Nonthermal Radiation and Acceleration of Electrons in Clusters of Galaxies
最近在极紫外和硬X射线能量上的过量辐射的观测跨越了众所周知的热软X射线辐射，为研究星系团团间介质中非热粒子的加速提供了新的工具和难题。结果表明，这些辐射可以产生的逆康普顿上散射的宇宙微波背景光子由相同的人口的相对论性电子，产生众所周知的漫射无线电辐射通过同步加速器机制。它表明，通常讨论的差异之间的值的磁场所需的生产这些辐射与法拉第旋转措施，可以解决更现实的模型和观测选择效应的考虑。在一个简短的讨论的加速过程中，有人认为，最有可能的情况是再加速注入的相对论电子涉及冲击和湍流。由于能量的考虑，种子电子不能是背景热电子，并且稳态情况可能与观察到的光谱的细节不一致。更有可能的是，冲击和湍流的发生或相对论性电子的注入更有可能发生加速。
2002-07-22 astro-ph
Particle Acceleration in Supernova Remnants and the Production of Thermal and Nonthermal Radiation
如果宇宙射线的产生效率很高，那么它会对超新星的X射线发射及其动力学演化产生重大影响。使用流体动力学模拟，包括扩散冲击加速，我们产生的光谱的热和非热向前冲击发射。对于一个给定的环境密度和爆炸能量，我们发现，在一个给定的年龄的前向冲击波的位置是一个强大的功能的加速效率，提供了一个签名的宇宙射线生产。使用近似处理的电离状态的等离子体，我们调查的影响慢与快速加热的postshock电子的热与非热X射线发射的比例在前向冲击。我们还研究了磁场强度对有效加速宇宙线观测谱的影响。大磁场的主要效应是软X射线波段的非热谱相当平坦。因此，X射线观测的光谱指数测量值可能是震后磁场强度的指标。从逆康普顿（IC）散射和中性π介子衰变的预测γ射线通量的强烈影响的环境条件，并在我们的例子中使用的特定参数，在E~1 TeV的IC发射超过π介子衰变，虽然在较低和较高的能量，这种趋势是相反的情况下，高环境密度。更重要的是，高磁场在宽能量范围内产生电子光谱的陡化，这可能使得仅通过光谱形状来区分IC和π介子衰变发射更加困难。
2007-02-26 astro-ph
Nonthermal Electrons at High Mach Number Shocks: Electron Shock Surfing Acceleration
利用粒子模拟方法研究了高马赫数条件下垂直磁声激波中超热电子加速机制。我们发现产生超热电子的激波冲浪/冲浪加速发生在激波过渡区，在那里的一系列大振幅的静电孤立波（ESW）的Buneman不稳定性下的反射离子和入射电子之间的相互作用激发。结果表明，电子很可能被捕获ESW，并在捕获阶段，他们可以有效地加速由冲击运动/对流电场。我们讨论了超热电子可以被加速到$m_i c^2 (v_0/c)$，其中$m_i c^2$是离子的静止质量能量，$v_0$是激波上游的流速。此外，当Alfvén马赫数$M_A$超过几十时，这些超热电子中的一部分可以被有效地捕获无限长的时间，并被加速到由整体激波尺寸决定的激波势能。
2002-03-06 astro-ph
On the nonthermal X-ray emission in blazar jets
在一个简单的自洽喷流模型中，我们考虑了耀变体中粒子通过扩散激波加速到高能。假设电子在相对论喷流中的激波前沿被加速，并在激波后区域辐射同步辐射。电子分布函数的时间、空间和动量依赖性被用于非热同步辐射谱的计算。我们讨论的频谱指数的演变，通过改变粒子进入加速过程的速率。结果表明，同步辐射光谱指数显示出一个特征looplike行为与强度（已观察到在几个耀变体），其中的环路的方向取决于加速时间尺度是否可比的同步辐射冷却时间尺度或没有。我们表明，我们的模型提供了一个很好的拟合观测到的演变MKN 421的光谱指数在1994年的耀斑。
2000-05-24 astro-ph
Noise storm continua: power estimates for electron acceleration
我们使用一个通用的随机加速形式主义检查电源$L_{\rm in}$（${\rm erg s^{-1}}$）输入到非热电子，导致噪声风暴连续辐射。分析方法包括推导一般二阶费米过程的格林函数，及其应用，以获得特定的解决方案的非热电子分布所产生的麦克斯韦源的加速电晕。我们比较$L_{\rm in}$与功率$L_{\rm out}$观察到的噪音风暴辐射。使用典型的值的各种参数，我们发现，$L_{\rm in} \sim 10^{23-26}$ ${\rm erg s^{-1}}$，产生的效率估计$η\equiv L_{\rm out}/L_{\rm in}$的范围$10^{-10} \lsim η\lsim 10^{-6}$为这个非热加速/辐射过程。这些结果反映了整个过程的效率，从电子加速开始，最终在观测到的噪音风暴发射。
2004-08-25 astro-ph
Fast Variability of Nonthermal X-Ray Emission in Cassiopeia A: Probing Electron Acceleration in Reverse-Shocked Ejecta
最近发现的超新星遗迹（SNR）RX J1713.7-3946的同步加速器X射线发射的年尺度变化，启动了我们的研究多历元X射线图像和光谱的年轻SNR仙后座A的基础上采取的钱德拉存档数据在2000年，2002年和2004年。我们发现了与反向冲击区有关的若干X射线细丝或结的X射线强度的年尺度时间变化。变化的灯丝的X射线谱的特征在于由一个无特征的连续，并与光子指数在1.9-2.3的幂律描述。铁K线等效宽度的上限为110 eV，这有利于X射线发射的同步辐射源。4年的特征变化时间尺度可以用快速同步加速器冷却和扩散冲击加速的影响来解释，磁场为1 mG。X射线变率为研究超新星冲击波中的粒子加速提供了一种新的有效途径。
2008-03-24 astro-ph
Constraints On the Diffusive Shock Acceleration From the Nonthermal X-ray Thin Shells In SN1006 NE Rim
从SN 1006 NE边缘，这是由钱德拉观察到的非热X射线的特征尺度长度，解释的背景下，扩散冲击加速的假设，所观察到的非热X射线的空间分布对应于几十TeV的能量的加速电子。为了解释观测到的标度长度，我们在试验粒子近似下构造了两个简单的模型，其中加速电子的最大能量由SN 1006的年龄（年龄限制模型）或能量损失（能量损失限制模型）决定，并约束了磁场位形和加速电子的扩散系数.当磁场几乎平行于激波法线时，磁场应在20-85微高斯的范围内，并且在上游和下游都是高度湍流的，这意味着被加速电子的平均自由程在它们的回旋半径（玻姆极限）的数量级上。这种情况可以在年龄限制和能量损失限制模型中实现。另一方面，当磁场几乎垂直于激波法线时，这只能存在于年龄限制的情况下，磁场在上游为几微高斯，在下游为14-20微高斯，并且上游磁场比下游湍流小。
2003-11-14 astro-ph
Models for the Relativistic Electron Population and Nonthermal Emission in Clusters of Galaxies
本文提出了星系团中相对论电子布居的积分模型。结果依赖于团簇中电子加速的历史。如果不存在粒子加速或其他源，则由于逆康普顿（IC）损失，不应存在高能电子（γ>~ 300，E >~ 150 MeV）。如果粒子加速目前正在发生，高能电子是存在的，也许是由于集群合并冲击。由此产生的IC，同步加速器，并从这些模型的伽马射线发射已被计算。在模型中，极紫外（EUV）和非常软的X射线发射几乎是一个普遍存在的特征，因为这种发射来自IC的电子在集群中具有最长的寿命。在大多数星系团中，紫外线和光的扩散发射也是预料之中的，但其水平将难以观测。硬X射线尾和弥散射电同步辐射只在最近或当前粒子加速的星系团中出现;例如，这种加速可能是由于星系团内的合并冲击。在100兆电子伏左右的伽马射线观测应该可以探测到相对论电子和相应离子的主要分布。预测的通量很容易检测与GLAST。
1999-06-16 astro-ph
Nonthermal Hard X-Ray Emission from the Galactic Ridge
我们研究了银河脊在10-200 keV范围内的非热X射线发射的起源。我们考虑亚相对论宇宙线质子和电子的韧致辐射作为产生过程。从动力学方程描述粒子在原地加速和空间传播的过程的解决方案，我们得出质子和电子的光谱参数。对于原位加速，加速粒子的通量主要由质子组成，因为加速质子与电子的比率很大，并且电荷Z>1的核的通量被强烈抑制。我们的分析表明，质子韧致辐射模型是免费的，从前面讨论的问题，高的γ射线通量在MeV或数百MeV的能量区域。然而，质子韧致辐射模型需要对质子谱有特定的限制，质子韧致辐射模型的真正问题是盘中加速质子的压力很大。对于脊通量的电子起源，我们不存在γ射线线和连续通量的问题。另一方面，电子韧致辐射模型需要更有效的加速背景粒子。
2001-11-22 astro-ph
Nonthermal X-ray emission from young Supernova Remnants
宇宙射线谱到膝盖（$E\sim 10^{15}$ eV）归因于加速过程发生在爆炸波约束超新星遗迹。理论预测给出了类似的最大能量估计，通过粒子加速可以在超新星遗迹冲击中达到。能量在$\sim 10^{15}$ eV量级的电子应该在年轻的超新星遗迹中产生非热的X射线成分。最近对SN 1006和G347.3-0.5的观测证实了这一预测。我们提出了一种方法，它使用流体动力学模拟来描述一个年轻的遗迹的演变。这些结果与同时计算相关联的粒子加速度的算法相结合。我们使用测试粒子近似，这意味着由高能粒子的残余物的动力学上的反作用被忽略。我们提出的同步辐射地图中的X射线域，并提出光谱的超新星遗迹中的电子的能量。我们的一些结果可以直接与Reynolds [1]关于这个问题的早期半解析工作相比较。
2000-12-18 astro-ph
Particle acceleration and entropy considerations
可能的熵约束粒子加速度谱进行了讨论。太阳耀斑模型调用了耀斑等离子体粒子上初级能量释放的各种初始分布-即，热能和非热能成分之间的能量分配。有人建议，虽然这个分区可以采取任何值，只要能量的关注，粒子分布的熵可以提供一个有用的措施，其产生的可能性为一个规定的总能量。计算了几种非热各向同性分布函数$f$的吉布斯熵，并与具有相同粒子总数和能量的麦克斯韦分布函数进行了比较。推测的相关性的一些结果的宇宙射线幂律谱，它们的关系所观察到的频率分布的非热耀斑硬X射线谱参数和额外的能量释放需要实现较低的熵$f$ s。
1995-01-23 astro-ph
Nonthermal Emission from a Supernova Remnant in a Molecular Cloud
在与分子云相互作用的演化超新星遗迹（SNRs）中，如IC 443、W 44和3C391，可能存在一个高度不均匀的结构，包括一个中等马赫数的前向激波、一个冷却层、一个致密的辐射壳层和一个充满热的稀薄等离子体的内部区域。我们提出了一个动力学模型的非热电子注入，加速和传播的环境中，发现这些SNR是有效的电子加速器和硬X射线和γ射线发射源。非热电子的能谱是由一阶和二阶费米加速的共同作用下形成的湍流等离子体与大量的库仑损失。非热电子的韧致辐射、同步加速器和逆康普顿辐射产生的多波长光子光谱与ASCA和EGRET从IC 443观测到的射电和硬发射定量一致。我们区分了分子云的复杂结构的分子团簇激波发射和团间激波发射。超新星遗迹IC 443、W44和3C391的空间分辨X射线和伽马射线谱，可以用BeppoSAX、Chandra XRO、XMM、INTEGRAL和GLAST观测到，这将区分高能轻子成分对EGRET观测到的伽马射线的贡献。
2000-03-16 astro-ph
Nonthermal Emissions from Particles Accelerated by Turbulence in Clusters of Galaxies
我们考虑星系团的非热辐射产生的粒子加速通过共振散射的阿尔文波驱动的流体湍流通过莱特希尔机制在团内介质。我们假设湍流是由集群合并驱动的。我们发现共振阿尔芬波通过共振散射可以将电子加速到γ~10^5。我们还发现，如果团簇中有一个γ~10^3的电子池，则湍流共振加速可以给电子足够的能量，使其产生观测到的弥散射电遗迹辐射。如果团簇中的磁场足够小（~< μG）或流体湍流谱比Kolmogorov定律平坦，这种机制也可以解释观察到的团簇硬X射线发射。在观测到漫射无线电发射的区域，可以用Astro-E2观测到流体湍流。虽然在团簇形成（预热）之前的非引力加热使射电光度和X射线温度之间的关系变陡，但我们预测的关系仍然比观测到的关系平坦。
2002-10-15 astro-ph
Stochastic Acceleration of Electrons and Protons. I. Acceleration by Parallel Propagating Waves
本文研究了平行于磁化等离子体的大尺度磁场传播的波对电子和质子的随机加速，着重研究了将粒子从热背景加速到相对论能量的可行性，目的是确定两种粒子在一个源中的相对加速。在一般情况下，随机加速这些波的结果在两个不同的组件中的粒子分布，准热和硬非热，与非热的一个是更突出的更热的等离子体和/或更高级别的湍流。这可以解释许多观测到的太阳耀斑的特征。关于质子与电子的比例，我们包括$^4$他的色散关系和热背景等离子体的湍流波的阻尼的影响。质子和电子的相对加速度对电子等离子体频率与其陀螺频率的比值非常敏感。质子在弱磁化等离子体中优先加速。这里开发的形式主义是适用于其他离子物种和其他天体物理系统的加速。
2004-04-07 astro-ph
Detecting X-ray Synchrotron Emission in Supernova Remnants: Implications for Abundances and Cosmic Rays
超新星释放的10^51尔格对银河系有着深远的影响，决定了元素丰度，加速了宇宙射线，影响了星际介质的构成。最近发现几个超新星遗迹的光谱主要是非热辐射。分离热和非热分量不仅对理解宇宙射线加速和冲击微观物理性质很重要，而且对准确评估温度和谱线强度也很重要。设计用于模拟Ia型超新星空间分辨同步加速X射线的新模型有助于理解超新星遗迹的热物理（动力学，丰度）和非热物理（冲击加速，磁场放大）。我将描述SN 1006的模型拟合，强调可以对SNR、丰度和宇宙射线加速过程施加的物理约束。
2000-11-30 astro-ph
Nonthermal Emission Associated with Strong AGN Outbursts at the Centers of Galaxy Clusters
最近在星系团中心发现了强烈的活动星系核爆发，我们利用一个简单的模型，研究了由爆发激发的激波周围的粒子加速，并估算了加速粒子的非热辐射。我们发现，如果在10^8年前有一次能量为1.8 × 10^62 erg的活动星系核爆发，那么次级电子的辐射与英仙座星系团中小晕的射电观测结果是一致的。我们的模型的有效性取决于大爆发的频率。我们还估计了加速粒子的γ射线辐射，并表明它可以用GLAST检测到。
2007-05-29 astro-ph
The multi-band nonthermal emission from the supernova remnant RX J1713.7-3946
从超新星遗迹RX J1713.7-3946中探测到了非热X射线和极高能（VHE）$γ$ -射线，特别是最近用\textit{Suzaku}卫星进行的观测清楚地揭示了X射线光谱中的光谱截止，这与母电子能谱的截止直接相关。然而，来自SNR的VHE $γ$ -射线的起源是强子还是轻子仍然存在争议。基于非线性冲击加速过程的半解析方法，考虑加速电子对非热辐射的贡献，研究了RX J1713.7-3946的多波段非热辐射。结果表明，在适当的参数下，该模型能很好地解释RX J1713.7-3946的多带观测，TeV $γ$射线具有强子起源，即，它们通过质子-质子（p-p）相互作用产生，因为在冲击中加速的相对论质子与周围物质碰撞。
2008-10-23 astro-ph
New evidence for strong nonthermal effects in Tycho's supernova remnant
对于第谷的超新星遗迹（SNR）的情况下，我们提出的爆炸波和接触不连续半径计算内的宇宙射线（CR）加速在SNR的非线性动力学理论之间的关系。它表明，这些半径证实了最近发表的钱德拉测量表明，所观察到的接触不连续半径是如此接近的冲击半径，它只能被解释为有效的CR加速，这反过来又使介质更可压缩。与最近确定的SN爆炸能量的新值$E_{sn}=1.2\times 10^{51}$ erg一起，这也证实了我们先前的结论，即从第谷的SNR中可以预期TeV的伽马射线通量为$(2-5)\times 10^{-13}$ erg/（cm $^2$ s）。钱德拉测量和HEGRA的TeV伽马射线通量上限一起将源距离$d$限制为$3.3\leq d\leq 4$ kpc。
2006-12-06 astro-ph
Non-thermal acceleration mechanisms in supernova remnant shells
在未来的X射线观测与Simbol-X的背景下，在超新星遗迹的粒子加速领域的主要问题的审查。在总结了非热加速机制的工作之后，我简要回顾了超新星遗迹在硬X射线和伽马射线中的观测。在这个框架内讨论了开放的问题。
2008-02-04 astro-ph
Nonthermal Particles and Radiation Produced by Cluster Merger Shocks
我们已经开发了一个数值模型的粒子和光子光谱的时间演化所产生的非热过程中形成的合并星系团的冲击阵面。费米加速近似注入幂律分布的粒子在合并事件，受约束的最大粒子能量。我们考虑同步加速器，韧致辐射，康普顿，库仑过程的电子，核，光激子，库仑过程的质子，和撞击电子的生产。通过伽马射线光变曲线的宽带无线电辐射的非热质子和初级和次级电子的合并事件期间和之后的计算。使用ROSAT观测建立典型参数的星系团的物质密度分布，我们发现，合并冲击是弱的，加速粒子相对较软的光谱。我们的研究结果表明，只有一个小的贡献，弥漫河外伽玛射线背景可以源自集群合并冲击。
2002-12-19 astro-ph
Accelerated Particles from Shocks Formed in Merging Clusters of Galaxies
星系团内部的子团相互作用产生的激波加速了非热粒子。我们对待费米加速的非热电子和质子注入幂律分布的粒子在合并事件中，受约束的最大粒子能量。在标准参数下，计算了加速电子和质子在子团相互作用过程中和之后发射的宽带非热谱。从初级和次级过程的伽马射线发射强度的计算和讨论在无线电和伽马射线能量的检测能力。
2001-07-12 astro-ph
Computer Simulations of Nonthermal Particles in Clusters of Galaxies: Application to the Coma Cluster
我们已经开发了一个数值模型的粒子和光子光谱的时间演化所产生的非热过程中形成的合并星系团的冲击阵面。费米加速近似注入幂律分布的粒子在合并事件，受约束的最大粒子能量。我们认为同步，韧致辐射，康普顿，库仑过程的电子，核，光激子，库仑过程的质子，并在合并过程中产生的撞击电子。通过$γ$ -射线辐射的非热质子和初级和次级电子的宽带无线电计算合并事件期间和之后。为了测试计算机模型的能力，以准确地计算预期从一个集群合并事件的非热辐射，我们将该模型应用到后发座星系团，并表明，位于中心的无线电发射和硬X射线过剩观察到的40-80 $\kev$是很好的拟合我们的模型。如果我们的模型是正确的，那么后发座星系团将被GLAST和地基切伦科夫望远镜显著探测到。
2004-05-03 astro-ph
Structure Shocks as a Source of Cosmic Rays in Clusters
激波是宇宙结构形成的普遍结果，在加热星系团介质中起着重要作用。事实上，团簇中的所有气体都已被一次或多次至少中等强度的冲击处理过。这些都是无碰撞的冲击波，因此很可能是高能粒子扩散冲击波加速的场所。我们已经进行了宇宙结构形成的数值模拟，直接包括加速和非热质子，以及初级和次级电子的运输。非热辐射也计算出粒子的空间和能量分布。在这里，我们概述了我们目前的一些研究结果，表明非热质子可能有助于在集群介质中的显着压力，并预计无线电，X射线和$γ$ -射线发射这些人口应该是重要的集群诊断。
2002-07-10 astro-ph
Chandra Studies of Nonthermal Emission from Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
虽然超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是宇宙射线的主要来源，但直到最近，X射线观测才确定了几个以非热辐射为主的壳型SNRs，从而揭示了能量远远超出典型热谱的冲击加速电子。其中两个SNRs被探测为VHE伽马射线源，在其他残骸中，激波速度和电子温度之间的差异指向一个强大的宇宙射线成分，它以牺牲热气体为代价而蓬勃发展。无线电，X射线和伽马射线发射的建模提供了对粒子加速的约束以及该机制繁荣的介质的属性。蟹状脉冲星风星云（PWNe）的特征是一个终止激波，在这个激波处，风被迫加入外层星云的缓慢膨胀。这些冲击波也是粒子被提升到高能量的场所;蟹状星云的X射线发射，以及VHE伽马射线所观测到的逆康普顿辐射，意味着电子的能量超过~100 TeV。最近的X射线观测已经开始揭示蟹状星云和其他PWNe星云中的这些激波区，现在使我们能够限制脉冲星风的性质以及外部星云中的流动条件。在这里，我提出了一个简短的概述，最近的研究与钱德拉X射线天文台，这些冲击加速区的属性终于被揭示。
2002-12-16 astro-ph
A Spatial and Spectral Study of Nonthermal Filaments in Historical Supernova Remnants: Observational Results with Chandra
年轻超新星遗迹（SNRs）的外壳层是高能电子在扩散激波加速（DSA）机制下最可能的加速场所。我们研究了四个历史SNR（Cas A，开普勒的残余，第谷的残余，和RCW 86）的冲击波阵面附近的空间和光谱特性与优良的空间分辨率的{ \it钱德拉}。在所有的SNR中，在SNR的边缘上发现了硬X射线发射，其集中在非常狭窄的区域（所谓的“细丝”）;上游侧的表观尺度宽度低于{ \it Chandra}的点扩散函数或与其相当，而下游侧的距离最可靠，为0.5--40弧秒（0.01--0.4 pc）。这些细丝的光谱可以用热和非热（幂律和{ \tt SRCUT}）模型拟合。前者需要不切实际的高温（$\ga$ 2 keV）和低丰度（$\la$ 1太阳能）的年轻SNR的排放，因此可能是不可能的。后者再现了最佳拟合光子指数为2.1- 3.8或滚降频率为（0.1- 28）$\times 10^{17}$ Hz的光谱，这使我们想起了通过DSA加速的电子的同步辐射。我们考虑各种物理参数作为SNR年龄的函数，包括SN 1006 \citep{bamba2003b}上的先前结果;下游侧的灯丝宽度随着SNR年龄的增加而增加，并且光谱变得更软，保持非热特征。同时发现，滚降频率除以下游尺度宽度的平方的函数与年龄呈负相关，这可能为DSA理论提供一些信息。
2004-11-12 astro-ph
A study of diffusive shock acceleration as a process explaining observations of 1 E0657-56 galaxy cluster
对1 E0657-56星系团弥散辐射的Chandra X射线观测揭示了大尺度星系团合并激波的存在。我们研究了观测到的无线电和X射线数据，这个集群作为一个可能的结果，扩散冲击加速。该模型可以在合理的激波和团内介质物理参数范围内解释观测结果。预计的非热软，硬X射线通量的预测。
2004-04-20 astro-ph
Shocks and Nonthermal Processes in Clusters
星系团通常是由较小的星系团和星系群通过引力合并而形成的。大星系团合并是宇宙大爆炸以来能量最大的事件。合并将冲击波驱动到团内气体中，这些冲击波加热了团内气体，也应该加速了非热相对论粒子。将讨论合并冲击热效应的X射线特征。对激波的X射线观测可以用来确定合并的几何形状和运动学。由于激波中粒子的加速，星系团应该包含大量的相对论性电子和离子。洛伦兹因子γ ~300（能量E = γ m_e c ^2 ~ 150 MeV）的电子预计会特别常见。观测和模型的无线电，极紫外线，硬X射线和伽马射线发射的非热粒子加速在这些冲击也将被描述。预测的星系团的伽马射线通量应该使它们很容易用GLAST观测到。
2000-09-06 astro-ph
A High-Resolution Study of Nonthermal Radio and X-Ray Emission from SNR G347.3-0.5
G347.3-0.5是银河系中三个壳型超新星遗迹之一，其X射线光谱以非热辐射为主。这使G347.3-0.5成为小的但不断增长的SNR类别，对于该类别，X射线发射直接揭示了由SNR冲击加速的极高能电子的存在。我们分别利用钱德拉X射线天文台和澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）获得了G347.3-0.5的高分辨率X射线和射电数据。在ROSAT和ASCA图像中看到的SNR的明亮西北峰被Chandra分解为明亮的细丝和较暗的漫射发射。这些特征显示出与射电形态结构的良好对应关系，提供了强有力的证据表明，在这部分残骸的两个波段中，相同的电子群负责同步辐射。从这两个观测的光谱指数信息。我们发现SNR壳的亮区和暗区之间的光子指数值存在显著差异。这些地区的光谱特性支持的概念，有效的粒子加速发生在明亮的SNR灯丝。我们报告的线性无线电极化的SNR，这是最有序的西北壳粒子加速大概发生的检测。使用我们的新的钱德拉和ATCA数据，我们从G347.3-0.5与同步加速器和逆康普顿机制的宽带发射模型，并讨论了条件下，这是一个合理的方案。
2003-10-23 astro-ph
Cosmic rays V. The nonthermal radio emission of the old nova GK Per - a signature of hadronic interactions?
利用Biermann（1993）和Biermann and Cassinelli（1993）提出的星风激波中粒子加速模型，我们证明了激变变星GK Per的非热射电发射光谱可以得到一致的解释。我们认为射电谱是由强子次级电子/正电子产生的，在光学薄的情况下，它们给出的特征射电谱的谱指数比最大值低+1/3，而在风速比激波速度慢的情况下，其谱指数比最大值高-0.7。我们测试所提出的概念与OB和沃尔夫拉叶星以及射电超新星的无线电数据的一致性。有一些证据表明，这一过程是重要的射电辐射从活动星系核，无论是在紧凑的和扩展的发射。我们认为，这样的无线电频谱是一个独特的特征强子相互作用。
1995-08-23 astro-ph
Particle Acceleration in Relativistic Flows
几种不同的高能伽马射线天体物理源的一个共同特性是存在相对论速度的整体运动。非热辐射粒子的内禀光谱也显示出有趣的相似性，对较低的能量有明显的硬化。这表明两种不同的加速机制可能在这些来源中起作用。在高能量下，冲击时的随机一阶费米过程似乎提供了一个合理的解释。我将简要回顾这一机制的地位，然后讨论的可能性，在较低的能量，非随机加速的感应电场的相对论电流片发挥了作用。
2005-03-15 astro-ph
Nonthermal Emission from the Arches Cluster (G0.121+0.017) and the Origin of $γ$-ray Emission from 3EG J1746-2851
对银河系中心附近的拱门星团进行的高分辨率VLA观测表明，在$λ$ 3.6、6、20和90厘米处存在连续辐射。在$λ$ 90 cm处的连续发射特别引人注目，因为热源通常在较长波长处变得光学厚并且亮度下降，而非热源的亮度增加。有人认为，从这个独特的源的无线电发射具有紧凑和扩散组件产生的热和非热过程，分别。星团内的致密源来自质量损失恒星的恒星风（Lang，Goss & Rodriguez 2001 a），而弥散辐射可能是由于星团气流的碰撞激波，由于弥散激波加速而产生相对论粒子。我们还讨论了3EG J1746- 2851的$γ$射线发射可能是由于该星系团辐射场的逆康普顿散射引起的，该星系团位于3.3 $'$范围内。
2003-05-16 astro-ph
Gamma rays from clusters of galaxies
在星系团中寻找伽马辐射是研究这些大尺度结构历史的宝贵工具。射电晕、硬X射线和紫外线辐射的探测表明，星系团或星系团内的源加速了宇宙射线，并将它们限制在宇宙学的时间尺度上。非热现象和热现象可能是密切相关的，伽马射线的观测可以告诉我们这种联系。本文综述了星系团中宇宙线加速和禁闭的物理学以及相关的γ射线特征。特别是，我们描述了一些详细的集群合并的非热粒子的加速的作用。还讨论了GLAST和地基探测器探测伽马射线的前景。
2002-07-17 astro-ph
Adiabatic Losses and Stochastic Particle Acceleration in Gamma-Ray Burst Blast Waves
本文研究了伽马射线暴（GRB）冲击波中的绝热损失和粒子随机加速问题。冲击流体被假定为一个均匀的膨胀壳。通过绝热膨胀的非热粒子的能量损失被转换为大量的动能的流出，允许的演变的大量洛伦兹因子伽玛的爆炸波进行自洽计算。系统的行为示出再现流体动力学自相似的解决方案在相对论和非相对论的限制，和形式主义是适用于中间的绝热和完全辐射制度的情况。非热粒子通过随机陀螺共振加速度与磁湍流在爆炸波处理的能量增益率和扩散逃逸时间尺度的基础上，在准线性政权的表达式。如果冲击流体中的磁场接近其均分值，则该过程可以将逃逸粒子加速到>~10^{20} eV的能量，这与超高能宇宙射线（UHECR）被伽玛射线暴冲击波加速的假设一致。由于粒子被磁湍流捕获，只有最高能量的粒子可以在伽玛暴的瞬发和余辉阶段逃逸，通过磁流体湍流的Kolmogorov谱加速。当冲击波变得非相对论时，较低能量的粒子开始逃逸，冲击波的费米加速变得更加重要。
2001-03-26 astro-ph
Fine-structure in the nonthermal X-ray emission of SNR RX J1713.7-3946 revealed by Chandra
我们提出的超新星遗迹RX J1713.7-3946的西北边缘的形态和光谱研究的基础上的观测钱德拉X射线天文台。我们发现了一个复杂的非热（同步）X射线灯丝网络，以及一个“空”型结构-一个圆形的昏暗区域-在西北边缘。值得注意的是，尽管亮度变化明显，但该区域各处的X射线光谱都可以很好地拟合幂律模型，光子指数约为2.3。我们简要地讨论了这些结果的一些影响，并认为，解决X射线功能在西北缘可能会挑战标准（扩散冲击加速）模型的看法，有关生产，传播和相对论性粒子在超新星遗迹的辐射。
2003-01-07 astro-ph
Merger Shocks and Nonthermal Processes in Clusters of Galaxies
星系团通常是由较小的星系团和星系群通过引力合并而形成的。大星系团合并是宇宙大爆炸以来能量最大的事件。合并将冲击波驱动到团内气体中，这些冲击波加热了团内气体，也应该加速了非热相对论粒子。将简要讨论合并冲击的热效应。合并可以增加星系团的温度和X射线光度，这可能会影响有关宇宙学参数的统计结论。由于激波中粒子的加速，星系团应该包含大量的相对论性电子和离子。洛伦兹因子γ ~300（能量E = γ m_e c ^2 ~ 150 MeV）的电子预计会特别常见。观测和模型的无线电，极紫外线，硬X射线和伽马射线发射的非热粒子加速在这些冲击也将被描述。预测的星系团的伽马射线通量应该使它们很容易用GLAST观测到。本文还简要讨论了用钱德拉X射线观测到的Abell 2052中射电瓣与冷却气流相互作用的结果。
2001-05-25 astro-ph
Winds and Shocks in Galaxy Clusters: Shock Acceleration on an Intergalactic Scale
本文综述了星系团中大尺度激波作为粒子加速器的可能作用。最近的观测和理论工作表明，高能带电粒子可能构成团簇中的重要压力分量。如果这是真的，那将改变星系团的预期动力学演化，并增加与流体静力学平衡一致的动力学质量。通过几个因素的作用，中等强度的冲击在集群中可能是常见的。这些因素中最明显的包括来自经历强烈星爆的星系的风，活跃的星系和宇宙流入，如吸积和星系团合并。我们描述了我们自己的工作来自模拟的大尺度结构的形成，在其中，我们有，第一次，明确包括被动组件的高能粒子。我们发现，这些大规模流动的冲击，确实可以导致非热粒子压力大到足以影响集群动力学。这些相同的模拟还使我们能够计算团簇的非热发射。在这里，我们提出的伽玛射线通量的预测。
2000-10-24 astro-ph
Separating Thermal and Non-Thermal X-Rays in Supernova Remnants II: Spatially Resolved Fits to SN1006 AD
我们提出了一个空间分辨光谱分析的完整ASCA观测的超新星遗迹的1006 AD。这个残骸显示了明亮边缘的非热X射线发射，通常被解释为来自非热电子群的损失陡峭尾部的同步辐射，也是射电发射的原因，以及来自残骸其他地方的热发射。在早期的工作中，我们表明，空间积分光谱是很好地描述了一个理论的同步加速器模型，其中电子的冲击加速度是有限的逃逸，结合热模型表明高水平的铁从喷出物。在这里，我们使用新的空间分辨子集的早期理论非热模型的分析。我们发现，从明亮的肢体发射仍然很好地描述了这些模型，并细化的特征断裂频率的值。我们发现，东北和西南非热肢之间的差异很小，太小，很容易占东北肢的存在，但不是西南，在TeV的伽马射线。非热肢和其他地区的光谱比较证实，简单的圆柱对称非热模型不能描述的排放，我们把限制从中心和西北和东南肢的排放的非热贡献。我们可以排除所有地区的太阳丰度模型，找到丰度升高的证据。然而，将需要更复杂的模型来准确地描述这些丰度。
2003-11-16 astro-ph
Simulations of Nonthermal Electron Transport in Multidimensional Flows: Application to Radio Galaxies
我们开发了一种经济、有效的宇宙射线传输数值方案，适合在射电星系的多维模拟中处理高达数百GeV的电子。该方法充分详细地跟踪电子总数，以便计算模拟源的合成射电和X射线观测结果，包括光谱特性（见Tregillis等人的配套论文，1999年）。宇宙线粒子模拟可以跟踪冲击加速、二阶费米加速以及辐射和绝热能量损失的影响。我们已经将此方案应用于2-D和3-D MHD模拟射流驱动的流动，并已开始探索动力学和无线电波叶中的高能电子种群的属性之间的联系。关键的初步发现是非常不稳定和不均匀的流动，特别是在射流末端附近的高能粒子群的重要性。正因为如此，特别是，我们的模拟表明，从喷流流入茧的粒子群中有很大一部分从未通过强激波。所遇到的冲击强度不是简单地用一维模型预测的，而是变化很大的。因此，出射电子光谱是高度不均匀的。“热点”的同步加速老化速率似乎也非常不均匀，这增加了电子进入叶瓣时光谱特性的复杂性，使比较动力学和辐射年龄的任务变得更加困难。
1999-08-27 astro-ph
Gamma Ray Emission from Merger Shocks in the Coma Cluster of Galaxies
一个数值模拟模型的注入和冷却的非热粒子所形成的星系团合并的冲击激励，以适应无线电和X射线观测数据的后发座星系团。对于用{ \it Beppo-SAX}和{ \it RXTE}测量的弥散射电晕发射和硬X射线过剩，结果与主合并激波起源一致。对于注入非热质子和电子的能量效率相等（1%）的情况，我们预测后发座星系团将被空间天文台{ \it GLAST}显著探测到，而被地面$γ$射线天文台{ \it VERITAS}和{ \it HESS}勉强探测到。如果非热质子强度由于非热强子加速的更大效率或过去的合并事件而更大，则可能检测到显著的TeV。在后发座的非热强子内容也揭示了在$\sim 10$ - 100 GHz的弱，硬的二次发射分量。在这种情况下，来自后发座星系团核心的大半径射电辐射的频谱软化来自于轴上合并事件的远离星系团中心的激波速度的降低。我们讨论合并和延迟湍流模型之间的差异。
2006-02-09 astro-ph
Nonthermal Particles and Radiation Produced by Cluster Merger Shocks
我们已经开发了一个数值模型的粒子和光子光谱的时间演化所产生的非热过程中形成的合并星系团的冲击阵面。费米加速近似注入幂律分布的粒子在合并事件，受约束的最大粒子能量。我们考虑电子的同步加速器、韧致辐射、康普顿和库仑过程，质子的核、光生子和库仑过程，以及合并过程中的撞击电子产生。计算了在合并事件期间和之后，非热质子和初级电子和次级电子辐射的宽带射电γ辐射。使用ROSAT观测建立典型参数的星系团的物质密度分布，我们发现，典型的合并冲击是弱的，加速粒子相对较软的光谱。我们认为，从星系团和超高能宇宙射线的起源和弥漫的伽玛射线背景的影响，探测非热射电和伽玛射线发射的前景。我们的研究结果表明，只有少数各向同性分布的不明EGRET源是由于在集群合并形成的冲击，只有一个小的贡献，弥漫河外伽玛射线背景可以起源于集群合并冲击。在这里考虑的标准参数下，团簇合并冲击可以将质子加速到$\lesssim 10^{19}$ eV。我们预测，{ \it GLAST}将检测到几个集群合并，根据集群内介质中的平均磁场，低频阵列可以检测到几个到几百个。
2003-05-23 astro-ph
3D MHD Simulations of Radio Galaxies Including Nonthermal Electron Transport
我们报告的努力，以研究在模拟的无线电星系等离子体流和非热电子种群的性质进行这些流量的动态之间的联系。为此，我们引入了一个新的电子输运的数值方案，允许更详细地看这个问题比以前可能的。特别是当动力学是完全三维的时候，茧中的流动通常是混乱的，射流本身可以猛烈地摆动。弯曲射流可以将其自身夹断并使其自身重新定向以增强其对周围介质的穿透。这些行为往往消除了一个强大的喷流终止冲击，这是假定目前在所有现代卡通模型的RG现象的存在。相反，一个更复杂的“激波网”在射流末端附近形成，导致粒子加速的模式难以预测。类似地，这些流中的磁场是高度不连续的，并且在空间和时间上是间歇性的。这导致相对论电子布居的同步加速器老化的非常局部化和复杂的模式，这使得难以使用电子光谱的性质来推断局部老化速率。
2000-12-04 astro-ph
In situ acceleration in the galactic center arc
对于银河系中心弧的非热射电辐射来说，原位电子加速是必要的。观测到的无线电频谱可以由相对论电子的输运方程来模拟，该输运方程包括由电场引起的粒子加速、由磁流体动力学湍流引起的通过散射的动量扩散和由同步辐射引起的能量损失。加速电场可以被认为是多重联事件的自然结果，由分子云和Arc区域之间的相互作用引起。的无线电频谱，甚至最近检测到的150 GHz的发射，明确起源于相互作用区域的分子云与磁化弧，可以解释的准单能分布的相对论电子与一个典型的能量约为10 GeV的加速随机分布的磁重联区。
2004-02-25 astro-ph
Separating Thermal and Nonthermal X-Rays in Supernova Remnants I: Total Fits to SN 1006 AD
SN 1006的残骸具有以非热辐射为主的X射线光谱，ASCA前的观测结果通过同步加速器计算得到了很好的描述，电子能量受到逃逸的限制。我们描述了一个更严格的测试的结果：拟合空间集成ASCA GIS（0.6-8千电子伏）和RXTE PCA（3-10千电子伏）数据与同步加速器模型SRESC新移植到XSPEC和一个新的热冲击模型VPSHOCK的组合。新模型能很好地描述2keV以上连续辐射的空间分布和光谱。我们发现，发射主要是非热的，有一个小的，但值得注意的热成分：镁和硅是清晰可见的综合光谱。同步加速器分量从外推的无线电频谱平滑地滚降，具有3.1E17 Hz的特征滚降频率，在该频率处，频谱已经下降到比从无线电频谱的幂律外推低约6倍。TeV观测与新的TeV模型的图像和光谱的基础上的X射线模型拟合的比较给出了一个平均的冲击后磁场强度约9微高斯，这意味着（压缩比为4）的上游磁场3微高斯，并固定在相对论电子在约7 E48尔格的电流能量含量，导致电流电子加速效率约5%。这个总能量大约是磁场中能量的100倍。我们的研究结果表明，联合热和非热拟合，使用复杂的模型，将需要在未来的分析大多数超新星遗迹的X射线数据。
2000-10-20 astro-ph
Shock Acceleration and gamma radiation in Clusters of Galaxies
从一堆星系团中观测到的非热辐射是粒子在团内介质中加速的证据。人们通常认为，与星系团合并或结构形成期间宇宙物质流入星系团有关的激波表面可能是加速的场所。我们在这里讨论的有效性，冲击加速的intracluster介质，强调合并相关的冲击通常是弱的，至少对于所谓的主要合并。我们研究了冲击强度对单个星系团伽马射线发射的影响，以及它们在未来伽马射线实验（例如GLAST）中的可探测性。我们还讨论了星系团对河外漫射伽玛射线背景的贡献。
2003-05-14 astro-ph
On the efficiency of particle acceleration by rotating magnetospheres in AGN
为了研究粒子离心加速的效率作为TeV耀变体产生超高$γ$ -射线非热发射的可能机制，我们研究了旋转磁场线对电子的离心加速，在扩展的倾角范围内，并确定了电子通过这个过程可获得的最大洛伦兹因子$γ_{max}$。{Two主要限制机制的粒子加速，逆康普顿散射和崩溃的串珠线近似，检查。粒子可以被离心加速到$γ_{max} \simeq 10^8$，并且$γ_{max}$的主要限制机制是逆康普顿散射。在TeV耀变体中，离心加速粒子的能量足以产生（通过逆康普顿散射）超高能量（高达$20TeV$）的伽马辐射。
2007-03-16 astro-ph
High- and low energy nonthermal X-ray emission from the cluster of galaxies A 2199
我们报告的软和硬多余的X射线发射星系团A 2199，空间分辨光谱与数据的BeppoSAX，EUVE和ROSAT任务的基础上检测。在大于300 kpc的半径处可见过量发射，并且相对于等温分量强度增加。这个分量的总0.1-100 keV光度是星团光度的15%，但它在高能和低能时都占主导地位。我们认为，最合理的解释是多余的排放之间的逆康普顿相互作用的宇宙微波背景和相对论电子在集群。观察到的非热分量的空间分布意味着有一个大的晕的宇宙线电子之间的0.5-1.5 Mpc的集群核心周围。这个分量的显著存在具有宇宙学意义，因为它显著改变了我们对星系团粒子加速历史、热介质和相对论介质之间的动力学以及总质量预算的看法。
1999-05-17 astro-ph
Study of Nonthermal Emission from SNR RX J1713.7-3946 with Suzaku
本文介绍了朱雀卫星对超新星遗迹RX J1713.7-3946的一系列观测结果。观测覆盖了残骸表面的三分之二。我们成功地检测到硬X射线高达~ 40 keV从每个指向。硬X射线谱由幂律函数描述，光子指数为~ 3.0，大于10 keV以下能量区域的光子指数。空间积分的XIS和HXD谱的连接清楚地揭示了在0.4- 40 keV X射线谱中的谱截止。这个截止被解释为对应于发射同步辐射的电子的最大加速能量。Suzaku的宽带覆盖首次使我们能够导出截止区的母电子谱，这与理论预测吻合得很好。在空间积分X射线光谱中推断出的截止能量表明，残骸中的粒子加速是如此有效，以至于几乎达到了理论极限，即所谓的玻姆极限。基于朱雀的数据，我们提出了多波长的研究结果，从光谱和形态的观点。光谱能量分布有利于强子的情况下，而不是轻子的情况下。对于形态学研究，我们比较了来自朱雀XIS和H.E.S.S.的表面亮度图。望远镜我们证实了X射线和TeV γ射线发射之间的强相关性。除了相关性之外，我们还发现在明亮的西部边缘区域，X射线发射比一般X射线与伽马射线相关性所预期的要亮。
2008-06-09 astro-ph
Electron Acceleration and Time Variability of High Energy Emission from Blazars
耀变体是已知的发射从无线电到伽马射线的宽带辐射，具有快速的时间变化，特别是在X和伽马射线中。同步辐射和逆康普顿散射被认为在发射中起着重要作用，并且时间变化可能与非热电子的加速有关。随着连续时间间隔的多波长同步观测的出现，从高能辐射的光谱变化中可能推断出电子加速的某些特征。为了做出这样的推论，我们使用一个简单的电子加速模型同时求解电子和光子的含时动力学方程。然后，我们展示了如何发射的时间变化取决于电子加速。我们还提出了一个简单的模型，耀斑在X射线和TeV的伽马射线通过暂时改变加速时间尺度。我们的模型将被用来，在未来，详细分析观测数据，以获得信息的电子加速耀变体。
2000-02-07 astro-ph
The Origin of the High-Energy Activity at the Galactic Center
最近由ASCA和CGRO/EGRET仪器对银河系中心区域进行的X射线和γ射线观测表明，银河系中心内部$0.2^\circ$存在2- 10 keV和$>1$ GeV的连续辐射以及6.7和6.4 keV的谱线辐射。这个区域也是已知的主机明亮的非热无线电连续源Sgr A东和密集的分子云M--0.02-0.07被称为50公里秒$^{-1}$云。椭圆形的非热恒星A东与银河系中心的M-0.02 - 0.07发生物理相互作用。电离，同步加速器和中性气体的分布之间的比较表明在银河系中心的高能量活动的自洽的解释。我们的初步分析的数据表明，在网站的相互作用，以解释增强的GeV $γ$射线发射宇宙射线加速的冲击模型。我们还解决了一些有关的扩散无线电和X射线发射气体的空间相关性的问题，以及在银河系中心的荧光6.4和6.7千电子伏发射的起源。
1997-08-26 astro-ph
Electron acceleration in a post-flare decimetric continuum source
目的：计算耀斑后分米波连续源中电子加速的功率收支和等离子体发射机制的效率。方法：我们用1060 MHz的巨型米波射电望远镜（GMRT）对一个高亮温（$\sim 10^{9}$ K）耀斑后源进行了成像。我们使用来自这些图像的信息和来自Hiraiso摄谱仪的动态光谱以及Subramanian & Becker（2006）中描述的理论方法来计算电子加速过程的功率输入。该方法假设电子通过二阶费米加速机制加速。结果：我们发现输入到非热电子的功率范围为$3\times 10^{25}$- $10^{26}$ erg/s。从电子加速开始并在观察到的发射中达到顶点的整个等离子体发射过程的效率可以在从$2.87\times 10^{-9}$到$2.38 \times 10^{-8}$的范围内。
2007-03-23 astro-ph
Nonthermal Bremsstrahlung and Hard X-ray Emission from Clusters of Galaxies
我们计算了BeppoSAX最近在星系团中观测到的硬X射线尾的非热韧致辐射（NTB）模型。在这些模型中，HXR发射是由于能量约为10 - 200 keV的超热电子。在假设超热电子是包含高度相对论粒子的电子连续谱的一部分的情况下，我们通过扩展相同的粒子数，计算了逆康普顿（IC）极紫外（EUV）、HXR和射电同步辐射。对于具有幂律动量谱（N [p] propto p ^{-mu}）且mu <~2.7的加速电子模型，这是强冲击加速所预期的，IC HXR发射超过了NTB。因此，这些模型只有在电子布居在<~1 GeV的较高能量处截止时才有意义。同样，如果ICM磁场B>~1 μ G，则平谱加速电子模型产生的射电同步辐射比从星团中观察到的要多。与星系团的观测结果相比，冷却电子模型产生了太多的EUV辐射。我们将这些NTB模型与Coma和Abell 2199中观察到的HXR尾部进行了比较。NTB模型需要一个非热的电子人口，其中包含约3%的电子数量的热ICM。如果超热电子数在100 keV以上的能量被截断，那么模型可以很容易地拟合两个星系团中观测到的HXR通量和光谱指数。对于没有截止的加速电子模型，电子谱必须相当陡峭>~2.9。
1999-11-17 astro-ph
Turbulent Origin of the Galactic-Center Magnetic Field: Nonthermal Radio Filaments
在过去的二十年里，人们对银河系中心磁场活动的起源进行了大量的研究。最流行的假设之一是假设极向几何的毫高斯磁场遍布银河系中心区域的内部几百秒差距。然而，有越来越多的观测证据表明，在这一地区的大规模分布的一个弱得多的领域B \lesssim 10微G。在这里，我们提出银河系中心的磁场起源于湍流活动，这是已知的是极端的中央百秒差距。图中磁场能量的空间分布是高度断续的，强场区具有连续结构。我们提出，所观察到的非热射电细丝出现在（或，可能，可以确定）这样的强磁化区域。同时，大尺度扩散磁场较弱。这两个结果都可以解释银河系中心区域的磁场测量结果。此外，我们还讨论了星团的电离外流在产生垂直于银道面的长磁化细丝中的作用。
2005-12-14 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
