General constraints on sources of high-energy cosmic rays from the interaction losses
本研究更新了质子的 Hillas 图，考虑了 $pγ$ 和光子对相互作用损失，并将允许区域与源电磁光度关联，对活动星系核中心等明亮致密源获得了最强约束。
2023-06-04 astro-ph.HE
Exclusion of cosmic rays from molecular clouds by self-generated electric fields
最近发现，在银河系的某些区域，宇宙射线（CR）丰度比以前认为的高出几个数量级。此外，有证据表明，在分子云信封，CR电离可能是由电子占主导地位。我们表明，高，电子占主导地位的电离区域，CR电子到分子云的渗透调制的电场，开发作为一个结果，他们存款。我们评估这种新的自调制机制的意义，并表明，CR渗透可以减少了几个到几百个高电离环境中，如银河系中心附近的因素。
2020-09-29 astro-ph.HE
Signature of Energy Losses on the Cosmic Ray Electron Spectrum
我们表明，宇宙射线中的电子光谱的精细结构，特别是AMS-02声称在能量$\sim$ 42 GeV的过剩，是完全占在逆康普顿损失的光子背景中占主导地位的紫外线，红外线和CMB光子，加上银河系磁场的标准同步辐射损失。在紫外背景上向Klein-Nishina区的转变导致了该特征。因此，与先前的陈述相反，观测不需要不同组成部分的重叠。我们强调，AMS-02在能量$\sim$ 42 GeV处观察到的特征与正电子过剩无关，而是需要正电子源的存在，例如正电子星。由于能量损失是这一特征的物理解释，我们间接证实，轻子在银河系中的运输是损失为主的几十个GeV的顺序的能量。这一发现对宇宙传输的其他理论的可行性施加了强烈的限制，在这种理论中，克重是在集中在源周围的茧中积累的，要求电子和正电子只有在非常高的能量下才成为损失主导。
2020-07-17 astro-ph.HE
Propagation Times and Energy Losses of Cosmic Protons and Antiprotons in Interplanetary Space
本研究采用基于随机方法的数据驱动模型，结合多任务观测数据校准，计算行星际空间中宇宙质子与反质子的传播时间及能量损失的概率密度，探究22年磁极性周期内的演化及电荷符号效应，深化对太阳调制的理解。
2025-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Cosmic rays across the star-forming galaxy sequence. I: Cosmic ray pressures and calorimetry
在银河系中，宇宙射线（CR）在星际介质中具有重要的动力学作用，有助于流体静力平衡，并可能有助于调节恒星的形成。然而，我们对CRs在气体含量或恒星形成率与银河系显着不同的星系中的重要性知之甚少。在这里，我们构建自洽模型强子CR运输，损失，并作为星系属性的函数的压力平衡的贡献，涵盖了广泛的参数范围从矮星极端的星爆。虽然CR的能量密度从$\sim 1$ eV cm $^{-3}$增加到$\sim 1$ keV cm $^{-3}$的范围内，从亚银河系矮星明亮的星爆，强烈的强子损失使CR越来越不重要的动态恒星形成率表面密度的增加。在类似银河系的系统中，CR压力通常与银河系中平面的湍流气体和磁压力相当，但在密集的恒星爆发中，CR压力与气体压力的比率下降到$\sim 10^{-3}$。在这个极限下，镓也变得越来越CR量热和伽马射线亮。在固定的星系属性的量热的程度是敏感的CR运输的假设模型，特别是CRs花费的时间与中性ISM相互作用，在那里他们经历了强大的流损失。我们还发现，在某些制度的参数空间流体静力平衡盘不存在，并在本系列的第二篇论文中，我们使用这一结果来推导出一个临界表面在平面上的恒星形成的表面密度和气体的表面密度超过CR可能会驱动大规模的星系风。
2021-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modeling supernova remnants: effects of diffusive cosmic-ray acceleration on the evolution, application to observations
我们提出了超新星遗迹演化的数值模型，使用新版本的流体动力学代码SUPREMNA。我们在程序中加入了宇宙线扩散方程，采用双流体近似。我们研究了不同宇宙线加速效率和扩散系数的模拟超新星遗迹的动力学。我们比较的数值模型与观测数据的第谷和SN 1006超新星遗迹。我们发现模型再现了观测到的爆炸波，接触不连续性和反向冲击波的两个遗迹的位置，从而使我们能够估计宇宙射线粒子的贡献到总压力和宇宙射线的能量损失在这些超新星遗迹。我们推导出在第谷超新星遗迹中由于宇宙射线逃逸而损失的能量约占动能通量的10-20%，在SN 1006中约占20-50%。
2011-05-30 astro-ph.HE
What causes the ionization rates observed in molecular clouds? The role of cosmic ray protons and electrons
宇宙射线通常被认为是紫外线和X射线光子无法穿透的分子云内部的主要电离剂。在这里，我们测试这个假设，限制自己的情况下，弥漫的云，并假设银河系内的平均宇宙射线光谱是等于一个在太阳的位置，由旅行者1号和AMS-02测量。为了计算云内的宇宙射线谱，我们求解了考虑平流、扩散和能量损失的一维输运方程。当粒子在云外扩散时，在其内部，它们被假设为沿着磁场线旋转，因为离子中性摩擦对阻尼所有的磁湍流是有效的。我们发现，电离损失有效地减少CR通量在云内部的能量低于$\approx 100$兆电子伏，特别是电子，在这样一种方式，电离率降低约2个数量级的损失被忽略的情况下。因此，预测的电离率比从分子线的检测推断的电离率小10倍以上。我们讨论了银河宇宙线光谱的空间波动和可能的低能宇宙射线的额外来源方面的影响，我们的发现。
2018-04-26 astro-ph.HE
Cosmic rays and molecular clouds
本文讨论了宇宙射线穿透分子云的问题和有关的γ射线发射问题。高能宇宙射线与致密气体相互作用，产生中性π介子，后者又衰变为两条伽马射线。这使得分子云成为潜在的伽马射线源，特别是如果它们位于将宇宙射线注入星际介质的强大加速器附近。在一个给定的源周围，宇宙射线超密度的幅度和持续时间取决于宇宙射线在湍流的银河磁场中扩散的速度。基于这些原因，分子云的伽马射线观测既可以用来定位宇宙射线的来源，也可以用来限制宇宙射线在银河系中的扩散特性。
2012-08-24 astro-ph.HE
Anisotropic transport and early dynamical impact of Cosmic Rays around Supernova remnants
提出了一种新的宇宙射线（CR）的磁流体动力学程序FLASH实现。CR被描述为具有不同能量的单独流体。CR平流，能量依赖的各向异性扩散相对于磁场和绝热损失，以遵循频谱的演变被考虑在内。我们提出了第一个研究的运输和直接（~150千年）的动力学影响的CRs的湍流磁化星际介质周围超新星遗迹的规模高达80 pc。CR扩散迅速导致低密度气体（主要垂直于磁场）的有效加速，其加速高达热值以上两个数量级。峰值（在1 GeV）CR注入光谱比幂律谱的动力学有更强的影响。对于实际的磁场配置，低能量CR（具有较小的扩散系数）以十倍或更多的大空间变化各向异性地分布。绝热损失可以明显地改变局部光谱，但在这里考虑的空间和时间尺度上对动力学没有积分效应。我们讨论了潜在的全球影响的CR和各向异性运输的动力学结构的ISM，也详细的模型的局限性。
2014-06-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic ray feedback in the FIRE simulations: constraining cosmic ray propagation with GeV gamma ray emission
我们目前的实施和宇宙射线（CR）的反馈在现实环境中的反馈（消防）模拟的第一个结果。我们调查的CR反馈在非宇宙学模拟的矮，次$L\star$星暴，和$L\star$星系与不同的传播模型，包括平流，各向同性和各向异性扩散，沿场线流与不同的输运系数。我们模拟CR扩散和流同时在星系中具有高分辨率，使用两个时刻的方法。我们前向模型和比较观测$γ$射线发射附近和星爆星系。我们再现了具有恒定各向同性扩散系数$κ\sim 3\times 10^{29}\,{\rm cm^{2}\,s^{-1}}$的矮星系和$L\star$星系的$γ$射线观测.在矮星系和$L\star$星系中，仅平流和仅流模型产生了数量级太大的$γ$射线光度。我们表明，在与$γ$射线观测相匹配的模型中，大多数CR都逃离了低气体密度星系（例如\矮）之前，显着的碰撞损失，而星暴星系CR质子热量计。虽然绝热损失可能是显著的，但它们只发生在CRs逃离星系之后，因此它们对$γ$射线发射率的重要性仅次于CRs。在恒星形成盘中CR被“捕获”的模型具有较低的恒星形成效率，但这些模型被$γ$射线观测排除。对于与$γ$射线观测相匹配的具有恒定$κ$的模型，CR形成扩展的晕，其标度高度为几kpc到几十kpc。
2019-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
A closer scrutiny of cosmic ray proton energy losses
针对低能宇宙射线质子能量损失，定量评估核弹性截面、连续能量损失近似及次级效应，发现忽略弹性截面与连续近似分别导致约1%和3%误差，建议将两者纳入计算。
2024-03-26 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic rays across the star-forming galaxy sequence. II: Stability limits and the onset of cosmic ray-driven outflows
宇宙射线（CR）是一种从恒星形成星系盘中发射冷物质风的合理机制。然而，对于哪种类型的星系可能拥有CR驱动的风，或者这些风在调节星系的恒星形成率方面可能扮演什么角色，还没有达成共识。使用在本系列的前一篇论文中开发的强子CRs的传输和损失的详细处理，在这里，我们开发了一个半分析模型，使我们能够评估使用CRs从星系盘发射冷风的可行性。特别是，我们确定了临界CR通量-和相应的恒星形成率表面密度-在给定的星系内的流体静力平衡被排除，因为CR驱动器的气体在风中或以其他方式使其不稳定。我们发现，对于恒星形成的星系与较低的气体表面密度典型的银河系和当地的矮星，这个CR稳定性曲线的轨迹巡逻的高边观察到的星系分布在Kennicutt-Schmidt参数空间的恒星形成率与气体表面密度。然而，强子损失使得CR无法在表面密度更高的星系中驱动风。我们的研究结果表明，像银河系这样的静止的，低表面密度的星系处于不稳定的尖端，这样ISM参数的微小变化可以导致发射CR驱动的外流，我们建议，因此，CR反馈设置了最现代星系的恒星形成效率的最终限制。
2020-06-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic Mirroring and Focusing of Cosmic Rays
我们研究了磁镜像和聚焦对致密分子云和星周盘中宇宙射线电离的综合影响。我们表明，对于有效的列密度高达$\sim10^{25}$厘米$^{-2}$（电离是主要的机制，由CR的能量损失）的两种效果几乎相互抵消，提供的磁场强度沿场线有一个单一的峰值。在这种情况下，给定位置的电离率仅由由于能量损失而引起的星际CR的衰减来控制。情况是非常不同的存在下的磁袋-局部最小的磁场强度，其中CR密度，从而电离可以大大减少。我们得到简单的解析表达式，允许在这些地区的电离率的准确计算。
2018-07-13 astro-ph.HE
Nuclear de-excitation lines as a probe of low-energy cosmic rays
低能宇宙射线（LECR）对星际介质的能量平衡有着重要的贡献。它们在气体的加热和化学过程中也起着重要的作用，因此，在恒星形成过程中也起着重要的作用。由于亚相对论性粒子的缓慢传播加上增强的能量损失，LECR集中在它们的加速位置周围。LECR通过核反应与周围气体有效地相互作用。虽然这些过程与加热和电离相比在能量上不那么有效，但从核去激发线的角度来看，它们非常重要，因为它们携带了关于LECR的独特信息。我们目前的结果结合使用代码TPERS的核反应的数值处理，与LECR的传播和能量损失的去激发线的生产。
2021-01-11 astro-ph.HE
Multiwavelength Probes of Cosmic Ray Transport in Molecular Cloud Structures
University College London（伦敦大学学院）；RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所先导研究本部）；The University of Tokyo（东京大学）；Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（东京大学宇宙线研究所）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所交叉理论数学科学中心）；Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Institute of Astronomy, National Tsing Hua University（国立清华大学天文研究所）；The University of Osaka（大阪大学）
研究多波长观测如何探测分子云及子结构中的宇宙射线传输，探讨宇宙射线在密集分子结构中的微物理机制，提出自洽框架分析三种传播场景，展示宇宙射线与密集气体的耦合增强及其对次级产率的影响。
2026-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
CRAFT (Cosmic Ray Acceleration From Turbulence) in Molecular Clouds
低能宇宙射线，特别是能量低于1 GeV的质子，是分子云热化学的重要驱动因素。然而，这些宇宙射线也受到分子气体中能量损失和磁场输运效应的极大影响。要解释致密气体中$10^{-16}$ s $^{-1}$或更高的宇宙射线电离率，需要高的外部宇宙射线通量，或MeV-GeV宇宙射线质子的本地源。本文提出了分子云中低能宇宙射线的一个新的局域源：在分子云中发生湍流重联的区域中质子的一阶费米加速。我们表明，从能量为基础的参数有足够的能量内的磁流体动力学湍流级联产生电离率与推断的电离率在分子云。由于湍流重联是一个体积填充过程，该机制可以在分子云中产生一个接近均匀分布的低能宇宙射线。
2021-08-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Equipartition Magnetic Field Formula in Starburst Galaxies: Accounting for Pionic Secondaries and Strong Energy Losses
均分论点提供了一种简单的方法，通过假设宇宙射线和磁场中的能量密度相同，从无线电发射中找到磁场的特征尺度。然而，恒星形成星系中的大部分宇宙射线都是以质子的形式存在的，而质子在射电辐射中是看不见的。因此，这个论证需要对质子光谱进行假设，通常是质子/电子比率恒定的假设。在某些环境中，特别是星暴星系，这些假设背后的推理并不一定成立：次级介子正电子和电子可能是大部分无线电发射的原因，强烈的能量损失可以改变质子/电子比。我们推导出一个均分表达式，应该在强子亏损主导的环境，如星暴星系。令人惊讶的是，尽管与经典的均分公式的假设完全不同，但在数值上，星暴磁场的结果是相似的。我们解释这个偶然的巧合，使用二次生产和能量损失时间的能量学。我们表明，这些过程导致质子/电子比为~100 GHz的发射电子在星爆。
2013-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
CRESCENDO II: Spectral cosmic rays with improved energy losses and realistic supernova seeding
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；The University of Chicago（芝加哥大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of Oxford（牛津大学）
该研究针对宇宙射线，在OpenGadget3的CRESCENDO中推进对其电子和质子的处理，实现新能量损失过程等，经理想化设置测试，强调数值要点，其未来应用将助力建立星系演化中宇宙射线相关联系。
2026-07-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
Evolution of cosmic ray electron spectra in magnetohydrodynamical simulations
宇宙线电子在磁场中的逆康普顿γ射线发射和同步辐射，揭示了星际介质、星系、星系团和活动星系核的非热物理学的重要信息。虽然磁流体动力学（MHD）模拟与CR质子捕捉他们的动态影响，这些系统，只有少数计算研究包括CR电子物理，因为短的冷却时间尺度和复杂的滞后效应，这需要一个数值昂贵，高分辨率的光谱处理。由于CR电子产生重要的非热观测签名，这样的光谱CR电子处理是重要的连接MHD模拟观测。我们提出了一个有效的后处理程序的宇宙射线电子谱的时间演变（CREST）的拉格朗日示踪粒子。CR电子谱是非常准确地演变上大的MHD时间步长由于一个创新的混合数值分析方案。CREST耦合到宇宙学MHD代码AREPO，并处理光谱CR电子演化的所有重要方面，如绝热膨胀和压缩，库仑损失，辐射损失的形式，逆康普顿，韧致辐射和同步加速过程，扩散冲击加速和再加速，费米-II再加速。在展示了各种代码验证的理想化的单区模拟，我们研究了CREST的耦合MHD模拟。我们表明，CR电子光谱是有效的，准确地演变在激波管和Sedov-Taylor爆炸波模拟。这开辟了在各种天体物理环境中产生非热发射过程的自洽合成观测值的可能性。
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
A possible correlation between the high energy electron spectrum and the cosmic-ray secondary-to-primary ratios
最近通过费米LAT和HESS实验对$20$ GeV和$5$ TeV之间的高能宇宙线电子的观测发现，能谱严格遵循破幂律，在$1$ TeV附近有一个破幂律。另一方面，对宇宙射线的二次-一次比（如硼-碳比）的测量似乎表明，在$100$ GeV/n附近的能量下，斜率可能会发生变化。在本文中，我们讨论了一个可能的解释，观察到的电子光谱中的断裂和它可能与在较高的能量在第二次到初级比的平坦化的相关性。在我们的模型中，我们假设宇宙射线在被超新星遗迹冲击波加速后，从冲击波的下游逃逸，并被限制在遗迹中，直到冲击波减速。在此期间，高能电子遭受辐射能量损失，宇宙射线核由于与物质的相互作用而发生核碎裂。一旦宇宙射线从超新星遗迹中释放出来，它们就会在银河系中进行扩散传播，在那里它们会进一步遭受辐射或碎片损失。
2011-02-04 astro-ph.HE
Cosmic ray protons and electrons from supernova remnants
超新星遗迹在整个演化过程中释放的宇宙射线质子和电子的光谱知之甚少，因为很难解释激波前沿下游的粒子逃逸和约束，那里存在绝热和辐射损失。在这里，我们计算宇宙射线质子的光谱不同类型的超新星的演化过程中释放，占逃逸从上游和绝热损失的粒子平流下游的冲击和解放在以后的时间。同样的计算也适用于电子。通过对非共振和共振流动不稳定性及其饱和引起的磁场放大的解析处理，计算了激波后区域的磁场。我们发现，当场是宇宙射线驱动的非共振不稳定性单独增长的结果时，超新星遗迹释放的电子和质子的光谱确实是不同的，但这种差异只有在能量为$\gtrsim 100-1000$ GeV时才变得明显，而电子光谱的观测需要在能量低至$\sim 10$ GeV时存在这种差异。在如此低的能量下，超新星遗迹演化的后期阶段（激波速度$\ll 1000$ km/s）需要大量的磁场放大，这可能不是由于流动不稳定性，而是流体动力学过程。我们评论这种条件的可行性，并推测的可能性，即电子和质子之间的光谱形状的差异可能反映了一些未知的加速效应，或额外的能量损失的茧周围的来源。
2021-03-03 astro-ph.HE
A semiempirical approach to low-energy cosmic ray propagation in the diffuse interstellar medium
我们用蒙特卡罗方法模拟宇宙射线沿漂移磁场的传播，研究了宇宙射线对弥漫的星际介质的电离。我们研究了低能宇宙射线如何在湍流的半透明分子云中传播，以及它们如何调节电离以及从介质中损失和获得能量。作为一个测试案例，我们使用高空间分辨率（0.03 pc）CO地图的一个良好的研究高纬度半透明云，MBM 3，湍流模型。传播问题的解决与修改后的蒙特卡罗程序，包括捕获，电离和电离损失。在均质介质中，捕获和再捕获不会产生显著影响。在非均匀介质中，粒子可以被困在云中很长一段时间。这改变了宇宙射线的分布，因为在最高能量（约100 MeV）的随机加速。在较低的能量下，反射太弱而不能产生明显的效应。能量分布的变化不会显著影响电离损失，因此电离变化是由于俘获效应。
2022-12-02 astro-ph.HE
Effect of Cosmic Rays on the Evolution and Momentum Deposition of Supernova Remnants
使用基于薄壳近似的半解析方法，我们计算了超新星遗迹（SNRs）的长期演化，同时也考虑了在爆炸波中加速的宇宙射线（CR）。我们的解决方案再现了最先进的水力模拟的结果，在绝热和辐射阶段的气体的情况下，它预测，典型的CR加速效率（$\approx 10\%$）可以提高SNR动量沉积的2- 3倍。在气体经历更严重的辐射损失的环境中，这种增强可以达到一个数量级。这一结果可能对模拟超新星反馈对恒星形成和星系演化的影响产生至关重要的影响。
2018-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
RAMSES-MCR: A consistent multi-group treatment of cosmic rays physics in momentum-space with the RAMSES code
Sorbonne Université（索邦大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Université de Montpellier（蒙彼利埃大学）；Université Lyon1（里昂第一大学）；ENS de Lyon（里昂高等师范学院）；Centre de Recherche Astrophysique de Lyon（里昂天体物理研究中心）
RAMSES-MCR通过多组方法在动量空间中建模宇宙射线物理，用于研究其对气体动力学和观测特征的影响。
2026-02-24 astro-ph.HE
A GeV-TeV particle component and the barrier of cosmic-ray sea in the Central Molecular Zone
宇宙射线是研究极端天体物理环境中高能和甚高能粒子加速等基本物理问题的重要探测器。银河系中心被广泛认为是一个重要的宇宙射线源，一些成像大气切伦科夫望远镜的观测确实成功地揭示了银河系中心附近的TeV-PeV宇宙射线的成分。利用费米大天区望远镜的$γ$射线观测，在分子中心区发现了GeV-TeV宇宙射线，其光谱和空间梯度与切伦科夫成像望远镜的测量结果一致，但相应的宇宙线能量密度远低于所谓的宇宙线海成分，这表明在银河系中心存在一个高能粒子加速器，并且存在一个屏障，可以有效地抑制粒子从宇宙射线海穿透到中心分子区。
2021-11-12 astro-ph.HE
Using High-Energy Neutrinos As Cosmic Magnetometers
磁场对冰立方中微子望远镜观测到的天体物理学来源的TeV-PeV中微子的非热发射至关重要。这些中微子的来源是未知的，但如果它们具有强磁场，那么中微子母体粒子--质子、π介子和μ介子--的同步能量损失会在中微子能量分布及其味道成分上留下特征印记。我们使用高能中微子作为“宇宙磁力计”，通过限制它们内部磁场的强度来限制它们的来源。我们在公开的IceCube数据中寻找同步加速器损失的证据：6年的高能启动事件（HESE）和2年的中能启动事件（MESE）。在缺乏证据的情况下，我们将10 kG-10 MG（95% C.L.）取决于源的平均磁场强度。
2020-09-02 astro-ph.HE hep-ph
Modeling Cosmic Ray Electron Spectra and Synchrotron Emission in the Multiphase ISM
本文在TIGRESS多相星际介质模拟中建模1–100 GeV宇宙线电子的输运与能谱演化，揭示其谱变陡源于能量依赖输运和损失，并证明可由射电观测恢复能谱斜率。
2025-06-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Imprint of Large Scale Structure on the Ultra-High-Energy Cosmic Ray Sky
超高能宇宙射线（UHECR）是来自太空的原子核，其能量远远高于任何其他粒子。它们的起源和化学成分仍然是个谜。正如我们在这里所展示的，皮埃尔俄歇天文台观测到的大角度和中等角度尺度的各向异性是理解UHECR起源的有力工具。在不指定任何特定产生机制的情况下，仅假设源分布遵循局域宇宙的物质分布，在考虑传播过程中能量损失的影响后，得到了在能量高于$8 \times 10^{18}$ eV时偶极子各向异性的大小、方向和能量依赖性的良好解释（“GZK视界”）、河外磁场中的扩散和银河系磁场（GMF）中的偏转。这是实现利用UHECR各向异性来约束UHECR成分和磁场的长期希望的重要一步。在这种情况下，观察到的偶极各向异性与纯质子组合物不相容。通过更精确地处理能量损失，应该可以进一步限制宇宙射线的组成和河外磁场的性质，自洽地改进GMF模型，并可能暴露单个UHECR源。
2021-05-17 astro-ph.HE
Propagation of cosmic rays into diffuse clouds
我们研究了低能宇宙射线（CR）从热电离等离子体移动到嵌入在等离子体中的冷云时穿透扩散云的能力。云内CR的光谱可能与热星际介质中的光谱显著不同，因为当CR穿过致密的物质云时，它们会因电离和核相互作用而遭受能量损失。因此，有一个净流量的CR向云，可以激发阿尔文波。反过来，自激阿尔文波增强了CR在云边缘附近的扩散，迫使CR在这一层花费更多的时间，增加了能量损失。最后的效果是，CR进入云的通量被强烈抑制低于能量阈值，其值取决于环境参数。我们第一次使用完整的动力学理论来描述这个问题，通过流动不稳定性耦合CRs和Alfvén波，并包括由于离子中性摩擦引起的波阻尼和由于电离和π介子产生引起的CR能量损失。与以往的方法不同，该方法可以描述热星际介质与云之间过渡区的全CR谱和磁湍流谱。对于银河系中弥漫云的典型尺寸和密度，我们发现进入云的粒子通量在E~10-100 MeV以下强烈减少，而对于更大的能量，CR谱保持不变。
2014-10-29 astro-ph.HE
Decay of Cosmic String Loops Due to Particle Radiation
对宇宙弦的张力和丰度的限制，关键取决于它们衰变成粒子和引力辐射的速率。通过场论模拟弦环的形成和演化，研究了阿贝尔-希格斯模型中宇宙弦环的衰变。我们发现，我们的一组弦环发射粒子辐射主要是由于扭结碰撞，以及由于这些损失的衰减时间是成比例的$L^p$与$p \approx 2$其中$L$是循环长度。与此相反，引力辐射的衰变时间与$L$成比例，我们得出结论，粒子发射是环小于临界长度尺度的主要能量损失机制，而引力损失占主导地位较大的环路。
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Studying the Milky Way Pulsar Population with Cosmic-Ray Leptons
最近对能量从1 GeV到5 TeV的宇宙射线电子和正电子谱的测量，以及对脉冲星风星云的无线电、X射线和广泛的伽马射线观测表明，脉冲星是高能宇宙射线电子和正电子的重要来源。在这里，我们计算本地宇宙射线$e^\pm$能量谱从考虑模型（a）的分布的恒星自旋下降属性;（b）宇宙射线源光谱;和（c）宇宙射线传播的物理。然后，我们使用AMS-02，CALET和DAMPE测量的宇宙射线通量来约束脉冲星和宇宙射线传播模型的空间，特别是，本地宇宙射线扩散和能量损失，脉冲星的能量损失的时间依赖性，和注入的$e^{\pm}$光谱。我们发现，较低的估计本地$e^{\pm}$能量损失是不一致的数据。我们还发现，脉冲星制动指数为2.5或更少的源年龄超过10 kyr是强烈不赞成。此外，宇宙射线的数据是一致的$e^{\pm}$注入光谱特性和初始自旋下降功率的分布与广泛的假设。在能量超过TeV时，我们发现双光子双星可以很容易地解释观测到的$e^{+} + e^{-}$光谱斜率的变化。这些结论是有效的，只要在能量为$\gtrsim100$ GeV的观测到的宇宙线$e^\pm$中，有双星贡献$\gtrsim10\%$。
2018-07-13 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic ray feedback from supernovae in dwarf galaxies
矮星系中重子含量的调节是一个长期存在的问题。超新星（SNe）被认为通过从星系中移除大量的气体，在形成大规模星系风方面发挥了关键作用。SNe是非热粒子的有效加速器，即所谓的宇宙射线（CR），它可以大大改变气体的动力学和形成大规模星系风的条件。我们研究了SNe的CR注入如何影响矮星系中的恒星形成和大尺度风的形成，以及它是否可以产生更接近观测的星系恒星形成率（SFR）和风特性。我们运行CR磁流体动力学模拟矮星系在高分辨率（9 pc）的自适应网格加密代码ramses。盘状星系嵌入$10^{10}$和$10^{11} \, \rm M_{\odot}$质量的孤立晕中，CR由SNe注入。我们包括CR各向同性和各向异性扩散与各种扩散系数，CR辐射损失，和CR流。CR能量注入到星际介质中平滑了最高的气体密度，这将SFR降低了2-3倍。质量流出率显着更大的CR扩散，由2个数量级的更高的扩散系数。没有扩散和流动，CR在产生风方面效率低下。CR流单独允许风的形成，但太弱而无法与观测结果相匹配。星系风的形成强烈地依赖于扩散系数：对于低系数，CR能量停留在CR能量损失最高的高密度区域，而更高的系数，允许更有效地从致密气体中泄漏CR，产生更强的风。CR扩散导致更冷和更密集的风比没有CR，并带来外流率和质量负荷因子更接近观测。
2020-04-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Effective Shielding of $\lesssim$ 10 GeV Cosmic Rays from Dense Molecular Clumps
分子云内部宇宙射线的密度决定了恒星形成的致密核心的电离率。它也是天体化学的驱动力之一，导致复杂分子的产生。通过费米大面积望远镜观测附近的巨大分子云，我们观察到赤字（孔）的伽马射线残差图建模时，预期的伽马射线漫发射均匀宇宙射线与分子内容相互作用。我们认为，赤字是由于缺乏低能量（亚GeV至GeV）的宇宙射线渗透到更密集的区域或团块。这不同于在巨大的分子云中快速宇宙射线传输的流行观点，其中磁湍流被中性离子阻尼抑制，因为我们的结果需要在致密的分子团内缓慢扩散。通过建模，我们发现，虽然屏蔽在云的尺度上可以忽略不计，但在引力坍缩已经在发挥作用的更密集、秒差距大小的区域，它变得很重要，改变了恒星形成和天体化学的初始条件。
2023-01-17 astro-ph.HE
Suppression of boosted relic neutrinos by photon backgrounds during ultra-high-energy cosmic ray propagation
Instituto de Física de São Carlos, Universidade de São Paulo（圣卡洛斯物理研究所，圣保罗大学）
通过蒙特卡洛传播框架，研究宇宙射线与光子背景的相互作用如何抑制由超高能宇宙射线增强的遗迹中微子通量，并指出需要极端过密度（η≳10^8）才能产生可观测效应。
2026-08-05 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic-ray electrons released by supernova remnants
宇宙射线从其源头逃逸并释放到银河系的过程在很大程度上仍然是未知的。在地球上测得的宇宙射线电子和质子光谱之间的比较表明，当能量高于$\sim 10$ GeV时，电子释放的光谱比质子的光谱陡峭，这是由$Δs_{\rm ep} \sim 0.3$和$Δs_{\rm ep} \sim 1.2$在$\sim 1$ TeV以上释放的。假设这两个物种在超新星遗迹冲击加速，我们在这里探索两种可能的情况下，可以在原则上证明陡峭的电子光谱：（i）能量损失由于同步辐射在放大的磁场，和（ii）时间依赖的加速效率。我们考虑到磁场放大所产生的宇宙射线诱导的不稳定性或磁流体力学不稳定性我的手段的参数描述。我们表明，这两种机制都需要解释的电子光谱。特别是同步加速器的损失只能产生一个显着的电子陡峭以上$\sim 1$ ~TeV，而时间依赖性的加速可以解释在较低的能量，如果电子注入到扩散冲击加速度是成反比的冲击速度的频谱。我们讨论了支持这种行为的观测和理论证据。此外，我们预测两个额外的光谱功能：低于$\sim$几个GeV（如现有的观测所需），由于在绝热阶段的加速效率下降，和光谱硬化以上的$\sim 20$ TeV（没有数据可供使用）从电子逃逸的冲击前兆。
2021-10-13 astro-ph.HE
Anisotropic diffusion of high-energy cosmic rays in magnetohydrodynamic turbulence
本文通过磁流体力学湍流数值模拟，结合磁化参数、湍流谱指数与辐射损失，揭示高能宇宙线近源慢扩散及远源快扩散的各向异性传播规律。
2025-01-09 astro-ph.HE
Klein-Nishina effect and the cosmic ray electron spectrum
辐射能量损失在调节宇宙线电子和/或正电子（CRE）光谱在银河系中传播过程中是非常重要的。特别地，逆康普顿散射（ICS）的Klein-Nishina（KN）效应导致高能电子的效率较低的能量损失，这被预期在传播的电子光谱上留下印记。有人提出，费米-LAT，AMS-02和DAMPE观测到的50 GeV附近的CRE谱硬化可能是由于KN效应。在这项工作中，我们表明，从汤姆森政权的KN政权的ICS的过渡实际上是相当顺利的近似处理相比，在以前的一些作品。因此，所观察到的CRE光谱硬化不能用KN效应来解释。这意味着需要对初级电子谱进行额外的硬化。我们还提供了一个参数化的形式，在较宽的能量范围内的ICS能量损失率的准确计算。
2021-02-09 astro-ph.HE hep-ph
Data-driven analysis for understanding ultrahigh energy cosmic ray source spectra
本文利用Pierre Auger Observatory数据对超高能宇宙线源能谱进行最大似然分析，研究源发射能谱对电荷数Z和重子数A的依赖，并评估强子模型系统不确定性的影响。
2023-08-14 astro-ph.HE
Anisotropies in GeV-TeV cosmic ray electrons and positrons
高能宇宙射线电子和正电子探测我们银河系的局部性质。事实上，电磁能量损失将GeV-TeV电子和正电子的典型传播尺度限制在几kpc。在扩散模型中，附近的和占主导地位的源可能会产生一个可观察到的偶极各向异性的宇宙线通量。我们提出了一个详细的研究的作用，从附近的源的各向异性的解释所观察到的GeV-TeV宇宙线的电子和正电子通量。我们计算预测的各向异性从已知的天体物理来源的超新星遗迹和脉冲星风星云的ATNF目录。我们的结果与Fermi-LAT、AMS-02和PAMELA实验的各向异性上限进行了比较.
2017-01-05 astro-ph.HE
Novel interpretation of the latest AMS-02 cosmic-ray electron spectrum
最新的AMS-02宇宙射线电子数据显示，能谱在40 GeV附近出现了断裂，斜率变化约为0.1。我们执行一个组合适合最新的AMS-02的正电子和电子通量数据超过10 GeV的半解析扩散模型，其中的来源包括生产对脉冲星风星云（PWNe），电子从超新星遗迹（SNRs）和两个物种从spectum的强子宇宙射线与星际介质原子。我们表明，在我们的设置中的AMS-02电子数据的斜率的变化很好地解释了SNR和PWNe的通量贡献之间的相互作用。事实上，相对贡献的数据，这两个群体的变化约13倍，从10到1000 GeV。PWN贡献的重要性至少为$4σ$，这取决于用于传播、星际辐射场和能量损失的模型。通过数值求解输运方程，我们检查了这一结果对低能效应的稳定性。以及在SNR的注入频谱中增加可能的中断。当在Klein-Nishina截面的完全数值处理内正确计算逆康普顿散射时，单独的能量损失的影响不能解释$e^-$通量数据中的中断，如最近在文献中提出的。
2021-10-28 astro-ph.HE
Observations of supernova remnants and molecular clouds from the mm to the gamma-ray domain: bridging low and high energy cosmic rays
新的证据表明，宇宙射线（强子成分）被超新星遗迹激波从低能量一直加速到高能量，这些证据来自最近的工作，这些工作一方面结合了亚GeV到TeV域的伽马射线观测，另一方面结合了亚mm-mm域的伽马射线观测。这些观测涉及超新星遗迹与分子云复合体相互作用的特定情况，长期以来一直被怀疑是研究原位宇宙射线加速和扩散的理想实验室。事实上，中性π介子衰变产生的伽马射线辐射增强，以及电离增强（相对于银河系的平均值至少增加了一个数量级）已经在几个大质量恒星形成的区域中观察到，这些区域中的超新星遗迹与分子云复合体相互作用。本文总结了工作中的主要物理和化学过程，以及最近的观察，进一步支持宇宙射线加速的超新星遗迹的所有方式从MeV域高达几十TeV的范式，虽然还有很多工作要做，以了解宇宙射线的渗透和扩散内部和周围的分子云，并揭示加速宇宙射线的实际频谱。
2015-10-07 astro-ph.HE
Origin likelihood functions for extreme-energy cosmic rays
针对极端能量宇宙线起源定位难题，提出基于随机相互作用概率分布的起源似然估计新方法，相比传统蒙特卡罗方法分辨率更高、计算更简便，且无需知晓原始成分即可实现部分定位。
2025-01-12 astro-ph.HE
Galactic Streams of Cosmic-ray Electrons and Positrons
各向同性扩散是许多宇宙射线电子和正电子模型中的关键假设。我们发现，模拟结果意味着一个临界能量为10-1000~GeV以上的电子和正电子可以花他们的整个生命在流线程磁场，由于能量损失。这将限制在地球上贡献的电子/正电子源的数量，可能导致平滑的电子/正电子光谱，正如所观察到的那样。对于正电子来说，这可能只有一个，增强的通量将减轻能量学对脉冲星起源的正电子过剩的担忧，甚至为零，从而使暗物质脱颖而出。我们的结论是，电子/正电子传播的想法必须进行修订，并讨论了最近的AMS-02数据的影响。
2021-10-05 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Cosmic rays: constraints from future MeV detectors
Osservatorio Astrofisico di Arcetri, INAF（Arcetri天文台，意大利国家天体物理研究所）；Institute of Nuclear Physics Polish Academy of Sciences（波兰科学院核物理研究所）；Instituto de Astrofìsica de Andalucìa, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Laboratoire Univers et Particules de Montpellier, CNRS/Université de Montpellier（蒙彼利埃宇宙与粒子实验室，法国国家科学研究中心/蒙彼利埃大学）；Institute for Physics and Astronomy, University of Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Deutsches Elektronen-Synchrotron, DESY（德国电子同步辐射中心）
本文探讨未来MeV探测器对宇宙射线的研究，分析其在银河系演化中的作用，提出利用未来任务探索宇宙射线物理性质的新前景。
2026-03-16 astro-ph.HE
Gamma-Ray Emission from Molecular Clouds Generated by Penetrating Cosmic Rays
我们分析了宇宙射线（CR）渗透到分子云的过程和由此产生的伽马射线发射。由于自激MHD湍流的存在，云内CR的密度在较低能量下被耗尽。消耗取决于云的有效气柱密度（“大小”）。我们考虑两种不同的环境中，预计将观察到的耗尽效应。对于中心分子区，CR能量耗尽的预期范围为$E\lesssim 10$ GeV，导致伽马射线通量耗尽低于$E_γ\approx 2$ GeV。这种效应对于解释银河系中心的GeV伽马射线过剩非常重要，这已经从CR传播的标准模型中揭示出来（假设云内的CR光谱与星际光谱相等）。此外，最近对一些局部分子云的观测表明γ射线发射的耗尽，表明穿透低能CR的可能自调制。
2018-10-13 astro-ph.HE
On the novel mechanism of acceleration of cosmic particles
本文建立了一个新的活动星系核（AGN）和类星体旋转磁层中粒子加速的模型。粒子能量可以在几步机制中被提升到巨大的能量。在第一阶段中，朗缪尔波被离心地激发，并通过有效地泵送旋转能量以激发静电场的参数过程来放大。通过考虑磁层，它表明朗缪尔波很快朗道阻尼的相对论电子已经存在于磁层。已经发现，该过程是如此有效，以至于没有能量损失可能影响粒子加速的机制。应用典型的参数为年轻的电子，我们已经表明，通过这一过程的电子可能会达到$10^{18}$ eV的顺序的能量。活动星系核磁层的情况略有不同。在第二阶段，“朗缪尔崩溃”的过程发展，为转移电能创造适当的条件，以将已经很高的质子能量提升到更高的值。如在前面的情况下，可以表明各种能量损失相对较弱，并且不对$10^{21}$ eV量级的最大可实现质子能量施加任何显著约束。
2015-07-09 astro-ph.HE
Anisotropies of ultra-high energy cosmic ray nuclei diffusing from extragalactic sources
我们得到了从河外源附近扩散的超高能宇宙线核到达方向的偶极各向异性。我们考虑混合成分的情况下，不同的宇宙射线核被加速到相同的最大刚度，使$E<ZE_\text{max}^p$，与$Z$的原子序数和$E_\text{max}^p$的最大质子能量。我们采用了$E_\text{max}^p\simeq 6$ EeV，以便考虑踝关节上方越来越重的成分。通过蒙特卡罗模拟，我们得到了宇宙线在河外湍流场中的各向异性，以及光衰变和其他能量损失的影响。在能量为$\sim 10$ ~EeV的情况下，对于源密度和磁场的合理值，预测了5 ~ 10%的偶极各向异性。
2015-07-23 astro-ph.HE
PARSEC: A Parametrized Simulation Engine for Ultra-High Energy Cosmic Ray Protons
我们提出了一个新的模拟引擎，用于快速生成超高能宇宙线数据的基础上参数化的共同假设的UHECR起源和传播。实施的是非结构化的湍流河外场的偏转，质子的能量损失，由于光π生产和电子对生产，以及从宇宙膨胀的影响。此外，一个简单的模型来估计从铁核的传播效果。银河系磁场的偏转包括使用矩阵的方法与预先计算的透镜产生的回溯宇宙射线。PARSEC程序基于面向对象的编程范式，使用户能够扩展已实现的模型，并可通过图形用户界面进行操纵。
2013-12-12 astro-ph.HE
Neutrino Flavor Ratios Modified by Cosmic Ray Secondary Acceleration
$π$和$μ$的加速改变了地球上（在天体物理源处）由$π$衰变产生的中微子的味道比，$ν_e:ν_μ:ν_τ$，从高能的$1:1:1$（$1:2:0$）变为$1:1.8:1.8$（$0:1:0$），因为在二次加速期间，$π$的衰变比$μ$的衰变更快。中微子光谱伴随着平坦的过剩，与能量损失的情况不同。有了味谱，我们可以探测宇宙射线加速和冲击动力学的时间尺度。我们得到的对流扩散方程的一般解，并适用于伽马射线暴，这可能有味道的修改，在PeV -EeV左右检测的冰立方和下一代实验。
2015-10-08 astro-ph.HE
Propagation and energy deposition of cosmic rays' muons on terrestrial environments
地球不断受到来自星际介质的辐射的撞击。光谱中能量很低的一端被地磁场屏蔽，但能量高于地磁截止值的带电粒子将穿透大气层，并可能相互作用，产生次级粒子。一些天体物理事件，如伽马射线暴和超新星，当发生在短距离时，由于辐射通量的暂时增强，可能会影响地球的生物圈。在地球大气层中，高能宇宙射线大量产生μ子。这些粒子由于其截面小，能够深入地下和水下，有可能影响通常被认为是屏蔽辐射的生物小生境。利用Geant 4工具包研究了高能宇宙射线产生的μ子在地球大气中的相互作用。我们分析了水和地壳中的穿透力，以及根据粒子类型和能量的细菌类物质内的相互作用效应，并注意到由于二次粒子而造成偏离轨道损伤的可能性。
2014-10-26 astro-ph.EP astro-ph.HE
Impact of transport modelling on the $^{60}$Fe abundance inside Galactic cosmic ray sources
ACE-CRIS合作最近发布了银河宇宙射线中放射性$^{60}$ Fe核丰度的测量结果，能量范围为每个核子$\sim 195-500$ MeV。我们模拟宇宙射线的传播，并从这个测量中得到的$^{60}$ Fe/ $^{56}$ Fe的比例，预计在银河系宇宙射线的来源。我们描述宇宙射线的起源和运输的磁盘/晕扩散模型的框架内，即在我们的银河系中的物质和宇宙射线源被限制在一个薄的磁盘的情况下，而宇宙射线的传播发生在一个更大的晕，可以忽略不计的物质密度。我们解决了宇宙射线输运方程占spiritual反应，衰变和电离损失以及平流。我们发现，在源处的$^{60}$ Fe/ $^{56}$ Fe的比值必须非常接近在地球上的本地宇宙射线谱中检测到的值，这是由于溅射反应对$^{56}$ Fe比对$^{60}$ Fe更有效的事实。这样的结果可以帮助确定银河宇宙射线的来源。
2020-03-10 astro-ph.HE
Time-dependent treatment of cosmic-ray spectral steepening due to turbulence driving
在非相对论性冲击波中，宇宙射线的加速依赖于由宇宙射线在冲击波上游驱动的湍流的散射。我们探讨了从宇宙射线到非共振贝尔模的能量转移率及其所暗示的光谱软化。占有限的时间可用于湍流驱动超新星残余冲击产生一个较小的光谱影响比以前发现的稳态考虑。一般来说，对于以系数$η$为玻姆率的扩散标度，谱指数的变化至多为$η$除以热次激波的阿尔夫维尼克马赫数。对于$M_\mathrm{A}\lesssim 50$，其远低于该限值。只有对于非常快的激波和非常有效的宇宙线加速，谱指数的变化才可能达到$0.1$。对于标准SNR参数，它可以忽略不计。通过考虑电子的同步能量损失得到独立的确认：如果产生强烈的非热多keV发射，能量损失，因此光谱陡峭，是非常小的强子宇宙射线，产生TeV波段的伽马射线发射。
2021-08-26 astro-ph.HE
Computational Schemes for the Propagation of Ultra High Energy Cosmic Rays
讨论了超高能粒子在天体物理背景中的传播问题。我们提出了两种不同的计算方案的基础上动力学和蒙特卡罗方法。动力学方法是基于连续能量损失假设的分析计算方案，而Monte Carlo方案也考虑到粒子相互作用的随机性。这些方案给出了相当可靠的结果，使得能够计算跟踪不同的初级和次级分量的通量，为研究超高能宇宙射线提供了一个快速而有用的工作台。
2012-11-02 astro-ph.HE hep-ph
The Ultimate Fate of Cosmic Rays from Galaxies and their Role in the Intergalactic Medium
大部分由恒星形成星系产生的宇宙射线（CR）会逃离它们，进入星系际介质（IGM）。银河风终止冲击也可能加速CR。我表明，这些CR的平均压力可以达到平均莱曼α森林热压力的数量级内。在z >~ 1时，它们的压力甚至可能占主导地位。我还证明，无论IGM阶段的CR驻留，他们有助于显着的压力，如果它的温度是~ $10^4$ K，只要介子和库仑损失可以忽略不计。CR的最终位置取决于星系际磁场的结构和强度。我认为，CR最终至少30千秒差距从他们的祖先星系。CR可以在IGM中自限制到声速，产生>~ $10^{-13}$ G磁场。这些考虑暗示了非热IGM的存在和重要性。
2015-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
