【摘 要】
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星系际磁场（IGMF）的确定有助于理解宇宙大尺度结构和星系磁场的起源。星系和星系团在μG范围内的磁场是通过法拉第旋转得到的。原则上,人们可以通过来自河外Te V源在星系际空间的传播中所产生的级联辐射估计IGMF,这些源包括耀变体、一些射电星系和星爆星系等。来自河外源的Te V光子在星系际空间的传播中可与河外背景光（EBL）相互作用,产生次级的正负电子对,这些对在CMB中通过同步辐射和逆康普顿（IC
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星系际磁场（IGMF）的确定有助于理解宇宙大尺度结构和星系磁场的起源。星系和星系团在μG范围内的磁场是通过法拉第旋转得到的。原则上,人们可以通过来自河外Te V源在星系际空间的传播中所产生的级联辐射估计IGMF,这些源包括耀变体、一些射电星系和星爆星系等。来自河外源的Te V光子在星系际空间的传播中可与河外背景光（EBL）相互作用,产生次级的正负电子对,这些对在CMB中通过同步辐射和逆康普顿（IC）散射损失其能量并产生光子,这些光子可进一步与EBL相互作用,产生第二代正负电子对,形成对级联过程。由于星系际磁场的存在,它会使级联正负电子对的传播路径发生偏转,进而将改变其次级辐射的性质,造成一些可观测的效应,如时间延迟和扩展晕,这些观测效应可以用来推断IGMF强度的范围。随着Fermi望远镜的开始运行,在理解耀变体活动方面取得了重大进展,Fermi-LAT在0.1-10 Ge V能段和地面伽马射线望远镜（HESS、MAGIC和VERITAS）在100 Ge V-10 Te V能段的组合数据,可以为我们提供了详细的同步光谱和时间信息。在本论文中,首先在第一章介绍了活动星系核（AGN）和耀变体（blazar）的一些基础知识,包括AGN的统一模型和分类以及耀变体分类、观测特征、能谱、光变和偏振,也简单介绍了喷流中粒子的加速机制以及耀变体的辐射机制（在这部分,着重介绍了同步辐射、逆康普顿散射以及同步自康普顿模型）;在第二章中,本论文介绍了星系际磁场的有关背景以及人们在以往常用的一些有关磁场的限制方法,并且介绍了粒子在星系际磁场中传播时的电磁级联以及相关计算;在论文的第三章介绍了本论文所作的工作,并在第四章对结果进行了讨论。在本论文中,我使用了Elmag程序,它是一种蒙特卡罗程序,用于模拟由高能光子和电子与河外背景光（EBL）相互作用引发的电磁级联。在模拟过程中,考虑了相关的物理过程,如电子-正电子对的产生、带电粒子的逆康普顿散射和同步辐射损失,利用小角度近似处理星系际磁场对正负电子对的角度偏转和相关的时滞。基于Elmag代码,我模拟了三个Te V源:1ES 1218+304、1ES 0229+200和Mrk 501在不同的IGMF情景下的电磁级联,并定量地研究磁场对到达光子的光谱和角分布的影响。我利用Fermi-LAT和VERITAS、HESS观测到的相关数据,得到了在相干长度为1 Mpc时IGMF的强度范围:在红移z=0.034处,预测的磁场强度范围为10-16-10-14G;在红移z=0.14处,预测的磁场强度范围为10-17-10-14G;在红移z=0.182处,预测的磁场强度范围为10-16-10-14G。由于EBL的模型选择和光谱形状的变化,该范围应被视为一个数量级的估计。
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