活动星系核的铁K

如果在电子静止参考系ERF中，入射光频率 i B , 2 B , 3 B , 特别是当 i B ，则有共振的逆康普顿散射。 记为RICS，用以区别共存的ICS。RICS性质特殊，很重要。因 为QED共振截面 sres T ，亦即具有极高的辐射效率。 例如： B 1012 Gs ， sres B 2 107 T。
反之，如果 i B ，非共振散射实际已不存在，因 为QED给出 snres 0 。 此时，散射被‘磁冻结’了。大量的低频光子时是 无用的‘垃圾光子’。这说明普通逆康普顿散射在 强磁场中变得很不重要。
磁冻结：磁场太强，低频光子扰动不了被束缚很紧的电子。
再说共振的逆康普顿散射
II. 共振逆康普顿散射(RICS)及其在 GRB中的作用
2.1. 先说观测对 ray辐射机制的限制 i). 要求该辐射机制非常高效,以和观测匹配; ii).该机制的辐射波段必须主要在 ray波段;
iii).它产生的 ray光子能够躲避强吸收(如 磁湮灭和 湮灭), 顺利逃出.
GRB的突发伽玛射线暴来自共振逆康 普顿散射机制
陈磊(1)
刘当波(2) 黄永锋(3)
1.中科院上海天文台 2.上海交通大学物理系 3.南京大学天文系
尤峻汉(2)
I.
引言
GRB：宇宙空间中强的突发性的伽玛射线点源 GRB的流行模型——火球模型,要点: 1. 早期的伽玛射线主暴来自：内激波 2. X-ray和光学余辉则来自：外激波
我们建议：
既然传统的辐射机制在解释这些观测事实时遇到 困难，就应寻求新的伽玛射线辐射机制并尝试新 模型来解决这些目前存在的问题。
要点: 用强磁场相对论电子的共振逆康普顿散射 (RICS) 代替流行的同步辐射(以及普通逆康普顿散 射ICS)解决这些困惑。 我们认为: 这是探讨GRB的 rays 起源的很有希望 的新路!
Fig. 2
5. 能量转换效率很低.(Piran
1999, Phys. Rep)
中间过程多. 复杂链条: 并合形成火球(引力能释 放 ~ 5 1053 erg)—火球膨胀形成抛射(内激波)—内 激波碰撞形成相对论电子—同步辐射或逆康普 顿散射形成X-射线—多普勒移动，形成 rays.
链条中，多少引力能转换成最终的 rays?
3. 伽玛射线的辐射机制：同步辐射(有人同时 考虑逆康普顿散射)----所需相对论电子(快电子), 来自内激波的碰撞。
标准模型：the Fireball Model
外激波 内激波
main burst
Afterglows
初始火球
e+, ep γ InterStellar Medium
R~10 km E>1052 ergs M<10-5 Msun
以下论证：RICS机制满足以上条件。
2.2 RICS物理概说：
相对论电子在强磁场中力学运动特点：
a). 在实验室系S考察RICS, 快电子在磁 力 线方向沿‘拉紧’的螺旋轨道运行而散 射光子方向也是沿着磁力线。
b). 在电子静止系（ERF）S’观察RICS， 电子在圆轨道上运动。量子化能 级 E (n 1 / 2) B 。 S’系中,入射光子和电子的碰撞总是 对头碰。
~1011 km γ>>1
~108 km γ~1000
然而，同步辐射(和逆康普顿散射)机制面临困难， 与观测矛盾。 例如： 1. 关于伽玛射线谱。为何观测的伽玛射线谱总是 折断的幂律形谱？Stern & Poutanen 2004, MNRAS 2. 特别是, 其中有‘死线问题’。即伽玛射线谱低 能部分的谱指数问题。Preece 1998, 2000, ApJ; Lloyd-Ronning
即不只产生 ray光子, 还能跑出来(即可以解决‘致密性’ 难题).
iv). 它产生的 ray辐射应当是偏振的， 用以说明观测；
v). 可以容易地复制出观测到的折断的非 热幂律谱，且不求助于复杂的假定； vi). 最后，它能够解释Amati relation的 iso 2 E 物理本质，容易由它导出统计关系 peak

因此，若周边有足够多能共振吸收的光子（即满足匹配条件）， 电子会很快耗尽能量变成辐射。
根据：两部分物理性质很不同，出现的频段也不同。见上述 s （严格论证了：强磁场中，共振部分远比非共振部分重要）
许多学者对此工作有贡献，Herold,Dermer, Daughty & Harding, Gonither, 乔国俊，夏晓阳，吴 鑫基，邓劲松等。 我们的贡献： 1. 把强磁场逆康普顿散射分解，共振和非共振便)散射截面与 频率的关系,
细说：先说非共振的逆康普顿散射 如果 i B ，非共振散射和普通的，没有磁场时 的逆康普顿散射其实无区别。因为此时严格的QED nres 理论给出的散射截面 s T 。
' i B
& Petrosian 2000, ApJ
同步机制要求：低能谱(即上升谱部分)很平。 谱指数必须满足条件 1 3 (或光子谱指数 2 3 )。 而观测谱指数常常明显大于1/3，很陡！！！
观测中GRB的 rays能谱(Schaefer et al. 1992, ApJ)
3. 观测到偏振(Willis et al. 2005 A&A; Coburn & Boggs, 2003, Nat, 423, 415;
Kalemci et al, 2007; ApJ)
GRB 021206: 伽玛光子的线偏振度高达(8020)% ？
2 4. Amati 关系: Eiso peak (Amati, 2006, MNRAS, 372, 233; 2002, A&A,
390, 81; Yonetoku et al., 2004, ApJ, 609, 935; Sakamoto et al., 2004, ApJ, 602, 875)