The first full orbit of Eta Carinae seen by Fermi
船底座η双星系统已经完成了自费米大天区望远镜（LAT）开始科学运行以来的第一个5.54年轨道。我们现在能够在船底座η星的整个轨道周期内研究其位置处的高能伽马射线源。通过这一点，我们可以解决和确认时间和光谱变化的早期预测。LAT数据集、仪器响应函数和背景模型的更新版本允许进行更准确的分析。因此，重要的是重新评估先前分析的时间段以及新数据，以进一步约束伽马射线源的位置、谱形状和通量时间历史。我们证实了早期的预测，即在下一次近星点经过时通量值将增加到10 GeV以上。对于数据样本的最新部分，记录的通量值与2008年第一次近星点通过之前的通量值一样高。通过比较近星点和远星点通道附近的光谱能量分布，发现高能带的变化很大。这是由于第二个光谱成分，只存在于近星点周围。改进的空间一致性与伽马射线源在船底座η的位置，以及确认的时间变化超过10 GeV的结合轨道周期加强了明确的源识别的论点。光谱的变化提供了额外的限制，为未来的粒子加速和伽马射线发射碰撞风双星系统的建模。
2015-03-26 astro-ph.HE
η Carinae: a very large hadron collider
船底座η星是我们银河系中质量损失率最大的碰撞风双星，也是唯一一个探测到硬X射线发射的双星。因此，船底座η星是通过探测其伽马射线发射来寻找粒子加速的主要候选者。我们使用前21个月的费米/LAT数据提取伽马射线（0.2-100 GeV）图像，光谱和光变曲线，然后将它们与多波长观测相结合，以模拟非热光谱能量分布。在船底座η的位置探测到一个明亮的伽马射线源。它的通量在几个100兆电子伏对应的硬X射线光谱外推到更高的能量非常好。光谱能量分布具有两个不同的分量。第一个扩展到keV到GeV的能量范围，并在~ 1 GeV处具有指数截止。它可以理解为在碰撞风区中加速到γ ~ 1 E4的电子对紫外光子的逆康普顿散射。预期的同步辐射与现有的非热射电辐射上限是兼容的。第二部分是在20 GeV以上探测到的硬伽马射线尾。这可以用加速强子与稠密恒星风相互作用的π 0衰变来解释。π 0和逆康普顿分量的通量之间的比率大致是由碰撞风双星的模拟预测。这种硬伽马射线尾只有在靠近风碰撞区发射时才能被理解。转移到加速粒子的能量（碰撞机械能的~5%）与热X射线发射的能量相当。我们已经测量了电子光谱负责的keV到GeV的排放，并检测到的证据，强子加速在船底座η。因此，这些观测结果与为船底座η提出的碰撞风情景非常一致。
2010-08-15 astro-ph.HE
Fermi acceleration along the orbit of η Carinae
船底座η型双星系统拥有最大质量的恒星，也是已知质量损失率最高的恒星。其稠密的风遇到伴星排出的更快的风，在激波中耗散机械能，将粒子加速到相对论能量并产生高能（HE）γ射线。我们使用了前7年的Fermi LAT数据，它跨越了近星点的两个船底座η星。我们使用新的PASS 8管道提取了不同轨道相位仓中的低和HE光变曲线和光谱。我们使用粒子加速的流体动力学模拟系统在一个多细胞的几何形状和比较的预测与观察。γ射线发射位置与船底座η星一致。两个发射组件被区分。低能量（LE）在10 GeV以下截止，其通量受轨道运动调制，变化因子< 2。短时间的变化发生在近星点。HE分量通量变化的3-4倍，但在两个近星点不同。假设表面磁场为500 G，在前半部分观测期间在LE和HE观测到的变化与模拟预测相匹配。HE分量和热X射线发射弱于预期的第二近星点周围的风密度的修改，在内部风碰撞区（WCR）。WCR中的扩散激波加速提供了一个令人信服的观测结果和新的诊断工具，以探测系统的几何形状和能量。需要进一步的观测来解释近星点到近星点HE的变化，并将其与强子起源紧密联系起来。船底座η是一个近星点的质子加速器。它的$ν$通量可以通过冰立方多年的观测来检测。轨道调制的HE组件可以区分从CTA的光吸收。
2017-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Eta Carinae with Fermi-LAT: Two full orbits and the third periastron
上下文碰撞风双星是具有强烈相互作用的风的大质量恒星系统。这些双星可能是实际的粒子加速器，由于沿轨道的风碰撞区域的变化，使它们成为可变的伽马射线源。然而，只有两个大质量恒星双星系统被确定为高能量源。第一个也是最典型的系统是船底座伊塔星，它是一个明亮的伽马射线源，其轨道变化在其近星通道附近达到峰值。目标。海山二高能量辐射的起源仍然不清楚，其中有轻强子和强子两种情况正在讨论中。此外，伽马射线的发射似乎在费米大面积望远镜先前观测到的两个近星点之间有所不同。持续观测可能为了解该系统的排放机制提供非常有价值的信息。方法.我们使用了费米大天区望远镜近12年的数据。我们研究了低能量和高能量的成分，寻找两个轨道之间的差异和相似之处，并利用这个大型数据集来寻找附近碰撞风双星的发射。结果我们展示了如何在2014年近星点之前几个月达到Eta Carinae 10 GeV以上的能量分量，而2020年的近星点是迄今为止最明亮的。此外，在其他粒子加速碰撞风系统的高能量发射的上限。结论.目前对海山二的伽马射线观测强烈表明，该系统的风碰撞区域在轨道之间受到扰动，影响了激波内的粒子输运。
2021-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The environment of the wind-wind collision region of $η$ Carinae
船底座$η$是一个碰撞风双星，拥有两颗最大质量的恒星，具有最强的风碰撞机械光度。该系统的风碰撞区域在X射线和$γ$射线中被检测到，并为粒子加速和风磁流体动力学的研究提供了一个独特的实验室。我们的主要目标是使用X射线观测的$η$船底座周围的近星点，以限制风碰撞区的几何形状，并了解其变化的原因。我们分析了10个核光谱望远镜阵列（NuSTAR）观测，这些观测是在2014年近星点附近获得的。NuSTAR阵列监测3至30 keV的源，这使我们能够以非常高的精度掌握连续谱和吸收参数。我们能够识别出几种物理成分并探测它们的变异性。X射线通量的变化方式与以前的近星期观测到的类似，如果在风碰撞区域产生，则与预期的大致相同。在近星点10天内检测到的通量低于预期，表明风碰撞区中心区域的部分破坏。Fe K $α$谱线可能被沿复杂激波阵面加热的电子加宽。其等效宽度的变化表明荧光区域具有复杂的几何形状，并且光源遮蔽度随着视线而迅速变化。
2017-12-04 astro-ph.HE
First Results of Eta Car Observations with H.E.S.S.II
船底座伊塔星（Eta Carinae）是一个碰撞风双星，显示出从硬X射线到高能$γ$射线的非热辐射。的$γ$射线光谱表现出两个光谱分量，其中的高能量分量扩展到300 GeV。利用高能立体观测系统对Eta Carinae的观测导致上限。随着H.E.S.S.的大型28米中央望远镜的增加，在2012年的数组中，能量范围的下限已经大大降低。这降低了能量阈值的分析相比，由于在低于400 GeV的能量提高仪器灵敏度的结果。在接下来的几年里，海船底座η星一直被H.E.S.S.定期观测。二.在这里，我们报告了Eta Carinae观测的第一个结果，其中还包括2014年的近星通道-在GeV $γ$射线中看到的最大$γ$射线发射的时间。
2017-08-03 astro-ph.HE
A lepto-hadronic model of gamma rays from the Eta Carinae and prospects for neutrino telescopes
在船底座双星$η$的整个轨道周期内，费米大天区望远镜（LAT）都在伽马射线中观测到了它。两颗恒星碰撞风中的激波加速电子在激波区域的磁场中辐射出同步光子和逆康普顿光子，目标光子来自两颗恒星中质量更大、亮度更高的恒星的热辐射。逆康普顿发射占主导地位的伽马射线通量数据从$η$船底座，但光谱能量分布显示签名的强子成分在$\sim 10$ -300 GeV范围内的近星点通过。目前和未来的空气切伦科夫望远镜将能够限制在TeV能量的这一部分。宇宙射线质子在碰撞风中加速到$\gg 1$ TeV能量，这是解释强子发射成分通过质子与强子相互作用的必要条件，可以在大型千米级中微子望远镜中探测到$\gtrsim 10$ TeV中微子事件的信号。
2017-12-14 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Gamma-ray follow-up studies on Eta Carinae
最近对高能伽马射线的观测揭示了一个与海山二星系在空间上重合的持续源。由于观测到的伽马射线通量在轨道时间尺度上的调制迄今尚未报道，因此迄今为止不可能进行明确的识别。特别是费米大面积望远镜（LAT）的观测提出了关于实际发射情况的额外问题，因为在该源的伽马射线谱中存在两种能量不同的成分，最好用指数截止幂律函数（CPL）在能量低于10 GeV时和幂律（PL）成分在更高能量时占主导地位来描述。增加曝光与改进的仪器响应功能的LAT现在允许我们进行更详细的调查的位置，光谱形状，和通量的时间历史观测到的伽马射线发射。这是第一次，我们能够报告一个微弱但有规律的通量随着时间的推移而减少。这可以理解和解释的碰撞风双星的情况下，轨道调制的伽马射线发射。我们发现的伽马射线信号的光谱形状与一个单一的发射粒子人口相结合的γ-γ对生产的显着吸收。通过研究通量减少与双星轨道分离之间的相关性，我们可以预测到2014年下一次近星点通过之前的行为。
2012-08-13 astro-ph.HE
Detection of Gamma-ray Emission from the Eta-Carinae Region
我们提出了广泛的观测结果的伽马射线AGILE卫星的银河系区域托管的船底座星云和显着的碰撞风二进制Eta船底座（Eta车）在2007年7月至2009年1月。我们检测到一个伽马射线源（1AGL J1043-5931）与埃塔车的位置一致。如果1AGL J1043-5931与Eta Car系统相关联，我们的数据提供了长期寻求的100 MeV以上的碰撞风双星的首次探测。在2007年7月至2008年10月的前近星点期间，100 MeV以上的平均伽马射线通量为F =（37 +/- 5）x 10-8 ph cm-2 s-1，对应于距离为2.3 kpc的平均伽马射线光度L = 3.4 x 10^34 erg s-1。我们还报道了1AGL J1043-5931在2008年10月11-13日发生的一次持续两天的γ射线耀斑事件，可能与该系统强变激波的瞬时加速和辐射事件有关。
2009-04-17 astro-ph.HE
NICER X-ray Observations of Eta Carinae During its Most Recent Periastron Passage
我们报告了在发光的长周期碰撞风双星Eta Carinae的0.4-10 keV波段的高精度X射线监测观测，直到2020年2月其最近的X射线最小值/近星点通过。海山二于2020年1月7日达到观测到的最大X射线通量，通量水平为$3.30 \times 10^{-10}$ ergs $^{-1}$ cm $^{-2}$，随后于2020年2月17日附近迅速下降至观测到的最小通量$0.03 \times 10^{-10}$ ergs $^{-1}$ cm $^{-2}$。NICER观测结果显示，X射线从最低值仅$\sim$恢复16天，这是迄今为止观测到的最短X射线最低值。我们提供了新的约束的“深”和“浅”的最小间隔。观测到的最热X射线发射的特征X射线温度的变化表明，风-风“弓形激波”的顶点在X射线最小值开始前约81天进入伴星的风加速区。在X射线最小值之前，柱密度呈阶梯状增加，这可能与激波顶点附近存在致密团块有关。在恢复期间和之后，柱密度显示出平稳的下降，这与SWIFT在相同轨道相位下进行的先前$N_{H}$测量一致，表明在两个循环中质量损失率的变化仅为百分之几。最后，我们利用NICER观测到的外层喷出物的X射线通量的变化，导出了$^{-1}$的$\sim 10^{41}$ ergs在“大爆发”附近的喷出物的动力学X射线光度。
2022-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hints of gamma-ray orbital variability from gamma^2 Velorum
上下文碰撞风双星是具有强烈相互作用的恒星风的大质量系统，可以作为粒子加速器。因此，这样的二进制是在高能量下检测的良好候选者。然而，只有巨大的双星船底座伊塔与伽马射线信号紧密相关。第二个星系是船帆座γ ^2，它在位置上与一个γ射线源重合，但仍然缺乏明确的识别。目标。观测到磁通量的轨道调制，就可以明确地确定双星伽马^[2]速度轮是费米大天区望远镜（Fermi-LAT）探测到的伽马射线源。方法.我们已经使用了超过10年的观测与费米-LAT。事件与双星的轨道周期折叠，以寻找变化。通过与更保守的脉冲选通分析进行比较，研究了附近Vela脉冲星强辐射可能引起的系统误差。结果轨道变化的线索被发现，表明最大的流量从二进制在apastron通道。结论.我们的分析加强了伽马射线产生于船帆座γ ^2的可能性，这很可能是风碰撞区域中粒子加速的结果。观测到的轨道变化与最近MHD模拟的预测一致，但与船底座伊塔的轨道变化形成对比，其中光变曲线的峰值出现在近星点。
2020-03-12 astro-ph.HE
A Model for the 19th Century Eruption of Eta Carinae: CSM Interaction Like a Scaled-Down Type IIn Supernova
本文提出了一个简单的19世纪海山二号爆发的模型，它包括两个组成部分：（1）强风（MdotM=0.33 Msun/yr; v=200 km/s），吹了30年，其次是（2）1844年1 e50 erg的爆炸。快速喷出物和CSM之间的碰撞导致了1844年底观测到的亮度增加，随后是持续10-15年的持续高光度阶段，与历史光变曲线相匹配。出射光度由CSM相互作用提供动力，类似于发光的IIn型超新星的过程，除了爆炸能量低10倍和速度较慢（导致更长的持续时间和更低的出射光度）。这样的爆炸性事件为光变曲线的演化提供了一个自然的解释，但也解释了侏儒星云的一些令人困惑的属性：（1）总辐射能和总动能的大致均分;（2）Homunculus的双层壳结构;（3）薄的后掠壳导致的表观单龄和Hubble流;（4）HST图像中极瓣的复杂斑驳外观，由Raleigh-Taylor或Vishniac不稳定性引起，（5）有效和快速的尘埃形成，如在IIn型超新星中所见，以及（6）快速（5000公里/秒）的物质，产生于离开密集的CSM时的前向激波的加速。原则上，双极形状已经在早期的相互作用风的研究中得到了解释，除了这里的CSM相互作用只发生了10年，产生了一个薄壳，所产生的结构然后冻结在膨胀的双极星云中。这种自洽的图片有许多其他喷发瞬变的影响，其中许多也可能是供电CSM相互作用。
2012-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gamma-rays and positrons from Colliding Wind Binaries
$η$船底座双星系统是第一个观测到的不包含致密天体的$γ$射线双星系统。主星的密集风与来自伴星的快速光风相互冲击，创造了通过费米机制将粒子加速到相对论能量的条件。这些相对论性粒子随后耗散非热辐射。费米-LAT和H.E.S.S. $η$隆凸的检测证实了这种假设。如果在激波中消散的风机械能的百分之几进入粒子加速，流体动力学模拟提供了与观测结果令人信服的匹配。本征$π^0$衰变谱是最大能量、光度、粒子漂移和遮蔽的复杂卷积。加速粒子主要通过逆康普顿、同步辐射和光子介子的产生来冷却。高能$γ$ -射线还与两颗发光恒星发出的各向异性紫外光子池相互作用，产生$e^\pm$对，并强烈修改观测到的光谱。由于受冲击区域的形状、位置和气体密度的变化，预计沿轨道的光学深度会发生快速变化。各种CTA模拟证实，通量变化下降到几天的时间尺度可以检测到30 GeV以上。这些变化将从与$γ$ - $γ$不透明度相关的光谱中分离出本征粒子光谱，并确定注入星际介质的相对论质子和正电子的通量、碰撞风区的几何形状和磁场配置，以及双星系统的几何方向。CTA还将揭示高能成分的性质、机制和引入粒子加速的动能的百分比。
2019-09-02 astro-ph.HE
Power requirements for cosmic ray propagation models involving re-acceleration and a comment on second order Fermi acceleration theory
在考虑再加速的传播模型中，我们导出了星际湍流向银河系宇宙射线传递能量的解析表达式。这是用来估计在这种模式所需的功率和相对重要性的主要加速对再加速。分析提供了一个正式的数学证明费米的启发式帐户的二阶加速在他的经典1949年的文件。
2014-05-26 astro-ph.HE
First order Fermi acceleration driven by magnetic reconnection
本文用箱模型研究了由磁重联驱动的一阶费米加速。它表明，至少在这个简单的模型中，加速粒子的谱指数与总压缩的关系与扩散激波加速相同，而不是像已经提出的那样，是一个普遍的$E^{-5/2}$谱。加速时间尺度的估计和一些意见的适用性的过程。
2012-02-22 astro-ph.HE
Origin of Nonthermal Emission from the Fermi Bubbles and Mechanisms of Particle Acceleration There
我们分析了费米泡中粒子的加速过程。我们研究的目的是获得加速机制的限制。我们对背景等离子体加速、超新星遗迹发射的相对论电子再加速和银河系中心恒星潮汐破裂过程产生的激波加速这三个过程的分析表明，多激波加速模型目前没有严重的异议，因此似乎我们比其他模型更有吸引力。
2013-11-26 astro-ph.HE
A new analytic solution for 2nd-order Fermi acceleration
给出了二阶费米加速的一个新的解析解。特别是，我们考虑随时间变化的随机加速率，扩散和对流逃逸以及绝热损失。湍流谱的幂律指数q是无约束的，因此可以解释Kolmogorov（q = 5/3）和Kraichnan（q = 3/2）湍流、Bohm扩散（q = 1）以及硬球近似（q = 2）。这大大提高了迄今为止已知的解决方案，并将被证明是一个有用的工具，在各种天体物理环境中的二阶费米加速更逼真的建模。
2011-11-23 astro-ph.HE
Multi-wavelength Emission from the Fermi Bubble III. Stochastic (Fermi) Re-Acceleration of Relativistic Electrons Emitted by SNRs
分析了银河系盘中超新星遗迹（SNRs）发射的电子随机再加速并传播到星系晕的模型，以解释费米泡（FB）非热辐射（射电和γ射线）的起源。我们假设，在晕中的再加速的能量是由恒星吸积到中心黑洞的过程所产生的冲击提供的。数值模拟表明，具有强湍流的区域（电子再加速的地方）位于星系晕的高处，大约在盘上方几千秒差距。由于同步加速器和逆康普顿能量损失，到达这些区域的SNR电子的能量不超过几个GeV。在适当的再加速参数下，这些电子可以被再加速到10E12 eV的能量，这解释了在这个模型中观察到的FB的无线电和伽马射线发射的起源。然而，尽管模型的伽玛射线谱与费米实验结果一致，但模型的射电谱比WMAP和普朗克实验观测到的要陡。如果绝热损失，由于等离子体流出银河系中心区域的考虑，然后再加速模型很好地再现了普朗克数据点。
2015-03-13 astro-ph.HE
Orders of Fermi- and Plasma-Accelerations of Cosmic Rays
在{ \tt 1006.5708 [astro-ph.HE]}中介绍的超高能宇宙射线的通用加速模型提出了宇宙带电粒子与不同类型的等离子体场之间的各种类型的电磁相互作用，这些等离子体场被假定在空间和时间上具有一般配置。模型中还包括了著名的费米加速机制。同时，非相对论极限费米机制遵循$β$的一阶和二阶，即粒子速度与恒星磁云速度的比值，在等离子体场扇区中，$β$不起任何作用，即为零阶。在相对论极限下，费米加速度的量级只有在弹性散射或冲击波的条件下才是可能的。此外，还发现$β$系数是初、末速度和特征拉莫尔半径的函数。
2010-10-26 astro-ph.HE
Time and Space Dependent Stochastic Acceleration Model for the Fermi Bubbles
Fermi-LAT揭示了存在于银河系中心的两个巨大的伽马射线气泡，称为“费米气泡”。WMAP的观测也报告了在同一区域存在两个微波气泡，被称为“WMAP haze”。为了解释这些成分，有人认为γ射线是由等离子体湍流加速的相对论电子的逆康普顿散射产生的，而微波是由同步辐射辐射的。但是以前的研究没有再现费米泡和WMAP雾在星系中典型的磁场下。我们假设存在于气泡中的冲击和由等离子体湍流加速的效率，“随机加速”，随着与冲击波阵面的距离而变化。与激波阵面的距离随着时间的增加而增加，因此加速效率也随着时间的变化而变化。我们还考虑了电子通过扩散损失从湍流中逃逸的时间发展。我们的模型成功地再现了典型磁场下费米泡和WMAP霾的观测特性。
2015-02-10 astro-ph.HE
Detection of very-high-energy gamma-ray emission from Eta Carinae during its 2020 periastron passage
本研究利用H.E.S.S.首次完整观测船底座η星近星点通过，探测到甚高能伽马射线，谱指数为3.3，并推断辐射区距质心10-20天文单位，质子加速至数TeV。
2025-01-21 astro-ph.HE
Hard X-ray identification of Eta Carinae and steadiness close to periastron
内容：碰撞风双星Eta Car表现出软X射线热辐射，在近星点附近变化很大，而在硬X射线和伽马射线中则表现出非热辐射。目的：确定Eta Car是硬X射线发射源，研究2-10 keV波段的变化如何影响硬X射线波段的变化，并利用在近星点附近获得的新的积分观测结果更清楚地了解产生非热发射的机制。研究方法：钱德拉观测包含ISGRI误差圆进行了分析，所有其他软X射线源（包括埃塔车本身的外壳）被视为可能的对应部分。研究了Eta Car靠近近星点的新硬X射线图像，并与以前远离近星点的观测结果进行了比较。结果如下：当积分分量用幂律表示时（光子指数为1.8），只要ISGRI源的氢柱密度低于1 E24 cm^{-2}，它在钱德拉波段产生的辐射就比从ISGRI误差圆中除Eta Car外的任何点源观测到的辐射都多。这种来源是罕见的，因此ISGRI排放很可能与埃塔汽车有关。外壳对非热分量的最终贡献也仍然相当有限。在近星点附近，Eta Car的硬X射线辐射达到了3-sigma探测，其通量与远离近星点的平均值相近。结论：假设热源和非热源都有单一的吸收成分，这种检测可以用不超过6 E23 cm^{-2}的氢柱密度来解释，而不需要求助于硬X射线发射的固有增加。注入硬X射线的能量（一个月的平均值）在几个恒星半径内似乎相当恒定，正好在风的加速区域内。
2010-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Physical Conditions for the Acceleration on Ultra-high-energy Cosmic Rays in Nearby Active Galactic Nuclei Observed with the Fermi Large Area Telescope
利用多波长观测资料研究了活动星系核（AGN）附近超高能宇宙射线（UHECR）加速的可能性，并对其物理条件进行了约束，即：同步辐射的亮度和加速点的大小。首先，我们研究了费米第三伽马射线源目录中UHECR的到达方向和附近活动星系核的位置之间的空间相关性。我们选择了27个活动星系核作为UHECR加速器的候选者。然后，利用Peer和Loeb方法，利用同步辐射的峰值亮度和逆康普顿散射与同步辐射的峰值通量比，对活动星系核加速区的物理条件进行了评估。通过计算，我们发现六个活动星系核都具有加速活动星系核中超高能质子的能力。此外，我们发现，最小的加速尺寸必须超过几个千秒差距的UHE质子加速的活动星系核叶。
2017-10-17 astro-ph.HE
Time-Dependent Stochastic Acceleration Model for the Fermi Bubbles
我们研究费米泡的随机加速模型。通过Kelvin-Helmholtz、Rayleigh-Taylor或Richtmyer-Meshkov不稳定性，在激波前沿后面激发湍流，等离子体粒子通过与湍流的相互作用而不断加速。湍流随着远离激波阵面而逐渐衰减。采用随机加速的唯象模型，我们明确地解决了湍流中粒子能量分布的时间演化。我们的结果表明，高能粒子的空间分布是不同于那些稳定的解决方案。我们还表明，从加速区域逃逸的电子的贡献显着软化的光子谱。我们的模型再现了光子谱和表面亮度分布。如果逃逸效率非常高，那么逃逸的低能电子的射电通量可以与WMAP烟雾的射电通量相媲美。我们也证明了强子模型与随机加速度，但他们是不可能的能量收支的观点。
2015-11-09 astro-ph.HE
Time-Dependent Models for Blazar Emissions with the Second-Order Fermi Acceleration
湍流驱动的二阶费米加速（Fermi-II）可能是耀变体喷流中电子加速的原因。我们测试这个模型与时间相关的模拟。由费米-Ⅱ过程预测的硬电子谱与1ES 1101 - 232的硬光子谱一致。对于其他耀变体，显示较软的光谱，费米-II模型需要径向演化的电子注入率和/或扩散系数的流出。这样的演化可以产生弯曲的电子谱，它可以再现Mrk 421从射电到X射线的同步辐射谱，而Mrk 421在GeV能量范围内的光子谱很难用同步辐射自康普顿模型拟合。然而，如果我们引入一个光度为$4.9 \times 10^{38}~\mbox{erg}~\mbox{s}^{-1}$的外部射电光子场，则通过逆康普顿散射成功地产生了GeV光子。扩散系数或注入速率的时间变化引起耀斑发射。观测到的X射线和TeV耀斑的同步性意味着耀斑源区的磁场减小。
2013-11-23 astro-ph.HE
2nd-order Fermi acceleration as the origin of the Fermi bubbles
费米-LAT的伽马射线数据显示，在银河系中心上下50度处有一个双小叶结构，与ROSAT X射线图中可能相关的结构相吻合，该结构可能起源于几百万年前靠近银河系中心的一些能量释放。有人认为，伽马射线的产生是由于相对论电子在气泡中存在的等离子体冲击下加速的逆康普顿散射。我们探讨了另一种可能性，相对论电子进行随机的二阶费米加速在整个体积的气泡等离子体波湍流。这种湍流产生的外部冲击波后面，并传播到气泡体积，导致一个非平凡的空间变化的电子光谱指数。而不是一个恒定的体积发射率预测在其他模型中，我们发现一个几乎恒定的表面亮度的伽马射线，也重现观察到的尖锐边缘的气泡。我们对其他渠道可能进行的交叉检查发表意见。
2011-08-08 astro-ph.HE
The Most Intensive Gamma-Ray Flare of Quasar 3C 279 with the Second-Order Fermi Acceleration
利用随机电子加速模型对2013年12月3C 279的{ \it Fermi}-LAT观测到的短而亮的耀斑进行了检验。我们的含时模拟表明，非常硬的光谱和不对称的光变曲线成功地再现从稳定期的值，只有改变磁场。随着磁场的减小，电子的最大能量急剧增加，这产生了所观察到的硬光子谱。由于与外部光子的逆康普顿散射导致的快速冷却再现了光变曲线的衰减特征。推断出的磁场能量密度远小于电子和光子的能量密度。低的磁场和短的变化时间尺度不利于从坡印亭通量逐渐耗散的射流加速模型。
2015-07-21 astro-ph.HE
High-energy particle transport in 3D hydrodynamic models of colliding-wind binaries
双星系统中的大质量恒星（如WR 140、WR 147或$η$船底座）一直被认为是潜在的高能$γ$射线源。这种辐射被认为是在恒星风碰撞产生相对论粒子的区域产生的，这些粒子随后可能会发射出$γ$射线。详细的数值流体动力学模拟已经提供了深入了解风碰撞区（WCR）的复杂动力学，而独立的分析研究，虽然简化了WCR的描述，揭示了带电粒子的光谱。在本文中，我们描述了这两种方法的组合。我们提出了一个三维流体动力学模型碰撞恒星风和计算相对论粒子的光谱能量分布的WCR的结构。我们的模型的流体动力学部分结合了线驱动的风，重力，轨道运动和辐射冷却的冲击等离子体的加速。在我们的带电粒子的治疗中，我们考虑在WCR扩散冲击加速和随后的冷却通过逆康普顿损失（包括克莱因-Nishina效应），韧致辐射，碰撞和其他能量损失机制。
2014-01-07 astro-ph.HE
Non-Thermal Electron Acceleration in Low Mach Number Collisionless Shocks. II. Firehose-Mediated Fermi Acceleration and its Dependence on Pre-Shock Conditions
已知电子加速到非热能发生在星系团和太阳耀斑的低马赫数（M<5）激波中，但电子加速机制仍然知之甚少。利用二维等离子体粒子模拟，我们在论文I中证明了电子在低马赫数（M=3）准垂直激波中通过类费米过程被有效地加速。电子在上游区域和冲击波阵面之间反弹，在冲击波处的每次反射通过冲击波漂移加速导致能量增益。上游散射由斜磁波提供，斜磁波是由冲击前逸出的电子自发产生的。在目前的工作中，我们采用额外的二维PIC模拟来解决上游斜波的性质。我们发现，波产生的冲击反射电子通过消防水龙带不稳定性，这是由各向异性的电子速度分布。我们系统地探讨波的产生和电子加速的效率如何依赖于磁场的磁化强度，流动磁化（或等效地，等离子体β），和上游电子温度。我们发现，该机制适用于冲击与高等离子体β（>20）在几乎所有的磁场强度，并为电子温度的范围内相关的星系团。我们的研究结果提供了一个自然的解决方案，从星系团的外围观测到的明亮的无线电同步辐射和低电子加速效率通常预期在低马赫数冲击之间的冲突。
2014-10-23 astro-ph.HE
Exploring Particle Acceleration in Gamma-Ray Binaries
双星系统可以是从无线电到伽马射线的非热辐射的强大来源。当后者被探测到时，这些物体被称为伽马射线双星。在这项工作中，我们探讨，在伽马射线双星的背景下，不同的加速过程，以估计其效率：费米I，费米II，剪切加速，转换器机制，和磁重联。我们发现，费米我在一个温和的相对论性冲击加速可以提供，虽然微不足道，多10 TeV的粒子需要解释的意见。剪切加速可能是一种补充机制，使粒子最终达到如此高的能量。费米II加速可能太慢，无法解释观测到的非常高能量的光子，但可能适合解释扩展的低能发射。转换器机制似乎需要相当高的洛伦兹因子，但不能被先验地丢弃。标准的相对论激波加速需要一个高度湍流、弱磁化的下游介质;磁重联本身可能不足以达到非常高的能量，也许可以促进这样的条件。需要进一步的理论发展和更好的源特性，以确定主要的加速机制，这不需要在所有源中是一个相同的。
2011-10-07 astro-ph.HE
Properties of the First-order Fermi acceleration in fast magnetic reconnection driven by turbulence in collisional MHD flows
快速磁重联可能发生在不同的天体物理源中，产生类似耀斑的发射和粒子加速。目前，这个过程正在研究作为一种有效的机制，通过一阶费米过程加速粒子。在这项工作中，我们分析的加速率和能量分布的测试粒子注入三维磁流体动力学（MHD）域与大规模的电流片的重联是快速的湍流的存在。我们研究了粒子加速时间与嵌入湍流相关参数的依赖关系，Alfvén速度$V_{\rm A}$、注入功率$P_{\rm inj}$和比例$k_{\rm inj}$（$k_{\rm inj} = 1/l_{\rm inj}$）。我们发现，加速时间遵循幂律依赖于粒子动能：$t_{acc} \propto E^α$，与$0.2 < α< 0.6$的$c / V_{\rm A} \sim 20 - 1000$的值的巨大范围。加速时间随阿尔文速度（因此也随重联速度）的增加而减小，与预期的一样，具有近似的依赖关系$t_{acc} \propto (V_{\rm A} / c)^{-κ}$，对于达到$1 - 100 \, m_p c^2$之间动能的粒子，分别具有$κ\sim 2.1- 2.4$。此外，我们发现，加速时间仅弱依赖于$P_{\rm inj}$和$l_{\rm inj}$参数的湍流。粒子谱发展了一个高能量的尾巴，它可以在加速的早期由硬幂律拟合，与无碰撞等离子体中磁重联粒子加速的动力学研究结果一致。
2016-09-27 astro-ph.HE
Fermi~I particle acceleration in converging flows mediated by magnetic reconnection
上下文具有不同极性的强磁场的会聚流可以通过磁重联来加速粒子。如果粒子的平均自由程比重联层的厚度长，但比整个重联结构短得多，则粒子将主要以非常低的逃逸概率与入射流相互作用。目标。我们探索，在一般情况下，也在一些特定的情况下，粒子被加速的可能性，在磁重联层的相互作用，只有与传入的流量。方法.我们的特点进行磁重联的收敛流，并推导出分析估计的粒子能量分布，加速率，并在这些流中可实现的最大能量。我们还讨论了一种情况下，根据射流占主导地位的磁场的极性变化，在这种机制可能会运作。结果如果重联层比其横向特征尺寸薄得多，并且磁场具有无序分量，则建议的加速机制起作用。同步加速器的损失可能会阻止电子进入这种加速状态。加速率应该更快，粒子的能量分布比标准扩散冲击加速更硬。在活动星系核和微类星体的喷流的最里面的区域的障碍物的相互作用可能是合适的网站粒子加速在收敛流。
2012-06-04 astro-ph.HE
Cosmic Ray Acceleration in Hydromagnetic Flux Tubes
我们发现射电星系瓣内回流中的磁流体流管为宇宙射线（CR）的超高能加速提供了一个合适的环境。我们表明，CR可以达到Hillas（1984）的能量，即使在磁通管中的磁化湍流是不够强的玻姆扩散适用。本文证明了磁流体管中连续弱激波引起的一阶费米加速与强湍流引起的二阶费米加速是等价的。
2019-06-06 astro-ph.HE
Superbubbles as Galactic PeVatrons: The Potential Role of Rapid Second-Order Fermi Acceleration
本研究通过解析模型证明，在超级气泡中，若阿尔芬速度大于300 km/s且扩散系数适中，二阶费米加速可在1-5百万年内将宇宙射线加速至PeV能量，为银河系PeV宇宙射线起源提供新解释。
2024-08-21 astro-ph.HE
Monte Carlo modelling of particle acceleration in collisionless shocks with an effective mean electric field
超新星遗迹无碰撞激波中的相对论粒子加速伴随着宇宙线（CR）驱动的等离子体不稳定性的磁场放大。贝尔的快速CR电流不稳定性的预测，产生湍流与非零平均电场的冲击前兆。我们提出了一个明确考虑有效平均上游电场的费米激波加速的蒙特卡罗模型。我们的模型是非线性的，并包括有效的费米加速对激波结构的反作用。
2019-05-24 astro-ph.HE
The Fermi/LAT sky as seen by INTEGRAL/IBIS
在这封信中，我们提出的第四INTEGRAL/IBIS软γ射线目录之间的交叉相关的结果，在20-100 keV的范围内，和费米LAT亮源列表中的对象发射在100 MeV - 100 GeV的范围。主要的结果是，只有一个极小的一部分，超过720个源检测到的INTEGRAL和人口的205费米LAT源在两个光谱制度。这是在尽管mCrab积分灵敏度为银河系和河外的来源和突破，在灵敏度方面，实现了费米在MeV-GeV的能量。在第四个INTEGRAL/IBIS星表中清晰地探测到的14个费米LAT源中，大多数是光学识别的活动星系核（10个），另外还有2个孤立的星系核（蟹状星云和船帆座星云）和2个高质量X射线双星（HMXB，LS I +61 303和LS 5039）。还有两个可能的关联被发现：一个是0 FGL J1045.6-5937，可能是大质量碰撞风双星系统船底座伊塔的高能对应物，最近的INTEGRAL观测发现它是一个软伽马射线发射体，而0 FGL J1746.0-2900与IGR J17459-2902重合，但仍然没有与任何已知的低能量天体识别。对于其余的189费米LAT源没有积分对应的发现，我们报告的2西格玛上限在能带20-40千电子伏。
2009-10-09 astro-ph.HE
Spectral curvature and breaks from Fermi acceleration at oblique shocks
Max-Planck-Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）；Indian Institute of Science Education and Research, Tirupati（印度科学教育研究学院蒂鲁帕蒂分校）
本文指出斜激波生成幂律谱需满足Bohm scaling和空间均匀散射，否则会产生谱曲率与破折，并通过Sapphire++数值模拟验证了该效应在快激波中尤为显著。
2025-11-03 astro-ph.HE
A numerical study of the interplay between Fermi acceleration mechanisms in radio lobes of FR-II radio galaxies
背景：射电强活动星系核被认为具有不同的粒子加速位置，这导致了观测到的非热谱。随机湍流加速（STA）和扩散激波加速（DSA）通常被认为是弱磁化环境中高能粒子的潜在来源。这些加速过程和各种辐射损失共同决定了这些河外射电源的发射特性。目的：本研究的目的是调查的STA和DSA之间的动态相互作用的FR-II射电星系的射电叶，以及这些加速机制的方式，随着各种辐射损失，共同塑造这些河外源中看到的发射功能。研究方法：一个唯象动机STA模型被认为是随后采用磁流体动力学模拟无线电波瓣通过一个新的混合欧拉-拉格朗日框架。结果：STA产生一个弯曲的粒子谱，这是从形态上不同于通常的冲击加速谱。由于基础粒子能谱的这种结构差异，在射电瓣的谱能量分布中出现了各种多波长特征。此外，我们观察到增强的弥漫性X射线发射的情况下，STA被考虑到除了DSA的无线电波瓣。
2022-08-26 astro-ph.HE
Non-Thermal Electron Acceleration in Low Mach Number Collisionless Shocks. I. Particle Energy Spectra and Acceleration Mechanism
对星系团和太阳耀斑的射电和X射线观测揭示了低马赫数（M<5）激波中电子加速到非热能的过程，但对电子加速的机制仍知之甚少。扩散冲击加速，也称为一阶费米加速，不能直接用来解释电子的加速。相反，需要一种额外的机制来将电子从热能预加速到超热能，这样它们就可以参与费米过程。在这项工作中，我们使用二维和三维粒子在细胞等离子体模拟研究电子加速在低马赫数冲击。我们重点研究了M=3的参考运行中的粒子能谱和加速机制，以及准垂直的预冲击磁场。我们发现大约15%的电子可以被有效地加速，在能谱中形成非热幂律尾，斜率为p~2.4。最初，热电子通过冲击漂移加速在冲击波前被激励。然后，加速的电子被反射回上游，在那里它们与入射流的相互作用产生磁波。反过来，波散射向上游传播的电子，使其返回冲击波，以进一步通过冲击波漂移加速。总之，自生波允许冲击漂移加速的重复循环，类似于持续的费米过程。这种机制提供了一个自然的解决方案，从星系团的外围观测到的明亮的无线电同步辐射和低电子加速效率通常预期在低马赫数冲击之间的冲突。
2014-08-26 astro-ph.HE
Particle Acceleration in Turbulence and Weakly Stochastic Reconnection
快粒子在天体物理环境中通过各种过程被加速。重联点的加速度近年来引起了研究者的关注。本文分析了在不同磁重联组态的三维磁流体动力学（MHD）模拟中注入的测试粒子的能量分布演化。当考虑单个Sweet-Parker拓扑时，粒子主要通过一阶费米过程加速，如先前的工作（de Gouveia Dal Pino & Lazarian，2005）所预测的，并在Kowal，de Gouveia Dal Pino & Lazarian（2011）中进行了数值演示。当湍流包括在电流片，加速率，这取决于重联率，是非常增强。这是因为在湍流存在下的重连变得快速并且与电阻率无关（Lazarian & Vishniac，1999; Kowal等人，2009）并允许形成填充有多个同时重连的磁通量的厚体积。被困在这个体积内的带电粒子遭受几个迎面散射与收缩的磁波动，这显着增加了加速率，并在一阶费米过程的结果。为了进行比较，我们还测试了MHD湍流中的加速，在这种湍流中，粒子受到接近和后退的磁不规则性的碰撞，导致加速率降低。我们认为，在这种情况下，占主导地位的加速机制接近二阶费米过程。
2012-02-23 astro-ph.HE
Constraining Sources of Ultra High Energy Cosmic Rays Using High Energy Observations with the Fermi Satellite
我们分析的条件，使粒子加速到超高能量，~10^{20} eV（UHECR）。我们表明，宽带光子数据最近提供的WMAP，ISOCAM，雨燕和费米卫星，产量的活动星系核（AGN）的能力，以产生UHECR的限制。高能（MeV-GeV）光子由发射的低能光子与宇宙微波背景或河外背景光的康普顿散射产生。因此，在高和低光子能量下的光度的比率可以用作加速站点中的物理条件的探针。我们发现，现有的数据排除了核心区域附近的射电响亮AGN作为可能的加速地点的UHECR质子。然而，我们表明，巨大的射电瓣不排除。我们将我们的方法应用于Cen A，并表明质子加速到~10^{20} eV只能发生在距离核心>~ 100 kpc处。
2012-02-09 astro-ph.HE
Stochastic Particle Acceleration in Multiple Magnetic Islands during Reconnection
提出了一种带电粒子与多个磁岛相互作用的非热粒子加速机制。原始的费米加速模型假设星际介质中随机分布的磁云以随机速度$V_c$运动，由于头-尾碰撞和头-尾碰撞的结合，使得$O(V_c/c)^2$具有二阶加速。在这封信中，我们重新考虑了原来的费米模型，在重新连接过程中引入多个磁岛而不是磁云。我们讨论了高能粒子有分布在磁岛外的趋势，它们主要与重联流出喷流相互作用。结果，加速效率变为$O(V_A/c)$的一阶，其中$V_A$和$c$分别是阿尔文速度和光速。
2012-01-04 astro-ph.HE
Evidence for proton acceleration and escape from the Puppis A SNR using Fermi-LAT observations
本研究利用Fermi-LAT 14年观测数据，对Puppis A超新星遗迹进行形态与光谱分析，发现东侧伽马射线发射源于π介子衰变，且附近硬谱源表明存在质子逃逸。
2023-10-16 astro-ph.HE
Fermi acceleration under Lorentz invariance violation
本文在洛伦兹不变性破缺假设下重新研究费米加速机制，计算了能谱与加速时间，发现一阶费米机制能谱在高能端受强烈抑制，首次展示了基准加速机制在LIV下的修正。
2024-09-02 astro-ph.HE hep-ph
The Fermi LAT view of Cygnus: a laboratory to understand cosmic-ray acceleration and transport
天鹅座X是银河系本旋臂中一个显著的恒星形成区，距离太阳系约1.4千秒差距。伽马射线观测可用于追踪与周围星际气体和低能辐射场相互作用的宇宙射线（CR）。利用费米大天区望远镜（LAT），我们发现在年轻星团的电离锋所包围的区域中存在一个50 pc宽的新加速的CR茧。另一方面，LAT数据显示，在整个天鹅座复合体上平均的CR人口在400 pc的尺度上与太阳附近的星际空间中发现的相似。这些结果证实了长期存在的假设，即大质量恒星形成区拥有CR工厂，并为在这种动荡环境中的CR生命早期阶段提供了新的见解。
2012-11-13 astro-ph.HE
Shear Acceleration in Expanding Flows
剪切流自然会发生在天体物理环境和连续非热费米型粒子加速的潜在场所。在这里，我们调查的效率扩大相对论流出，以促进加速高能带电粒子到更高的能量。为此，逐步剪切加速度系数推导的基础上的分析处理。结果适用于活动星系核的相对论性喷流的背景下。对各种锥形流剖面（即，幂律，高斯，费米-狄拉克），并与相关的辐射和非辐射损失时间尺度进行比较。结果表明，相对论剪切流能够将宇宙射线提升到极端能量。另一方面，有效的电子加速需要弱磁场，并且因此可能伴随着粒子加速的延迟开始，并且影响总体射流外观（例如，核心、脊线和边缘增亮）。
2016-11-14 astro-ph.HE
GRBs as ultra-high energy cosmic ray sources: clues from Fermi
如果伽马射线暴是超高能宇宙射线的来源，那么在伽玛射线暴数据中预计会有强子加速的辐射特征。费米伽马射线太空望远镜的观测提供了通过电磁通道寻找伽马射线暴中UHECR证据的最佳手段。各种问题有关的UHECR加速伽玛暴的审查，重点是能量的问题。
2010-03-27 astro-ph.HE
Particle Acceleration in Mildly Relativistic Shearing Flows: the Interplay of Systematic and Stochastic Effects, and the Origin of the Extended High-energy Emission in AGN Jets
活动星系核（AGN）大尺度喷流中扩展X射线辐射的起源对传统的加速和辐射模型提出了挑战。虽然电子同步辐射被认为是最可行的辐射机制，但连续大尺度X射线结构的形成仍然是一个悬而未决的问题。由于天体物理射流预计将表现出一些湍流和剪切运动，我们在这里调查的剪切流的潜力，以促进延长粒子的加速，并评估其对所得粒子分布的影响。我们的处理结合了系统剪切和随机二阶费米效应。我们发现，对于适用于大规模活动星系核喷流的典型参数，随机二阶费米加速，它总是伴随着剪切粒子加速，可以发挥重要的作用，在促进整个过程中的粒子粒子加速。我们研究了随时间变化的粒子分布的存在下，二阶费米加速，剪切加速，和同步加速器的损失，使用一个简单的福克-普朗克方法，并提供插图可能出现的复杂的（多组分）粒子能量分布与不同的光谱分支。我们提出了适用于大规模活动星系核喷流的典型参数的例子，表明了理解扩展X射线发射和超高能宇宙射线起源的基本过程的相关性。
2017-06-04 astro-ph.HE
The Important Role of Cosmic-Ray Re-Acceleration
在过去的几十年里，高能仪器的改进使人们能够更深入地了解宇宙线的起源问题。特别是，伽马射线卫星AGILE（Astronorivelatore Gamma ad Immagini LEggero）和费米-LAT（费米-大面积望远镜）对确认超新星遗迹直接参与宇宙射线的研究做出了巨大贡献。尽管有几次尝试去拟合实验数据，假设新加速粒子的存在，但科学界现在意识到，先前存在的宇宙射线再加速的作用不能被忽视。在这项工作中，我们强调的重要性，预先存在的宇宙射线再加速在银河系中显示其基本贡献，在中年超新星遗迹冲击和恒星风的前向冲击。
2019-04-29 astro-ph.HE
Beyond Fermi-II: Intermittent Particle Acceleration by Relativistic Turbulence in Astrophysical Plasmas
Centre for Space Research, North-West University（西北大学空间研究中心）
STRIPE框架揭示相对论湍流在微夸克星中产生硬幂律高能尾部，挑战传统费米-II模型。
2026-03-10 astro-ph.HE
Acceleration of Cosmic Ray Electrons at Weak Shocks in Galaxy Clusters
根据结构形成模拟，具有典型马赫数$M_{\rm s}\lesssim 3$的弱激波预计将在合并的星系团中形成。对许多合并星团的X射线和无线电观测表明了这种激波的存在。特别是，被称为射电遗迹的弥散射电源可以用同步加速器发射的电子在准垂直冲击下通过弥散冲击加速（费米I）加速来解释。在这里，我们也考虑可能的作用随机加速（费米II）的压缩MHD湍流下游的冲击。然后，我们探讨了一个令人困惑的差异，对于一些无线电遗物，从无线电频谱指数推断的冲击马赫数实质上大于从X射线观测估计。如果射电遗迹的激波表面由多个不同强度的激波组成，那么这个问题就可以理解了，在这种情况下，X射线观测倾向于拾取低马赫数和高动能通量的激波部分，而射电辐射则优先来自高马赫数和高宇宙线（CR）产生的激波部分。我们还表明，费米I再加速模型与预先存在的化石电子补充费米II加速由于postshock湍流可以重现观测到的无线电通量密度和集成的无线电频谱的两个巨大的无线电遗迹。研究表明，CR电子在星系团中的无碰撞激波中可以被加速，就像在星际介质中的超新星遗迹激波和在太阳风中行星际激波一样。
2017-07-25 astro-ph.HE
H.E.S.S. observations of the Carina nebula and its enigmatic colliding wind binary Eta Carinae
巨大的双星系统船底座伊塔和周围的HII复合体船底座星云是潜在的粒子加速场所，预计可能会发射甚高能量（VHE; E > 100 GeV）的γ射线。本文介绍了H.E.S.S.在VHE γ射线观测中收集的数据。2004年至2010年望远镜阵列，覆盖了Eta Carinae的整个轨道。在33.1小时的数据集中，没有发现来自Eta Carinae的显著γ射线发射的迹象，并且在能量阈值470 GeV以上，γ射线通量的上限为7.7 x 10-13 ph cm-2 s-1（99%置信水平）。再加上费米LAT探测到的高达100 GeV的高能（HE; 0.1 GeV > E > 100 GeV）γ射线辐射，并假设平均HE谱指数延续到VHE域，这些结果意味着γ射线谱在HE和VHE γ射线范围之间有一个截止点。这可能是由于加速粒子分布的截止或由于风碰撞区严重的γ-γ吸收损失造成的。此外，对船底座星云的扩展γ射线发射的研究得出γ射线通量的上限为4.2 x 10-12 ph cm-2 s-1（99%置信水平）。导出的上限~23的宇宙射线增强因子的结果发现老年混合形态超新星遗迹W 28进行了比较。
2012-04-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Reinterpretation of the Fermi acceleration of cosmic rays in terms of the ballistic surfing acceleration in supernova shocks
Space Research Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院空间研究中心）
研究重新解释宇宙射线加速机制，指出费米机制不成立，球面冲浪加速能更准确描述超新星冲击中的加速过程及能谱特征。
2024-07-22 astro-ph.HE physics.space-ph
Time Dependent Leptonic Modeling of Fermi II Processes in the Jets of Flat Spectrum Radio Quasars
本文讨论了含时轻子模型中低频尖峰耀变体的各种耀斑情形的光变曲线特征。类星体3C 273被用作一个说明性的例子。我们的代码考虑到费米-II加速和所有相关的电子冷却条款，包括外部辐射场通常被认为是重要的FSRQs的SED的建模，以及同步自吸收和伽马-伽马对生产。一般参数的约束，通过一个适合的平均光谱能量分布（SED）的blazar的数值求解含时的福克-普朗克方程的电子演化在稳态的情况下。然后，我们施加扰动到几个输入参数（磁场，粒子注入光度，加速时间尺度）来模拟耀斑事件和计算时间依赖的SED和光变曲线在代表性的能量带（无线电，光学，X射线，伽马射线）。使用离散互相关分析来评估不同频带之间的时间滞后。我们发现，费米-II加速的分布有显着的影响，并增加费米II过程的加速效率所造成的耀斑事件将产生的无线电，光学和伽马射线带通之间的相关性，但这三个带通和X射线带之间的反相关性，与X射线落后于其他波段的变化长达几个小时。
2014-04-18 astro-ph.HE
