Diffuse Gamma Rays from WIMP Decay and Annihilation
我讨论了弱相互作用大质量粒子（WIMPs）的衰变和湮灭对漫射伽马射线背景的贡献。首先回顾了WIMP的宇宙学丰度的计算，并指出它与WIMP湮灭成较轻粒子的截面简单相关。讨论了WIMP衰变产生的河外背景辐射。我展示了如何观测上限的DEBRA可以用来约束衰减到光子的WIMP的属性，我提出了额外的新的约束，湮灭截面的酉性强加在这样的粒子。然后，我讨论伽马射线湮灭的弱相互作用粒子在晕，球状体，和磁盘的我们的星系，以及那些从弱相互作用粒子湮灭在大麦云云。(To出现在The Gamma Ray Sky with Compton GRO and SIGMA，Proceedings of the School，Les Houches，France，January 25-February 4，1994中。
1994-04-29 astro-ph hep-ph
511 keV line and diffuse gamma rays from moduli
我们得到的伽马射线发射光谱的模量，其衰减到$e^+ e^-$占511千电子伏线观察SPI/INTERGRAL。模量通过内部韧致辐射发射伽马射线，并且还通过树和/或单回路图直接衰减成两个伽马。我们发现，内部韧致伸缩约束的质量低于$\sim 40$兆电子伏模型独立的模量。另一方面，在典型情况下，如果模质量超过$\sim 20$ MeV，则由模通过单圈图直接衰变的两个γ射线的通量将超过观测到的银河系弥散γ射线背景。此外，即将到来的分析SPI数据在1-8 MeV的范围内可能会检测到线发射的能量一半的模量质量在不久的将来，这证实了衰减模量的情况。
2006-03-23 astro-ph hep-ph
Highest Energy Cosmic Rays, Grand Unified Theories, and the Diffuse Gamma-Ray Background
我们探讨的情况下，最高能量的宇宙射线（HECR）产生的新粒子物理大统一尺度附近。使用详细的数值模拟河外宇宙和伽马射线传播，我们显示了一个重要的参数空间的存在，这种情况下是一致的所有观测约束。在大约10 EeV [10**（19）eV]的宇宙射线总通量中，伽马射线的平均份额约为10%，这意味着HECR的非加速起源和小于约10**（-11）G的大规模河外磁场。拟议中的超高能宇宙射线观测站应该能够测试这种特征。
1996-10-30 astro-ph hep-ph
Cosmic-ray knee and diffuse gamma, e+ and pbar fluxes from collisions of cosmic rays with dark matter
在具有额外维度的模型中，引力的基本尺度M_D可以是TeV量级。在这种情况下，能量为E的宇宙质子与暗物质粒子χ之间的相互作用截面将随着质心能量\sqrt{2m_χE}高于M_D的能量E而快速增长，当能量E \approx为10^9 GeV时，它可能达到1 mbarn。我们表明，这些引力介导的过程会打破质子，并产生粒子/反粒子的扩散通量，同时用初始质子能量的一小部分提高χ。我们发现，预期的横截面和暗物质密度是不足以产生一个可观察到的不对称性的最具活力的（河外）宇宙射线的流量。然而，我们建议，未抑制的TeV相互作用可能是在银河系宇宙射线的光谱中观察到的膝盖的起源。膝关节将出现在暗物质粒子与被\muG磁场捕获在星系中的宇宙质子相互作用的能量阈值处，这意味着次级反粒子和TeV伽马射线的明确通量。
2008-11-11 astro-ph hep-ph
Diffuse MeV Gamma-rays and Galactic 511 keV Line from Decaying WIMP Dark Matter
高纬度地区弥漫的MeV伽马射线辐射和来自银河系隆起的511 keV线通量的起源是不确定的。以前的研究已经引用了暗物质物理学来独立地解释这些观测结果，尽管还没有人能够在弱相互作用大质量粒子（WIMP）的良好框架内解释这两种发射。在这里，我们使用一个不稳定的WIMP暗物质模型，以表明它实际上是可能的，同时调和这两个观测，并在此过程中显示出一个显着的巧合：衰变暗物质与MeV的质量分裂可以解释这两个观测，如果正电子和光子产生类似的分支分数。我们用一个不稳定的branon来说明这个想法，branon是一个标准的WIMP暗物质候选者，出现在具有大额外维度的膜世界模型中。我们表明，因为通过三体末态衰变的branons，他们是另外不受约束的银河兆电子伏的伽马射线线搜索。因此，这种不稳定的长寿命暗物质粒子提供了新颖而独特的特征，可以通过未来对MeV伽马射线的观测进行测试。
2008-01-04 astro-ph hep-ph
Are Diffuse High Energy Neutrinos and Gamma-Rays from Starburst Galaxies Observable?
勒布和韦克斯曼认为，在星暴星系中，宇宙射线与星际气体相互作用产生的π介子衰变产生的高能中微子将以足够大的通量被观测到。在这里，我们重新审视他们的模型，并获得了一个上限的扩散中微子流量从星爆星系。这里得到的上限比他们预测的通量低~5倍。我们预测的中微子通量将低于大气中微子前景通量在能量低于300 TeV，因此将是不可观测的。来自星暴星系的PeV中微子也不太可能被探测到。与其他河外高能中微子源的预测通量相比，~PeV能量的星暴中微子的通量将大大低于AGN模型的预测通量。我们还估计，从星暴星系的扩散GeV的伽马射线通量的上限是约两个数量级以下的观测到的伽马射线背景，远低于耀变体的背景和超过一个数量级以下的汤普森等人计算。
2006-08-18 astro-ph hep-ph
Flux upper limits of diffuse TeV gamma rays from the Galactic plane using the effective area of the Tibet-II and -III arrays
利用西藏大气簇射资料和新的蒙特卡罗模拟结果，得到了3.10 TeV区域内银河系（IG）面和外银河系（OG）面弥散γ射线的新上限。在该分析中，仔细考虑了用于观测伽马射线和宇宙射线的空气簇射阵列的有效面积的差异，导致扩散TeV伽马射线的通量上限比我们先前的结果（Amenomori，M.，4.0.3.7 Ayabe，S.，崔，S.W.，等.用西藏空气簇射阵列观测银河平面的多TeV弥散伽马射线。占星术。J. 580，887.895，2002.）。这一新的结果表明，源电子的能量谱的逆功率指数，负责通过逆康普顿效应产生扩散TeV γ射线的IG和OG平面应分别陡于2.2和2.1，99%C. L.
2005-11-17 astro-ph
Sources of Cosmic Rays and Galactic Diffuse Gamma Radiation
EGRET实验\citep{Hunter:1997}测得的弥散星系γ射线谱在三种不同的宇宙射线源注入的情况下进行了解释，（i）超新星（SN）爆炸进入星际介质（ISM），（ii）红超巨星（RSG），（iii）沃尔夫-拉叶星（WR）。在那里，后两者爆炸成它们的前SN风（Biermann等人，2001; Sina等人，2001）。
2004-03-29 astro-ph
The Origin of Cosmic Rays and the Diffuse Galactic Gamma-Ray Emission
宇宙射线与星际气体和光子的相互作用产生了弥散的伽马射线辐射。在这次演讲中，我们将回顾目前对这种漫发射的理解及其与宇宙射线起源问题的关系。我们将讨论尚未解决的问题以及计划于2006年启动的GLAST可能取得的进展。
2001-10-29 astro-ph
Ultra-High Energy Cosmic Rays and Diffuse Photon Spectrum
有人认为，如果河外磁场小于2x 10 ^{-12} G，UHE CR自上而下模型中预测的（几个）x10^{-1} eV cm^{-2}s^{-1}sr^{-1}的超高能光子通量意味着能量范围为10^{15}-10 ^{17} eV的漫射光子通量相似，这接近现有的实验极限。
1999-09-14 astro-ph
Diffuse Gamma Rays: Galactic and Extragalactic Diffuse Emission
“漫射”伽马射线由几个部分组成：来自星际介质的真正漫射辐射，河外背景，其起源尚未确定，以及来自未解决和微弱的银河系点源的贡献。解开这些成分的一种方法是研究来自星际介质的漫发射，它追踪高能粒子与星际气体和辐射场的相互作用。由于这种辐射的起源，它有可能揭示宇宙射线的来源和传播。如果可靠地确定河外背景，就可以用于宇宙学和耀变体研究。研究暗星系源的“平均”光谱可能会给发射物体的性质提供线索。
2004-02-10 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
Contribution to diffuse gamma-rays in the Galactic center region from unresolved millisecond pulsars
本文研究了银河系中心区的弥散γ射线。我们提出，在银河系中心存在着一群毫秒级微扰星（MSP），它们将通过同步辐射曲率辐射发射GeV的伽马射线，正如外隙模型所预测的那样。这些GeV的伽马射线从未解决的毫秒彗星可能有助于弥漫的伽马射线光谱检测EGRET显示在几个GeV的中断。根据银河场和球状星团中观测到的毫秒双星的周期和磁场分布的不同，用Monte Carlo方法模拟得到了EGRET（$\sim 1.5^\circ$）覆盖的银河中心区毫秒双星的模拟样品，并将它们的同步辐射曲率谱叠加，得到了GeV总通量。我们的模拟结果表明，在EGRET的角分辨率范围内，可能存在约6000个未分辨的毫秒级射电星，它们的辐射对银河系中心观测到的弥散γ射线有重要贡献。
2005-01-13 astro-ph
A new Determination of the Extragalactic Background of Diffuse Gamma Rays taking into account Dark Matter Annihilation
漫射伽马射线的河外背景（EGB）可以通过从数据中减去银河系的贡献来确定。这需要一个银河系模型（GM），我们第一次包括贡献的暗物质湮灭（DMA），这是以前提出的解释EGRET过量的扩散银河伽马射线超过1 GeV。在本文中，它表明，新确定的EGB显示了一个特征的高能量凸块上的急剧下降的软贡献。凸块被证明是兼容的贡献，从河外DMA信号的弱相互作用的大质量粒子（WIMPs）的质量在50和100 GeV之间的协议与EGRET多余的银河弥漫伽马射线和不同意与早期的分析。其余的软贡献的EGB显示类似于在我们的银河系中观察到的点源的光谱。
2007-05-11 astro-ph
Chandra Observations of Diffuse X-Rays from the Sagittarius B2 Cloud
我们目前的第一个钱德拉结果的巨大分子云人马座B2（Sgr B2），位于约100 pc远离银河系中心。漫射X射线与1.5个已分辨的点源清晰地分开。X射线谱在6.40 keV（K α）和7.06 keV（K β）处显示出明显的铁K壳层跃迁线，在7.11 keV处显示出深的铁K边，在低能处显示出大的光电吸收。经吸收校正的X射线光度为\sim 1乘以10^{35} erg s^{-1}，比所有已分辨点源的积分亮度大两个数量级。漫射X射线主要来自云的西南半部分，呈凹形，指向银河系中心方向。这些结果有力地支持了ASCA模型，即Sgr B2是在银河系中心一侧被X射线源照射的。
2001-05-16 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
Broad-band diffuse gamma ray emission of the Galactic Disk
在从X射线到极高能γ射线的宽能量范围内，研究了不同辐射机制对银盘弥散γ射线辐射的贡献。
2000-09-01 astro-ph
EGRET Excess of Diffuse Galactic Gamma Rays as Tracer of Dark Matter
为了寻找暗物质湮灭（DMA）的信号，对EGRET空间望远镜公开的0.1 ~ 10 GeV银河系弥散γ射线数据进行了重新分析。分析证实了先前观察到的能量超过1 GeV的预期相比，从传统的银河系模型。此外，发现过量显示了暗物质湮灭（DMA）信号的所有关键特征：a）在所有天空方向都可以观察到过量，并且在任何地方都具有相同的形状，因此指向一个共同的来源; b）形状对应于非相对论性大质量粒子湮灭为中性$π^0$介子的预期光谱，其中包括中性$π^0$介子，其衰变为光子。从过剩的能谱中，我们推断出WIMP的质量在50到100 GeV之间，而从天空各个方向的过剩强度中，可以重建晕的形状。DM晕是一致的，几乎球形的等温轮廓与子结构在银河系平面的形式，在4和14千秒差距的中心环形环。这些环导致了一种特殊形状的旋转曲线，与数据一致，这证明了EGRET过量追踪暗物质。
2005-08-29 astro-ph hep-ph
Diffuse continuum gamma rays from the Galaxy
本文采用一个包括核子、反质子、电子、正电子和同步辐射的宇宙线传播模型，对银河系弥散γ射线连续辐射进行了新的研究。我们的逆康普顿（IC）散射的治疗包括在银河系星际辐射场（ISRF）的各向异性散射的影响和ISRF本身的一个新的评价。基于局部测量的电子和核子光谱和同步加速器约束的模型与30-500 MeV范围内的伽马射线测量结果一致，但在此范围外的过量是显而易见的。一个更硬的核子光谱被认为是，但适合伽马射线导致它违反了正电子和反质子的限制。更硬的星际电子能谱也允许伽马射线能谱在1 GeV以上拟合，当与修改后的核子能谱结合时，这一点可以进一步改善，核子能谱仍然尊重反质子和正电子所施加的限制。一个大的电子/IC晕，提出了很好地再现高纬度的伽马射线发射的变化。银河系发射的晕对高纬度伽马射线强度的贡献很大，这对研究弥漫的河外成分和暗物质特征具有重要意义。射电同步加速器光谱指数提供的限制不允许所有<30 MeV的伽马射线发射都用陡峭的电子光谱来解释，除非它采取200 MeV以下的急剧上升的形式。这使我们倾向于选择一个源群作为过量低能伽马射线的起源。
2000-02-24 astro-ph hep-ph
TeV gamma rays from the blazar H 1426+428 and the diffuse extragalactic background radiation
本文报道了用HEGRA成像大气切伦科夫望远镜系统在（4 +-2（stat）+-1（syst））10^（-12）erg cm^（-2）s^（-1）的积分通量水平上探测到来自耀变体H1426 +428的TeV γ射线。H 1426+428的红移为z=0.129，这使它成为迄今为止在TeV伽马射线中探测到的最远的源。TeV的辐射预计会被弥漫的河外背景辐射（DEBRA）强烈吸收。观测到的TeV光子能谱与经DEBRA吸收修正后的源~E^（-1.9）的内禀幂律谱符合得很好。然而，由于统计误差和内禀源谱的不确定性，我们无法对DEBRA红外光子场的密度作出有力的说明。
2002-02-04 astro-ph
Diffuse Galactic gamma rays, cosmic-ray nucleons and antiprotons
银河系超过1 GeV的连续伽马射线发射是一个未解之谜。这可能表明，星际核子或电子谱比局部直接测量更难，如果局部宇宙射线源支配附近的通量，情况可能就是这样。然而，很难区分这两种情况。宇宙射线次级反质子提供了解决这个问题的方法。在我们的模型中，我们计算了宇宙线次级反质子谱，它计算了初级核子、次级核子和电子的自洽传播。碎片和能量损失计算使用现实的星际气体和辐射场的分布，扩散再加速也被纳入。我们的研究表明，精确测量反质子通量，特别是在高能量下，可以提供星际核子谱的诊断，使我们能够测试硬核子谱假设。目前超过3 GeV的反质子数据表明，它已经可以排除在几个西格玛水平。
1998-08-10 astro-ph hep-ph
Revised Upper Limits of the Diffuse Tev Gamma Rays from the Galactic Planes with the Tibet II and III Air Shower Arrays
利用西藏大气簇射阵中γ射线诱导簇射和宇宙射线诱导簇射的有效面积比的模拟结果，对模能量为3 $\sim$ ~ 10 TeV的内、外银道面弥散γ射线通量上限分别进行了修正，修正因子为4.0 $\sim$ ~ 3.7。在我们之前的工作中（Amenomori等人，ApJ，580，887，2002），仅从伽马射线与宇宙射线产生的空气簇射的通量比推导出通量上限。在论文中给出了模拟的细节（Amenomori等人，Advances in Space Research，37，1932，2006）。目前的结果使用相同的数据，在ApJ表明，源电子的光谱指数是陡峭的比2.2和2.1的内，外银河平面，分别。
2006-11-10 astro-ph
Diffuse Cosmic Neutrino Background from Population III Stars
我们研究预期的扩散宇宙中微子流量产生的人口III（PopIII）的恒星在其核燃烧阶段，以及从他们的最后阶段的演变（核心崩溃）。假设所有重子中有一部分f_III=10^（-3）形成PopIII星，我们的通量估计与宇宙中普通恒星和普通核心坍缩超新星产生的弥散中微子通量相当，即1-10 cm^（-2）s^（-1）量级。然而，由于大的宇宙红移，典型的能量在MeV和亚MeV范围内，太阳和地球物理中微子通量要大得多。用目前已知的实验技术直接探测弥漫的宇宙流是不可能的。
2004-11-18 astro-ph hep-ph
Is the diffuse gamma background radiation generated by galactic cosmic rays?
我们探讨了银河系高纬度地区的漫射γ射线背景辐射（GBR）可能是由宇宙线（CR）电子对宇宙微波背景辐射和银河系星光的逆康普顿散射所支配的。假设加速银河系CR强子和电子的机制是相同的，我们得到简单和成功的GBR的光谱指数之间的关系在几兆电子伏以上，CR电子和CR核在几个GeV以上。我们重现所观察到的强度和角度的GBR的依赖性，在远离银盘和中心的方向，而不求助于假设的河外来源。
2000-05-04 astro-ph
Diffuse Galactic continuum gamma rays
银河系弥散连续伽马射线辐射与宇宙射线物理学和射电天文学有着错综复杂的关系。我们描述了最近的结果，努力利用这一点的方法。来自宇宙射线组成的信息限制了宇宙射线的传播;这反过来又可以用作伽马射线模型的输入。在不违背反质子和正电子数据的情况下，GeV的伽马射线过剩不能解释为硬核子谱导致的中性π介子衰变;目前最好的解释似乎是来自硬星际电子谱的逆康普顿发射。一个后果是增加了银河系逆康普顿河外背景的估计的重要性。在低能量下，额外的点源伽马射线成分似乎是必要的。
1999-12-06 astro-ph
Diffuse Galactic continuum gamma rays. A model compatible with EGRET data and cosmic-ray measurements
我们提出了一个研究的兼容性，目前的一些模型的弥漫银河连续伽马射线与EGRET数据。选择一组对整个天空进行采样的区域来提供全面的测试。EGRET数据的使用范围扩展到100 GeV。模型计算与我们的GALPROP宇宙射线传播和伽马射线生产代码。我们确认，“传统模型”的基础上，当地观察到的电子和核子光谱是不够的，所有的天空区域。一个传统的模型加上银河系内部的硬源也是不够的，因为这不能解释远离银河平面的GeV过剩。硬电子注入光谱的模型是不一致的本地频谱，即使考虑到预期的波动，他们也不一致的EGRET数据超过10 GeV。我们提出了一个新的模型，它适合在所有的天空区域的频谱充分。次级反质子数据被用来固定银河系平均质子谱，而电子谱则用漫发射谱本身来调整。导出的电子和质子光谱与考虑到能量损失，传播或可能的银河系结构的细节波动而在当地测量的光谱是兼容的。这个模型需要一个更少的显着变化的电子光谱比模型与硬电子注入光谱，而且它适合的伽马射线光谱更好，最高的EGRET能量。它给出了一个很好的代表性的纬度分布的伽马射线发射从平面到两极，和经度分布。我们表明，次级正电子和电子作出了重要贡献，银河弥漫伽马射线发射。
2004-06-09 astro-ph hep-ph
Evaluation of Models for Diffuse Continuum Gamma Rays in EGRET Range
宇宙射线（CR）传播的GALPROP模型产生了明确的预测银河漫射伽马射线的角分布。我们比较我们目前的模型与EGRET光谱的天空的各个区域。这使得一个关键的测试替代假设所观察到的GeV过剩。我们表明，人口的硬谱伽马射线源不能单独负责的过剩，因为它也出现在高纬度地区;另一方面，硬CR电子光谱模型不能解释的伽马射线过剩的银河系内部。因此，建议将这些解释结合起来。
2003-06-17 astro-ph
Diffuse 0.5-1 keV X-Rays and Nuclear Gamma-Rays from Fast Particles in the Local Hot Bubble
我们表明，快速粒子与边界壳的局部热泡的相互作用，可以作出重要贡献的0.5-1 keV的扩散X射线背景观测与ROSAT。这些非热X射线的大部分是由于来自能量约为1 MeV/核子的快O离子的线发射。这是超新星喷出物中每个粒子的典型能量，人们认为它为气泡提供了能量。我们发现，有足够的总能量在喷出物中产生所需强度的X-射线，受超新星爆炸（约3 - 10 $^5$年前的Geminga脉冲星的年龄的基础上）的快速粒子群的演化的细节。快离子退激发产生的谱线的明确特征是它们的宽（O谱线的$δE/E$ ~0.1），这将清楚地将它们与热等离子体中产生的X射线谱线区分开来。如果总喷出物能量的一小部分转化为加速粒子的动能（>~30 MeV/核子），则在局部热泡的边界壳层中产生的伽马射线线发射可以解释最近报道的COMPTEL观测到的从一个广阔区域朝向银河系中心的核伽马射线线。
1998-07-03 astro-ph
Deciphering diffuse Galactic continuum gamma rays
逆康普顿散射似乎发挥了更重要的作用，在弥漫的银河系连续发射比以前认为，从兆电子伏到GeV的能量。我们比较模型有一个大的逆康普顿分量与EGRET数据，并发现在低能量和高能量的经度和纬度分布很好的协议。我们测试的另一种解释>1 GeV的伽玛射线过剩，硬核子谱，使用次级反质子和正电子。
1998-08-10 astro-ph
EGRET Excess of diffuse Galactic Gamma Rays interpreted as a Signal of Dark Matter Annihilation
Elsaesser和Mannheim根据Strong，Moskalenko和Reimer的EGRET数据，将暗物质湮灭（DMA）的贡献与银河系外弥散伽马射线通量的贡献进行了拟合，发现WIMP的质量为515{+110}{-75} GeV，并给出了30%的系统误差。然而，它们不包括大的系统不确定性，因为确定河外通量（EGF）需要一个模型来从数据中减去银河通量。所使用的数据是用一个没有银河DM的模型获得的，所以人们预计DMA贡献的区域会有额外的不确定性。包括银河系DMA的贡献降低了重要性和WIMP质量。然后，后者变得与银河系过剩的漫射伽马射线相容，它拥有DMA的所有属性，比河外过剩的重要性高得多。
2006-02-15 astro-ph
Diffuse gamma-rays from galactic halos
在这里，我们回顾我们目前的知识弥漫伽马射线从星系晕。在低纬度和高纬度的各种排放过程的相对贡献的估计相比，60年的能源数据。观察到的光谱形状与预期的不同，特别是在非常低和非常高的能量。在后一种情况下，当能量超过1 GeV时，与气体有关的天空辐射超过了预期的π ^0衰变谱。在低于1 MeV的能量下，相对高的伽马射线强度表明在高密度的近相对论性电子，这将对星际介质的能量和电离平衡产生强烈的影响。根据麦哲伦云的EGRET结果，外晕中的伽马射线发射率可能很小，因此大量的重子暗物质可能隐藏在20-50 kpc半径处，而不会引起可观测到的伽马射线发射。
1996-03-12 astro-ph
Testing neutrino spectra formation in collapsing stars with the diffuse supernova neutrino flux
我解决的问题是什么可以从观测的扩散超新星中微子通量的精密阶段，在下一代探测器的兆吨级。扩散通量的光谱的分析研究表明，在10 MeV或更高的实际检测阈值以上，光谱基本上反映了发射点处原始中微子光谱的指数倍多项式结构。超新星速率随红移的增长对β的依赖性很弱（百分之几十）。不同的原始中微子光谱对应于在水切伦科夫探测器上观察到的事件光谱的巨大差异：对于典型的超新星速率，第一和第二能量箱中的事件数量的比率（5 MeV宽度）在纯水的1.5 - 4.3区间内变化（能量阈值18 MeV），并且对于具有钆的水在1 - 2.5的范围内（10 MeV阈值）。在第一种情况下，由于与背景相关的大误差，辨别将是困难的。相反，使用钆，总误差降低到10- 20%的水平将允许光谱灵敏度，相对于SN 1987 A数据，精确度显著提高。即使在后一种情况下，对于典型的中微子光度，对β的依赖性也低于灵敏度，因此在数据分析中可以安全地忽略它。
2007-04-03 astro-ph hep-ph
The Pionic Contribution to Diffuse Gamma Rays: Upper Limits
漫射伽马射线探测最大尺度上的最高能量过程。在这里，我们推导出的强子贡献的银河系和河外伽玛射线谱的能量范围为50 MeV < E_gamma < 10 GeV的模型无关的约束。强子成分主要由中性π介子发射，具有关于m_{pi^0} /2对称的特征光谱。我们利用定义明确的性质的π介子衰变谱量化的最大π介子分数所观察到的γ射线强度。我们发现，银河系光谱超过30兆电子伏可以在最多约50%的介子。介子对河外光谱的最大贡献与能量有关;它也取决于源分布的红移范围，从最近产生的π介子的20%到红移10左右产生的π介子的90%。这些约束模型的伽玛射线和中微子发射的影响进行了简要讨论。
2004-03-12 astro-ph
Limits on the Isotropic Diffuse Flux of Ultrahigh Energy Gamma-Radiation
弥散的高能伽玛辐射可以由多种天体物理来源产生，包括极高能量的宇宙射线与3 K微波背景辐射的相互作用，或者早期宇宙中产生的拓扑缺陷的坍缩。我们描述了一个敏感的搜索漫射伽马射线在1000万美元的能量使用CASA-MIA实验。没有检测到各向同性的辐射通量，我们对伽马射线分量相对于宇宙射线的比例（小于万分之一）设置了严格的上限，其能量从570 TeV到55，000 TeV。这一结果代表了在这些能量下对伽马射线通量的第一个全面约束。
1997-05-30 astro-ph
Uncertainties of the antiproton flux from Dark Matter annihilation in comparison to the EGRET excess of diffuse gamma rays
银河系弥漫伽马射线的EGRET过剩显示了暗物质湮灭（DMA）预期的所有特征：由单能夸克碎裂给出的光谱形状，在所有天空方向上都是相同的，以及标准暗物质晕预期的过剩强度分布，由旋转曲线预测。从EGRET过剩可以预测来自DMA的反质子通量。然而，有多少反质子到达探测器在很大程度上取决于传播模型。传统的各向同性传播模型将反质子捕获在银河系中，导致局部反质子通量远高于观测到的通量。根据Bergstrom et.这排除了EGRET过量的DMA解释。在这里，它表明，更现实的各向异性传播模型，其中大多数反质子逃逸的快速运输在z方向上，是一致的B/C比，反质子通量和EGRET过量DMA。
2008-01-09 astro-ph
The Extragalactic Diffuse Gamma-Ray Emission
康普顿伽马射线观测站上的康普顿成像望远镜和高能伽马射线实验望远镜进行的伽马射线全天观测首次使人们得以详细研究伽马射线能量大于1兆电子伏的河外扩散发射。对COMPTEL数据的初步分析表明，在1-30 MeV范围内，从以前的估计中得出的宇宙扩散排放水平显著下降，没有证据表明MeV过量，至少没有达到以前声称的水平。1-30兆电子伏的通量测量是兼容的幂律外推从较低和较高的能量。这些新的结果表明，可以解释MeV过量的过程（如物质-反物质湮灭）对河外辐射的可能贡献显着减少。在高能量（$>$ 30 MeV）下，河外辐射可以用指数为-（2.10+-0.03）的幂律光子谱很好地描述。在推导的河外辐射中没有观察到大尺度的空间各向异性或能谱的变化。最可能的解释是，这种超过10 MeV的河外伽马射线辐射的起源，是它主要来自未解决的伽马射线发射耀变体。幂律谱扩展到100 GeV意味着伽玛射线耀变体的平均辐射可能扩展到100 GeV。
1997-09-25 astro-ph
Clusters of Galaxies as a Storage Room for Cosmic Rays
它表明，星系团能够保持宇宙射线的时间超过了宇宙的年龄。这一现象通过宇宙射线与团内气体相互作用而产生的高能γ射线和中微子辐射的扩散通量而显现出来。如果重子的宇宙学密度$Ω_b$的大部分是由团内气体提供的，那么产生的通量就由重子的宇宙学密度决定。来自遗迹宇宙射线的信号必须与晚期源产生的通量进行比较，后者可以被视为过去寻找宇宙射线产生的背景。我们把星系团中的正常星系和活动星系核看作是宇宙射线的源，计算了这个通量。另一个潜在的宇宙射线源是聚集到星系团的气体中的激波。我们发现，这个背景是相对较高的：由遗迹宇宙射线产生的扩散通量是相同的数量级，可以预期从活动星系核的集群。在所有的情况下，预测的扩散伽马射线通量小于观测到的，扩散中微子通量可以看作是大气中微子通量之上$E\sim 10^6~GeV$的小凸起。星系演化过程中的一个明亮阶段可能是星团中残留的宇宙射线的来源，通过弥漫的伽马射线和中微子辐射来揭示自己。我们发现，观察到的信号从明亮的阶段是更好的一个单独的集群。
1997-06-06 astro-ph
Diffuse Gamma-Rays Produced in Cosmic-Ray Interactions and the TeV-band Spectrum of RX J1713.7-3946
我们采用蒙特卡罗粒子碰撞程序DPMJET 3.04计算了宇宙射线（$p$和$α$）与星际介质相互作用中产生的以$γ$为最终衰变态的各种次级粒子（除$π^0$外）的多重数谱。我们推导出一个易于使用的$γ$ -射线生产矩阵的宇宙射线能量高达约10 PeV。这个$γ$射线产生矩阵被应用于EGRET观测到的银河系弥散$γ$射线中的GeV过量，我们得出结论，非$π^0$衰变成分不足以解释GeV过量，尽管它们贡献了与$π^0$衰变成分不同的光谱。我们还检验了这样的假设：用HESS观察到的壳型SNR RX J1713.7-3946的TeV波段$γ$射线发射是由强子宇宙线引起的，这些宇宙线被宇宙线修改冲击加速。通过$χ^2$统计，我们发现一个连续软化的光谱是强烈的首选，与预期相反。一个硬化谱有大约1%的概率来解释HESS数据，但只有当一个硬截止在50-100 TeV的粒子谱。
2007-06-05 astro-ph
Diffuse inverse Compton and synchrotron emission from dark matter annihilations in galactic satellites
湮灭的暗物质粒子产生的电子和正电子的能量与伽马射线光子的能量大致相当。带电粒子在银河系环境中的逆康普顿和同步加速器过程中基本上失去了所有的能量。我们讨论了银河系的卫星（可能是光学黑暗，很少或没有恒星）的暗物质湮灭的扩散签名，提供了一个尾巴的排放跟踪卫星在其轨道上。逆康普顿过程提供了X射线和伽马射线，可能会看到无线电波长的同步辐射。我们讨论了检测这些信号与当前和未来的观测，特别是EGRET和GLAST的伽马射线的可能性。
2004-03-22 astro-ph
Monte Carlo Study of Cosmic-Ray Propagation in the Galaxy and Diffuse Gamma-Ray Production
本文利用全三维蒙特卡罗模拟对银河系中宇宙线的时间依赖性传播进行了初步的模拟。宇宙射线（质子和氦核）在银河系中的分布进行了研究，在不同的空间尺度上的恒定和可变的宇宙射线源。对宇宙射线在传播过程中产生的连续漫γ射线辐射进行了计算。
2007-06-04 astro-ph
Constraints on Particle Acceleration from the Diffuse Isotropic Gamma-Ray Background
伽马射线追踪加速粒子，因此观测到的河外伽马射线通量限制了粒子加速的整体效率。如果活动星系核中的河外喷流的粒子加速效率大大超过~ 18%，则它们可以解释伽马射线背景，这意味着粒子加速是这些源中热力学的重要组成部分。
2000-05-26 astro-ph
The Extragalactic Neutrino Background Radiations From Blazars and Cosmic Rays
近年来，人们提出了在富气星系团中，Blazar γ射线发射和宇宙线γ射线产生可以作为高能河外漫射γ射线背景辐射的替代源。我们表明，这些来源也产生了非常不同的高能量河外弥漫中微子背景辐射。这种中微子背景可能被正在建设中的新一代大型中微子望远镜探测到，并可能被用来追踪河外伽马辐射的起源。
1995-04-24 astro-ph
Observation of Anti-correlation between Scintillation and Ionization for MeV Gamma-Rays in Liquid Xenon
MeV γ射线在液态氙中产生的电离和闪烁信号之间的强反相关性已被测量，并用于通过组合这两个信号来提高能量分辨率。这种改进是通过与单独信号的波动相比，组合信号的电子-离子复合波动减少来解释的。电离和闪烁信号的同时测量进行了Cs-137，Na-22和Co-60的γ射线，作为电场在液体中的函数。在1 kV/cm下测量到662 keV下的分辨率为1.7%（sigma），显著优于单独闪烁或电离的分辨率。详细的分析表明，进一步改善到小于1%（西格玛）是可能的，具有更高的光收集效率和更低的电子噪声。
2007-04-09 astro-ph
The dark connection between the Canis Major dwarf, the Monoceros ring, the gas flaring, the rotation curve and the EGRET excess of diffuse Galactic Gamma Rays
由美国宇航局康普顿伽马射线天文台的EGRET望远镜观测到的超过1 GeV的弥散星系伽马射线的过剩，显示了暗物质湮灭的所有关键特征：（i）过剩的能谱在所有天空方向上都是相同的，并且与质量在50-100 GeV之间的WIMP湮灭所预期的伽马射线一致;（ii）天空中过量的强度分布被用来确定晕轮廓，发现该晕轮廓对应于来自N体模拟的通常轮廓，该N体模拟具有以半径为4和13 kpc的两个甜甜圈形结构的形式的附加子结构;最近对大犬座矮星系潮汐破裂的N体模拟表明，它是13千秒差距的环状麒麟座潮汐流的完美祖先，其环参数与EGRET数据一致;（iii）外环的质量如此之大，以至于它的引力效应影响了银河系的气体耀斑和自转曲线。这两种效应都清楚地观察到与EGRET过量的DMA解释一致。
2007-10-26 astro-ph
The dynamical signature of the ISM in soft X-rays -- I. Diffuse soft X-rays from galaxies
我们提出了第一个动态和热自洽计算快速膨胀的气体流从银河系盘到晕。结果表明，在相对于周围介质具有高过压的热等离子体（T >= 10^6 K）中，动力学时间尺度比本征时间尺度（例如复合、碰撞激发和电离等）短得多。因此，使用碰撞电离平衡（CIE）冷却函数的等离子体演化的动力学模型一般是不正确的。特别是，从非平衡计算得到的发射光谱是完全不同的。我们描述了一种方法来获得自洽的解决方案，使用迭代过程。它表明，软X射线背景发射0.3和1.5千电子伏之间可以很好地解释由线发射和延迟重组的最初热等离子体流远离银河系盘（流出和/或风）的叠加。除了这些本地风，我们还提出了计算全球风的螺旋星系，它起源于一个热的和静止的星系日冕。我们还强调，这是危险的，推导等离子体温度仅仅从线比的电离物种，如NV/OVI，除非等离子体的动力学和热历史是已知的。
1999-02-18 astro-ph
Limits on the TeV flux of diffuse gamma rays as measured with the HEGRA air shower array
利用1998年4月至2000年3月期间HEGRA空气簇射阵列的数据，确定了20 TeV至100 TeV能区漫射光子通量I γ与强子宇宙线通量I CR之比I γ/I CR的上限。分析使用的γ-强子歧视的基础上的差异，光子和强子诱导的空气阵雨后，淋浴最大的发展。一种仅对漫射光子通量的非各向同性分量敏感的方法得出的上限是I_gamma /I_CR（在54 TeV时）< 2.0*10^-3（在90%置信水平下），该值适用于内星系附近的天空区域（20度<银经<60度，|银河纬度|<5度）。一种对各向同性和非各向同性分量都敏感的方法得出的全局上限为I_gamma /I_CR（31 TeV）<1.2*10^-2，I_gamma /I_CR（53 TeV）< 1.4*10^-2（置信水平为90%）。
2001-09-10 astro-ph
The Spectrum of Diffuse Cosmic Hard X-Rays Measured with HEAO-1
宇宙X射线在13-180 keV范围内的扩散各向同性分量的光谱是由高能天文台-1（HEAO-1）上的UCSD/MIT硬X射线和伽马射线仪器（HEAO A4）确定的。该仪器包括一个复杂的主动屏蔽和准直闪烁计数器，包括低能量探测器设置，从这里报告的数据获得。这些数据与GSFC HEAO A2仪器报告的较低能量下的光谱以及HEAO A4中能探测器测量到的400 keV的光谱顺利结合。HEAO数据集还加入了康普顿伽马射线天文台在1-10 MeV范围内的COMPTEL最近的结果，该结果未能证实在该范围内存在“MeV隆起”。虽然整个范围3 keV < E < 100 GeV的光谱可以用一个简单的经验解析表达式来拟合，但起源可能是由于许多不同的源成分。对于起源的普遍观点是，硬X射线谱是由于来自活动星系核各个组成部分的X射线，特别是延伸到宇宙学距离的塞弗特星系，而低能伽马射线可能是由于1a型超新星的发射，也整合到宇宙学距离。由EGRET定义的高能伽马射线谱，也在CGRO上，可能是由于未解决的伽马射线发射耀变体。由这些源组件产生的模型，外推到现在的时代，必须重现观测得出的光谱。
1999-04-01 astro-ph
Diffuse Galactic gamma-rays: constraining cosmic-ray origin and propagation
我们已经开发了一个模型，旨在再现与宇宙射线（CR）起源和传播有关的许多种类的观测数据：直接测量原子核，反质子，电子和正电子，伽马射线和同步辐射。我们的主要结果包括评估的扩散/对流和再加速模型，估计的晕的大小，计算的星际正电子和反质子光谱，评价的核子和电子星际光谱的替代假设，和计算的银河弥漫伽马射线发射。最近，我们的CR传播代码已被推广到包括碎片网络的任意复杂性。该代码现在可以提供一种替代漏盒计算的完整同位素丰度计算，并具有包括空间维度的优势，这是必不可少的放射性核。对亚Fe/Fe、10 Be/9 Be和26 Al/27 Al进行了初步预测，以期待新的实验同位素数据。我们表明，从经典的CR研究与伽马射线和其他数据相结合的信息，导致更严格的约束CR起源和传播。
1999-08-04 astro-ph
Diffuse Emission from the Galactic Plane and Unidentified EGRET Sources
弥漫银河伽马射线发射产生于宇宙射线与气体和周围光子场的相互作用中，因此为我们提供了银河系不同位置宇宙射线的间接测量。扩散的伽马射线连续谱在能量低于200 keV和高于1 GeV时都比预期的要强烈。现有的高能量过剩的模型进行了审查，在最近的TeV伽马射线测量的扩散发射和离散的银河系源，如超新星遗迹。我特别讨论是否特定类别的银河系物体是可观察到的EGRET伽马射线源，无论是通过被发现的身份不明的EGRET源或作为未解决的源的漫发射。
2002-11-28 astro-ph
A Study of the LXeGRIT Detection Efficiency for MeV Gamma-Rays during the 2000 Balloon Flight Campaign
LXeGRIT --液体氙伽马射线成像望远镜--是用于\MeV \g射线天体物理学的康普顿望远镜的第一个原型，该望远镜基于LXeGRIT时间投影室。康普顿望远镜的最相关的品质因数之一是探测效率为\g -射线，这取决于不同的贡献，如探测器的几何形状和被动材料，触发效率，死时间等的LXeGRIT仪器的效率的详细研究，实验室测量和蒙特卡罗模拟的基础上，本文提出。
2007-02-09 astro-ph physics.ins-det
Cosmic gamma-ray background from Type Ia supernovae revisited: Evidence for missing gamma-rays at MeV
观测到的~ MeV宇宙伽马射线背景通常被认为是Ia型超新星（SNIa）。由于SNIa接近标准烛光，一旦知道SNIa速率的演化，就可以相当准确地计算出SNIa的伽马射线强度与红移的积分。在z < ~1.6处测量的最新SNIa速率（Dahlen等人，2004）表明，以前对伽马射线背景的计算一直高估了SNIa速率。使用新的速率，我们发现SNIa贡献比观察到的小一个数量级，因此应该调用新的源群。
2005-06-06 astro-ph
Spatial Distribution of the Galactic Center Diffuse X-Rays and the Spectra of the Brightest 6.4keV Clumps
高能量分辨率和低背景，特别是在硬X射线波段，朱雀星上的X射线成像光谱仪提供了极好的银河系中心漫射X射线（GCDX）光谱。本文报道了GCDX空间分辨光谱的研究结果。GCDX最显著的特征是中性铁（FeI）和类氦铁（FeXXV）的K壳层跃迁线，能量分别为6.4keV和6.7keV。这些线的通量相对于Sgr A* 是不均匀和不对称分布的。6.4keV的谱线在银河经度的正向一侧（东侧）特别明亮，并具有星团结构。GC附近的一个明亮的团块在几年的时间尺度上表现出时间的变化。无论是6.4keV还是6.7keV谱线的通量都没有表现出与连续谱通量（5- 10 keV带）的密切比例关系; 6.4keV谱线在高通量侧表现出过剩，6.7keV谱线则相反。另一方面，6.4keV和6.7keV的线通量之和与连续谱通量的比例为1：2，因此我们将GCDX的连续谱通量唯象地分解为6.4keV和6.7keV的通量之比为1：2的连续谱通量。基于这些事实，我们试图估计点源的扩散通量和积分通量对GCDX的贡献。
2008-04-21 astro-ph
Galactic Diffuse $γ$-ray Emission at TeV Energies and the Ultra-High Energy Cosmic Rays
利用能量间隔为$(10 - 2 \times 10^{7})$ GeV/粒子的宇宙线（CR）数据，我们计算了这些CR与ISM热核相互作用产生的初级$γ$射线谱的轮廓。标准化的EGRET测量，这使得估计银河弥漫$γ$-射线背景，由于在TeV的能量中，高能量CR。另一方面，在过去的几年里，已经探测到了几个能量超过$10^{20}$ eV（超过Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止值）的粒子。这些粒子很可能是起源于距离不大于$30 - 50$ Mpc的河外质子[例如，1]。这些超高能质子（UHEP）通过星系际介质的传播导致$γ$-射线级联的发展和TeV能量的最终签名。为了评估UHEP的$γ$射线特征的统计意义，我们还模拟了UHEP与宇宙微波背景光子碰撞后，星系际介质中$10^{19}$ eV $π^{o}$衰变引发的电磁级联的发展。
1997-07-02 astro-ph
Diffuse Gamma-Rays from Local Group Galaxies
宇宙射线与星际介质的相互作用产生了星系中的弥散伽马射线辐射。随着EGRET观测的完成，唯一探测到扩散伽马射线的河外天体是大麦云云。我们系统地估计了本星系群的漫射γ射线通量，并确定了它们在新一代γ射线天文台（如GLAST）的可探测性。对于每个星系，预期的伽马射线通量仅取决于其总气体含量和宇宙射线通量。我们提出了一种方法来计算宇宙射线通量在这些星系中的超新星爆炸，宇宙射线加速被认为发生的观测率。从观测数据中推导出准确的超新星爆发率的困难是我们计算中的主要不确定性。我们估计了本星系群的γ射线通量，发现我们的预测与大麦哲伦星系的观测结果以及小麦哲伦云和M31的观测上限是一致的。仙女座星系的$\sim 1.0 \times 10^{-8}$光子秒$^{-1}$ cm $^{-2}$的通量超过100 MeV，而SMC的$\sim 1.7 \times 10^{-8}$光子秒$^{-1}$ cm $^{-2}$的通量超过100 MeV，预计都可以通过GLAST观测到。M33处于检测限，通量为$\sim 0.11 \times 10^{-8}$ sec $^{-1}$ cm $^{-2}$。其他本星系群的星系至少比GLAST灵敏度低两个数量级。
2001-05-11 astro-ph
