Universal cosmic rays energy spectrum and the mass composition at the 'ankle' and above
利用俄歇天文台和望远镜阵列计划最近公布的观测数据，对超高能宇宙射线（UHECR）的起源和组成进行了一些推论。我们主张将UHECR通量建模为银河系和河外成分的组合，在能谱的著名特征“脚踝”处交换主导作用。我们特别强调了单个实验的能量分辨率和它引入的可能偏差。我们最终将两个大实验的数据结合到一个“世界平均”的UHECR光谱中，并使用它，通过分析广泛的空气簇射（EAS）发展最大深度的分布来找到UHECR的质量组成：银河系和河外成分。我们研究了宇宙线源在空间的分布对质量成分的依赖关系。我们提出了一些模型在文献中存在的结果。我们在UHECR的银河系附近发现了河外源亏损的证据，这与小尺度各向异性分析结果相一致。
2017-06-19 astro-ph.HE
Large-scale anisotropies of extragalactic cosmic rays below the ankle
我们研究的各向异性的大角度尺度上，它可以存在于从人口的河外源到达地球的宇宙射线的通量，专注于第二个膝盖和脚踝之间的能量范围。在这个能量范围内，粒子受到银河系磁场的显著影响，然后在塑造预期的各向异性方面发挥相关作用。银河系磁场使宇宙射线的轨迹发生偏转，从而改变了银河系晕外的各向异性，特别是与观测者的平移运动有关的偶极各向异性（康普顿-吉丁效应）。此外，由于银河系的旋转，在地球观测者的参考系中，有一个银河场的电子分量，它会产生粒子动量的微小变化。这种加速依赖于宇宙射线的到达方向，因此在给定的能量范围内，它会导致观测到的通量的各向异性。我们分析了预期的振幅和相位所产生的偶极分量的流量和讨论的可能性，以解释通过这些影响的变化，在1 EeV左右的能量观察到的相位的赤经分布。
2022-11-16 astro-ph.HE
Investigation on mass composition of UHE cosmic rays using CRPropa 2.0
本文利用蒙特卡罗程序CRPropa 2.0对UHE宇宙射线的传播进行了数值模拟。在模拟中，假设均匀宇宙线源的光谱指数α = 1.4，α = 2和Emax = 1021 eV的纯铁成分在源位置。我们获得了宇宙射线的对数平均质量作为能量的函数，并将其与踝关节的实验值进行了比较，我们演示了踝关节前后的质量组成如何变化。
2014-07-13 astro-ph.HE
Origin of the light cosmic ray component below the ankle
高能宇宙射线的起源和性质仍然是个谜。然而，由于皮埃尔俄歇天文台和望远镜阵列的观测，在过去几年中取得了相当大的进展。在$10^{18}$ eV以上，观察到的能谱呈现两个特征：在$\sim 10^{18.6}$ eV处的斜率硬化，这被称为踝部，以及在$\sim 10^{19.6}$ eV处的抑制。从实验数据推断的组合物，解释通过使用目前的高能强子相互作用模型，似乎是轻的脚踝以下，显示出一种趋势，以较重的原子核的初级能量值的增加。此外，各向异性的信息是一致的银河系外的起源，这将占主导地位的光谱脚踝以下的光分量。因此，将踝关节解释为银河系和河外成分过渡的模型不受当前数据的青睐。最近，有人提出，这种轻的成分来源于源环境中更高能量和更重的原子核的光致衰变。踝关节的形成也可以用这种机制来解释。在这项工作中，我们详细研究这种一般情况下，但在活动星系的中心区域的背景下。在这种情况下，宇宙射线在这些类型星系中心区域的超大质量黑洞附近被加速，重核的光致蜕变发生在超大质量黑洞周围的辐射场中。
2018-11-08 astro-ph.HE
Searching for All-Scale Anisotropies in the Arrival Directions of Cosmic Rays above the Ankle
皮埃尔俄歇天文台最近报告说，在8 EeV以上的宇宙射线到达方向上探测到偶极各向异性，试验后的显著性超过5.2 $σ$。这一观测结果对脚踝以上（3-5 EeV）宇宙射线候选源的分布和组成有着深远的影响。在本文中，我们寻找存在的各向异性的所有角度尺度上的公开俄歇数据。分析遵循基于可能性的重建方法，该方法自动考虑天文台的角度接受和背景速率的变化。我们在赤道平面的最佳拟合偶极各向异性的振幅为5.3 $\pm$ 1.3%，赤经角为103 $\pm$ 15度，与皮埃尔·俄歇合作组织的结果一致。我们没有发现证据的存在中型或小型各向异性。本文概述的方法非常适合于未来的分析，宇宙射线各向异性低于脚踝，宇宙射线探测表面阵列是不完全有效的，并占主导地位的系统不确定性。
2018-08-29 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ex
Ultra-High Energy Cosmic Rays: Results and Prospects
本文简要评述了从谱踝到最高能量的宇宙射线测量和解释的最新进展。在大约10^{17} eV处观察到一个膝盖的重原色和一个脚踝的轻原色。在所有粒子光谱中，光的分量在大约4 × 10 ^{18} eV处开始占主导地位，并揭示了从银河系到河外宇宙射线的过渡。在最高能量下的主要问题是关于在E > 4 × 10 ^{19} eV时观察到的通量抑制的起源。这是期待已久的GZK效应还是资源枯竭？回答这个问题的关键仍然是在最高能量下仍然很大程度上未知的质量组成。来自不同天文台的数据并不完全一致，人们已经开始共同努力解决这个问题。即使在最高能量下观察到的高水平的各向同性挑战模型的质子占主导地位的组合物，如果河外磁场的顺序是几个nG或less. We将讨论在该领域的实验和理论进展和未来十年的前景。
2014-04-19 astro-ph.HE
About the consistency of the energy scales of past and present instruments detecting cosmic rays above the ankle energy
宇宙辐射的能谱在10 $^{19}$-2.4 $\times$-10 $^{21}$ eV范围内，最近已被预测显示出丰富而独特的阶梯轮廓。为了检查预测，检查通过运行和过去的实验测量的高于10 $^{19}$ eV的光谱。计算出的光谱与望远镜阵列、HiRes I和雅库茨克的数据相比，在（1-20）$\times$ 10 $^{19}$ eV的范围内，计算出的光谱比俄歇数据更有利。Haverah Park、{ \sc sugar}、{ \sc agasa}和Fly's Eye实验的先前通量测量值高于有限带（1-30）$\times$ 10 $^{19}$ eV中的预测光谱。俄歇小组在谱带（8-18）$\times$ 10 $^{19}$ eV中测得的通量低于所有其他实验的通量，也低于预测值。仪器的能量尺度可能是实验之间通量不匹配的根源。因此，所有的11个仪器的能量标度以上10 $^{20}$ eV的检查和主要的不一致辨别。俄歇实验中10 $^{20}$ eV以上的事件相对于所有其他实验来说是很少的，这是迄今为止从这种审查中出现的主要难题。俄歇仪器只记录了4个事件以上的10 $^{20}$电子伏特的曝光超过42500公里$^{2}$ sr年，而望远镜阵列记录了13个事件的曝光8100公里$^{2}$ sr年。这一难题的一个初步解决办法已被提出.
2017-10-18 astro-ph.HE
Consequences of the common origin of the knee and ankle in Cosmic Ray Physics
太阳调制能量高达5x 10 **19 eV的宇宙辐射的微分能谱是由最近的膝盖和脚踝理论正确预测的，该理论只使用一个归一化点。这个显著的定量结果，跨越了几十年的能量和强度，以及存在的第二个膝盖在6x 10 **17 eV，得到假设恒定的光谱指数的个别离子在宇宙射线源和没有其他关键的假设。在这项研究中，宇宙辐射的化学成分作为该理论的直接结果进行了评估。计算的平均对数质量在10**15-10**17 eV范围内表现出从1.8到3.0的上升趋势，在3 × 10 **17 eV处的最大值为3.2，并且在3 × 10 **17 eV以上至4 × 10 **18 eV处具有特征性发光。所有这些显著特征与许多实验数据相一致。定性地讨论了该理论所固有的另外两个结果：（1）加速宇宙射线的机制的某些限制性界限;（2）宇宙射线在银河系中的停留时间所暗示的各向同性程度。
2009-02-01 astro-ph.HE
Measurement of the energy spectrum of cosmic rays above 10^18 eV using the Pierre Auger Observatory
我们报告了一个测量的宇宙射线通量与前所未有的精度和统计使用皮埃尔俄歇天文台。基于至少与一个表面探测器同时进行的荧光观测，我们导出了能量高于10^18 eV的光谱。我们还更新了以前发表的能谱与表面探测器阵列。这两个光谱相结合，解决系统的不确定性，特别是能量分辨率对光谱形状的影响。该光谱可以用破幂律E^-γ来描述，踝关节以下的指数γ =3.3，在log 10（E/eV）= 18.6处测量。在踝关节以上，光谱由指数为2.6的幂律描述，随后是通量抑制，高于约log 10（E/eV）= 19.5，检测到具有高统计显著性。
2010-02-09 astro-ph.HE
Ankle-like Feature in the Energy Spectrum of Light Elements of Cosmic Rays Observed with KASCADE-Grande
卡斯卡德-格兰德实验的最新结果为$E = 10^{16.92 \pm 0.10} \, \mathrm{eV}$的宇宙射线全粒子谱中的一种温和的膝状结构提供了证据，发现这是由于重初级粒子通量的陡化造成的。光和中间质量的组合成分的光谱被发现是兼容的一个单一的幂律的能量范围从$10^{16.3} \, \mathrm{eV}$到$10^{18} \, \mathrm{eV}$。在本文中，我们通过使用统计数据增加的数据来更新该分析，这些数据来自包括最近测量结果的更大数据集，并使用更大的基准区域。此外，应用了用于增强光原色的优化选择标准。我们发现了轻元素的光谱特征，即随着幂律指数从$-3.25 \pm 0.05$到$-2.79 \pm 0.08$的变化，在$E = 10^{17.08 \pm 0.08} \, \mathrm{eV}$处硬化。
2013-04-26 astro-ph.HE
Ultra high energy cosmic rays from super-heavy dark matter in the context of large exposure observatories
超高能宇宙射线（UHECR，$E>10^{18}$ eV）的起源至今仍不确定。然而，由于皮埃尔俄歇天文台和望远镜阵列天文台的数据，已经取得了很大的进展。UHECR通量呈现两个主要特征，被称为脚踝的光谱硬化和在较高能量下的抑制。实验数据表明，在脚踝以上的UHECRs流量占主导地位的星系外组成部分的天体物理起源。然而，少数组成部分的外来起源，占主导地位的流量超过抑制仍然是兼容的，与目前的数据。因此，存在一部分UHECR通量来源于星系晕中聚集的超重暗物质粒子衰变的可能性。在这些情况下，主要的贡献来自我们星系的晕。在这篇文章中，识别这些场景的背景下，未来非常大的曝光宇宙射线观测站的可能性进行了研究。值得一提的是，位于附近宇宙的河外晕的贡献也包括在这些研究中。
2019-09-19 astro-ph.HE
Cosmic Ray Anisotropy as Signature for the Transition from Galactic to Extragalactic Cosmic Rays
通过计算银河系源发射的宇宙射线在地球上的各向异性，我们限制了从银河系到河外宇宙射线跃迁的能量。由于扩散近似在E/Z >~ 10^（16-17）eV时开始失效，我们使用银河系磁场模型并考虑其规则和湍流分量来传播单个宇宙射线（CR）。湍流场是在嵌套网格上生成的，该网格允许空间分辨率下降到秒差距的几分之一。假设银河系的CR源足够频繁，那么对于大部分较轻或中等的主要成分计算出的偶极子振幅超过了俄歇合作组在E ~ 10^18 eV附近测量到的偶极子边界。因此，在踝关节或以上的过渡将需要一个沉重的成分或一个相当极端的银河磁场强度>~ 10 μ G。此外，KASCADE-Grande的数据表明，在10^17 eV和10^18 eV之间的快速上升的质子贡献应该是河外起源的。如果重核在E >~ 10^18 eV处占主导地位，那么跃迁能量可以接近脚踝，如果银河系CR是由足够频繁的瞬变产生的，例如磁星。
2012-07-16 astro-ph.HE
Cosmic-ray energy spectrum and composition up to the ankle - the case for a second Galactic component
我们已经进行了详细的研究，以了解观测到的能量高达~10^18 eV的宇宙射线的能谱和成分。我们的研究表明，一个单一的银河系成分，在不同元素的单个光谱中具有随后的能量截止，被优化来解释观测到的~10^14 eV以下的光谱和全粒子光谱中的拐点，不能解释观测到的~2x10^16 eV以上的全粒子光谱。我们讨论了银河系宇宙射线的第二个组成部分的两种方法--在银河系风终止激波处的再加速和沃尔夫-拉叶星的超新星爆炸，并表明后一种情况可以解释几乎所有观测到的全粒子谱特征和高达~10^18 eV的组成，当结合一个典型的河外光谱预期从强射电星系或源人口具有类似的宇宙演化。在这个双分量银河系模型中，全粒子谱中约3x10^15 eV处的拐点和约10^17 eV处的第二个拐点分别是由于第一和第二分量的截止。我们还讨论了河外成分的几种变化，从最小的贡献到脚踝以下（约4x10^18 eV）有重要成分的情况，发现河外成分超过常规源演化的贡献既没有被指出，也不与现有数据相冲突。我们的主要结果是，第二个银河系成分预测银河系宇宙射线的组成在第二个膝盖和以上，主要由氦或氦和CNO核的混合物，与弱或基本上消失的铁部分，与大多数常见的假设相反。这一预测与LOFAR和皮埃尔·俄歇天文台的新测量结果一致，后者显示了一个强的轻组分和一个相当低的铁分数，在~10^17和10^18 eV之间。
2016-11-11 astro-ph.HE
Origin of Ultrahigh Energy Galactic Cosmic Rays: The Isotropy Problem
我们研究了超高能宇宙射线（UHECR）在银河系中的传播，集中在脚踝以下的能量范围在4 EeV的频谱。基于随时间变化的扩散问题的解析解，采用Monte-Carlo方法，通过将源放置在随机位置来计算不连续性。假设一个源人口的规模与重子质量密度或恒星形成（如长GRB），我们得到的约束所产生的不稳定性和观测限制的组成和各向异性。结果表明，在1 e18 eV的组成和各向异性是难以再现的，并要求a）粒子平均自由程远小于回转半径，这意味着逃逸时间很长，b）组成比最近的俄歇数据所建议的要重，c）超高能亚踝分量主要是河外的，或者d）我们生活在超高能宇宙射线产生的一个罕见的平静期，目前的超高能宇宙射线强度远远低于银河系的平均时间。因此，我们建议一个强有力的观测重点，以确定UHECR组成约1 e18 eV。
2011-10-06 astro-ph.HE
Transition from galactic to extragalactic cosmic rays
对银河系和河外宇宙射线跃迁的研究可以更好地揭示银河系宇宙射线谱的末端和河外宇宙射线谱的开端。三种过渡模式进行了讨论：踝关节，倾角和混合成分模型。所有这些模型都将过渡描述为陡峭的银河系成分与平坦的河外成分的交叉点。严格的界限，这些模型提供了银河宇宙射线的标准模型，根据该模型的铁核的最大加速能量是$E_{\rm Fe}^{\rm max} \approx 1\times 10^{17}$ eV的顺序。在脚踝模型中，跃迁假设在脚踝处，在所有粒子谱中的一个平坦特征，观测上从能量$E_a \sim (3 - 4)\times 10^{18}$ eV开始。这个模型需要一个新的高能量星系成分，其最大能量大约比标准模型高两个数量级。讨论了这种成分的来源。就观测而言，跃迁有两个特征：能谱的变化和质量组成的变化。在所有的模型中，重星系的组成部分在过渡到较轻或质子的组成部分时发生了变化。
2012-11-02 astro-ph.HE hep-ph
Detection of cosmic rays in the PeV to EeV energy range
膝盖周围的宇宙射线通常被认为是银河系的起源。对它们的能谱和化学成分的观测对于理解这些宇宙射线的加速和传播非常重要。此外，还需要澄清从银河系到河外来源的过渡。在本文中，最近的实验结果测量周围的膝盖将审查与检测技术。将讨论在膝盖到脚踝的能量范围内的全粒子能谱和组成的结果。
2017-02-28 astro-ph.HE
The transition from Galactic to extragalactic cosmic rays: the high-energy end of the Galactic spectrum
为理解局域宇宙线能谱，本文回顾0.1 - 10×10¹⁸ eV范围内银-河外宇宙线转变的多种模型，指出银河系成分的高能端信息对该转变研究至关重要，并简述其最佳潜在源预期的能谱高能部分。
2024-11-26 astro-ph.HE
Extragalactic cosmic rays and their signatures
UHE质子在CMB中的传播特征是成对产生倾角和GZK截止。这些光谱特征的可见表现是微分光谱中的踝关节、GZK截止点和积分光谱中的E_{1/2}。在所有的实验中观察到的脚踝通常被解释为从银河到河外的宇宙射线的过渡。利用HiRes、望远镜阵列（TA）和俄歇探测器在能量（1-3）EeV下测量的质量组成，计算了银河系宇宙射线在这些能量下的各向异性，以及伸长曲线，我们强烈反对上面给出的脚踝解释。转变必须发生在较低的能量，最有可能在第二个膝盖的倾角模型预测。这个模型的另一个预测，倾角的形状，很好地证实了HiRes，TA，AGASA和雅库茨克探测器，并在能量重新校准后，由俄歇探测器。GZK临界值和E_{1/2}的预测开始与HiRes和TA数据一致。然而，直接测量的质量组成仍然是一个谜。虽然HiRes和TA探测器观察到质子占主导地位的质量组成，正如dip模型所要求的那样，俄歇探测器的数据有力地证明了核质量组成在能量高于4 EeV时稳定地变得更重，并在能量约35 EeV时达到铁。基于俄歇的方案与另一种解释一致，即能量为Ea =4 EeV的踝是从河外质子到河外核的跃迁。在较高能量下重核优势可以由质子的低能量加速E_{max} \sim 4 EeV和原子核的刚性依赖性E_{max} ^A =Z E_{max} $提供。最高能量的抑制可以解释为核破坏截止。
2013-04-20 astro-ph.HE hep-ph
Measuring extensive air showers with Cherenkov light detectors of the Yakutsk array: The energy spectrum of cosmic rays
利用雅库茨克阵列的空气切伦科夫光探测器研究了10^15 eV ~ 6*10^19 eV范围内的宇宙射线能谱。大气中广泛的空气簇射的相对论性电子（包括正电子）产生的光子的总通量被用作初始粒子引发簇射的能量估计。根据先前的测量结果，所得到的宇宙射线的微分通量分别在能量为3*10^15 eV和~10^19 eV处表现出膝盖和脚踝的特征。比较观测数据与模拟的膝盖和脚踝地区，以选择模型的银河系和河外成分的宇宙射线更好地描述测量的能谱。
2009-02-06 astro-ph.HE astro-ph.IM
Indication of a Local "Fog" of Sub-Ankle UHECR
高能宇宙射线（UHECR）在星系际空间传播过程中，会与背景辐射场发生相互作用。这些相互作用产生了高能电子/正电子对和光子，这些电子/正电子对和光子又供给电磁级联，从而促成各向同性伽马射线背景（IGRB）。以这种方式产生的伽马射线通量水平高度依赖于UHECR传播距离，以及它们的源随红移的演化。最近，费米-LAT合作报告说，河外伽马射线总通量的大部分来自河外点源。这对通过UHECR传播产生的IGRB设定了严格的上限，并随后限制了它们在遥远宇宙中的丰度。专注于在脚踝以下的能量在一个狭窄的能带（$(1-4)\times 10^{18}$ eV）的UHECR的贡献，我们计算通过UHECR传播所产生的漫射伽马射线通量，归一化的总宇宙射线能量预算在这个波段的测量。我们发现，为了不过度产生新的IGRB限制，可能存在由附近来源产生的UHECR的局部“雾”，其中可能有来自我们银河系的不可忽略的贡献。假设在820 GeV观测到的IGRB的一个给定的分数来自UHECR，我们得到了一个约束的最大距离为他们的大多数来源。由于其他未解决的源人群仍然污染新的IGRB限值，并且踝关节以上的UHECR也总是导致该背景，因此此处提供的结果相当保守。
2016-09-04 astro-ph.HE
Ultra high energy cosmic rays: implications of Auger data for source spectra and chemical composition
我们使用动力学方程的方法来描述超高能宇宙线质子和原子核的传播，并计算预期的光谱和质量组成在地球上的源注入光谱和化学丰度的不同假设。当与皮埃尔俄歇天文台观测到的谱、伸长率$X_{max}(E)$和色散$σ(X_{max})$相比较时，可以得出几个重要的结论：a）原子核的注入谱必须非常硬，$\sim E^{-γ}$与$γ\sim 1-1.6$ ; b）源中电荷$Z$的原子核的最大能量必须是$\sim 5Z\times 10^{18}$ eV，因此不需要加速到极高的能量; c）只有在加入一个具有陡峭注入谱的{ \it ad hoc}轻河外组分（$\sim E^{-2.7}$）的代价下，才能得到与俄歇谱的拟合。从这个意义上说，在踝关节（$E_{A}\approx 5\times 10^{18}$ eV），所有的成分都来自河外，因此表明从银河到河外的宇宙射线的跃迁发生在踝关节以下。有趣的是，在光谱和标准化方面，上面假设的额外的河外光分量与最近由卡斯卡德-格兰德测量的分量相比很好。
2014-09-17 astro-ph.HE
Ultra-High Energy Cosmic Rays: Results and Prospects
在所有能量下对宇宙射线的观测都得到了改进，无论是在更高的统计学方面还是在减少的系统学方面。因此，所有粒子宇宙射线能谱开始呈现出比以前所能看到的更多的结构。最重要的是，宇宙射线光谱中的第二个膝关节-由重原色主导-据报道略低于10^{17} eV。另一方面，光分量在10^{17} eV以上表现出踝状特征，并开始主导踝处的通量。在最高能量下的关键问题是关于在高于5 x 10^{19} eV的能量下观察到的通量抑制的起源。这是期待已久的GZK效应还是资源枯竭？回答这个问题的关键还是在于最高能量下的质量组成，这在很大程度上还是未知的。来自不同天文台的数据并不完全一致，人们已经开始共同努力解决这个问题。如果河外（EG）磁场的数量级为几个nG或更多，即使在最高能量下观察到的高水平的各向同性也开始挑战质子主导的成分。我们将讨论该领域的实验和理论进展以及未来十年的前景。
2013-05-10 astro-ph.HE
Science and Detectors of the Pierre Auger Observatory
宇宙射线的高能谱呈现出三个不同的特征，第二膝、踝和GZK截止，因此，对宇宙射线的透彻理解包括对这三个特征的研究。它位于第二个膝盖-脚踝区域，宇宙射线源从银河系起源变为河外起源。在较高的截止能量下，到达方向表现出与河外近区天空相关的各向异性。皮埃尔俄歇天文台目前的设计是通过以前所未有的精度进行光谱和成分测量来帮助解开这些特征。在第二个膝盖-脚踝区域的初级粒子类型将被研究与荧光望远镜和μ子计数器给出的空气簇射纵向剖面和μ子内容，分别。
2010-04-15 astro-ph.HE astro-ph.IM
What do we know about cosmic rays with energies above 5 EeV?
本文综述了能量高于 5 EeV 的宇宙射线研究，指出其各向异性证实河外起源，模型重现光谱特征，并强调源仍未确定但最高能各向异性接近 5σ。
2024-12-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
UHECR: Signatures and Models
超高能（E >1 EeV）质子在CMB辐射中的传输特征是成对产生下降和GZK截止。这两种光谱特征的可见特征分别是微分光谱中的踝部，GZK截止的起始点，积分光谱中的E_{1/2}，踝部是倾角的固有部分。通过HiRes和望远镜阵列（TA）的测量，这些特性与理论预测一致。然而，直接测量的质量组成仍然是一个谜。虽然HiRes和TA探测器观察到质子占主导地位的质量组成，但俄歇探测器的数据有力地证明了核质量组成在能量高于4 EeV时逐渐变重，并在能量约为35 EeV时达到铁。基于Auger和HiRes/TA数据的模型被独立考虑，并使用从银河到河外宇宙射线的过渡进行分类。踝关节不能提供这种过渡。因为所有三个探测器在能量（1 - 3）EeV处数据都与纯质子组成（或至少不比氦重）一致。如果在银河系中产生，这些粒子会导致太高的各向异性。这一论点排除或强烈反对所有踝关节能量E_a > 3EeV的踝关节模型。不同踝关节模型的伸长曲线X_{\max}（E）的计算进一步加强了这一结论。讨论了其他模型、倾角模型、混合成分模型和俄歇模型的现状。
2013-07-15 astro-ph.HE
Contribution of Stellar Flares to the Diffuse Component of Galactic Gamma-Rays
众所周知，弥散γ射线是银河系宇宙射线与恒星物质碰撞产生的（早川-莫里森假说）。本文试图估计恒星耀斑在银河γ射线漫射分量中的低能分量的贡献。银河系γ射线废用成分的高能部分可能反映了银河系宇宙射线的功率谱，γ = -2.75（微分）。在银盘和凸起中，有超过1000亿颗恒星。它们可能经常产生耀斑，并由耀斑产生高能宇宙射线，能量范围为100 MeV ~ 1 TeV，功率指数γ = -3.75（微分）。本文试图估算恒星耀斑对γ射线漫射分量的贡献。
2009-09-07 astro-ph.HE
Between the cosmic-ray `knee' and the `ankle': Contribution from star clusters
本文提出大质量年轻星团可加速膝与踝之间（10^7–10^9 GeV）的银河宇宙线，通过星风产生核素并考虑传播与再加速，模型要求源谱截断为5×10^7 Z GeV且注入份额约为星风动能5%，支持星团作为银河宇宙线第二成分的天然加速器。
2023-12-12 astro-ph.HE
Pinpointing the knee of cosmic rays with diffuse PeV gamma-rays and neutrinos
宇宙线谱中膝的起源是一个尚未解决的基本问题。对于不同的破断位置和膝关节的组成，有各种各样的预测模型。在这项工作中，我们建议使用扩散$γ$ -射线和中微子作为探针来测试这些模型。基于几种典型的组分模型，计算了扩散$γ$射线谱和中微子谱，它们在几十TeV到几PeV的能量范围内表现出不同的截止行为.预期的通量将通过新升级的Tibet-AS $γ$ +MD（μ子探测器）实验以及更敏感的未来项目（如LHAASO和HiSCORE）进行观测。通过比较中微子能谱与冰立方实验的观测结果，我们发现，来自宇宙射线与星际介质相互作用的散射中微子可能不是冰立方事件的主要原因。未来对中微子的测量可能能够识别银河系扩散成分，并进一步阐明宇宙射线的膝盖问题。
2014-10-10 astro-ph.HE
A composition dependent energy scale and the determination of the cosmic ray primary mass in the ankle region
关于超高能宇宙射线的起源，目前仍有几个悬而未决的问题。然而，近年来由于皮埃尔俄歇天文台和望远镜阵列等当代地面探测器收集的数据，这一领域取得了很大进展。特别是，人们认为，作为能量函数的宇宙射线的组成的研究可以为理解宇宙射线的起源发挥根本作用。属于这一代的天文台由表面探测器阵列和荧光望远镜组成。荧光望远镜的占空比约为10%，而表面探测器的占空比约为100%。因此，通过使用从由两种类型的探测器同时观测到的一组高质量事件获得的校准曲线来执行由表面探测器观测到的事件的能量校准。这种方法的优点是，由表面探测器观察到的事件的重建能量变得几乎与簇射的模拟无关，因为从荧光望远镜获得的重建能量中只有一小部分来自模拟。然而，以这种方式获得的校准曲线取决于宇宙射线的成分，当考虑对初级能量具有强烈依赖性的参数时，这可能在成分分析中引入偏差。在这项工作中，我们开发了一种分析方法来研究这些影响。我们认为AMIGA，低能量扩展的皮埃尔俄歇天文台对应的表面探测器，以说明使用的方法。
2015-02-18 astro-ph.HE astro-ph.IM
Diffuse Galactic Gamma-rays from star clusters
我们证明，年轻的星团有一个$γ$射线表面亮度的弥漫银河系发射（DGE）相媲美，并估计，他们的天空覆盖范围内的银河系的方向超过统一。因此，我们认为，它们构成了DGE的一个重要部分。
2020-08-25 astro-ph.HE
Cosmic rays from multiwavelength observations of the Galactic diffuse emission
宇宙射线（CR）在与银河系磁场（B场）、星际气体和辐射场相互作用时产生漫射辐射。这种扩散辐射从无线电、微波、X射线到高能伽马射线。由于普朗克、费米-LAT和甚高能切伦科夫望远镜最近的详细观测，漫射辐射大大增加了天体物理界的兴趣。观测这种发射并与详细的预测进行比较，以获得有关CR属性的信息，例如它们的密度，光谱，分布和在银河系中的传播。不幸的是，解开和表征这种弥漫性发射强烈依赖于知识的不确定性，未解决的来源，气体，辐射场，和B场，比整个银河系的CR。我们在这里报告最近的多波长观测银河系的漫发射，并讨论了漫发射产生的CR及其模型的不确定性，比较观测与预测。即将到来的望远镜的重要性，特别是平方公里阵列望远镜（SKA）和切伦科夫望远镜阵列（CTA），并在兆电子伏能量的未来任务也得到解决。
2016-01-25 astro-ph.HE
Implications of the detection of sub-PeV diffuse $γ$ rays from the Galactic disk apart from discrete sources
最近，西藏-AS $γ$合作报告了从银盘探测到能量范围为100 TeV - 1 PeV的$γ$射线。值得注意的是，这些$γ$射线中的许多都是在已知的非常高能量（E $>$ 100 GeV）的$γ$射线源之外观测到的。如果这些扩散的$γ$射线：1）是由常规而非外来（即暗物质衰变或湮灭）过程产生的，2）具有强子而非轻子起源，3）是在脉冲而非稳定源中产生的，或者是在光学厚源中产生的，那么这些结果就能得到最好的理解。除此之外，探测到低于PeV的弥散$γ$射线意味着来自银河系盘的中微子通量的极限，以及银河系宇宙射线谱中截止刚性的下限。
2021-04-07 astro-ph.HE
Implications of gamma-ray and neutrino observations on source models of ultrahigh energy cosmic rays
高能宇宙射线（UHECR）的起源和性质仍然是未知的。然而，由于皮埃尔俄歇天文台和望远镜阵列的观测，在过去几年中取得了很大的进展。在$10^{18}$ eV以上，观察到的能谱呈现两个特征：在大约$10^{18.7}$ eV处斜率硬化，这被称为踝部，以及在大约$10^{19.6}$ eV处的抑制。从实验数据推断的组合物，解释通过使用目前的高能强子相互作用模型，似乎是轻的脚踝以下，显示出一种趋势，以较重的原子核的初级能量值的增加。目前的高能强子相互作用模型，更新使用大型强子对撞机的数据，仍然受到很大的系统不确定性，这使得很难解释的实验数据的组成。另一方面，众所周知，伽马射线和中微子是由UHECR在从其源传播期间产生的，这是它们与宇宙中存在的辐射场相互作用的结果。这些次级粒子在地球上的通量取决于UHECR的源模型，包括注入时的化学成分。因此，γ射线和中微子观测都可以用来约束UHECR的源模型，包括成分的方式是独立的高能强子相互作用模型。在这篇文章中，我将回顾最近的结果，通过使用最新的伽马射线和中微子的观测。
2019-05-21 astro-ph.HE
Nuclear enhancement factor in calculation of Galactic diffuse gamma-rays: A new estimate with DPMJET-3
本文利用蒙特卡罗模拟器DPMJET-3，提出了一种新的核增强因子计算方法，用于从质子-质子相互作用中估算银河系弥散γ射线通量，以考虑宇宙射线和星际物质中的重核。在6-1000 GeV/核子的能量范围内，一个新的值为1.8-2.0，随着发射宇宙射线的动能的增加而略有增加，比以前的估计大了大约20%。
2009-04-27 astro-ph.HE
Fluxes of diffuse gamma rays and neutrinos from cosmic-ray interactions with circumgalactic gas
银河系被一个引力束缚的气体日冕所包围，气体日冕一直延伸到银河系的维里半径。宇宙射线粒子与这种气体的相互作用产生了高能次级伽马射线和中微子。我们提出了一个定量分析的中微子和伽马射线通量的日冕的银河系连同其他星系的日冕的综合贡献。高能中微子通量不足以解释冰立方的结果，而对费米-LAT扩散γ射线通量的贡献是不可忽略的。
2016-09-16 astro-ph.HE
Ultra-high energy cosmic rays from supermassive black holes: particle flux on the Earth and extragalactic diffuse emission
本文讨论了在超大质量黑洞周围的吸积盘中，宇宙射线在电场中被加速到超高能（E> 4 × 10^19 eV）.粒子注入谱被假定为比那些在冲击波阵面上加速形成的谱更硬。结果表明，具有注入谱的宇宙射线对地基阵列探测到的粒子通量的贡献很小。但在河外空间，粒子产生的扩散伽马射线发射的显着通量与费米LAT仪器（费米空间天文台机载）获得的数据相比。还推导了在河外空间传播的宇宙射线产生的中微子强度。级联中微子的模型强度远低于天体物理中微子的模型强度。得出的结论是，可能的超大质量黑洞是宇宙射线源，在地球上检测到的粒子通量略有贡献，但这些来源应考虑分析时，河外弥漫伽玛射线辐射的组件。
2018-11-27 astro-ph.HE
High-Energy Cosmic Rays from Radio Galaxies
最近，对射电星系的详细研究强调，这些来源可能是在$3\,\text{EeV}$上方观测到的宇宙射线的来源。在这里，该模型的相关性在低于$3\,\text{EeV}$的能量进行了研究。因此，在强源演化的情况下，射电星系的平均贡献可以准确地解释观测到的第二膝和踝之间的CR通量。然而，该模型不能提供所观察到的化学组成的能量$\lesssim 1\,\text{EeV}$处的增加的重量和变化。此外，它暴露出，在地球上的化学成分的变化也显示出在较高的能量与观测明显不一致，表明半人马座A和天鹅座A的成分贡献需要较少的差异。
2018-12-22 astro-ph.HE
Galactic cosmic ray propagation: sub-PeV diffuse gamma-ray and neutrino emission
西藏ASgamma实验刚刚报告了他们对银河系盘的亚PeV弥散伽马射线发射的测量，最高能量可达957 TeV。这些伽马射线很可能是宇宙射线与银河系星际气体相互作用的强子起源。这项测量为银河系宇宙射线可以被加速到PeV能量以上的假设提供了直接的证据。本文试图用宇宙射线扩散传播模型来解释亚PeV扩散γ射线谱。我们发现，有一个紧张之间的sub-PeV扩散伽马射线和本地宇宙线谱。为了描述亚PeV扩散γ射线通量，通常需要比膝区测量更大的局部宇宙射线通量。我们进一步从宇宙线传播模型计算了PeV中微子流。即使所有这些亚PeV扩散伽马射线都来自传播，银河中微子也只占观测到的通量的不到15%，其中大部分仍然来自河外源。
2021-04-08 astro-ph.HE
Contribution of Cosmic Rays from Sources with a Monoenergetic Proton Spectrum to the Extragalactic Diffuse Gamma-Ray Emission
讨论了对地面阵列记录的粒子通量有微小贡献的超高能（E > 4 × 10^19 eV）宇宙射线的河外源。我们表明，从这样的源的宇宙射线可以产生一个显着的扩散伽马射线通量在星系际空间相比，费米LAT（机载费米空间天文台）获得的数据。一种可能的类型的活动星系核（AGN），其中宇宙射线质子可以被加速到1021 eV的能量被认为是这样的源的说明。我们的结论是，来自活动星系核的超高能宇宙射线对河外弥漫伽马射线辐射有重要贡献。此外，一个约束的分数正在考虑中的活动星系相对于BL Lac对象和射电星系已获得从比较与费米LAT数据。
2018-12-30 astro-ph.HE
Galactic diffuse gamma rays --- recalculation based on the new measurements of cosmic electron spectrum
在这项工作中，我们重新审视了全天银河弥漫$γ$ -射线辐射考虑到新的测量宇宙射线电子/正电子谱的PAMELA，ATIC和费米，这表明超出预期的流量在传统的模型中的宇宙电子/正电子过剩。由于额外电子/正电子的来源尚不清楚，我们考虑三种不同的情况来解释过量：天体物理来源，如银河系天体，暗物质衰变和湮灭。此外，还采用了Fermi-LAT中银河系外扩散$γ$射线的新结果。与费米-LAT观测相比，没有新来源的背景宇宙射线给出较低的漫射$γ$射线，这与先前的分析一致。天体物理源的方案预测扩散的$γ$ -射线与背景的差异很小。费米扩散$γ$射线数据不支持具有$τ^{\pm}$终态的暗物质湮灭模型，而衰减暗物质场景只有很少的约束。此外，由于终态辐射，在暗物质的漫射$γ$射线谱的较高能量（$\sim$ TeV）处，这些总是一个凸起。最后，我们发现，费米-LAT扩散$γ$射线数据可以通过简单地扩大电子光谱的归一化而不引入任何新的来源来解释，这可能表明，在给定精确的背景估计的情况下，当前对暗物质模型的约束可以强得多。
2010-07-04 astro-ph.HE
Spectra of cosmic ray electrons and diffuse gamma rays with the constraints of AMS-02 and HESS data
最近，AMS-02报告了他们对宇宙射线（CR）的观测结果。除了AMS-02的数据，我们添加HESS数据，以估计CR电子和扩散的伽马射线以上TeV的光谱。在传统的扩散模型中，利用GALRPOP软件包对CR电子和扩散γ射线的光谱特征进行了全局分析。结果表明，简单的幂律定律不能完全再现CR电子主分量的谱结构，其对应的破缺约为100 GeV。在99% C.L.，裂缝以上的注入指数从2.54下降到2.35，而裂缝以下的注入指数仅在2.746 - 2.751之间。CR电子的谱也不需要加入TeV截止来匹配HESS数据的特征。基于CR电子通量与其主要成分之间的差异，预测的CR正电子过剩与脉冲星或暗物质的解释是一致的。利用AMS-02和HESS资料对银河系扩散γ射线进行了间接约束分析，发现在高纬地区，银河系扩散γ射线通量与Fermi-LAT的GeV资料一致。结果表明，从高纬到低纬，逆康普顿散射（IC）分别在几百GeV到几十TeV的能量范围内占主导地位，在20 TeV能量范围内，银河系各区域的漫射γ射线通量均小于CR电子通量。
2015-10-05 astro-ph.HE
Cosmic ray penetration in diffuse clouds
宇宙射线是分子云和扩散云电离的基本来源，影响它们的化学、热和动力学演化。云内宇宙射线的数量也决定了宇宙射线和云物质之间强子碰撞产生的$γ$射线通量。本文通过求解宇宙射线的定态输运方程，包括扩散、平流和中性氢原子电离引起的能量损失，研究了扩散云内外宇宙射线的光谱。我们发现，宇宙射线谱内的扩散云不同于在星际介质中的能量小于$E_{br}\approx 100$兆电子伏，无论模型的细节。在$E_{br}$以下，如果星际介质是幂律$\propto p^{-s}$，且$s$大于（小于）$\sim 0.42$，则光谱比星际介质中的光谱硬（软）。
2015-06-16 astro-ph.HE
Ultrahigh energy cosmic rays and neutrinos from light nuclei composition
高能宇宙射线（UHECR）注入时的重子质量组成及其在传播过程中与宇宙光子背景的相互作用直接决定了地球上的UHECR通量。在这些相互作用中产生的次级中微子和光子是UHECR源的重要天体物理信使。皮埃尔俄歇天文台（PAO）获得的最新数据的建模表明，混合元素组成的UHECR与踝下光谱被解释为不同类别的源比超级踝区域（$> 10^{18.7}$ eV）。在这项工作中，我们得到了两种适合的UHECR谱-一个与一个单一的人口的来源，包括$^1$ H和$^2$他，在能量范围内开始在$\approx 10^{18}$ eV-另一个为代表性的原子核$^1$ H，$^4$他，$^{14}$ N和$^{28}$ Si在注入的混合组合物，其中一个适合是从以上$\approx 10^{18.7}$ eV。在这两种情况下，我们认为源发射率的演变是一个简单的幂律红移。我们测试的H+He组合物的可信度通过改变源属性在很宽的范围内的值和比较的结果，获得的H+He+N+Si组合物，使用蒙特卡罗模拟工具CRPropa 3。二次电子和光子的传播使用宇宙射线传输代码DINT。通过拟合UHECR谱，我们对源谱指数、源演化指数和源总体截止刚度进行了限制。在轻核注入模型下，宇宙成因中微子通量可以进一步限制丰度分数和最大源红移。
2019-04-24 astro-ph.HE
Diffuse γ-ray emission from self-confined cosmic rays around Galactic sources
在超新星遗迹冲击波中加速并逃离母遗迹的粒子的传播很可能是在一个强非线性区域进行的，这是由于在源附近通过流动不稳定性激发的阿尔文波的有效自我生成。根据超新星爆炸地点周围区域中存在的中性氢的数量，宇宙射线可能在同一区域积累相当可观的克重，并在不可忽略的时间内自我约束，这反过来又导致了秒的产生率提高。在这里，我们计算了由于自限宇宙射线引起的π介子产生，这些扩展晕中的几个沿视线重叠而对漫射伽马射线背景的贡献。我们发现，如果中性粒子的密度是低的，晕可以占费米-LAT观察到的漫发射的很大一部分，这取决于相对于银河系中心的方向的视线的方向。
2017-10-30 astro-ph.HE
Are gamma-ray bursts the sources of ultra-high energy cosmic rays?
我们重新考虑了伽马射线暴（GRB）是内激波模型中超高能宇宙射线（UHECR）源的可能性，假设UHECR是纯质子组成的。我们首次将γ射线、宇宙射线、瞬发中微子和宇宙成因中微子的信息定量地结合在一个联合宇宙射线产生和传播模型中，并由此得到了宇宙能量收支的信息。除了中子模型，我们考虑宇宙射线从伽玛暴逃逸的替代方案，即，宇宙射线会从源头泄漏。我们发现，在UHECR观测中，由电子对产生倾角描述踝部的倾角模型与内激波模型结合使用时是非常不受欢迎的，因为a）单个GRB需要不切实际的高重子载荷（质子能量与电子/γ射线能量），b）瞬发中微子通量容易超过相应的中微子束缚。另一方面，如果宇宙射线以最高能量从源中泄漏出来，则伽玛暴可以解释踝部跃迁模型中的UHECR。在这种情况下，我们表明，未来的中微子观测可以有效地测试大部分的参数空间-除非重子负载比以前预期的大得多。
2014-07-07 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic ray penetration in diffuse clouds
宇宙射线是分子云和扩散云电离的基本来源，影响它们的化学、热和动力学演化。云内宇宙射线的数量也决定了宇宙射线和云物质之间强子碰撞产生的$γ$射线通量。本文通过求解宇宙射线的定态输运方程，包括扩散、平流和中性氢原子电离引起的能量损失，研究了扩散云内外宇宙射线的光谱。我们发现，宇宙射线谱内的扩散云不同于在星际介质（ISM）的能量小于$E_{br}\approx 100$ MeV，无论模型的细节。在$E_{br}$以下，如果ISM是幂律$\propto p^{-s}$，且$s$大于（小于）$\sim0.42$，则频谱比ISM中的频谱硬（软）。因此，由于CR的电离速率也受到强烈影响。假设平均银河光谱与从AMS-2和旅行者1号数据推断的光谱相似，我们讨论了典型弥漫云中产生的电离率。
2015-09-17 astro-ph.HE
Diffuse Galactic Gamma Rays at Intermediate and High Latitudes, Constraints on ISM Properties
利用费米合作组最近公布的中高纬度（|b| > 10）、能量为1-100 GeV的银河系弥散γ射线的光谱数据，对银河系γ射线发射率进行了新的研究。我们专注于分析宇宙射线（CR）的传播特性，使用公开可用的DRAGON代码。我们严格解决一些模型的星际HI和H2气体分布在文献中常用的，以及测试各种传播模型。每个模型假设一个独特的全球配置文件的扩散和再加速的CR。拟合传播参数，以及测量的本地CR，如B/C比，质子，反质子和电子，正电子通量，我们评估的伽马射线谱在中高纬度地区，以进一步限制这些传播模型。
2011-10-26 astro-ph.HE
Origin of Cosmic Rays
有人认为，宇宙射线有三个“起源”：粒子的起源、能量的起源和加速的地点。每个起源的证据进行了讨论，并概述了一个合理的合成银河系起源的粒子的能量主要来自（但不限于）超新星爆炸，加速的网站是在强碰撞冲击波，和加速粒子来自星际和拱星的物质扫过这些冲击。如果这些冲击能够（正如最近的观测和理论工作所表明的那样）显著地放大磁场，那么这幅图似乎能够解释$3\times10^{18}\,\rm eV$“脚踝”以下所有能量的宇宙射线粒子。高于这个能量的粒子通常被认为是银河系外的起源，并简要讨论了这些UHE粒子可能的加速位点。
2012-03-16 astro-ph.HE
Highlights from Telescope Array
本文回顾了望远镜阵头三年的观测结果。讨论了超高能宇宙射线的能谱、质量组成和到达方向的各向异性。利用荧光探测器、表面探测器的数据以及利用这两种数据的混合簇射重建技术，确定了能量在$10^{18}$ eV以上的宇宙射线的能谱。踝结构在$10^{18.7}$ eV处清晰可见。第二个弯曲点也被确定，在那里宇宙射线的通量开始减少，光谱指数从$E^{-2.68}$到$E^{-4.2}$的变化。使用荧光探测器数据对簇射发展的研究表明，质子在$10^{18.2}$ eV以上的宇宙射线中占主导地位。在宇宙射线的到达方向上没有发现明显的各向异性。我还提出了进一步的实验扩展正在开发的望远镜阵列网站。
2011-11-10 astro-ph.HE
Large-scale Galactic diffuse gamma rays observed with the Fermi Gamma-Ray Space Telescope
费米伽马射线太空望远镜上的LAT仪器正在进行20 MeV至300 GeV的全天勘测，其统计数据和角分辨率前所未有。这提供了大量关于银河系星际介质非热辐射的新信息，并对宇宙射线和银河系结构产生了影响。在中纬度的第一个结果已经显示出与基于宇宙射线直接测量的预测很好的一致性，这表明至少局部（距离太阳约1千秒差距内）的伽马射线发射是了解的。我们将使用LAT数据呈现来自天空区域的第一个光谱，以及选定能量的轮廓。这里的目的是评估与模型的一致性，并评估随着分析的成熟，我们可以期望学到什么。
2009-07-02 astro-ph.HE
Cosmic-Ray Induced Diffuse Emissions from the Milky Way and Local Group Galaxies
宇宙射线充满了星系的整个体积，为星际介质的加热和电离提供了重要的来源，并且可能在恒星形成和星系演化的调节中发挥重要作用。宇宙射线与星际介质、星际辐射场和磁场之间的各种相互作用产生的从射电到高能伽马射线（> 100 MeV）的漫发射，是目前追踪银河系和其他星系中宇宙射线强度和光谱的最佳方法。在这篇文章中，我描述了我们最近的工作，模拟银河系等星系的全光谱能量分布，从无线电到伽马射线能量。其他星系，特别是麦哲伦云和M31的费米-LAT的高能量伽玛射线检测的应用程序，也进行了讨论。
2011-12-07 astro-ph.HE
Stochastic Acceleration of Cosmic Rays in the Central Molecular Zone of the Galaxy
本文讨论了银河系内部~ 200 pc的粒子加速问题，高能立体系统（HESS）观测到了TeV γ射线的扩散。弥散的伽马射线发射与具有大速度色散的分子云有很强的相关性，表明湍流的存在。有人认为，湍流可能有助于通过随机加速的宇宙射线的加速。在相对稀薄的介质中，随机加速可能会使宇宙射线质子能量达到~ 100 TeV，电子能量达到~ 1 TeV。质子和电子之间的效率差异支持强子的情况下，扩散TeV的伽马射线发射。
2011-10-14 astro-ph.HE
Probing the Extragalactic Cosmic Rays origin with gamma-ray and neutrino backgrounds
GeV-TeV的γ射线和PeV-EeV的中微子背景提供了一个独特的窗口的超高能宇宙射线（UHECR）的性质。我们讨论了最近的费米-LAT数据的河外伽玛射线背景（EGB）和相关的估计点源的贡献，以及冰立方中微子数据的起源的UHECR的影响。我们计算宇宙成因的$γ$ -射线和中微子在UHECR传播过程中产生的扩散通量，并推导出UHECR源的可能的宇宙学演化的约束。特别是，我们表明，混合成分的情况下，这是在协议（一）俄歇测量的能谱和成分的最高能量和（ii）脚踝状的功能，在光分量中检测到的KASCADE-格兰德，是兼容的费米-LAT测量和与当前的IceCube限制。
2017-07-04 astro-ph.HE
The diffuse gamma-ray flux associated with sub-PeV/PeV neutrinos from starburst galaxies
冰立方最近报道的一个关于亚PeV/PeV中微子过剩的有吸引力的假设是，它们是由星暴星系中的宇宙射线与致密的星际介质碰撞产生的。这些质子-质子（$pp$）碰撞也产生高能伽马射线，其最终贡献于扩散的高能伽马射线背景。我们用半解析方法计算了弥散γ射线通量，认为极高能量的γ射线在星暴区的强磁场中被星系吸收并转化为电子位置对，然后通过同步辐射几乎损失了所有的能量。由于同步辐射的能量低于GeV，这种同步辐射的损失使扩散的高能伽马射线通量减少了大约两倍，从而为其他来源提供了更多的空间来贡献伽马射线背景。对于一个$E_ν^{-2}$中微子谱，我们发现，在100 GeV的范围内，漫射伽马射线通量约占所观察到的漫射伽马射线背景的20%。然而，对于一个陡峭的中微子光谱，这种同步辐射损失效应是不太重要的，因为吸收的伽马射线的能量分数变得更低。
2014-08-05 astro-ph.HE
