Status of the Milagro Gamma Ray Observatory
米拉格罗伽马射线天文台是世界上第一个大面积的水切伦科夫探测器，能够以TeV的能量连续监测天空。Milagro位于新墨西哥州北部，将在~250 GeV和50 TeV之间的能量下对北半球进行全天观测。凭借高占空比、大探测器面积（~5000平方米）和宽视场（~1 sr），Milagro能够独特地搜索高能伽马射线发射的瞬态和直流源。Milagro自1999年2月开始运营。将讨论米拉格罗天文台的现状和初步成果。
1999-06-24 astro-ph
Search for TeV Emission at the Location of Milagro Sky Survey Hot Spot Using the Whipple Gamma-Ray Telescope
最近来自Milagro合作的一份报告包括使用Milagro一年的数据创建的全天空地图（Crab类光谱的峰值灵敏度为3-4 TeV）。这张地图上有一个不明的多余物，比螃蟹还要亮，是地图上第二亮的地方。热点在EGRET未识别源3EG J 0520 +2556的错误框内。在这两个位置或其附近，惠普尔望远镜都没有探测到强烈而稳定的辐射。在Milagro热点和EGRET UnID位置的Whipple观测的95%置信水平通量上限分别为0.09 Crab和0.14 Crab。
2003-05-29 astro-ph
Recent results from the Milagro TeV gamma-ray observatory
Milagro是一个伽马射线观测站，采用水切伦科夫探测器观测高能粒子撞击地球大气层产生的大范围空气簇射。我们讨论的TeV γ射线从银河系平面的第一个检测和报告的检测扩展TeV源符合EGRET源3EG J 0520 +2556，和观测TeV的排放从天鹅座地区的银河系。我们还总结了我们的搜索从卫星触发的伽马射线暴（GRB）的甚高能量（VHE）的排放的状态，并讨论了下一代水切伦科夫探测器的计划。
2005-05-16 astro-ph
Detection of TeV Gamma-Rays from extended sources with Milagro
米拉格罗伽马射线观测站使用水切伦科夫探测器观测高能粒子撞击地球大气层产生的大范围空气簇射。一个4800米的$^{2}$池塘装有723个8”光电倍增管，检测二次空气簇射粒子产生的切伦科夫光。最近在中央水池探测器周围增加了一个175个4000升水箱的阵列，将Milagro天文台的物理面积扩大到40，000米$^{2}$，并大大提高了探测器的灵敏度。由于其宽视场和高占空比，Milagro是在100 GeV至100 TeV能量范围内几乎连续监测北方天空的理想选择（$>$ $>$ 90%占空比）。在这里，我们讨论的第一次检测TeV伽马射线从内银河平面区域。我们还报告了与EGRET源3EG J0520+2556相一致的扩展TeV源的探测，以及从银河平面的天鹅座区域观测到的扩展TeV发射。
2005-03-10 astro-ph
Search for Very High Energy Emission from Satellite-triggered GRBs with the Milagro Observatory
米拉格罗伽马射线天文台使用水切伦科夫探测器观测高能粒子在地球大气层中相互作用产生的大范围空气簇射。Milagro具有宽视场（2 sr）和高占空比（> 90%），使其成为北半球100 GeV至100 TeV能量范围内理想的全天监视器。自2000年1月以来，在米拉格罗的视野中发生了45次以上的卫星触发的伽马射线暴，随着雨燕的发射，伽马射线暴的发生率显著增加。我们讨论了最近的结果，寻找非常高的能量（VHE）从这些伽玛暴的排放。
2005-07-05 astro-ph
Search for Gamma Ray Emission from Galactic Plane with Milagro
大部分银河伽马射线是由宇宙射线与物质或辐射场相互作用产生的。这导致漫射辐射集中在银道面，那里的宇宙射线通量和物质（主要是原子、分子和电离氢）密度很高。产生伽马射线的相互作用包括，除其他外，在spiritual反应中产生的π ^{0}的衰变。从飞机的伽马辐射确实已被检测到的能量范围高达30 GeV。在1 GeV以上，观测到的强度明显高于简单模型的预期，这可能意味着TeV区域的增强。米拉格罗是一个大口径的水切伦科夫探测器，用于探测大范围的空气簇射，它在TeV能量下的观测是从头顶天空中两个以上球面度的立体角进行的。在米拉格罗内星系的20 < l < 100和|b| < 5度的区域中观测到了一个过剩，其显著性为2.3 × 10^{-4}，使用的数据来自2000-2001年，我们将其归因于TeV能量下弥散发射的第一个证据。米拉格罗外星系140 < l < 220和|b| < 5度的辐射与宇宙射线背景辐射并不矛盾。
2003-01-25 astro-ph
Observation of TeV Gamma Rays from the Crab Nebula with Milagro Using a New Background Rejection Technique
TeV伽马射线天文学的最新进展主要是由于能够区分伽马射线和强子宇宙射线产生的广泛空气簇射。在过去的几十年里，切伦科夫望远镜已经发展和完善了“成像”技术。然而，到目前为止，还没有一种背景抑制方法成功地用于空气簇射阵列来检测TeV伽马射线源。我们报告的方法来区分强子空气簇射电磁空气簇射在米拉格罗伽马射线天文台的基础上，在一个广泛的空气簇射中检测高能粒子的能力。该技术用于探测蟹状星云的TeV辐射。来自蟹状星云的通量估计为2.68（+-0.42stat +- 1.4sys）x10^{-7}（E/1 TeV）^{-2.59} m^{-2} s^{-1} TeV^{-1}，其中光谱指数假设为HEGRA协作组给出的。
2003-05-16 astro-ph
TeV Gamma-Ray Survey of the Northern Hemisphere Sky Using the Milagro Observatory
Milagro是一个水切伦科夫广泛的空气簇射阵列，在TeV能量带连续监测整个头顶天空。提供了对$\sim$ 3年数据（2000年12月至2003年11月）的分析结果。这些数据已被搜索的稳定点源的TeV伽马射线之间的1.1度和80度的倾角。发现了两个来源，蟹状星云和活动星系Mrk 421。对于北半球的其余部分，我们设定95% C. L。对于5度和70度之间的源倾角，高于1 TeV的上限在275和600 mCrab之间（4.8-10.5 $\times 10^{-12}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$）。由于Milagro的灵敏度取决于大气顶部的源的光谱，因此给出了候选源的光谱上的限制的依赖性。由于来自河外源的高能γ射线通过与河外背景光的相互作用而被吸收，因此给出了通量极限对候选源红移的依赖关系。这里提出的上限是一个数量级更严格的比以前公布的限制TeV伽马射线全天巡天。
2004-03-03 astro-ph
Limits on Very High Energy Emission from Gamma-Ray Bursts with the Milagro Observatory
米拉格罗望远镜通过连续的极高能量宽视场观测，监测北半球天空100 GeV至100 TeV的瞬态辐射。Milagro的大有效面积和~100 GeV的能量阈值使其能够探测非常高能量（VHE）伽马射线暴发射，其灵敏度比以前的仪器高得多，并且在VHE能量下的通量灵敏度与keV至MeV能量的专用伽马射线暴卫星相当。即使在没有一个积极的检测，VHE观测可以放置重要的限制伽马射线暴（GRB）的祖先和发射模型。我们目前的VHE通量的限制40 s - 3 h持续时间瞬变附近的地球，以及已被校正的γ射线吸收的河外背景光和宇宙学效应的灵敏度分布。的灵敏度分布表明，典型的固有VHE注量的GRB是类似或弱于千电子伏- MeV的排放，我们演示了如何使用这些灵敏度分布的绝对VHE亮度的伽马射线暴任何GRB排放和祖模型的观测约束。
2004-02-06 astro-ph
Search for relic neutralinos with Milagro
中性伴子是最轻的稳定超对称粒子，是天文学上失踪的“暗物质“的强有力的理论候选者。根据它们的湮灭截面，被困在大质量物体周围轨道上的宇宙早期形成的残余中性伴子目前可能正在以可测量的速度湮灭。标准模型的最小超对称扩展预测，从湮灭模式中出现的伽马射线将给出一个明显的单色信号，能量在100 GeV和10 TeV之间，取决于中性伴子的质量。在非光子湮灭模式中产生的二次谐波的衰减将产生额外的光子“连续”光谱信号。Milagro是一个空气簇射阵列，使用水切伦科夫技术，能够探测来自太阳方向的TeV伽马射线，角分辨率小于一度。这是第一台能够确定太阳附近中性伴子湮灭产生的伽马射线通量极限的仪器。本文介绍了米拉格罗γ射线天文台对中性伴子到光子湮灭的研究结果。
2003-05-05 astro-ph
Status of the Milagro Gamma Ray Observatory
米拉格罗伽马射线天文台位于新墨西哥州杰梅兹山脉海拔8,600英尺处，是世界上第一个大面积水切伦科夫探测器，能够连续监测整个天空的TeV伽马射线源。它是唯一能够搜索VHE伽马射线的瞬态源。探测器的核心是一个60米x 80米x 8米的水池，装有723个光电倍增管，分两层部署。这部分探测器已经完成，并从2000年1月开始连续运行。包括寻找伽马射线源在内的初步研究正在进行中，目前已有初步结果。目前正在进行最后阶段的施工。我们正在池塘周围40，000平方米的区域内部署170个辅助“支腿”水切伦科夫探测器，这将显著增强我们拒绝背景的能力，并更准确地重建伽马射线的方向和能量。此外，我们正在通过使用自定义处理来降低检测器的能量阈值，以实现实时智能触发。较低的能量阈值将显着增加我们对伽马射线源的灵敏度，特别是对宇宙起源的源，例如伽玛暴，其中较高能量的伽马射线由于与银河系际红外光的相互作用而具有相当大的衰减。
2001-10-23 astro-ph
Milagro Constraints on Very High Energy Emission from Short Duration Gamma-Ray Bursts
最近，雨燕和HETE卫星对短而硬的伽马射线暴（GRB）的快速定位，导致了对第一次余辉的观测和对这种类型暴的第一次红移的测量。探测到大于100 GeV的对应物将对GRB机制产生强大的限制。2000年1月至2006年12月期间，在米拉格罗伽马射线观测站的视野内发生了17次由卫星探测到的短持续时间（< 5 s）伽马射线暴。我们已经搜索了Milagro的数据，以寻找这些GRB的>100 GeV对应物，并没有发现与这些爆发相关的显着发射。由于高能伽马射线被河外背景光（EBL）吸收，因此只能在红移小于~0.5时探测到。虽然大多数长持续时间的伽玛暴发生在红移高于0.5，相反的是被认为是正确的短伽玛暴。因此，检测到的VHE信号的缺乏允许设置有意义的注量限制。样本中的一个伽玛暴（050509 b）可能与一个红移为0.225的星系有关，而另一个（051103）则暂时与附近的星系M81有关。对于EBL吸收，可以使用已知的测量红移，或者计算红移为0.1和0.5以及z=0的情况下的相应吸收来校正通量限制。
2007-05-10 astro-ph
TeV Gamma-Ray Sources from a Survey of the Galactic Plane with Milagro
银河伽玛射线源的调查，在一个中位数的能量为20 TeV已进行使用米拉格罗伽玛射线天文台。在银河系经度$l\in[30^\circ,220^\circ]$和纬度$b\in[-10^\circ,10^\circ]$区域探测到8个具有试验前显著性$>4.5σ$的TeV发射候选源。其中四个来源，包括蟹状星云和最近发表的MGRO J2019+37，在考虑了搜索3800平方度区域所涉及的试验后，观察到了具有重要意义的$>4σ$。所有这四个源也与EGRET源重合。两个较低意义的源与EGRET源一致，其中一个源是Geminga。另外两个候选人在银河系的天鹅座地区。几个来源似乎是空间延伸。在20 TeV的源的通量范围从~25%的螃蟹通量几乎一样明亮的螃蟹。
2007-05-04 astro-ph
Milagro Search for VHE Emission from GRBs in the Swift Era
自2004年底发射以来，斯威夫特一直以每年$\sim$ 100次的速度定位伽马射线暴（GRB）。许多波长的快速定位和跟踪提供了新的见解，揭示了新的和意想不到的现象，如明亮的X射线耀斑。甚高能量（VHE）发射（$>$ 100 GeV）的预测由几个模型。在这里，我们提出的VHE排放的搜索结果，从最近的伽玛暴属于米拉格罗的视野。
2006-11-14 astro-ph
Gamma Ray Astronomy With IceCube
我们证明了南极中微子天文台IceCube可以在南部天空的大部分区域连续探测多TeV伽马射线。虽然不如指向大气的切伦科夫望远镜灵敏，但IceCube可以大致匹配Milagro的灵敏度。此外，IceCube是对Milagro的补充，因为它将不间断地观察南部天空中相对研究较少的部分。冰立方作为伽马射线观测站必须记录的信息只是下行μ子的方向和可能的能量。
2003-05-13 astro-ph
Constraints on Very High Energy gamma-ray emission from Gamma-Ray Bursts
米拉格罗伽马射线天文台使用水切伦科夫探测器观测高能粒子在地球大气层中相互作用产生的大范围空气簇射。Milagro具有宽视场和高占空比，在100 GeV至100 TeV的能量范围内几乎连续监测北方天空。因此，米拉格罗是唯一能够在瞬发阶段从伽马射线暴（GRB）中寻找非常高能量发射的。探测到大于100 GeV的对应物将对GRB机制产生强大的限制。2000年1月至2001年12月期间，米拉格罗的视野内发生了25次卫星触发的伽玛暴。我们已经寻找了这些伽玛暴的对应物，并没有发现任何一个爆发位置有明显的辐射。由于高能伽马射线被河外背景光吸收，预计只有在红移小于~0.5的情况下才有可能探测到。其中三个伽玛暴已经测量到了红移。GRB 010921的红移足够低（0.45），允许对注量的上限对潜在的GRB模型进行观测约束。
2005-03-11 astro-ph
A Measurement of the Spatial Distribution of Diffuse TeV Gamma Ray Emission from the Galactic Plane with Milagro
宇宙射线粒子与银河系中的物质和辐射相互作用产生的弥漫性$γ$射线辐射可以用来探测银河系不同区域的宇宙射线分布及其来源。米拉格罗伽马射线天文台视野大，观测时间长，是观测北半球大面积天空和探测极高能量的扩散$γ$射线发射的理想仪器。在这里，在TeV的能量范围内的扩散$γ$射线发射的空间分布和通量的中位能量为15 TeV的银河系的行星之间的30 $^\circ$和110 $^\circ$和136 $^\circ$和216 $^\circ$和银河系的纬度之间的-10 $^\circ$和10 $^\circ$被确定。除了天鹅座区域（$l\in[65^\circ,85^\circ]$）外，测量的通量与GALPROP模型的预测一致。对于天鹅座区域，通量是预测值的两倍。这种过剩可以用活跃的宇宙射线源的存在来解释，这些宇宙射线源加速了强子，强子与局部致密的星际介质相互作用，并通过π衰变产生伽马射线。
2008-08-19 astro-ph
Muons enhancements at sea level in association with Swift-BAT and MILAGRO triggers
最近，Swift-BAT伽马射线暴（GRB）探测器报告了在高本底率间期发生的触发事件。其中，1月24日两起，1月25日两起，2月13日两起，18日两起，均为2008年。在大多数情况下，这些Swift-BAT触发器可能是在Swift进入南大西洋异常（SAA）时发生的噪音触发器。事实上，我们表明，它们发生在SAA中大量高能粒子的沉淀过程中，在SAA区域内的海平面上的两台定向望远镜检测到大气中的μ子（Tupi实验）。它们看起来像μ子计数率的尖峰。在同一类别中，MILAGRO地面探测器分别于2008年1月25日和31日触发了两次。此外，触发坐标接近（在两种情况下，在望远镜的视野内）。通过对μ子计数率的进一步分析，可以得出结论，这些事件是由SAA区域的高能带电粒子沉淀产生的。因此，由于它的局限性，Tupi实验构成了一个新的传感器的高能量粒子沉淀在SAA，它可以在识别某些触发器的伽马射线暴探测器。
2008-02-26 astro-ph
Evidence for TeV Gamma-Ray Emission from the Galactic Plane
在银河系赤道的一个窄带中，伽马射线的辐射以前曾被探测到高达30 GeV。我们报告的证据TeV伽马射线信号从银河系飞机的Milagro，一个大的视野水切伦科夫探测器广泛的空气淋浴。在银河经度40至100度之间、纬度|b| < 5度的区域观察到了显著性为4.5个标准差的过量。在EGRET-Milagro能量范围内，假设一个简单的幂律谱，没有截止，测得的积分通量为phi（>3.5TeV）=（6.4 +/- 1.4 +/- 2.1）10^{-11} cm^{-2}s^{-1} str^{-1}。这个通量是一致的外推EGRET光谱之间的1和30 GeV在这个银河系区域。
2005-08-27 astro-ph
Contribution of unresolved point sources to the galactic diffuse emission
HESS大气切伦科夫望远镜探测到来自银道面的15个新光源，这使得估计像HESS探测到的那些未分辨点源对EGRET测量到的弥散银河辐射以及最近由米拉格罗合作组织测量到的更高能量的弥散银河辐射的贡献成为可能。假设HESS源具有相同的固有光度，这个新的源人口的贡献可以占大部分的米拉格罗$γ$射线发射TeV的能量和10%至20%之间的EGRET弥漫银河$γ$射线发射的能量大于10 GeV。此外，通过结合HESS和Milagro的结果，可以限制银河系中伽马射线发射体的分布和光度。
2006-09-12 astro-ph
The diffuse neutrino flux from the inner Galaxy: constraints from very high energy gamma-ray observations
最近，MILAGRO合作报告了从靠近银河系内部的银河系盘区域探测到弥散的多TeV辐射。发射量超过了传统宇宙射线传播模型的预测，这些模型被调整以再现当地观测到的宇宙射线的光谱。通过假设MILAGRO探测到的过量中微子是强子起源的，并且它代表了整个银河系内部区域，我们估计了来自银河系圆盘坐标为$-40^{\circ} < l < 40^{\circ}$的区域的中微子的预期扩散通量。我们的估计必须被认为是与所有可用的伽马射线数据兼容的最大预期中微子通量，因为对观测到的伽马射线发射的任何轻子贡献都会降低中微子通量。中微子的扩散通量，如果接近最大允许水平，可能会被位于北半球的公里级$^3$探测器探测到。探测将明确地揭示弥散伽马射线发射的强子起源。
2008-06-15 astro-ph
Search for Cygnus Arm Diffuse TeV Gamma Ray Emission with the Whipple 10m Telescope
惠普尔10米大气切伦科夫望远镜对天鹅臂区域进行了观测。最近米拉格罗实验报告称，该区域包含一个中心位于RA=308和Dec=42的弥散TeV伽马射线源。我们报告的上限（使用惠普尔10米望远镜）在2004年秋季观测季节集中在RA=310和Dec=42.65。
2005-07-19 astro-ph
Muon Detection of TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts
由于星载仪器的尺寸有限，不可能观测到能量超过GeV的伽马射线暴的通量。本文指出，通过探测γ射线在地球大气中的秒级产生的μ介子，可以探测TeV能量以上的γ射线暴辐射。最近启用的地下探测器（AMANDA、贝加尔湖探测器和MILAGRO）使观测成为可能，这些探测器结合了几百GeV或更小的低μ子阈值和10^3 m^2或更大的有效面积。这些观测不仅将为伽玛暴的起源和特征提供新的认识，而且还将提供有关漫射红外背景的定量信息。
1999-02-02 astro-ph
Discovery of TeV Gamma-Ray Emission from the Cygnus Region of the Galaxy
宇宙射线粒子与银河系中的物质和辐射相互作用产生的弥散伽马辐射是研究宇宙射线起源的少数探测器之一。Milagro是一个水切伦科夫探测器，可以连续观察整个头顶天空。大视场加上长时间的观测使米拉格罗成为研究大的、低表面亮度源（如宇宙辐射与星际物质相互作用产生的漫射伽马辐射）的最灵敏的仪器。在本文中，我们提出的空间和流量测量TeV的γ射线发射的天鹅座地区。TeV图像显示了至少一个新的源MGRO J2019+37以及与该区域物质密度的相关性，正如宇宙射线质子相互作用所预期的那样。然而，在天鹅座区域（排除MGRO J2019+37之后）测量的~12 TeV的TeV伽马射线通量超过了宇宙射线产生和传播的传统模型预测的通量。这一观测结果表明，该地区存在硬谱宇宙射线源和/或其他TeV伽马射线源。
2006-11-21 astro-ph
The diffuse GeV-TeV $γ$-ray emission of the Cygnus region
最近，米拉格罗实验在天鹅座区域观测到弥散的多TeV伽马射线发射，这比银河宇宙线模型预测的要强得多。然而，EGRET的亚GeV观测结果并没有超过基于同一模型的预测。这种TeV的过量意味着可能有高能宇宙射线存在于比地球上观测到的光谱更硬的区域。在工作中，我们详细研究了这种理论推测。我们发现，一个具有功率指数$α_p\lesssim 2.3$的扩散质子源，或一个具有功率指数$α_e\lesssim2.6$的扩散电子源可以重现Milagro的观测，而不与EGRET数据相冲突。对中微子的进一步探测，强子模型的诊断，以及硬X射线同步辐射，轻子模型的诊断，有助于打破这种简并性。结合费米几百GeV的γ射线观测，我们将能够更好地理解天鹅座区域的漫发射机制。
2009-02-06 astro-ph
Diffuse Gamma Rays from the Galactic Plane: Probing the "GeV Excess" and Identifying the "TeV Excess"
π衰变γ射线长期以来被认为是强子宇宙射线及其与星际介质相互作用的独特特征。我们提出了一个模型独立的方式约束这个信号与银河平面的观测弥漫伽马射线。我们结合EGRET仪器在GeV的能量和Milagro Cherenkov探测器在TeV的能量上限从KASCADE和CASA-MIA地面阵列在PeV的能量。这样一个长的“杠杆臂”，跨越至少六个数量级的能量，揭示了“TeV过剩”的弥漫银河平面伽马射线谱。虽然这种过剩的起源是未知的，但它可能意味着TeV中微子通量的增强，显着改善了它们的检测前景。我们发现，未解决的点源是一个可能的来源TeV过剩。事实上，在米拉格罗区域的不明EGRET源的光谱必须在~10 GeV和~1 TeV之间突破，以避免强烈超过米拉格罗测量;这可能对宇宙射线加速有重要意义。最后，我们用我们的方法来检查最近的建议，暗物质湮灭可能占所观察到的过量的银河系弥漫的伽玛射线检测EGRET在能量超过1 GeV。在我们的模型独立的方法，目前的数据不能排除这种可能性，但我们指出如何长的“杠杆臂”可以用来约束的π-γ射线分量，从而限制“GeV过剩”及其可能的来源。像HESS和MAGIC这样的实验，以及即将到来的VERITAS和GLAST，应该能够最终解开银河伽马射线的主要来源。
2006-03-22 astro-ph hep-ph nucl-th
TeV Gamma-Ray Astrophysics
TeV伽马射线天体物理学的窗口是在不到二十年前打开的，当时蟹状星云首次被发现。经过几年的发展，HESS、MAGIC或VERITAS等成像大气切伦科夫望远镜所使用的技术现在可以在TeV范围内进行敏感的观测。像Milagro这样的水切伦科夫仪器也在多年的集成时间后提供了第一个结果。不同类型的河外和银河系源已经被探测到，显示出各种有趣的现象，这些现象正在推动甚高能量伽马射线天体物理学的理论。在这里，我回顾了一些最有趣的结果到现在为止，特别强调在该领域的X射线/伽马射线双星。
2008-01-18 astro-ph
Evidence for new unidentified TeV gamma-ray sources from angularly-correlated hot-spots observed by independent TeV gamma-ray sky surveys
我们已经研究了北天TeV伽马射线调查的米拉格罗天文台和西藏阵列的类似调查之间的统计“热点”的方向互相关。我们发现这些热点的方向在两次调查之间对于大角度分离（Δ θ> 4度）是角度不相关的，但是对于Δ θ < 1.5度，热点方向之间似乎存在统计学上显著的相关性。独立的模拟表明，出现这种相关性的几率约为10^-4，这意味着在这些方向上存在一个或多个以前未观测到的TeV伽马射线源。数据集与点状源或扩散源一致，范围为1 - 2度。
2004-08-31 astro-ph
The Gamma Ray Burst Rate at High Photon Energies
一些伽马射线暴（GRB）光谱表现出高能量的尾巴，在18 GeV的最高光子能量检测。高能尾的光谱斜率在nuF_nu中足够平坦，可以考虑在更高能量下探测到它们的可能性。我们计算有多少爆发可以合理地预期以上的能量阈值的宇宙学分布的爆发满足所观察到的视亮度分布。关键的一点是，在星系际扩散辐射场中，伽马射线对产生的吸收消除了来自伽马射线视界τ ~ 1之外的爆发，从而大大减少了高能爆发的数量。我们的研究结果是一致的，在100 GeV到100 TeV的能量范围内，目前的实验中未检测到的爆发。对于地球上的探测器阵列MILAGRO，我们预测的最大GRB率约为每年10个事件。惠普尔天文台在有利的条件下，每年可以探测到约1次事件。HEGRA阵列的事件发生率约为每年0.01起。探测到更高速率的爆发将严重挑战宇宙学上的爆发假设。
1996-05-17 astro-ph
Constraining the IMF using TeV gamma ray absorption
来自遥远源的~TeV能量的伽马射线由于~1微米EBL光子的成对产生而遭受衰减。我们可以利用这一过程来间接测量EBL和约束星系形成的模型。在这里，使用星系形成的半分析模型，我们研究了如何将伽马射线吸收用作恒星初始质量函数（IMF）的间接探测，尽管尘埃建模存在简并性。我们指出，随着新一代伽马射线望远镜，包括STACEE，MAGIC，HESS，VERITAS和Milagro，我们应该很快就拥有了丰富的新数据和探索IMF性质的新方法。
1998-12-20 astro-ph
Dissecting the Cygnus Region with TeV Gamma Rays and Neutrinos
最近Milagro对天鹅座地区的观测显示，扩散的TeV伽马射线发射和明亮且扩展的TeV源MGRO J2019+37似乎在其他波长处缺乏明显的对应物。对这个奇怪物体的进一步研究也有望提供有关银河系最活跃环境之一的重要线索。我们通过以下三种攻击方式指出了一些主要的事实。首先，为了深入了解这个神秘的来源，我们考虑它与天鹅座地区和银河系其他地区的已知物体的关系。其次，我们发现一个简单的强子模型可以很容易地容纳米拉格罗的通量测量（这是在一个单一的能量），以及其他现有的观测跨越近七个数量级的伽马射线能量。第三，由于强子伽马射线谱需要伴随TeV中微子通量，我们表明冰立方观测可能提供银河宇宙射线加速器的第一个直接证据。
2007-04-10 astro-ph hep-ph nucl-th
Status of Very High Energy gamma-ray Astronomy as of early 2008
利用新一代成像望远镜，特别是通过H.E.S.S.进行的银道面巡天，在甚高能伽马射线波段获得的数据，MAGIC和最近VERITAS的低阈值观测揭示了数十个银河系和河外源，提供了关于我们宇宙中各种高能加速点的丰富信息。此外，水切伦科夫仪器Milagro在经过七年的数据集成后提供了几个扩展源。这些结果的概述，重点放在一些最近的亮点。
2008-08-21 astro-ph
No Evidence for Gamma-Ray Burst/Abell Cluster or Gamma- Ray Burst/Radio-Quiet Quasar Correlations
我们研究了最近的说法，宇宙伽马射线暴与无线电安静类星体或阿贝尔集群。这些关联是基于编目类星体或阿贝尔星团之间的位置重合，以及从BATSE 3B伽马射线暴目录中选择的事件。我们使用第三星际网络获得的更大样本的位置更准确的伽马射线暴来重新评估这些可能的关联。我们也找不到任何证据。
1998-11-28 astro-ph
Gamma Ray Astronomy with Muons
虽然伽马射线簇射是μ子贫乏的，但它们仍然产生大量的μ子，足以使GeV和TeV望远镜观察到的源也可以观察到μ子。对于具有硬伽马射线谱的源，与来自核子原色的μ子相比，来自伽马射线原色的μ子相对“增强”。所有高于光生阈值的簇射伽马射线都对μ子$N_μ$的数量有贡献，因此μ子的数量与初级伽马射线能量成比例。由于γ射线能量比μ子能量高50倍，γ射线产生μ子的概率约为1%，μ子探测器的探测效率只要有效面积大$10^4$，就可以与GeV卫星探测器相媲美。μ子必须有足够的能量来足够准确地重建其方向以进行天文学研究。相对较浅的中微子探测器，如AMANDA和贝加尔湖，以及伽马射线探测器，如MILAGRO，都能满足这些条件。另一方面，来自伽马射线原色的TeV μ子是罕见的，因为它们只由更高能量的伽马射线产生，其通量被源处通量的减少和星际光的吸收所抑制。我们表明，有一个窗口的机会μ子天文学与AMANDA，贝加尔湖和MILAGRO探测器。
1996-08-29 astro-ph hep-ph
Instrumented Water Tanks can Improve Air Shower Detector Sensitivity
以前的工作已经表明，水切伦科夫探测器具有优越的灵敏度的闪烁计数器，适用于检测广泛的空气淋浴（EAS）。这在很大程度上是由于它们对EAS光子的灵敏度要高得多，EAS光子的数量是EAS电子的五倍以上。大面积水切伦科夫探测器可以相对便宜地构建和可靠地操作。一个稀疏的探测器阵列已经设计使用这些类型的探测器，大大增加了米拉格罗伽马射线天文台收集EAS信息的区域。将介绍从该阵列获得的对Milagro探测器性能特性和灵敏度的改进以及目前安装在Milagro探测器附近的原型阵列的初步结果。
1999-07-15 astro-ph
Pair Production Absorption Troughs in Gamma-Ray Burst Spectra: A Potential Distance Discriminator
对于伽马射线暴，无论它们是起源于银河系还是宇宙学，最近都推断出具有大洛伦兹因子的相对论体运动。这一结论的结果从计算内部对生产的透明度爆发，通常假设一个无限的幂律源谱为简单起见，一个近似，这是相当足够的EGRET检测到的一些突发。然而，对于给定的体洛伦兹因子\teq T，在这种计算中，EGRET范围以上的光子可能与亚MeV光子相互作用。因此，必须准确地解决BATSE所看到的爆发中的光谱曲率。在本文中，我们提出的主要性质引起的光子光子不透明度的考虑，这种光谱曲率。所观察到的光谱断裂约1兆电子伏原来是无关的宇宙爆发的不透明性，但至关重要的估计源的透明度在1 GeV - 1 TeV范围内的源位于星系晕。我们发现，宽吸收槽可以出现在这些能量适当的体运动参数\teq Γ。这样的波谷很可能是星系晕群的明确标志，如果通过惠普尔、MILAGRO和GLAST等实验观测到，将提供强有力的证据，证明这样的爆发并不在宇宙学距离上。
1997-04-10 astro-ph
Swift Pointing and Gravitational-Wave Bursts from Gamma-Ray Burst Events
目前公认的伽马射线暴现象模型涉及到一个快速旋转的太阳质量黑洞的剧烈形成。引力波应该与黑洞的形成有关，它们的探测将使这个模型得到检验。即使是与伽玛射线暴相关的引力波强度的上限也会限制伽马射线暴模型。这就需要用引力和伽马射线探测器联合观测伽马射线暴事件。在这里，我们研究如何的质量上限的引力波强度与伽马射线暴依赖于伽玛射线暴和引力波探测器的相对方向，并将我们的结果应用到斯威夫特暴警报望远镜（BAT）和LIGO引力波探测器的特定情况。这项调查的结果是一个基于科学的“优值”，可与其他任务限制一起用于优化斯威夫特望远镜的指向，以探测与伽马射线暴有关的引力波。
2003-04-23 astro-ph
Cluster of Gamma-ray Bursts - Image of a Source. Catalog of Clusters (Sources) of Gamma-ray Bursts
本文考虑了伽马射线暴簇，它被假定为重复的伽马射线暴（GRB）源的图像。结果表明，宇宙伽马射线暴源（GBS）的定域性是由伽玛暴团决定的。以截至2000年年中的BATSE数据为基础编制的星表中列出了近100个候选源。一个星团的伽马射线暴（从5到13）显示出一个源，但它们的位置并不重合。星表中包含了有关GRB源的基本信息，为研究GBS的性质及其鉴别提供了可能。星系团中伽玛暴的诞生使得我们可以预测伽玛暴在时间和空间上的出现。最一般的属性假设伽玛射线暴源进行了讨论。尝试编制第一个伽玛暴源表。
2001-11-01 astro-ph
Quasars, Gamma Ray Bursters and BL Lacertids
新的观测表明，高红移类星体可以通过与附近吸收云的相互作用而变成伽马射线暴和BL Lacertids。
2006-10-26 astro-ph
Gamma-ray burst interaction with dense interstellar medium
研究了宇宙伽马射线暴辐射与宿主星系致密星际介质的相互作用。在二维近似下研究了不同初始星系物质密度分布和不同伽马射线暴总能量条件下，伽马射线暴驱动下星际介质的气体动力学运动.星际介质的最大运动速度为$1.8\cdot10^4$ km/s。计算了密度不均匀、伽马射线暴总能量分布不均匀和不同视角下伽马射线暴余辉的光变曲线。考虑到硬光子（软X射线、硬紫外）到软紫外和光学光子的转换，建立了伽马射线暴余辉的光谱模型。
2004-10-07 astro-ph
The Gamma--Ray Burst catalog obtained with the Gamma Ray Burst Monitor aboard BeppoSAX
本文报道了BeppoSAX卫星上的伽马射线暴监测仪探测到的伽玛射线暴目录。它包括1082个伽玛暴，能量密度为40- 700 keV，范围从$1.3\times 10^{-7}$到$4.5\times 10^{-4}$ erg cm $^{-2}$，峰值通量为40- 700 keV，范围从$3.7\times 10^{-8}$到$7.0\times 10^{-5}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。我们报告的目录中的一些有关参数的每个伽玛暴和讨论所得出的统计性质。
2008-09-30 astro-ph
Redshifts of the Long Gamma-Ray Bursts
某些伽马射线暴的低能能谱除具有幂律依赖性外，还具有过剩成分。这样一个功能的后果允许估计的伽马测光红移的长伽马射线暴在BATSE目录。测量的光学红移和估算的伽马测光红移之间有很好的相关性。对于明亮的长伽马射线暴，估计的红移值达到z=4，而对于暗淡的长暴--应该达到z=20 --用这种方法不能明确地确定红移。所有已知光学红移的伽马射线暴的红移分布与基于BATSE的伽玛测光红移分布符合得很好。
2007-04-06 astro-ph
Gamma Ray Bursts as seen by a Giant Air Shower Array
本文讨论了巨型簇射阵对来自伽马射线暴的低能伽玛射线的探测潜力。计算了不同情景下的有效面积，结果令人鼓舞。如果伽马射线暴有一个持续在高能伽玛射线区的光谱，皮埃尔俄歇天文台将能够探测到它。
1997-12-19 astro-ph
The search for possible mesolensing of cosmic gamma-ray bursts. Double and triple bursts in BATSE catalogue
本文研究了球状星团等天体的引力透镜效应对BATSE星表中大量伽马射线暴的光变曲线和光谱的影响。考虑了这类事件的一般性质和不同类型。结果发现了11个可能的中透镜伽马射线暴，并对可能的中透镜伽玛射线暴的性质进行了研究。
2001-11-12 astro-ph
The Sample of Gamma-ray Bursts Observed With SPI-ACS
SPI反符合屏蔽由91个BGO晶体组成，在~75 keV以上作为几乎全方位的伽马射线暴探测器工作。自任务开始以来，已探测到269个伽马射线暴候选者。110个爆发已经被第三行星际网络中的仪器确认。在这里，我们提出了一个初步的统计分析的SPI-ACS样本的伽马射线暴和伽马射线暴的候选人，特别是我们讨论的持续时间分布的爆发。发现了一个突出的短爆发候选者（持续时间<200 ms）的人口被发现强烈污染的宇宙线核在探测器中的相互作用。
2004-05-06 astro-ph
Highlights of the Rome Workshop on Gamma-Ray Bursts in the Afterglow Era
我回顾了罗马伽马射线暴研讨会的一些亮点，并讨论了这些结果对伽马射线暴的性质和起源提出的一些问题。
1999-09-01 astro-ph
A simple empirical redshift indicator for gamma-ray bursts
我们提出了一个新的伽马射线暴的经验红移指标。这个指标很容易从伽马射线暴的光谱参数和它的持续时间计算出来，它提供了精确到两倍的“伪红移”。简要讨论了这种红移指标的可能应用。
2003-07-29 astro-ph
Gamma Rays from Superheavy Relic Particles in the Halo
早期宇宙中产生的超重（SH）准稳粒子可能是超高能宇宙射线（UHECR）的来源，也是宇宙中冷暗物质（CDM）的组成部分。这些粒子很可能聚集在星系晕中，因此UHECR的主要部分是中性π介子衰变产生的伽马射线。带电的π介子也在同一过程中产生，并产生高能电子。我们在这里考虑的生产的伽马射线同步辐射的这些电子在银河系磁场。伽马射线通量在能量范围$0.1-10^4$ GeV的一些当前和拟议实验（例如EGRET、GLAST、MILAGRO）的感兴趣区域内。与现有的上限在$10^5-10^8$ GeV进行了比较。对这种伽马射线通量的探测将是SH遗迹粒子作为UHECR源的重要标志，并将为早期宇宙的物理学提供线索。
1999-05-15 astro-ph
The Role of the BATSE Instrument Response in Creating the Gamma-Ray Burst E-Peak Distribution
所有的伽马射线暴都被观测到具有近似相同的特征伽玛射线能量。在这篇文章中，我们表明，在BATSE数据集中的爆发，这个属性作为测量的E-峰值不是一个仪器的效果，但伽马射线暴的物理性质。
1999-04-02 astro-ph
Explaining the light curves of Gamma-ray Bursts with precessing jets
本文提出了一个解释伽马射线暴光变曲线的唯象模型。伽马射线是由一个受控制的吸积盘的进动产生的，它以窄光束的形式扫过太空。从这样一个旋进的光度锥中得到的光变曲线可以解释明亮的伽马射线暴复杂的时间行为。
1999-03-13 astro-ph
Diffuse Extragalactic Gamma Rays and Gamma Ray Bursts
如果伽马射线暴产生的总能量为10^54尔格，并且这些能量集中在能量E> 1 TeV的高能尾部，那么它们就可以解释观测到的能量> 100 MeV的弥漫性河外伽玛射线辐射。如果伽马射线暴是由中子星的总质量在违反重子数的相变中燃烧而产生的，那么这种能量就可能被释放出来。
1998-10-19 astro-ph
SGARFACE: A Novel Detector For Microsecond Gamma Ray Bursts
短伽马射线前空气切伦科夫实验（SGARFACE）在惠普尔天文台使用惠普尔10米伽马射线望远镜进行。SGARFACE对持续时间从100 ns到35 us的100 MeV以上的伽马射线暴敏感，在200 MeV以上的能量密度灵敏度低至每平方米0.8条伽玛射线（在2GeV以上的能量密度灵敏度为每平方米0.05条伽玛射线），并允许记录暴的时间结构。
2005-01-11 astro-ph
On the mechanism of prompt emission of gamma-ray bursts
我们提出了一个模型，其中伽马射线暴的瞬发伽玛辐射是在大质量恒星核心坍缩形成的年轻黑洞视界附近的有序磁场中电子-正电子等离子体的同步辐射。这一机制可以很好地解释γ射线通量的高偏振度和低能光子谱指数的硬现象。伽马量子与周围物质的相互作用提供了一种形成相对论喷射物的机制，这种喷射物是造成伽马射线暴余辉的原因。
2003-11-05 astro-ph
Six Years of Gamma Ray Burst Observations with BeppoSAX
本文概述了BeppoSAX卫星对伽玛射线暴（GRB）的瞬发X射线/γ射线探测，并讨论了BeppoSAX伽马射线暴监测仪和宽视场照相机对GRB瞬发辐射研究中所获得的一些重要结果。
2004-07-30 astro-ph
