Resonant Compton Upscattering in High Field Neutron Stars
强磁场中相对论性电子的共振康普顿上散射是产生强X射线辐射的主要发射机制。本文给出了共振宽度与自旋有关的Sokolov & Ternov态的康普顿散射截面的新的解析方法。这些新的结果显示显着的数值偏离传统的截面使用自旋平均宽度，也从自旋相关的截面，采用约翰逊和李普曼（J&L）的基本状态，从而激励天体物理部署这个更新的共振康普顿公式。对S&T基态，给出了回旋共振截面的近似解析表达式。这些计算适用于内磁层模型的硬X射线光谱尾巴磁星，最近发现的RXTE和积分。在恒星表面附近，相对论性电子在强烈的热X射线光子浴中迅速冷却。我们目前的共振康普顿冷却率的电子，并由此产生的光子光谱在不同的磁层局域网，磁场以上的量子临界值。这些表明，这种散射机制有可能产生的特点，在磁星中观察到的平坦的光谱尾巴。
2012-06-26 astro-ph.HE
Induced Compton scattering in magnetized electron and positron pair plasma
本文首次在磁化对等离子体中解析推导了低于回旋频率的诱导康普顿散射增长率，识别出三种密度涨落模式，并揭示回旋半径效应和德拜屏蔽对散射的抑制作用，从而解释了快速射电暴X模式波的100%偏振逃逸现象。
2025-03-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Resonant Compton scattering associated with pair creation
强磁场中相对论性电子的康普顿散射的研究一直局限于沿磁场排列的入射光子角$B$或低于第一对产生阈值$ω'_{PC}$的入射光子能量$ω'$。当放松这些限制时，在与对产生（PC）相关联的康普顿散射中存在共振，其类似于但独立于与旋磁吸收（GA）相关联的已知共振。与可以由相关状态的朗道量子数标记的GA共振一样，存在散射截面发散的PC共振序列。本文研究了入射光子能量满足${ω'}^2\sin^2θ'/(2eB)\ll1$时，散射电子处于基态（朗道）时的最低发散度。这种最低的共振只影响平行偏振的光子。
2014-02-19 astro-ph.HE
Unified kinetic theory of induced scattering: Compton, Brillouin, and Raman processes in magnetized electron and positron pair plasma
Kyoto University（京都大学）；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）
针对强磁化电子-正电子对等离子体，建立了包含感应康普顿、受激布里渊和受激拉曼散射的统一动理学理论，推导了密度涨落模式的线性增长率，阐明了不同条件下的主导散射类型，并发现受激拉曼散射在磁化对等离子体中成为可能。
2026-07-01 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Non-resonant magnetohydrodynamics streaming instability near magnetized relativistic shocks
本文对相对论激波前体中的非共振流动不稳定性进行了线性研究和数值模拟。在冲击前restframe中，我们进行了线性分析，这种不稳定性在一个可能的配置超相对论冲击前兆。这考虑了具有垂直于冲击波阵面和大尺度磁场的波矢量的磁声波。我们的线性分析是在没有任何假设的冲击速度，因此是有效的所有速度制度。为了检验我们的计算，我们还进行了相对论MHD模拟，描述了上述磁声波通过冲击前兆的传播。数值计算证实了我们的线性分析，预测的增长率的不稳定性是最大的超相对论冲击，并表现出波数依赖$\propto k_x^{1/2}$。我们的数值模拟还描绘了饱和制度的不稳定性，我们表明，磁放大是温和的，但仍然显着（$δB/B\leq 10$）。后一个事实可以解释在相对论磁化冲击附近强湍流的存在。我们的数值方法也引入了一个方便的手段来处理等温（超）相对论MHD条件。
2013-05-03 astro-ph.HE
Resonant Inverse Compton Scattering and Hard X-ray Emission in Magnetar Magnetospheres
Washington University in St. Louis（华盛顿大学圣路易斯分校）
研究通过反斯托克斯散射机制解释磁星硬X射线发射，分析磁层等离子体密度变化及光学深度约束，提出赤道扭旋结构能解释NuSTAR观测结果。
2026-08-10 astro-ph.HE
Hard X-ray Quiescent Emission in Magnetars via Resonant Compton Upscattering
RXTE、INTEGRAL、Suzaku、NuSTAR和Fermi-GBM在大约10颗磁星中观测到了能量在10 keV到150 keV之间的非热静态X射线发射。对于这种硬X射线信号的内磁层模型，逆康普顿散射被认为是产生连续辐射的最有效的过程，因为散射截面在回旋频率处共振。本文给出了注入脉冲星磁层内区的单能相对论电子的硬X射线上散射谱。这些模型的光谱被集成在封闭的场线束，并获得不同的观察角度。光谱翻转能与观察者的视角和电子洛伦兹因子密切相关。我们发现，能量小于15兆电子伏的电子将发出大部分低于250千电子伏的辐射，与磁星硬X射线尾推断的周转率一致。较高能量的电子仍然会发出低于1 MeV的大部分辐射，除了选择脉冲相位的准赤道发射区域。我们的光谱计算使用了一种新的国家的最先进的，自旋相关的形式主义的QED康普顿散射截面在强磁场。
2017-10-24 astro-ph.HE
The radio telescope search for the resonant conversion of cold dark matter axions from the magnetized astrophysical sources
研究了在天体物理源强磁场（如中子星磁层中的磁场）存在下，冷暗物质（CDM）轴子绝热共振转换为光子的条件。我们证明了即将到来的射电望远镜，如SKA（平方公里阵列）可以探测这些光子信号的CDM轴子的可能性。
2018-05-23 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Gamma-rays from electrons accelerated by rotating magnetized White Dwarfs in Globular Clusters
最近，费米-LAT望远镜已经证实了球状星团中相当一部分是GeV的γ射线源。我们研究了球状星团中快速旋转、磁化的白矮星群体注入的相对论电子可能产生高能γ射线。这些电子使球状星团内的辐射场康普顿化。我们的结论是，伽马射线产生的电子加速的整个人口的白矮星在一个特定的集群是在未来的切伦科夫望远镜阵列的探测能力的水平上，提供了几千个磁化的白矮星已创建均匀的寿命期间的球状星团。
2012-03-20 astro-ph.HE
Cooling Rates for Relativistic Electrons Undergoing Compton Scattering in Strong Magnetic Fields
对于高场磁星和磁星中硬X射线和伽马射线发射的内磁层模型，共振康普顿上散射预计是产生连续辐射的最有效过程。这部分是由于从恒星表面到内磁层中假定的辐射耗散区域的热软光子浴的接近。此外，由于散射过程在回旋频率处变得共振，因此有效截面超过经典汤姆逊值两个数量级以上，从而提高了连续谱产生和相对论电子冷却的效率。本文提出了这个过程中的电子冷却率的计算，这是需要从这样的高磁化率的非热辐射的共振康普顿模型。计算的速率扩展以前的计算磁汤姆逊冷却域的相对论量子效应，采样附近和以上的量子临界磁场的44.13太高斯。这是第一次完全相对论性的，量子磁康普顿冷却率的电子，它采用了传统的约翰逊和李普曼截面，和一个较新的索科洛夫和Ternov（ST）制定的康普顿散射在强磁场。这样的ST形式主义是正式正确的处理自旋相关的影响，是重要的回旋共振，并没有解决之前的背景下，冷却康普顿散射。正如预期的那样，当反冲和Klein-Nishina减少变得重要时，QED效应被观察到大大降低了熟悉的磁汤姆逊结果的外推率。
2011-03-17 astro-ph.HE
Non-thermal Gamma-ray Emission from Delayed Pair Breakdown in a Magnetized and Photon-rich Outflow
我们考虑延迟，体积加热的磁化流出，已打破了封闭介质，并扩大到高洛伦兹因子（$Γ\sim 10^2-10^3$）和低光学深度散射（$τ_{\rm T} \sim 10^{-3}-10^{-2}$）。崩落时的能流主要由磁场控制，准热伽马射线的贡献较小，其能谱在论文I中计算。我们专注于极端的重子耗尽的磁化材料的情况下，但允许一个单独的重子组件，是夹带从限制介质。耗散是由这两个分量之间的相对论运动驱动的，一旦光子密度下降到低于$ 4\times 10^3(Y_e/0.5)^{-1}$，这种相对论运动就会发展。我们首先计算出的磁化组件的加速度以下突破，嵌入式MHD湍流提供了显着的惯性，忽略这导致不切实际的高流量洛伦兹因子的估计。重新加热开始后，对和光子分布的演变自洽使用一个区域的动力学代码，结合了精确的治疗康普顿散射，对生产和湮灭，和库仑散射。加热导致电子对产生激增，散射深度在$τ_{\rm T} \sim$ 1-4处饱和。等离子体保持非常低的粒子与磁压的比率，并且可以支持带电粒子分布中的强各向异性，其中冷却由康普顿散射主导。通过改变热输入与准热光子中种子能量的比值，得到了光子指数在伽玛暴（$-3 < β< -3/2$）中观测范围内的高能幂律谱。我们对比我们的结果与那些持续加热的扩大光球，并表明，后者的模型产生的软硬演化是不一致的伽玛暴的观测。
2014-06-18 astro-ph.HE
The early afterglow and magnetized ejecta present in GRB 110731A
最具能量的伽马射线暴GRB 110731 A被费米天文台和斯威夫特天文台以及MOA和GROND光学望远镜从光学到GeV的能量范围观测到。不同时期（从触发时间到800 s以上）的多波长观测表明，风余辉模型能更好地拟合光谱能量分布。我们提出了一个轻子模型的基础上的早期余辉，在恒星风的演变来描述多波长光变曲线的观测。特别地，LAT发射的起源通过来自前向激波的同步辐射和来自反向激波的同步自康普顿发射的叠加来解释。在这个模型中所需的体洛伦兹因子是$Γ\simeq520$，结果表明，喷出物必须磁化。
2015-08-10 astro-ph.HE
Impact of Resonant Compton Scattering on Magnetar X-Ray Polarization with QED Vacuum Resonance
School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所）；Center for Astrophysics and Planetary Science, Department of Astronomy, Cornell University（康奈尔大学天文学系天体物理学与行星科学中心）
本文提出一个半解析框架，通过结合QED真空共振和磁层中的共振康普顿散射，研究磁星软X射线偏振随能量的变化，发现磁扭结和等离子体漂移速度是控制RCS影响的关键参数，且强RCS可抹去真空共振引起的偏振角摆动。
2026-07-02 astro-ph.HE
Generation of narrow beams of super high-energy gamma quanta in the resonant inverse Compton-effect in the field of a strong x-ray wave
本文理论研究强电磁波场中超相对论电子散射伽马量子的Oleinik共振，揭示散射道和湮灭道分别分裂为外场受激康普顿效应和Breit-Wheeler过程，并预言可解释中子星和磁星附近高能伽马流的窄束产生机制。
2024-04-30 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Lowly polarized light from a highly magnetized jet of GRB 190114C
我们报告多色光学成像和偏振观测的余辉的第一TeV探测到的伽玛射线暴，GRB 190114 C，使用RINGO 3和MASTER II偏振计。观测从伽玛暴开始后31秒开始，一直持续到爆发后的$\sim 7000\,$ s。光变曲线揭示了在$\sim 400- 500\,$ s的色裂，初始时间衰减$α= 1.669 \pm 0.013$平坦化到$α\sim 1$后破裂，我们将其建模为反向和正向冲击分量的组合，磁化参数$R_{\rm B} \sim 70$。在$52-109\,$后脉冲群期间，观察到的偏振度从$7.7 \pm 1.1\%$降低到$2-4\%$，并在恒定位置角下，在随后的$\sim 2000$ -s中保持稳定在该水平。余辉的宽带光谱能量分布模型证实了GRB 190114 C是高度模糊的（A $_{\rm v, HG} = 1.49 \pm 0.12 \,$等; N $_{\rm H, HG}= (9.0 \pm 0.3) \times 10^{22}\,$ cm $^{-2}$）。我们解释所测得的余辉偏振本质上是低的，占主导地位的灰尘，在对比${\rm P} >10\%$以前测量的其他伽玛射线暴反向冲击，与一个小的贡献，从极化提示光子在第一分钟。我们测试了磁化反向冲击中的一阶和高阶逆康普顿散射是否可以解释低光学偏振和亚TeV发射，但结论是反向冲击逆康普顿模型中也不能解释。相…
2020-04-07 astro-ph.HE
X-ray spectro-polarimetry analysis of the weakly magnetized neutron star X-ray binary GX 9+1
本文利用IXPE及多波段同时观测数据对弱磁化中子星X射线双星GX 9+1进行光谱偏振分析，确认其软态辐射由黑体和康普顿化主导，测得2-8 keV偏振度上限为1.9%，并发现2-3 keV存在边缘偏振证据，符合Atoll源低偏振特征。
2025-04-11 astro-ph.HE
Cyclotron line formation in the radiative shock of an accreting magnetized neutron star
针对磁化中子星回旋共振散射特征（CRSF）形成位置不明的问题，开发蒙特卡罗代码模拟辐射激波处的辐射转移，发现一阶费米加速可产生CRSF，且多普勒效应会使CRSF质心偏移，为准确测定磁场强度提供依据。
2024-02-12 astro-ph.HE
Spectral signatures of compact sources in the inverse Compton catastrophe limit
逆康普顿灾难被定义为逆康普顿散射光子的光度急剧上升。它由辐射过程的非线性回路描述，该辐射过程设定为高电子紧密度值，并负责能量从电子到光子的有效转移，主要通过逆康普顿散射。我们寻找驱动磁化非热源逆康普顿突变制度的条件，并研究其多波长（MW）光子谱。我们开发了一个通用的分析框架，并使用数值计算作为分析预测的备份。我们发现康普顿巨灾区的辐射逃逸具有一些独特的特征。MW光子谱是一个破幂律，由于Klein-Nishina抑制的开始，在$\sim m_e c^2$处有一个破幂律。低于破缺能的谱指数在热力学上取决于电子和磁的紧密度，而与电子幂律指数（$s$）无关。最大辐射功率典型地出现在$γ$ -射线区域中，对于$s>2$（$s\lesssim 2$），在能量$\sim m_e c^2$（$\sim γ_{\max} m_e c^2$）处，其中$γ_{\max}$是注入电子分布的最大洛伦兹因子。我们将逆康普顿灾难的原则，耀变体和$γ$射线爆发使用的分析框架，我们开发的，并显示这些可以用来施加强大的约束源参数。
2015-07-09 astro-ph.HE
X-ray emission from magnetized neutron star atmospheres at low mass accretion rates. I. Phase-averaged spectrum
最近在低光度下对X射线天体的观测首次将高磁化中子星大气在低质量吸积率下的发射理论模型（$\dot{M} \lesssim 10^{15}$ g s $^{-1}$）与宽带X射线数据进行了比较。本文的目的是研究中子星大气中低$\dot{M}$的光谱形成，并对发射区的物理性质进行参数研究。我们得到的静态大气的结构，假设库仑碰撞是占主导地位的减速过程。大气的上部被制动等离子体强烈加热，达到30-40 keV的温度，而其密度更大的等温内部则要冷得多（~2 keV）。我们数值求解了磁康普顿散射、自由-自由过程和电子碰撞激发引起的非热回旋辐射的大气中的偏振辐射转移。在低光度X射线谱仪中观察到的强偏振发射光谱具有双峰形状。低能量的“热”成分主要是非常光子，由于它们在软能量下的平均自由程很长，它们可以从更深的层离开大气。我们发现，即使在没有碰撞激发的情况下，在加热的非等温部分的大气中，由于共振康普顿化，也会形成一个高能量的成分。然而，后者影响两种组分的比例。强回旋加速线起源于光学薄的最上部区域。模型与GX 304-1的NuSTAR和Swift/XRT观测的拟合提供了具有合理参数的数据的准确描述。因此，该模型可以再现在低光度X射线谱仪中观察到的特征双峰谱，并提供了对谱形成的见解。
2021-04-14 astro-ph.HE
Chandra & HST Imaging of the Quasars PKS B0106+013 & 3C345: Inverse Compton X-rays and Magnetized Jets
我们介绍了来自深（70 ks）钱德拉ACIS观测和哈勃空间望远镜ACS F475 W观测的两个高光学偏振类星体的结果，它们属于MOJAVE blazar样本，即，PKS B 0106 +013和1641+399（3C 345）。这些观测结果揭示了两个来源中射流的X射线和光学发射。在0106+013射电喷流的整个长度上都探测到了X射线辐射，它显示出明显的弯曲或摆动--X射线辐射在第一个显著的kpc喷流弯曲处最亮。一个螺旋状的kpc喷流的图片与第一个kpc尺度的弯曲代表一个喷流段移动接近（r）我们的视线，并得到多普勒增强在无线电和X射线频率，是与这些观察一致的。然而，来自喷流末端的X射线发射在射电热点上游约0.4”（~3.4 kpc）处达到峰值。在X射线喷流终止峰和射电热点处都检测到光发射。X射线喷流终止峰位于射电热点上游约0.2”（~1.3 kpc）的3C 345短喷流中。HST光发射被认为是在一个弧形结构符合明亮的无线电热点，我们建议是一个尖锐的（明显的）喷流弯曲，而不是一个终点，穿过我们的视线，因此具有较高的多普勒波束因子。在明亮的射电热点下游不到1英寸的地方确实观察到了一个弱的射电热点，但没有光学或X射线对应物。通过利用pc尺度的射电和kpc尺度的射电/X射线数据，我们推导出对喷流洛伦兹因子（Gamma_jet）和倾角（θ）的约束：对于从pc尺度到kpc尺度的恒定喷流速度，我们…
2012-01-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
Non-resonant particle acceleration in strong turbulence: comparison to kinetic and MHD simulations
无碰撞的磁化湍流为在各种天体物理场所产生非热高能粒子提供了一个有前途的框架。然而，控制粒子加速的详细机制仍然存在争议。本文利用二维和三维PIC以及三维（不可压缩）磁流体动力学（MHD）模拟，检验了最近提出的强磁化湍流中粒子非共振加速的模型\cite{2021PhRvD.104f3020L}，该模型将粒子的非共振加速归因于粒子与湍流中随机速度流的连续相互作用，并继承了Fermi模型的思想。为了做到这一点，我们比较了大量的粒子，在模拟中跟踪，预测和观察到的粒子动量的历史。预测的历史是从模型中得出的，从模拟中提取后，在沿粒子轨迹的每个点处，控制加速度的三个力项：沿场线方向投影的场线速度的加速度，沿相同方向投影的剪切，以及其横向压缩部分。总的来说，我们发现模型预测和数值实验之间存在明显的相关性，表明这种非共振模型可以成功地解释强磁化湍流中通过费米型过程产生的大量粒子湍流。我们还观察到，平行剪切的贡献往往占主导地位的物理在PIC模拟中，而在MHD不可压缩模拟中，平行剪切和横向压缩项提供约相等的贡献。
2022-06-16 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Emission of magnetar bursts and precursors of neutron star mergers
磁星爆发可以由外磁层中的阿尔文波增长到非线性振幅$δB/B\sim 1$并触发磁重联而发射。类似的磁闪应该准周期性地发生在一颗接近合并的磁化中子星双星中。在这两种情况下，磁耀斑的快速耗散产生了光学厚度的$e^\pm$等离子体，其热容量与产生的辐射能量相比可以忽略不计。磁耗散则涉及光子粘性，并通过康普顿阻力作用于重联区域中的等离子体体运动。由此产生的康普顿化过程的有效温度是自我调节到几十keV。所产生的X射线发射是使用时间相关的辐射转移模拟计算的，该模拟遵循$e^\pm$对的创建以及光子的产生、康普顿化和逃逸。模拟结果显示了耗散区如何被涂上$e^\pm$涂层，以及逃逸光谱如何通过涂层的辐射转移形成。结果与观测到的磁星爆发，包括最近的活动SGR 1935+2154伴随着快速射电暴。预测了磁化中子星合并的X射线前兆。
2021-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
High energy radiation from luminous and magnetized stars
部分早型星具有强偶极磁场的特征，这种强偶极磁场被来自星表面的稠密风的外流所改变。在离地表一定距离处（阿尔芬半径以上），风驱动磁场进入偶极磁场赤道区的重联。我们建议，电子加速在这些重联地区可以负责有效的康普顿恒星辐射产生的伽马射线发射。我们调查的电子在赤道地区的磁层的传播，包括他们的平流与赤道风。同步加速器和IC光谱的计算假设的一个重要部分的风能转移到相对论电子。作为一个例子，我们考虑了明亮的强磁化恒星HD 37022（$Θ^1$ Ori C）的参数。IC伽马射线发射预计将被检测到无论是在GeV的能量范围内的费米-LAT望远镜或在亚TeV的能量由切伦科夫望远镜阵列。然而，由于恒星风通常是随时间变化的，并且磁轴可以倾斜于恒星的旋转轴，因此伽马射线发射预计会随着恒星的旋转周期而变化，并且在更长的时间尺度上，随着磁场活动的恒星圈而变化。这些特征可以作为对所提出的单个发光恒星伽马射线发射设想的检验。
2021-08-04 astro-ph.HE
Pair cascades in the magnetospheres of strongly-magnetized neutron stars
本文对磁中子星磁层中的电子-正电子对级联进行了数值模拟，给出了表面场（B_p = 10^{12}-10^{15} G）、自转周期（0.1- 10 s）和场几何形状的变化范围。这是由于近年来发现了一些射电望远镜，其推断的磁场可与磁星的磁场相媲美。通过对初级电子或正电子在磁层内隙中加速后产生的级联进行演化，跟踪级联的空间发展，直至次级光子和次级对离开磁层，得到了各种条件下级联对和光子的对多重数和能谱。超越了以前的作品，这是局限于较弱的领域（B <几× 10^{12} G），我们在模拟中加入了对潜在重要的物理过程的详细处理（特别是在高场状态下），但之前被忽略或粗略处理，包括光子分裂与光子偏振模式的正确选择规则，单光子对产生到低朗道能级的e^+e^-，以及来自极帽热点的共振逆康普顿散射。我们讨论了我们的研究结果的无线电脉冲星死亡线和磁化中子星的硬X射线辐射的影响。
2010-01-14 astro-ph.HE
Formation of phase lags at the cyclotron energies in the pulse profiles of magnetized, accreting neutron stars
背景：吸积驱动的X射线衍射仪显示出高度依赖能量和复杂的脉冲轮廓形态。可能出现与平均脉冲轮廓的显著偏差，特别是接近回旋加速器线能量。这些偏差可以被描述为能量相关的相位滞后，即，脉冲轮廓中的主要特征的能量相关的偏移。目的：使用数值研究，我们探讨可观察到的，能量分辨脉冲轮廓的回旋共振散射的效果。研究方法：我们产生了可观察到的发射作为自旋相位的函数，使用蒙特卡罗模拟回旋共振散射和一个数值射线跟踪例程占广义相对论光弯曲效应的吸积柱的本征发射。结果：我们发现强烈的变化，在脉冲轮廓一致的回旋加速器线能量。脉冲轮廓中的特征相对于平均脉冲轮廓随着观察几何形状而强烈变化，并且当假设非静态等离子体时，在能量上另外偏移和涂抹。结论：我们演示了如何相位滞后的回旋能量出现的结果的角度重新分配的X射线回旋共振散射在一个强磁场结合相对论效应的影响。我们还表明，相位滞后强烈依赖于吸积几何。这些内在效应原则上将允许我们限制系统的吸积几何。
2014-05-28 astro-ph.HE
Is there room for highly magnetized pulsar wind nebulae among those non-detected at TeV?
我们做了一个依赖于时间的脉冲星风星云（PWNe）周围的一些最高的自旋下降的恒星尚未被检测到TeV的特性。我们的目的是评估它们可能的磁化程度。我们分析了G76.9+1.0中由J2022+3842驱动的星云，N158 A中由J 0540 -6919驱动的星云（蟹状双胞胎），G310.6- 1.6中由J1400- 6325驱动的星云，以及G292.0+0.18中由J1124- 5916驱动的星云，这些星云在TeV能量下都没有被发现。为了进行比较，我们参考了已发表的蟹状星云G54.1+0.3的模型，并建立了大麦云（LMC）中N157 B的模型。我们的结论是，N158 A的进一步观察可能会导致其在VHE检测。根据我们的模型，5 eV cm $^{-3}$的FIR能量密度已经可以导致H.E.S.S.的检测。（假设没有其他IC目标场），并且仅CMB逆康普顿贡献将在CTA灵敏度下产生VHE光子。我们还提出了G76.9+1.0，G310.6- 1.6和G292.0+1.8的模型，这表明他们的TeV检测在适度曝光后两个与当前一代切伦科夫望远镜。我们分析了这些PWNe是高度磁化的可能性，其中粒子数量少解释了X射线中的残留检测以及它们在TeV能量下的检测不足。
2014-06-05 astro-ph.HE
Relativistic kinetic equation for Compton scattering of polarized radiation in strong magnetic field
本文用Bogolyubov方法导出了强磁场中极化辐射康普顿散射的相对论动力学方程。考虑了诱导散射和泡利不相容原理。在动力学方程的一般形式中也考虑了电子极化。在非极化电子、稀薄电子气和辐射的双极化模描述的情况下，得到了方程的特殊形式，导出的方程适用于任何光子和电子能量以及磁场强度低于10^{16} G的情况。这些方程为强磁化中子星大气层和磁层中偏振辐射输运方程的建立提供了基础。
2012-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Flaring of Blazars from an Analytical, Time-dependent Model for Combined Synchrotron and Synchrotron Self-Compton Radiative Losses of Multiple Ultrarelativistic Electron Populations
我们提出了一个完全解析的，依赖于时间的轻子一区模型，它描述了一个简化的辐射过程的多个相互作用的超相对论性电子种群，占闪耀的GeV耀变体。在这个模型中，几个单能的，超相对论性的电子布居连续地和瞬时地注入到发射区，即，磁化等离子体团沿耀变体喷流传播，并受到线性的，与时间无关的同步辐射损失，这是由恒定的磁场，和非线性的，与时间相关的同步自康普顿辐射损失在汤姆逊极限。从物理的角度来看，考虑一个一般的多注入场景比常见的blazar模型中调用的通常的单注入场景更现实，因为blazar喷流可能会延伸数十千秒差距，因此，最有可能从中间云中拾取几个粒子群。我们解析计算的电子数密度求解动力学方程，采用拉普拉斯变换和匹配的渐近展开的方法。此外，我们明确地计算了光学薄的同步辐射强度，同步辐射自康普顿强度在汤姆逊极限，以及相关的总注量。为了模拟注入的有限持续时间和辐射传输，我们模拟耀斑的序列，这些瞬时注射，适当地分布在整个发射区域。最后，我们提出了一个参数研究的总同步加速器和同步加速器自康普顿注量谱能量分布为一个通用的三注入的情况下，不同的磁场强度，多普勒因子，并在现实的参数域的第一次注入的初始电子能量，表明我们的模型可以重现观测数据中看到的典型的宽带行为。
2017-09-20 astro-ph.HE
Relation of cyclotron resonant energy and luminosity in a strongly magnetized neutron star GRO J1008-57 observed by Insight-HXMT
在几十个X射线衍射仪（XRP）中检测到回旋线散射特征，并将其用作吸积中子星（NS）表面强磁场的直接指示。在少数情况下，回旋线是可变的吸积光度的XRP。人们普遍认为，所观察到的回旋线散射特征的变化与NS的磁极上方的吸积流的几何和动力学变化有关。线质心能量和光度之间的正相关性对于亚临界XRP是典型的，其中吸积导致在磁极处的热点。负相关被认为是明亮的超临界XRP的一个特定特征，其中辐射压力支持恒星表面上方的吸积柱。在Be瞬态X射线脉冲星GRO J1008-57的X射线谱中，观测到了能量为$\sim 75 -90$ keV的回旋线，这是X射线谱中回旋线特征的最高观测能量。我们报告了在2017年8月由Insight-HXMT观测到的II型爆发期间GRO J1008-57的回旋线质心能量与光度的特殊关系。在$3.2\times 10^{37}\,\ergs<L<4.2\times 10^{37}\,\ergs$测得回旋线能量与光度呈负相关，在$L\gtrsim 5\times 10^{37}\,\ergs$测得回旋线能量与光度呈正相关。我们推测，所观察到的回旋加速器线的特殊行为将是由于吸积通道几何形状的变化。
2021-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new model for the X-ray continuum of the magnetized accreting pulsars
在双星系统中，吸积的高磁化双星是银河系中最亮的X射线发射体。虽然有一些高统计质量的宽带（0.1-100 keV）X射线观测，这些来源的光谱能量分布通常是采用纯现象学模型，而不是与吸积物理模型研究。本文利用BeppoSAX和Suzaku+NuStar数据，结合改进的compmag模型，对高质量X射线双星Cen X-3、4U 0115+63和Her X-1的X射线辐射进行了详细的光谱研究。后者提供了一个物理描述的高能量发射的吸积中子星，包括热和体康普顿的回旋和韧致辐射种子光子沿中子星吸积柱。compmag模型基于求解二阶偏微分方程的迭代方法，其收敛算法在本文的编写过程中得到了改进和巩固。我们的分析表明，宽带X射线连续的所有考虑源可以自洽地描述的compmag模型。回旋吸收的功能，不包括在模型中，可以占使用高斯分量。根据compmag模型与数据的拟合，我们推断出所有来源的吸积柱的物理性质，发现值合理地接近于根据我们目前对高磁化中子星吸积的理解而理论上预期的值。更新版本的compmag模型已被定制的物理过程中发生的高度磁化吸积中子星的列，因此，它可以提供一个更好的理解，从这些来源的高能辐射。
2016-02-13 astro-ph.HE
Neutrino and Cascade Gamma-Ray Emission from Magnetized Turbulent Coronae in Seyfert Galaxies
本文假设塞弗特星系冕区磁化湍流加速质子产生高能中微子和伽马射线，揭示了中微子与X射线光度的关系，并提出MeV伽马射线可作为检验强子冕模型的关键多信使探针。
2025-11-01 astro-ph.HE
Compton scattering S-matrix and cross section in strong magnetic field
研究了强磁场中极化辐射的康普顿散射。基于量子电动力学（QED）二阶微扰理论，给出了任意初始和终态朗道能级、电子沿场动量和光子动量情况下散射矩阵元、微分截面和总截面的计算方法.考虑了光子的极化和电子的自旋态。在一般情况下，首次考虑了自然朗道能级宽度对电子自旋态的正确依赖关系。计算中的一些步骤被简化，使所提出的配方易于使用。讨论了光子能量、动量和偏振态的再分配函数。本文推广了已有的结果，为精确计算强$B$场中，例如强磁化中子星中的辐射传输提供了基础。
2016-04-10 astro-ph.HE hep-th
G0.173-0.42: an X-ray and radio magnetized filament near the galactic center
最近探测到的一个与射电灯丝G0.173-0.42相关的X射线灯丝，加上其他四个与X射线对应的非热射电灯丝，在银河系中心内两度内的100多个细长射电结构中，已被确定为同步辐射射电灯丝。同步加速器机制也被提出来解释从X射线灯丝的发射。然而，射电灯丝的起源和高能粒子在射电和X射线中产生同步辐射的加速位置仍然是个谜。利用MeerKAT、VLA、Chandra、WISE和Spitzer等方法，我们给出了G0.173-0.42的结构细节，它由多个射电灯丝组成，其中一个灯丝具有对应的X射线。一条微弱的斜向射电灯丝穿过射电灯丝和X射线灯丝。基于形态学、射电和X射线强度的增亮以及射电光谱指数的变化，我们认为两个磁化细丝之间发生了物理相互作用。我们认为，重联的磁场线在相互作用网站导致粒子加速到GeV的能量。由于TeV相对论粒子的寿命只有$\sim$ 30年，我们也反对同步加速器机制产生X射线发射。相反，我们认为逆康普顿散射机制更有可能解释X射线的发射，它是由位于X射线灯丝北端的太阳光度为10^6的恒星发射的种子光子向上散射而产生的。
2020-10-19 astro-ph.HE
GRB Spectrum from Gradual Dissipation in a Magnetized Outflow
伽玛射线暴（GRB）瞬发光谱的建模有时需要一个（准）热谱分量除了带函数。在光球辐射模型中，预计在光球半径$r_{\rm ph}\sim10^{12}\,$ cm处释放一个因次光球耗散而变宽的显著热分量。我们考虑一个超相对论性强磁化外流与条纹风磁场结构进行逐步和连续的磁能耗散在$r<r_s$加热和加速流动，导致大量的洛伦兹因子$Γ(r)=Γ_\infty\min[1,(r/r_s)^{1/3}]$，其中通常$r_{\rm ph}<r_s$。类似的动力学和能量耗散率也预计在高度可变的磁化流出没有条纹/场反转。粒子能量注入的两种模式被认为是：（a）幂律电子，例如加速磁重联，和（b）连续分布加热的所有电子（和$e^\pm$ -对），例如由于MHD不稳定性。时间分辨的能量谱得到使用的数值代码，演变耦合动力学方程的光子-电子-正电子等离子体。我们发现（i）对于红移为$z$的源，热分量峰值在$(1+z)E_{\rm pk}\sim0.2-1\,$ MeV，如果总注入能量密度超过热分量，热分量变为次显性;（ii）幂律电子主要通过同步辐射冷却，而在分布加热方案中，温和的相对论和几乎单能电子通过热峰值光子的康普顿化冷却，（iii）这两种情况都可以在$E_{\rm br}\approx E_{\rm th}$处产生低能突破，以及（iv）在幂律注入情况下，$0.5(1+z)^{-1}\,$ keV X射线…
2020-09-16 astro-ph.HE
Resonant $γ\to a$ transition in magnetar magnitosphere
研究了磁化等离子体对介质$i \to f+a$电磁多极分量上轴子共振光生的影响。它已被证明，轴子共振发射率，由于涉及粒子的介质的各种反应，自然表示的光子$\to$轴子过渡的发射率。本文计算了磁星磁层中平衡宇宙微波背景辐射产生的轴子数。已经表明，所考虑的共振机制是低效的冷暗物质的生产。
2010-09-29 astro-ph.HE hep-ph
GRB 110731A: Early afterglow in stellar wind powered by a magnetized outflow
GRB 110731 A是观测到的能量最高的伽马射线暴之一，能量范围从光学到GeV。先前对瞬发相的分析揭示了与费米观察到的大面积望远镜（LAT）爆发的相似之处：i）高能发射（$> 100$ MeV）的延迟开始，ii）稍后时间的短暂明亮峰值和iii）从这个阶段持续数百秒的时间延长组件。除了瞬发阶段，在不同时期的多波长观测表明，光谱能量分布更好地拟合风余辉模型。我们提出了一个轻子模型的基础上早期的余辉，在恒星风的祖先。我们应用这个模型来解释的时间延长LAT发射和最明亮的LAT峰所表现出的即时相的GRB 110731 A。此外，使用相同的一组参数，我们描述了多波长余辉观测。通过前向激波的同步辐射解释了时间上扩展的LAT、X射线和光通量的起源，并描述了引起反向激波的同步辐射自康普顿发射的最亮LAT峰。该模型中所需的体洛伦兹因子（$Γ\simeq520$）位于大多数LAT探测到的伽马射线暴所需的数值范围内。我们表明，在反向冲击区的磁场强度是$\sim$ 50倍强于在前向冲击区。这一结果表明，对于GRB 110731 A，中央发动机可能夹带着强磁场。
2015-03-25 astro-ph.HE
NuSTAR X-ray spectrum of Be-X-ray pulsar Swift J1845.7-0037: Bulk and thermal Comptonization of cyclotron seed photons in the accretion column
目的：对NuSTAR观测银河系Be-XRB Swift J1845.7-0037进行光谱和时间分析。在最近的爆发中。方法：对于光谱分析，我们使用现象学和基于物理的模型。我们采用了一种常用的经验模型来识别与X射线谱线的标称光谱特性有关的谱线形状的主要特征。此外，我们使用了最新版本的体-热康普顿化模型（BW），以评估经验模型所需的光谱分量的有效性和调查的硬X射线发射的起源。我们还分析了光源的光变曲线，研究了不同能量范围内的脉冲形状，并利用与模型无关的硬度比（HR）跟踪了光谱随脉冲相位的演化。结果如下：我们发现，虽然经验和物理（BW）光谱模型可以产生良好的光谱拟合，BW模型返回物理上合理的最佳拟合值的源参数，并不需要任何额外的光谱成分的非热，吸积柱发射。BW模型还估算出中子星的磁场在10 ^12 G的范围内。结论：我们的结果表明，源发射的光谱和时间特性是一致的散射过程中预期的辐射占主导地位的冲击吸积柱的高度磁化的吸积中子星。我们进一步指出，物理衍生的光谱模型，如BW，可以用来暂时推断的基本源参数，在没有更直接的观测签名。
2020-01-03 astro-ph.HE
Effects of local dissipation profiles on magnetized accretion disk spectra
本文给出了适用于高光度恒星质量黑洞X射线双星系统的非LTE吸积盘模型的谱计算。我们首先使用基于将Hirose等人（2009）的剪切箱模拟结果缩放到一系列环空参数的耗散曲线。根据标准α模型（Shakura & Sunyaev，1973），我们同时用光度和半径标度有效温度、轨道频率和面密度。这自然会在小半径和高亮度下增加圆盘表面层（光球周围）的耗散。我们发现，当我们增加有效温度和轨道频率，同时降低中平面表面密度时，局部光谱直接从修改后的黑体过渡到饱和康普顿散射光谱。接下来，我们构建环模型的基础上的参数的L/L_Edd=0.8盘绕6.62太阳质量的黑洞使用两个修改后的耗散配置文件，明确地把更多的耗散每单位质量附近的磁盘表面。新的耗散分布在性质上与Hirose等人（2009）发现的相似，但产生了强的近幂律谱尾。我们的模型还包括物理激励的磁加速支持，再次基于Hirose等人（2009）的结果。我们提出了三个完整的磁盘光谱的基础上的耗散处方之一。我们最积极的耗散配置文件的结果在磁盘的频谱，是在近似定量协议与某些观测的陡峭的幂律（SPL）光谱状态从一些黑洞X射线双星。
2013-05-14 astro-ph.HE
Precursor flares of short gamma-ray bursts from crust yielding due to tidal resonances in coalescing binaries of rotating, magnetized neutron stars
GW 170817和GRB 170817 A的同时探测表明，短伽马射线暴可能与中子星-中子星合并事件有关。虽然很罕见，但有些爆发显示出早期发射的情节，在主爆发之前的$\sim 10$秒内观察到前兆耀斑。当恒星因引力波发射而螺旋上升时，相互引潮力的作用导致恒星振荡模的激发，这些振荡模可能与轨道运动发生共振。模式振幅大幅增加，在一段时间的共振潮汐能沉积到恒星。中子星的地壳由于振荡而受到剪切应力，如果共振振幅足够大，可能会变得过度紧张。这种过度紧张可能导致断裂或地震，释放能量，从而在合并之前为前兆活动提供燃料。使用一些简单的麦克劳林球体模型，我们调查的磁场和快速旋转的潮汐强迫$f$ -和$r$ -模式的影响，并连接相关的本征频率与轨道频率相对应的前兆事件，例如，GRB 090510。
2020-03-27 astro-ph.HE
Numerical solution of the radiative transfer equation: X-ray spectral formation from cylindrical accretion onto a magnetized neutron star
预测几个天体中出现的X射线谱非常重要，特别是在将观测数据与理论模型进行比较时。为了这个目的，我们已经开发了一个算法，解决了辐射转移方程的福克-普朗克近似时，热和体康普顿发生。该算法本质上是一种松弛方法，当系统达到稳态平衡时，可以获得稳定的解。我们得到的解决方案的辐射转移方程在二维域定义的光子能量E和光学深度的系统τ使用有限差分偏导数，并施加特定的边界条件的解决方案。我们讨论了磁化中子星上的柱形吸积。我们考虑了一个黑体种子光谱的光子与指数分布的吸积柱和吸积的速度达到最大值的恒星表面和顶部的吸积柱，分别。在这两种情况下，较高的电子温度和光学深度τ值产生更平坦和更硬的光谱。其他有助于光谱形成的参数是垂直速度剖面的陡峭度，在恒星表面的曲率，和吸积柱的半径。后一个参数修改出现的光谱在一个镜面的方式为两个假设的吸积配置文件。该算法已在XSPEC软件包中实现，用于X射线光谱拟合，并专门用于高磁场（> 10^{12} G）的中子星极盖吸积的物理框架，预计这将是典型的吸积系统，如X射线双星和超巨星快速X射线瞬变。
2011-11-29 astro-ph.HE
Resonant oscillations of GeV - TeV neutrinos in internal shocks from gamma-ray burst jets inside the stars
在伽马射线暴（GRB）的前身源内部的准直喷流中产生的高能中微子与冰立方探测到的事件有关。这些中微子是由费米加速的质子与热光子和内部冲击中的强子相互作用产生的，是喷流没有爆发或失败时的唯一标志。考虑到光子场在keV能量下是热化的，以及磁场在整个激波区（观测坐标系中宽度为$10^{10} - 10^{11}$ cm）保持稳定值的标准假设，我们研究了内激波中产生的热等离子体和磁化等离子体对中微子振荡的影响.我们计算了中微子的有效电位产生的等离子体，恒星的信封的影响，和真空的路径上到地球。通过考虑这三个影响，两个（太阳，大气和加速器参数）和三个中微子混合，我们表明，虽然GeV-TeV中微子可以共振振荡从一个味道到另一个，一个不显著的偏离标准的味道比（1：1：1）可以预期在地球上。
2015-04-01 astro-ph.HE
Neutrino Oscillation in Magnetized Gamma-Ray Burst Fireball
能量约为5-20 MeV的中微子是由于恒星坍缩或合并事件而产生的，这些事件触发了伽马射线暴。由于电子正电子湮没和核子韧致辐射，火球内也产生低能MeV的中微子。这些中微子中的许多将通过火球的致密和相对论性磁化等离子体传播。我们利用SNO、SuperKamiokande和液体闪烁探测器的中微子振荡参数研究了$ν_e\leftrightarrow ν_{μ,τ}$共振振荡的可能性。利用共振条件，我们计算了这些中微子的共振长度，并在假设火球半径为100 Km的基础上，估计了火球的轻子不对称性和重子载荷等观测量。
2009-07-07 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Cyclotron lines in highly magnetized neutron stars
回旋谱线（英语：Cyclotron lines），又称回旋共振散射特征（英语：Cyclotron resonant scattering features，CRSF），是一种光谱特征，通常出现在含有高磁化中子星的天体的X射线光谱中，以吸收的形式出现，可以直接测量这些天体的磁场强度。回旋加速器的特征被认为是由于强磁场中的电子对光子的共振散射。本文的主要内容集中于在磁场为几个10 ~（12）高斯量级的吸积X射线双星（XRBP）中发现的电子回旋谱线。此外，可能的质子回旋线从单个中子星甚至更强的磁场进行了简要讨论。关于电子回旋线，我们提出了一个更新的XRBP列表，显示这样的吸收线的证据。第一条这样的谱线是在1976年对吸积脉冲双星武仙座X-1的气球观测中发现的，它被认为是对中子星磁场的第一次直接测量。截至今天（2018年年中），我们列出了36个XRBP，显示了一条或多条电子回旋吸收线的证据。有几个只测量了一次，必须加以确认（还有几个物体被列为候选物体）。除了对象的表，我们总结的证据的回旋加速器线的可变性作为各种参数的函数（特别是脉冲相位，光度和时间），并添加了不同的观察到的现象和相关的理论建模的尝试的讨论。我们还讨论了我们对高磁化中子星吸积的基本物理的理解。对于质子回旋加速器线，我们列出了七颗中子星的表格，并讨论了它们的性质和这些物体的物理性质。
2018-12-09 astro-ph.HE hep-ph
Origin of bright flares in SFXTs
在适用于X射线光度为$L_x\lesssim 4\times 10^{36}$ ~erg/s的类球形吸积慢转磁化中子星的沉降吸积理论中，在超巨星快X射线瞬变（SFXT）中观测到的明亮X射线耀斑（$\sim 10^{38}-10^{40}$ ~ erg）可能是由早型超巨星的磁化星风等离子体的零星捕获产生的。在稳定吸积阶段，中子星磁层周围壳层的吸积速率足够低（$\lesssim 10^{15}$ ~g/s）时，磁重联可以暂时提高磁层等离子体进入速率，导致X射线光子的大量产生，强烈的康普顿冷却，最终导致整个壳层的不稳定吸积。一个明亮的耀斑在壳层中的自由落体时间尺度上发展，$R_B^{3/2}/\sqrt{GM}\sim 10^3-10^4$ ~s（$R_B$是经典的Bondi俘获半径），SFXT明亮耀斑释放的典型能量对应于壳层的质量。
2014-12-05 astro-ph.HE
Radiation GRMHD Simulations of the Hard State of Black Hole X-ray Binaries and the Collapse of a Hot Accretion Flow
我们提出了全球辐射GRMHD模拟强磁化吸积到一个旋转，恒星质量的黑洞在亚爱丁顿率。使用频率相关的蒙特卡罗程序康普顿散射，我们自洽地发展的离子-电子流体和它的辐射场的两个温度的描述。对于爱丁顿比$L/L_{\rm Edd} \gtrsim 10^{-3}$，从热康普顿化到$\simeq 100$ keV的截止，出现的光谱形成明显的幂律形状，这是黑洞X射线二元系统的硬光谱状态的特征。在这些亮度下，辐射效率高（$\approx 24\%$），并导致磁场在动态上重要的较密集的中平面区域。对于$L/L_{\rm Edd} \sim 10^{-2}$，我们的热吸积流似乎经历热失控和崩溃。我们的模拟表明，热吸积流可以辐射效率，并提供了一个估计其最大光度。
2021-09-13 astro-ph.HE
Lepton-driven Non-resonant Streaming Instability
磁化等离子体中高能粒子（或宇宙射线，CR）的强烈超阿尔夫文漂移可以通过非共振流不稳定性（NRSI）显着放大磁场。虽然传统的分析是针对离子电流进行的，但在这里，我们使用动力学粒子模拟来研究NRSI在由电子或电子和正电子的混合物驱动时的行为。特别是，我们表征的增长率，频谱，和螺旋的不稳定模式，以及磁场饱和的水平。我们的结果是潜在的几个空间/天体物理环境（例如，电子strahl在太阳风，在斜非相对论冲击，脉冲星风星云），也在实验室实验相关。
2021-06-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Statistical features of multiple Compton scattering in a strong magnetic field
康普顿散射是强磁化中子星吸积过程中形成谱和吸积流动力学的关键过程。强磁场影响散射截面，使其依赖于光子能量、动量和偏振态。利用蒙特卡罗模拟研究了强磁场中极化X射线康普顿散射的统计特性。我们的分析集中在光子气体的行为以及散射区域内。我们考虑到在基本回旋频率的共振散射，在地面朗道水平的电子的热分布，和体积速度的电子气。结果表明：（1）静止电子气在回旋能量附近散射的光子，在很小的色散量下，最终获得的能量接近回旋能量，（2）在回旋共振的多普勒核内光子的再分布与完全再分布有很大的不同;（iii）从光子到电子气的动量转移的效率受电子气的温度影响，对于处于回旋能量和低于回旋能量的光子都是如此;（iv）在磁散射的情况下，从光子到非零体速度的电子气的动量转移更有效。
2022-05-26 astro-ph.HE hep-ph
Study of the accreting pulsar 4U 0115+634 with a bulk and thermal Comptonization model
在双星系统中吸积物质的高磁化双星是X射线波段（0.1-100 keV）的亮源。尽管早期的理解的基本发射机制，它们的光谱能量分布通常是描述的现象或简化的模型。本文根据高质量X射线脉冲双星4U 0115+634的物理性质，采用热康普顿化和体康普顿化模型，对这类天体的光谱辐射进行了研究。为此目的，我们分析BeppoSAX数据的能量范围为0.7-100千电子伏的1999年巨大的爆发，12天后的最大值。我们使用两个组件的连续系统的光谱能量分布模型。在较高的能量下，高于~7 keV，发射是由于由吸积柱的回旋冷却产生的种子光子的热和体康普顿化，并且在较低的能量下，发射是由于靠近恒星表面的扩散晕中的黑体源的热康普顿化。从最佳拟合参数，我们认为，回旋辐射产生的1.7公里以上的恒星表面，并逃离其基地附近的柱，在那里的吸收功能所产生的相互作用与周围的磁场晕。我们发现，在4U 0115+634中，观测到的谱主要由再处理的回旋辐射所支配，而在其它具有较强磁场的亮源如Her X-1中，谱主要由再处理的韧致辐射所支配。
2009-02-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Particle Module for the PLUTO code: II - Hybrid Framework for Modeling Non-thermal emission from Relativistic Magnetized flows
我们描述了一个新的混合框架来模拟嵌入在大规模经典或相对论MHD流中的高能粒子的非热谱特征。我们的方法利用\textit{Lagrangian}粒子通过欧拉网格的（相对论）MHD方程的同时解决。拉格朗日粒子遵循流体流线，代表具有有限能量分布的（真实）相对论粒子的集合。通过求解基于局部流体条件的相对论宇宙线输运方程，每个粒子的光谱分布随时间更新。这使我们能够解释一些物理过程，如绝热膨胀，同步加速器和逆康普顿发射。一个精确的半解析数值方案，结合的特征线法与拉格朗日离散的能量坐标。在（相对论）磁化冲击的存在下，一种新的方法来一致地模型粒子的散射由于扩散冲击加速已被提出。我们的方法依赖于一个完善的冲击检测算法和更新的基础上的冲击压缩比，磁场方向和（参数化）湍流量的粒子能量分布。每个\textit{Lagrangian}粒子的演化分布进一步用于产生观测特征，如发射图和偏振信号，以进行适当的相对论校正。我们进一步证明了这种混合框架的有效性，使用标准的数值基准，并评估这种工具的适用性，以研究高能量发射的河外喷流。
2018-08-27 astro-ph.HE astro-ph.IM
Neutrino Oscillation from Magnetized Strange Stars
奇异夸克物质（SQM）是核物质基态的一个可能候选者。与许多其他状态方程（EoS）一样，SQM似乎受到最近发现的1.97 $M_\odot$ PSR J1614-2230和2.01 $M_\odot$ PSR J 0348 +0432的严重限制。然而，通过新的$O(α_c^2)$微扰计算，SQM似乎能够容纳像$\sim 2.75 M_\odot$一样大的质量。SQM星或奇异星的文献估计其内部磁场与$10^{20}$ G一样大，但不太可能形成，因为它们需要产生$\sim 10^{57}$ erg。尽管如此，如果奇异恒星可能拥有磁强度场（$10^{15}$ G），它们的内部磁场很可能达到与$10^{17}$ G一样大的磁场。我们认为中微子能量的一些兆电子伏和振荡参数从太阳，大气和加速器实验。研究了奇异星中中微子共振振荡的可能性。
2014-01-15 astro-ph.HE hep-ph
A magnetized strongly turbulent corona as the source of neutrinos from NGC 1068
本文提出活动星系核NGC 1068中心黑洞周围的磁化强湍流日冕是高能中微子的来源，通过非共振随机加速机制，解释了IceCube观测到的中微子通量与谱形。
2024-07-01 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Self-confinement of relativistic pair beams in magnetized interstellar plasmas: the case of pulsar X-ray filaments
Columbia University（哥伦比亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究脉冲星X射线细丝等现象挑战宇宙射线传输标准图景的问题，通过全动力学二维粒子模拟，发现电荷中性对束能自发产生净电流，驱动非共振流不稳定放大磁场，为电荷不对称和粒子自约束提供途径。
2026-07-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Two-temperature accretion flows around strongly magnetized stars and their spectral analysis
本文研究强磁化致密星周围的双温吸积流，通过熵最大原则选定唯一跨声速解，并分析主激波与次激波对光谱的贡献，发现次激波会在高能段产生扩展发射。
2023-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Compton-induced HE -- VHE $γ$-rays from pair cascade emissions in the SEDs of radio galaxies: NGC 1275
University of Johannesburg（约翰内斯堡大学）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）；National Institute for Theoretical and Computational Sciences（国家理论与计算科学研究所）
本研究用蒙特卡洛模拟喷流γ射线在磁化AGN环境中的对级联辐射，拟合NGC 1275的SED，发现随机级联可重现宽带谱，并揭示吸积盘与BLR光子作用及磁场对级联谱的影响。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
