph
The masses of active neutrinos in the nuMSM from X-ray astronomy
在标准模型的一个扩展中，三个相对较轻的右手中微子（nuMSM模型），暗物质粒子的作用由最轻的无菌中微子扮演。我们表明，河外X射线背景的观测允许把一个强大的上限上的最轻的活性中微子的质量和预测的质量的绝对值的两个较重的活性中微子在nuMSM，只要暗物质无菌中微子的质量大于1.8 keV。
2006-01-12 astro-ph hep-ph
High-Energy Neutrino Astronomy: from AMANDA to Icecube
像IceCube这样的千米级中微子探测器是涵盖核和粒子物理学、宇宙学和天文学的发现仪器。他们的多学科任务的例子包括寻找暗物质的粒子性质和空间的其他小维度。最后，他们的概念设计在很大程度上依赖于观测事实，即自然界将质子和光子分别加速到超过10^{20}和10^{13} eV的能量。宇宙射线的联系决定了宇宙中微子流的规模。在这种情况下，我们讨论的第一个结果完成的AMANDA检测器和其扩展，冰立方的范围。
2003-10-31 astro-ph
Heavy Cosmic Ray Nuclei from Extragalactic Sources above 'The Ankle'
俄歇天文台小组最近的一项观测声称，有强有力的证据表明，56 eV以上的宇宙射线是来自活动星系核的质子。如果像预期的那样，脚踝以上大约2 EeV的粒子几乎都是河外起源的，那么这些粒子的核相互作用的特征将需要与传统的预期非常不同-这一结果来自俄歇工作中测量的“簇射最大值”的位置。我们自己的分析给出了一个不同的结果，即检测到的粒子仍然是“大质量的”，具体来说，平均值为<ln A>= 2.2 +- 0.8。对核物理学进行重大变革的必要性消失了。
2007-12-20 astro-ph
Neutrino Astronomy at the South Pole: Status of the AMANDA Experiment
AMANDA（Antarctic Muon And Neutrino Detector Array，南极μ子和中微子探测器阵列）是一个位于南极冰盖下的中微子望远镜，其范围是探索探测由强大天体产生的高能宇宙中微子的可能性，其中加速机制可以将质子带到10^20 eV。我们描述了AMANDA-B10原型的成就和结果，以及当前AMANDA-II探测器的初步结果，表明灵敏度大幅提高。将给出IceCube的展望。
2003-06-25 astro-ph
Strongly Interacting Astrophysical Neutrinos
超高能宇宙射线的起源和化学组成是天体粒子物理学中的一个悬而未决的问题。观测到的大尺度各向同性和直接的成分测量结果可以解释为脚踝以上约10^10 GeV的河外质子占主导地位。在宇宙微波背景中，河外质子的光离子产生预测的截止值约为5 × 10^10 GeV，这与一些实验报告的过量值相冲突。在这份报告中，我们将概述最近的统计分析（astro-ph/0506698）的宇宙射线数据使用强相互作用中微子作为这些过剩的主要。
2005-11-16 astro-ph
Status of neutrino astronomy
天体物理中微子可以在带电宇宙射线与周围光子场或重子场的质子相互作用中产生。宇宙射线每天都在气球、卫星和空气簇射实验中被观测到，从低于1 e9 eV到宏观能量1 e21 eV。从那时起，人们就对不同的光子场进行了观测，今天的探测范围从无线电波长到TeV范围内的高能光子。现在中微子天文学家的首要问题是，哪些来源提供了有效的质子加速与足够高的光子场或重子靶的组合，以产生足够高的中微子通量，超过大气中微子的背景。到目前为止，只有两个被证实的天体物理中微子源：太阳和超新星1987 A发射和发射的中微子能量为MeV。大型地下切伦科夫望远镜（如IceCube和KM 3 NeT）的目标是探测能量超过100 GeV的中微子。本文介绍了最有希望的河外源--伽马射线暴和活动星系核的中微子通量模拟的最新进展。
2008-11-05 astro-ph
Gamma Ray Astronomy with Magnetized Zevatrons
附近的宇宙射线源可以用多信使方法观察到，包括次级伽马射线和中微子，其能量高达ZeV（=10^21 eV）。如果在磁化的环境中，如星系团中产生了~10^18 eV以上的宇宙射线，那么与未磁化的源相比，~1 TeV以下的次级伽马射线的通量可以提高几个数量级。一个特殊的增强源是来自e^+e^-对的同步加速器和级联光子，这些光子是由来自相对陡峭的注入光谱与E^-2.6成比例的源的质子产生的。在超高能宇宙射线实验和伽马射线望远镜中，这些源应该同时可见。
2005-11-09 astro-ph
High-Energy Neutrino Astronomy
像IceCube这样的千米级中微子探测器是涵盖核和粒子物理学、宇宙学和天文学的发现仪器。他们的多学科任务的例子包括寻找暗物质的粒子性质和空间的其他小维度。最后，他们的概念设计在很大程度上依赖于观测事实，即自然界将质子和光子分别加速到超过10^{20}和10^{13} eV的能量。宇宙射线的联系决定了宇宙中微子流的规模。在这种情况下，我们讨论的第一个结果完成的AMANDA检测器和其扩展，冰立方的范围。类似的实验正在地中海进行。中微子天文学也在向新的方向扩展，努力探测由能量类似于最高能量宇宙射线的中微子引发的空气簇射、声学和无线电信号。
2005-01-26 astro-ph
A dip in the UHECR spectrum and the transition from galactic to extragalactic cosmic rays
这种下降是由宇宙微波背景辐射产生的电子-正电子对引起的超高能质子扩散谱的一个特征。对于幂律产生谱$E^{-2.7}$，通过Akeno-AGASA、HiRes、Yakutsk和Fly's Eye探测器观察到的谱，以高精度确认了计算出的倾角位置和形状。当这些探测器测量的粒子能量通过倾角校准时，它们的通量以惊人的精度一致。预测的倾斜形状是相当稳健的。只有当注入时比质子重的原子核的分数高时，倾角才被强烈修改，这对UHECR源中的加速机制施加了一些限制。由观测证实的下沉的存在意味着从银河系到河外宇宙射线的跃迁发生在$E \lsim 1\times 10^{18}$ eV处。我们表明，在能量低于一个特征值$E_{\rm cr}\approx 1\times 10^{18}$ eV，在所有感兴趣的情况下，河外宇宙射线的光谱是陡峭的，它提供了一个自然过渡到一个陡峭的银河宇宙射线光谱。这种转变发生在低于$E_{\rm cr}$的某个能量处，对应于所谓的第二膝的位置。我们广泛地讨论了这个模型的限制，由目前的知识的加速过程和来源的UHECR，并将其与传统的过渡模型在脚踝。
2006-10-18 astro-ph
Propagation and Signatures of Ultra High Energy Cosmic Rays
当源间距离小于传播长度（如能量衰减长度或扩散长度（在磁场中传播））时，我们研究了具有普适谱的河外质子，它与传播方式无关。借助于修正因子，研究了该谱中的传播特性，即GZK截止、倾斜和凸起，修正因子与产生谱指数$γ_g$的关系很弱。我们认为，从上述功能的下降是最独立的模型之一。对于具有$γ_g=2.7$的幂律产生谱，所有现有探测器的数据都很好地证实了这种下降，这为河外质子通过CMB传播提供了强有力的证据。我们发展了UHECR起源的活动星系核模型，成功地解释了观测到的$1\times 10^{20}$ eV以下的光谱和从银河到河外的宇宙射线跃迁。计算出的光谱具有GZK截止值，并且在$E \gsim 1\times 10^{20}$ eV处的AGASA过量事件需要另一个分量，例如来自超重暗物质。在弱河外磁场的情况下，这个模型是一致的小角度集群和观察到的相关性与BL Lac。
2005-05-10 astro-ph
Bulk Comptonization of the Cosmic Microwave Background by Extragalactic Jets as a Probe of their Matter Content
我们提出了一种方法来估计的组成，即轻子和质子的相对量，河外喷流表现出X射线亮节在其kpc尺度的射流。该方法依赖于测量，或设置上限，宇宙微波背景（CMB）辐射的组成部分，是批量康普顿冷电子在相对论流动射流。这些测量，以及对宽带结发射的建模，限制了喷流的体积洛伦兹因子，可以估算出质子和轻子携带的喷流功率。我们提供了一个显式计算的整体康普顿化（BC）CMB组件的光谱，并将这些结果应用到PKS 0637- 752和3C 273，两个超光速类星体Chandra检测到的大尺度喷流。使这些源特别适合于这样的过程的是在“桥”中没有显著的非热喷流发射，“桥”是核心和第一个明亮的喷流结之间的区域，这保证了大多数电子在那里是冷的，留下BC散射的CMB辐射作为该区域中唯一重要的光子源。在λ =3.6-8.0微米处，最有可能观察到BC散射CMB发射的波段，斯皮策角分辨率（~ 1“-3）比这些喷流的”桥“（~ 10”）小得多，使得测量和分辨这种发射成为可能。
2005-02-09 astro-ph
Opacity in compact extragalactic radio sources and its effect on radio-optical reference frame alignment
无线电和光学天体参考系的精确对准需要详细了解可能导致在不同光谱带测量的同一物体的位置之间的偏移的物理因素。致密河外喷流的不透明度（由于同步加速器自吸收和外部自由-自由吸收）是产生这种偏移的关键物理现象之一，这种效应在射电天文学中是众所周知的（“核心移位”）。我们测量了29个明亮的紧凑型河外射电源使用甚长基线干涉测量（VLBI）在2.3和8.6 GHz的样品中的核心位移。我们报告了这些测量的结果，并估计遥远的类星体的射电和光学位置之间的平均位移将是0.1-0.2质量的顺序。这种偏移超过了GAIA和SIM的位置精度。我们提出了两种可能的方法来仔细研究和纠正这种影响，以准确地对准无线电和光学位置。两种方法都涉及确定要用于将无线电和光学参考系捆绑在一起的对象的主参考样本。
2007-10-22 astro-ph
High-Energy Neutrino Astronomy
像IceCube这样的千米级中微子探测器是涵盖核和粒子物理学、宇宙学和天文学的发现仪器。他们的多学科任务的例子包括寻找暗物质的粒子性质和空间的其他小维度。最后，他们的概念设计在很大程度上依赖于观测事实，即自然界将质子和光子加速到分别超过$10^{20}$和$10^{13}$ eV的能量。宇宙射线的联系决定了宇宙中微子流的规模。在这种情况下，我们讨论的第一个结果完成的AMANDA检测器和其扩展，冰立方的范围。类似的实验正在地中海进行。中微子天文学也在向新的方向扩展，努力探测由超EeV中微子引发的空气簇射、声学和无线电信号。
2004-02-03 astro-ph
On the cosmic ray bound for models of extragalactic neutrino production
我们得到的最大散射中微子强度预测强子光生模型的类型已被应用到喷流的活动星系核或伽马射线暴。为此，我们比较质子和伽马射线通量与强子光生在河外中微子源与目前的实验上限宇宙射线质子和河外伽马射线背景，采用运输计算的高能质子穿越宇宙光子背景。我们考虑了源的光子谱形状对光生过程、宇宙源演化、宇宙线射出的光学深度的影响，并讨论了源附近磁场的可能影响。对于光强子中微子源来说，其发射中子的光学厚度很薄，我们发现在10^5 GeV到10^11 GeV的能量范围内，宇宙线通量比河外γ射线背景产生更强的束缚，正如Waxman和Bahcall（1999）之前所指出的那样。我们还确定了活动星系核的射流的最大贡献，使用的约束设置为他们的中子不透明度的伽玛射线观测。目前的上限是一致的活动星系核的射流产生河外伽马射线背景强子，但我们指出，未来的观测在GeV到TeV制度可能会降低这一限制。我们还简要地讨论了伽马射线暴的超高能宇宙射线的贡献，因为它可以推断出可能的观测或限制其相关的中微子通量。
2000-07-03 astro-ph hep-ph
Dip in UHECR and Transition from Galactic to Extragalactic Cosmic Rays
凹陷是能量范围为$1\times 10^{18} - 4\times 10^{19}$ eV的UHE质子的扩散谱中的特征，其由CMB光子上的电子-正电子对产生引起。对指数为$γ_g=2.7$的幂律产生谱进行计算，通过Akeno-AGASA、HiRes、Yakutsk和Fly's Eye探测器的数据以高精度确认了倾角的形状。倾角的预测形状是强大的：它是有效的直线和扩散的传播，为不同的离散源分布，为本地源过密度和赤字，源不均匀性的规模$\ell \lsim 100$ Mpc等。低于特征能量$E_c \approx 1\times 10^{18}$ eV的频谱的倾角为扩散和直线传播，和更银河陡峭的频谱成为主导$E < E_c$。跃迁能量$E_{\rm tr} < E_c$与宇宙射线谱中观测到的第二个膝关节$E_{2kn}$的位置大致一致。临界能量$E_c$由能量$E_{\rm eq} = 2.3\times 10^{18}$ eV确定，其中绝热和成对产生能量损失相等。因此，第二个膝关节的位置是由CMB光子上的质子能量损失解释的。
2005-09-18 astro-ph
Planet-sized Detectors for Ultra-high Energy Neutrinos & Cosmic Rays
银河系外天文学的光子在~0.1 PeV处结束，但我们知道还有超过70年的能量的天体物理来源。为了探测宇宙中最高的能量源和粒子，需要新的信使，如中微子和具有行星大小面积的探测器。本说明提供了一个可能性的一瞥。
2004-11-17 astro-ph
Second dip as a signature of ultrahigh energy proton interactions with cosmic microwave background radiation
我们讨论作为一个新的签名的相互作用的河外高能质子与宇宙微波背景辐射的光谱特征位于$E=6.3\times 10^{19}$ eV的形式，一个狭窄而浅的倾角。它是由$e^+e^-$ -对和π介子产生的干扰产生的。我们表明，这种下降，特别是它的位置几乎是模型无关的。未来的高能宇宙射线探测器对它的观测可能会给出结论性的确认，即观测到的光谱变陡是由Greisen-Zatsepin-Kuzmin效应引起的。
2006-12-10 astro-ph
Low frequency radio astronomy from the moon: cosmic reionization and more
我们讨论了从月球的低频射电天文学，主要是在宇宙再电离过程中使用HI 21厘米线的中性氢研究中性星系际介质的背景下。再电离时代是观测宇宙学的下一个前沿，HI 21 cm研究被认为是宇宙结构形成中这一关键时代的最直接探测。目前对再电离的限制表明，红移的HI 21 cm信号将可能在100 MHz至180 MHz的范围内，预再电离信号将低至10 MHz。这些研究的主要观测挑战是：（1）电离层相位波动，（2）地面射频干扰，和（3）银河和河外前景辐射。前往月球的远端消除了前两个挑战。此外，低频望远镜将相对容易在月球上部署和维护，至少与其他高频望远镜相比。我们讨论了潜在的21厘米信号再电离，超越，和望远镜的规格需要测量这些信号。近期的地面项目将为未来可能在月球上建立的低频射电望远镜充当探路者。如果发现地面干扰环境或电离层相位波动阻碍了对再电离的地面研究，那么就必须将未来的望远镜安置在月球的远端。除了追求这些探路者再电离望远镜，我们建议进行一些短期研究，这可能有助于为月球低频天文学铺平道路。
2007-02-02 astro-ph
The DENIS & 2MASS Near Infrared Surveys
介绍了DENIS和2MASS近红外巡天。列举了它们在河外天文学和宇宙学中的应用。本文用蒙特卡罗模拟说明了对近$10^5$星系的近红外选定样本进行快速光谱跟踪巡天的前景。
1996-08-13 astro-ph
Neutrino Oscillations and Blazars
假设在河外喷流中存在与电子共同加速的质子，可以得出三个独立的预言：（i）来自附近耀变体的多TeV伽马射线辐射，（ii）高达10^20 eV的河外宇宙射线质子，以及（iii）高达5 10^18 eV的河外中微子。最近的伽马射线观测Mrk 421和Mrk 501采用空气切伦科夫技术是一致的预测伽马射线谱，如果一个校正对衰减的红外背景。预测（ii）与宇宙射线数据是一致的，如果需要喷流负责至少相当大的一部分河外伽马射线背景。利用库比克千米中微子望远镜，将有可能检验（iii），尽管μ子事件发生率相当低。中微子振荡可以通过诱导τ级联消除地球阴影效应来增加事件率。
1999-01-25 astro-ph hep-ph
Cosmic Neutrinos from the Sources of Galactic and Extragalactic Cosmic Rays
虽然像冰立方这样的更大规模的中微子探测器是发现仪器，但它们的概念设计在很大程度上是基于这样一个观测事实：自然界产生的质子和光子的能量分别超过10^20 eV和10^13 eV。大自然在哪里以及如何加速最高能量的宇宙粒子的谜题在发现它们近一个世纪后仍未解决。从能量学的考虑，我们预计每年每平方公里有10~100个中微子事件，指向银河系和河外宇宙射线的源头。在这方面，我们讨论的结果的AMANDA和冰立方中微子望远镜，将提供一个平方年的数据在未来3年。
2006-11-29 astro-ph hep-ph
Ultrahigh energy neutrino scattering onto relic light neutrinos in galactic halo as a possible source of highest energy extragalactic cosmic rays
轻质量的扩散残余中微子对数千EeV的超高能（UHE）中微子是透明的，这些中微子是由UHE质子在残余2.73K BBR辐射下光生π介子产生的，起源于宇宙距离的活动星系核。然而，这些UHE $ν$可能与那些聚集在HDM星系晕中的（主要是最重的$ν_{μ_r}$、$ν_{τ_r}$和各自的反中微子）相互作用。UHE光子或质子，其次是$νν_r$散射，可能是这种高能链式反应的最终观测特征，并可能是最高的河外宇宙射线（CR）事件的原因。链反应转换效率，分支和能量被认为是1991年10月CR事件在320 EeV的蝇眼探测器在犹他州观察。这些量似乎与塞弗特星系MCG 8-11-11的距离、方向和能量（在MeV伽马能量下观察到的）相一致。$νν_r$相互作用的概率是有利于至少三个数量级的直接$ν$散射到地球大气中。因此，它可能更好地解释了令人困惑的320 EeV事件的河外起源，同时提供了热暗星系晕的间接证据（即，$m_ν\sim$数十eV）中微子，可能是τ型中微子。
1998-12-30 astro-ph hep-ex hep-ph
Cosmic Neutrinos and the Energy Budget of Galactic and Extragalactic Cosmic Rays
虽然更大规模的中微子探测器，如冰立方是发现仪器，其概念设计是非常锚定的观测事实，自然产生的质子和光子的能量分别超过10^{20} eV和10^{13} eV。大自然在哪里以及如何加速最高能量的宇宙粒子的谜题在发现它们近一个世纪后仍未解决。我们将讨论宇宙线的联系如何设定预期的宇宙中微子通量的规模。在这种情况下，我们讨论了完成的AMANDA探测器的第一批结果及其扩展的科学范围，IceCube。
2006-04-21 astro-ph hep-ex hep-ph
