Forming Clusters of Galaxies as the Origin of Unidentified GeV Gamma-Ray Sources
EGRET实验观测到的GeV伽马射线源中有一半以上尚未被确定为已知的天文物体。这类不明源有一个各向同性分量，在整个天空中大约有60个。在这里，我们计算的预期数量的动态形成的星系团发射伽马射线的高能电子加速冲击波时，他们的形式，在结构形成的标准理论的框架。我们发现，几十个这样的形成集群应该是可检测的EGRET，因此相当一部分的各向同性不明来源可以占，如果约5%的冲击能量进入电子加速。我们认为，这些集群是非常难以检测的X射线或光学调查相比，传统的集群，因为他们的扩展角大小约1度。因此，他们定义了一个新的“伽马射线团”。如果这一假设是正确的，下一代伽马射线望远镜，如GLAST，将探测到超过几千个伽马射线团。它将提供一种新的示踪剂动态演变的结构在宇宙中，相比之下，x射线团作为示踪剂的流体动力学稳定的系统。我们还导出了由结构形成的河外γ射线背景所需的磁场强度，使其扩展到100 GeV的观测值，即约为激波加热重子能量密度的10^{-5}。
2000-08-04 astro-ph
Variable Unidentified Gamma-Ray Sources Near the Galactic Plane
在最近的一篇论文中，Romero等人（1999）给出了第三EGRET星表中低纬度未识别伽马射线源的位置相关分析结果，包括超新星遗迹、具有强星风的早期型恒星和OB星协（被认为是脉冲星示踪物）等银河系天体的完整列表。我们现在已经对|b| <10度的42个源进行了研究，没有发现任何对应物。变异性分析表明，该样本包含一个人口的源在伽马射线的变异性高的水平。这些可变源的表面密度比通过银河平面看到的未知活动星系核的表面密度高5倍。我们讨论了这个假定的银河系人口的伽玛射线天体的起源和作用，积分可以发挥在他们的物理识别。
2001-01-08 astro-ph
Gamma-Ray Pulsars: Modeling and Searches
使用似然分析（更新自McLaughlin & Cordes 2000年）和EGRET检测，上限和弥漫的背景测量，我们找到一个最适合的伽玛射线脉冲星人口的光度法。我们发现，170个不明EGRET源中大约有30个可能是彗星。这大约是已知的与不明EGRET源有关的无线电信标数量的两倍。我们预测，AGILE将检测到大约70个点源，包括12个将能够在盲周期搜索中检测到的点源。GLAST应该检测到大约1200个雷达（包括目前已知的200个无线电雷达），其中210个将能够在盲搜索中检测到。我们讨论了在伽玛射线数据中寻找γ射线的方法，并介绍了我们从与未识别的EGRET源相关的新射电γ射线中寻找γ射线周期性的结果。
2003-10-27 astro-ph
Search for a Point-Source Counterpart of the Unidentified Gamma-Ray Source TeV J2032+4130 in Cygnus
为了寻找第一个未确认的TeV源的对应点源，我们对未确认的TeV源J2032+4130和3EG J2033+4118在天鹅座OB 2星协（d = 1.7kpc）方向上的重叠误差盒进行了多波长研究。光学识别和光谱分类的ROSAT PSPC和钱德拉ACIS图像中的较亮的X射线源，没有找到一个令人信服的对应。分类的X射线源是早期和晚期恒星的混合，只有一个例外。钱德拉观测中最亮的光源是一种新的、硬吸收的光源，它既短暂又快速变化。它位于距离TeV发射的质心7'处，这将其置于所要求的2 sigma位置（r = 4.8'）之外。在它的光变曲线中可以看到一个可能的日食或“下降”过渡。该源在1-10 keV的峰值亮度为7 x 10^（32）（d/1.7 kpc}）^2尔格·s^（-1），可能是一颗位于天鹅座OB 2星协之外的静止的低质量X射线双星。观测到一个R = 20.4，J = 15.4，H = 14.2，K = 13.4的符合的变红光学物体，但由于其光谱中缺乏明显的发射或吸收特征，尚未被分类。或者，这个钱德拉和光源可能被认为是质子耀变体的候选者，质子耀变体是一种长期假设的无线电弱伽马射线源。需要更详细的观测来确定这个可变X射线源的性质，并评估它与TeV J2032+4130联系的可能性。
2003-02-06 astro-ph
Population Studies of the Unidentified EGRET Sources
第三个EGRET目录包含了大量的不明来源。这部分天体预计将包括已知的银河系起源的伽马射线发射体，如超新星和超新星遗迹，以及银河系外的耀变体。然而，目前的数据允许有趣的可能性，其中一些对象可能代表一类新的尚未发现的伽马射线源。许多理论上激发的候选发射体（例如湮灭暗物质粒子的团块）已经被提出来解释这些探测。我们采取了一种新的方法来确定这个人口在多大程度上是银河系的，并调查可能的银河系组成部分的性质。通过假设类似于银河系的星系应该拥有相当数量的物体，我们使用EGRET数据集限制了允许的银河系丰度和各类伽马射线源的分布。我们发现，大量的不明来源是星系晕人口的成员是极不可能的，但来源的分布完全在磁盘和隆起是可信的。最后，我们讨论了额外的限制和新的见解，GLAST将提供。
2006-11-08 astro-ph
CHANDRA/VLA Follow-up of TeV J2032+4131, the Only Unidentified TeV Gamma-ray Source
HEGRA Cherenkov望远镜阵列小组最近报告了一个位于天鹅座OB 2外围的稳定和扩展的未识别TeV伽马射线源。这是银河系中已知最大的恒星协，估计仅包含约2600个OB型成员。以前有人认为，在这样的协会中，来自许多年轻恒星的多个相互作用的超音速风引起的大尺度激波和湍流可能在加速银河系宇宙射线中发挥作用。事实上，天鹅座OB 2也与不可变MeV-GeV范围的未识别EGRET源3EG 2033+4118相吻合。为了探索这种可能性，我们报告了CHANNEL X射线天文台和甚大阵（VLA）射电望远镜对扩展TeV源区的近同时跟踪观测。CO，HI和IRAS 100微米排放的分析表明，TeV的源区与一个外围的强大OB星的子组相吻合，这些恒星已经疏散或破坏了大部分周围的原子，分子和尘埃物质，这可能与非常高的能量排放有关。在CO、HI和射电辐射图中，在TeV源区附近还发现了一个有趣的类SNR结构。应用数值模拟，准确地跟踪无线电γ射线发射的初级强子以及初级和次级e+/-，我们发现，宽频带的TeV源区域的频谱有利于主要是核子-而不是电子-起源的高能通量，虽然更深的X射线和无线电观测需要证实这一点。天鹅座OB 2的极端恒星风机械光度转换成核子加速到~PeV（10^15 eV）能量的转换效率非常合理，约为0.1%，足以解释多频发射。
2003-07-11 astro-ph
A search for the radio counterpart of the unidentified gamma-ray source 3EG J1410-6147
我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵列和钱德拉X射线天文台对不明EGRET源3EG J1410-6147方向进行了射电连续谱、HI和X射线观测。观测包括超新星遗迹（SNR）G312.4-0.4和两个年轻的超新星PSR J1412-6145和J1413-6141。我们推导出的SNR的距离下限为6千秒差距，虽然在HI频谱中的正速度功能的解释可能意味着SNR是更遥远的比14千秒差距。PSR J1412-6145，年龄为50 kyr，是最可能与SNR G312.4-0.4相关的脉冲星。两颗脉冲星都没有检测到X射线，并且SNR明亮西部边缘附近的漫射X射线发射很弱。虽然有间接证据表明这个西部区域是一个脉冲星风星云（PWN），但嵌入其中的脉冲星PSR J1412-6145显然不足以解释射电增强。在这个区域的电子加速和伽马射线的起源仍然是未知的，除非到PSR J1413-6141的距离至少比其色散测量距离低3倍。
2002-11-13 astro-ph
Young energetic PSR J1617-5055, its underluminous nebula and unidentified TeV source HESS J1616-508
用Chandra ACIS探测器对年轻高能脉冲星J1617-5055进行了60 ks的观测。除了脉冲星，X射线图像还显示了一个微弱的脉冲风星云（PWN），距离脉冲星约1'。图像的去卷积和重建揭示了~ 1“大小的更明亮的紧凑PWN分量，可能具有喷射环面形态。PWN光谱符合光子指数Gamma=1.5的吸收幂律（PL）模型。在0.5-8 keV波段的PWN总光度，L_{pwn} =3.2 \times 10^{33}尔格·s^{-1}（d=6.5 kpc），是脉冲星自旋下降功率的2 \times 10^{-4}和脉冲星X射线光度的0.2的一部分，这是一个因子，比人们从Chandra观测到的PWNe样品的平均经验关系所期望的要低20倍。脉冲星的光谱可以用吸收的PL来描述，n_{H} =3.5 \times 10^{22} cm^{-2}，伽马=1.1，比任何其他在软X射线波段可靠测量的脉冲星光谱都要硬。这种非热发射是50%脉冲的，每个周期显示一个峰值。我们还研究了J1617和扩展TeV源HESS J1616-508之间的可能联系，HESS J1616-508的中心位于脉冲星以西约10'处。我们发现X射线PWN没有向TeV源优先延伸。因此，Chandra数据没有提供PSR J1617-5055和HESS J1616-508关联的决定性证据。我们还分析了HESS J1616-508区域的X射线…
2008-05-07 astro-ph
Demystifying an unidentified EGRET source by VHE gamma-ray observations
在观测高能伽马射线天文学的一种新方法中，通过成像大气切伦科夫望远镜进行的观测提供了必要的模板，以确定有趣的，但身份不明的EGRET伽马射线源的性质。利用CGRO EGRET探测到的GeV光子，并利用H.E.S.S.通过这些观测，我们能够对EGRET观测到的笑翠鸟复合体中的伽马射线发射进行新的研究，其先前在文献中的报道有些矛盾。3EGJ 1420 -6038很可能解释了两个GeV的伽马射线源（E>1 GeV），两者的位置都与最近HESS在笑翠鸟/兔子复合体中报告的脉冲星风星云（PWN）相吻合。在VHE能量的PWN协会，支持从无线电和X射线波段的观测积累的证据，是空间重合的PSR/plerionic起源的指示，但仍然身份不明的银河伽马射线源EGRET。这不仅支持了已经提出的变量之间的联系，但不明低纬度伽马射线源与脉冲星风星云（3EGJ 1420 -6038已被建议为PWN候选），它还记录了通过将从大口径天基伽马射线仪器测量的GeV辐射与窄视场辐射连接起来，解决明显混乱的EGRET源的能力。通过地面大气切伦科夫望远镜进行的观测，不仅可以看到，而且空间分辨率更高，这是一种非常有前途的识别技术，可在GLAST-LAT时代实现令人信服的单个源识别。
2006-11-22 astro-ph
Positional Coincidence between the High-latitude Steady Unidentified Gamma-ray Sources and Possibly Merging Clusters of Galaxies
我们报告的证据首次合并星系团是一个有希望的候选人的起源高银河纬度，稳定的身份不明EGRET伽马射线源。我们没有使用过去用眼睛选择的星系团光学星表，而是对位于$|b|>45\arcdeg$的7个稳定的不明EGRET源周围的$4\arcdeg \times 4\arcdeg$区域的星系团进行了匹配滤波器调查，并将南银河系极点附近的100个$\sq \arcdeg$区域作为控制场。总共有154个类阿贝尔星团候选者和18个这些星团的近配对/组，预计可能是合并的星团，在估计的红移$z_{est}\leq 0.15$内被确定。七个EGRET源中的五个在距它们1个$\arcdeg$内具有一个或两个集群对/组（CPG）。我们用几种方法评估了这一结果的统计学意义，在保守方法中，实际超额的置信水平最大为99.8%和97.8%。相比之下，我们没有发现与单个集群的显着相关性。除了空间相关性，我们还发现，与EGRET源相关的CPGs的丰富度是相当大的CPGs在控制领域。这些结果表明，在高纬度地区的稳定的不明EGRET源的一部分，物理上与密切的CPGs，而不是与单个集群。我们还讨论了这些结果的可能解释。我们认为，如果这些协会是真实的，他们是很难解释的强子过程，但最好的解释逆康普顿散射的高能电子加速冲击的团簇形成，最近提出的。
2002-05-13 astro-ph
Chandra Observation of the Unidentified TeV Gamma-Ray Source HESS J1303-631 in the Galactic Plane
成像大气切伦科夫阵列H.E.S.S.最近发现了一个在0.4 $-$ 10 TeV能量范围内的扩展源，HESS J1303-631。我们在钱德拉X射线天文台的ACIS-I阵列上获得了5 ks的观测结果，没有发现明显的致密或弥散X射线对应物。档案ROSAT图像在这一区域也是空白。虽然在HESS J1303-631的范围内有几个射电望远镜，但没有一个在X射线中探测到通量极限为$<5 \times 10^{-14}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$的射电望远镜，也没有一个可能是能量场上的对应物。在整个$17^{\prime} \times 17^{\prime}$ ACIS-I场上，我们将2-10 keV带中的过量扩散通量的上限设置为$<5.4 \times 10^{-12}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$。一个具有通量$\approx 4 \times 10^{-14}$ ergscm $^{-2}$ s $^{-1}$的硬点源位于TeV发射的质心的$0.^{\prime}5$内。这些探索性的观察表明，在我们能够更多地了解HESS J1303-631的本质之前，需要更深入地了解Chandra和XMM。它与未确认的TeV J2032+4130的相似性表明，在银河系平面可能存在一类新的高能源，它们来自年轻的大质量恒星或其超新星遗迹。
2005-05-04 astro-ph
A Survey of 56 Mid-latitude EGRET Error Boxes for Radio Pulsars
我们对来自第三个EGRET星表的56个未识别的伽马射线源进行了射电脉冲星巡天，这些源位于银河系中纬度（5度）。<|b| <73 °）。对于每一个源，四个交错的35分钟的指向与13波束，1400兆赫多波束接收器上的帕克斯64米射电望远镜。这涵盖了每个源的95%的误差箱，在约0.2 mJy的极限灵敏度脉冲无线电发射的周期P> 10毫秒和分散措施5度。< 50 pc cm-3. Roughly half of the unidentified gamma-ray sources at |b| >没有提议的活动星系核对应物。我们检测到9个孤立的双星和4个回收的双星，每类有3个是新的。定时观测表明，只有一颗双星的光度是向下旋转的，这甚至与其同步EGRET源的光度略有一致。我们的研究结果表明，人口模型，其中包括古尔德带作为一个组成部分，高估了孤立的星在中纬度银河伽马射线源的数量，这是不太可能的古尔德带星弥补这些来源的大多数。然而，脉冲星射电频谱陡峭的可能性，以及地球射电干扰与长周期脉冲星（P> 200 ms）的混淆，这些脉冲星具有非常低的色散测量值（<10 pc cm-3，预计源的距离小于约1 kpc），这使我们无法强烈地排除这一假设。我们的研究结果也不支持这样的假设，即毫秒级的恒星构成了这些源的大部分。因此，应进一步研究非脉冲星源类别，作为银河系中纬度地区不明EGRET源的…
2006-08-10 astro-ph
An unidentified TeV source in the vicinity of Cygnus OB2
使用切伦科夫望远镜的HEGRA立体系统在TeV能量下对天鹅座区域进行的深度观测（约113小时）意外地发现了一个信号，该信号位于OB星协天鹅座OB 2的核心内，位于EGRET源3EG J2033+4118的95%误差圆的边缘，距离天鹅座X-3以北约0.5度。源的重心为RA（J2000）：20小时32米07秒+-9.2秒（stat）+-2.2秒（sys），Dec（J2000）：+41度30' 30”+-2.0'（stat）+-0.4'（sys）。该源是稳定的，具有+4.6 σ的试验后显著性，在~ 3 σ水平下半径为5.6'的延伸指示，并且具有具有硬光子指数为-1.9 +-0.3（stat）+-0.3（sys）的微分幂律通量。1 TeV以上的积分通量约为蟹状星云的3%。目前还没有发现其他波长的TeV源的对应物，它的扩展将不利于唯一的脉冲星或活动星系核起源。如果与天鹅座OB 2相关联，这种密集的年轻大质量恒星提供了一个有利于多TeV粒子加速的环境，并可能随后与附近的气体云相互作用。或者，我们可以设想通过喷流驱动的终端激波产生伽马射线。
2002-10-02 astro-ph
Statistical properties of local active galactic nuclei inferred from the RXTE 3-20 keV all-sky survey
在RXTE回转巡天（XSS，Revnivtsev等人）期间，我们收集了在银河系纬度|b| >10的3-20 keV波段偶然探测到的95个活动星系核样本，并利用它来研究活动星系核局域布居的统计性质，包括X射线光度函数和吸收分布。我们发现，在低X射线光度（Lx < 10^43.5 erg/s）的活动星系核中，被吸收的（在10^22 cm^-2 < NH < 10^24 cm^-2范围内的本征吸收为特征）和未被吸收的（NH < 10^22 cm^-2）天体之比为2：1，而在较高光度的活动星系核中，这一比例下降到小于1：5。这里估计的Lx > 10^41 erg/s的活动星系核的X射线输出总和小于早先估计的局部宇宙中的总X射线体积发射率，这表明低光度活动星系核、非活动星系和星系团可能共同产生相当的X射线通量。最后，我们提出了一个样本的35个活动星系核候选者，组成的不明XSS源。
2004-11-30 astro-ph
Discovery of Extended X-Ray emission from the unidentified TeV source HESS J1614-518 using the Suzaku Satellite
我们报告了HESS J1614-518的朱雀结果，这是在使用H.E.S.S.进行的银河平面调查中发现的最亮的扩展TeV伽马射线源。望远镜我们在X射线成像光谱仪（XIS）的视场中发现了三个X射线物体，它们被命名为朱雀J1614-5141（src A），朱雀J1614-5152（src B）和朱雀J1614-5148（src C）。Src A是位于HESS J1614-518峰值位置的扩展源，因此它是HESS J1614-518的合理对应物。2-10 keV波段的X射线通量为5 e-13 erg/s/cm ^2，比TeV通量小一个数量级。光子指数为1.7，小于在一些超新星遗迹中发现的高能电子同步辐射的标准值。这些发现提出了一个挑战的模型，其中的TeV发射的起源是逆康普顿散射的宇宙微波背景的加速电子，通过同步辐射发射X射线。Src B位于TeV带图像中相对暗淡的区域;然而，其氢柱密度与Src A相同。因此，src B也可以与HESS J1614-518物理相关。Src C是一颗前景的晚型B星。我们还在HESS J1614-518附近发现了软扩展X射线发射。
2007-12-06 astro-ph
The Gamma Ray Pulsar Population
我们应用可能性分析脉冲星检测，脉冲星上限，和扩散背景测量的OSSE和EGRET仪器上的康普顿伽玛射线天文台约束伽玛射线脉冲星的光度法和伽玛射线脉冲星人口的一些属性。我们发现，光度对自旋周期和偶极磁场的依赖性在OSSE比在EGRET能量（分别为50-200 keV和>100 MeV）更陡峭，这表明不同的发射机制是负责低能量和高能量的伽马射线发射。通过建立一个自旋下降模型并假设脉冲星的空间分布，我们估计了银河系伽马射线背景中由于不明的辐射星所占的比例，并发现辐射星可能是OSSE扩散通量的一个重要组成部分，但在EGRET能量下很可能并不重要。使用这些仪器的扩散背景通量的测量，我们能够放置的制动指数，初始自旋周期，和银河系脉冲星人口的磁场的约束。我们还可以将脉冲星的出生率限制在1/（25年）和1/（500年）之间。我们的结果是基于一个大的伽马射线束，但他们不以一个简单的方式与光束大小的规模。在我们假设的光束尺寸下，EGRET探测的伽马射线效率不超过20%。我们估计，在169个未确认的EGRET源中，大约有20个可能是伽马射线源。我们使用我们的模型来预测未来伽马射线仪器将看到的脉冲星数量，并估计GLAST将检测到大约750个伽马射线脉冲星作为稳定源，其中只有120个是目前已知的射电脉冲星。
2000-02-21 astro-ph
A Study of the Unidentified Gamma-Ray Source 3EG J1828+0142
我们提出了伽玛射线源3EG J1828+0142的无线电环境的研究。这个源在其伽马发射中呈现出非常高的可变性指数和陡峭的高能谱指数$Γ\sim-2.8$。不同频率的大尺度射电图显示，当消除银河系盘的漫射发射时，存在壳型非热结构。在小尺度上，VLA射电图像揭示了在95%伽马射线置信度位置轮廓内存在几个薄弱点源。大多数这些来源目前的非热光谱指数，但不清楚他们是否是河外的。我们讨论的可能性的情况下，大结构是一个SNR和紧凑的无线电源之一是一个孤立的黑洞也产生在原来的超新星爆炸。根据Punsly（1998）的模型，黑洞可能是造成伽马射线辐射变化的原因。用IBIS成像仪进行积分观测，可以探测到来自黑洞相对论性电子-正电子喷注的逆康普顿辐射和蓝移对湮灭辐射。在这方面提出了一些估计数。
2001-04-20 astro-ph gr-qc
On the evolution of the Gamma- and X-ray luminosities of Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云是银河系中一类重要的高能源（E > 0.1 TeV）。它们的伽马射线谱被解释为由于超相对论电子对周围光子的逆康普顿散射，而X射线谱是由于同步辐射。我们研究了γ射线和X射线辐射与类星体的下旋光度和特征年龄之间的关系。我们发现，星云的与距离无关的伽马射线与X射线通量比与自旋下降的光度（\propto \dot{E}^- 1.9）成反比，而与母脉冲星的特征年龄（\propto tau_c^2.2）成正比。我们解释这些结果是由于电子能量分布和星云动力学的演变，支持所谓的遗迹脉冲星风星云的想法。这些经验关系提供了一个新的工具，以分类不明的弥漫伽玛射线源，并估计自旋的亮度和特征年龄的旋转供电的脉冲星风星云的X-和伽玛射线的性质，没有检测到的脉动。我们应用这些关系来预测与风星云相关的四个候选恒星的自旋下降光度和特征年龄。
2008-11-03 astro-ph
A variability analysis of low-latitude unidentified gamma-ray sources
我们对40个低纬度未确认的3EG伽马射线源进行了研究，发现它们与银河系中任何已知的潜在伽马射线发射源的位置都不一致（Romero，Benaglia & Torres，1999）。我们已经进行了变异性分析，揭示了这40个来源中的许多是可变的。此外，这些源的伽马射线光谱指数$<Γ> = 2.41 \pm 0.2$的平均值很陡，再加上高水平的变异性，似乎排除了脉冲星的起源。还研究了与未编目的超新星遗迹候选者的位置重合。样本中只有7个源与这些候选者在空间上一致，这一结果与纯机会关联的预期水平一致。还进行了弱无线电对应的补充搜索，结果作为一个广泛的表，包含所有重要的点样无线电源内的40 EGRET字段。我们认为，为了产生高的可变性，陡峭的伽马射线光谱，并没有强无线电同行观察到的一些伽马射线源，我们的样本中的一类新的对象应被假设，我们分析了一个可行的候选人。
2001-03-01 astro-ph gr-qc
An Extended Galactic Population of Low-Luminosity X-Ray Sources (CVs?) and the Diffuse X-Ray Background
摘要总结：人们常常认为，存在一批新的尚未被识别的X射线源，以解决X射线背景（XRB）特性中的某些特殊性，最近通过对深ROSAT观测中已解决的源的分析表明了这一点（Hasinger \etal 1993年）。我们研究了新发现的X射线源起源于银河系的可能性，并推导出了它的性质，这些性质将解决暗源数量上的差异，并与总背景强度，XRB各向异性，未识别亮源的数量，银河系总X射线光度，以及未解XRB的波动分析结果。我们发现，一个扁平的星系晕（或厚盘）的分布与几个千秒差距的标度高度满足所有上述要求。这些源的典型X射线光度是0.5-2 KeV波段的$\approx 10^{30-31}$ erg/s，太阳附近的源的数密度是$\sim 10^{-4.5} pc^{-3}$，它们在银河系中的总数是$\sim 10^{8.5}$，它们对银河系总X射线光度的贡献是$\sim 10^{39}$ erg/s。我们讨论了这些来源（亚矮星，LMXB，老中子星）的可能性质，并认为，推断的X射线和光学光度的来源，他们的$\sim 2-4$ KeV谱，和派生的本地数密度和空间分布都是一致的，它们是本质上微弱的激变变量与低吸积率。我们讨论了这种人口的可能起源，包括从中断的球状星团或暗星团的起源，作出预测，并建议观测测试。
1994-08-31 astro-ph
The cluster galaxy luminosity function at $z=0.3$: a recent origin for the faint-end upturn ?
我们推导了Abell 1835（$z=0.25$）和AC 114（$z=0.31$）星系的深光度函数（到$M_z=-15$），并与69个星系团的局域$z'$光度函数进行了比较。数据表明，在高红移星系团中不存在暗端上翘现象，即在$M_z < -17$上超过单个谢克特函数的星系数量。这表明，暗端上翻星系是最近通过落入恒星形成场群的星团或通过较亮物体的潮汐破裂而形成的。M
2007-06-20 astro-ph
On the origin of the luminosity - metallicity relation for late-type galaxies: Spirals to irregulars transition
我们考虑了晚型星系中两种被广泛引用的金属度-光度相关机制的作用：较高的散射水平和随着光度增加重元素损失效率降低。我们发现这两种机制对低光度星系（logL_B = 8）和高光度星系（logL_B = 10.5）氧丰度范围的贡献大致相等。我们还考虑了从螺旋到不规则星系的过渡，发现氧丰度不足（表明星系与其环境之间的质量交换程度）和气体分数沿序列平稳变化。因此，我们没有发现“不规则与螺旋二分法”。
2000-01-05 astro-ph
Origin of the scatter in the X-ray luminosity of early-type galaxies observed with ROSAT
利用ROSAT PSPC观测资料，研究了52个早型星系的X射线光度和温度的统计特性。所有的X射线发光星系都表现出很大程度上的扩展发射，其半径为10 $r_e$的几倍，而X射线暗淡星系则没有表现出这样的成分。这导致了早期类型的星系分为两类：X射线扩展星系和X射线紧凑星系。除了少数致密星系团环境中的星系外，X射线致密星系的光度和温度可以很好地用恒星质量损失提供的气体的运动学加热来解释。相比之下，X射线扩展星系的X射线光度显示出很大的散射。讨论了X射线扩展星系是大势结构的中心天体，大势的存在和不存在是X射线光度大散射的主要原因。
2000-09-18 astro-ph
Preheating in the Universe Suppressing High Energy Gamma-rays from Structure Formation
宇宙中的结构形成过程可以由激波加速的电子产生高能γ射线，如果激波的动能的5%进入电子加速，这一过程可能是银河系外γ射线背景（EGRB）的起源，也可能是EGRET探测到的GeV波段未识别源的一部分。然而，我们指出，如果坍缩物质在引力坍缩时已经被外部熵源预热，则伽马射线的产生可能会受到严重抑制，这可以从星系团和星系群的光度-温度（LT）关系中推断出来。我们还通过一个简单的模型粗略估计了这种效应，表明EGRB通量可能被抑制约30倍。因此，结构的形成是很难成为主导的起源EGRB，如果预热实际上是负责所观察到的异常LT关系。γ射线团的可探测数量也减少了，但EGRET全天仍能探测到约5-10个正在形成的γ射线团，这个数量与EGRET目录中稳定的高纬度未识别源的数量相似。未来的GLAST任务应该探测到10^2-10^3伽马射线星系团，即使星系际介质已经预热。
2001-04-06 astro-ph
High-Redshift QSOs in the SWIRE Survey and the z~3 QSO Luminosity Function
我们使用一个简单的光学/红外（IR）光度选择的高红移类星体，确定在光学光度的莱曼Break，并需要一个红色的IR颜色，以区分类星体从共同的闯入者。在斯皮策广域河外红外巡天（SWIRE）遗留巡天的ELAIS-N1（EN 1）和ELAIS-N2（EN 2）场中，搜索得到了100个z~3（U-dropout）类星体候选者，在11.7 ° ^2范围内，19<r '<22。z~3的选择是可靠的，10个候选者的光谱跟踪证实它们都是2.83<z<3.44的类星体。我们发现我们的z~4$（g '-dropout）样本存在不可靠性和不完整性，但在3.50<z<3.89处存在7个以前未发现的类星体。详细的模拟表明，我们的z~3完整性在3.0<z<3.5时为~80-90%，明显优于SDSS在这些红移处的~30-80%的完整性。由此产生的光度函数比SDSS弱两个星等，并有一个β =-1.42 +-0.15的微弱的末端斜率，与在较低的红移测量值一致。因此，我们没有看到类星体光度函数暗端斜率演化的证据。包括SDSS类星体样本在内，我们现在已经直接测量了类星体的空间密度，这些空间密度占z~3处类星体紫外光度密度的70%。我们推导出类星体在z = 3.2，γ = 4.8x10^-13 s^-1处的HI光电离最大速率，大约是通过对Ly-alpha森林的研究推断出的总速率的一半。因此，恒星形成星系和类星体对星系际介质…
2007-11-01 astro-ph
On the Kinematic Origin of the Luminosity-Pulse Lag Relationship in Gamma-ray Bursts
本文从伽马射线暴源运动学的角度解释了Norris等人发现的峰值亮度与能量相关脉冲滞后之间的关系。我认为，相关性应该是“数”光度和脉冲滞后之间。这种解释将已知爆发的相关性的最小二乘拟合提高了25%或更多。它还提出了一个距离估计方案。我建议，这种关系是由于突发之间的视线速度的变化。这种解释允许人们推测伽马射线暴膨胀速度的范围或其喷流张开角的大小。
2000-09-23 astro-ph
On the Origin of the Type Ia Supernova Width-Luminosity Relation
较亮的Ia型超新星（SNe Ia）比较暗的SNe Ia有更宽、衰减更慢的B波段光变曲线。我们研究的物理起源，这种宽度-光度关系（WLR）使用详细的辐射转移计算的SNO-Ia质量模型。我们发现，光度的扩散时间的依赖性（强调在以前的研究），实际上是次要的相关性，在理解模型WLR。相反，基本的物理学涉及超新星Ia的光谱/颜色演化的光度依赖性。在最大光之后，SN颜色越来越受到众多Fe II/Co II线的发展的影响，这些线覆盖了B波段，同时增加了较长波长的发射率。由于较暗的Ia超新星通常较冷，它们在喷出物的富铁层中较早地发生了Fe III到Fe II的复合，导致SN颜色更快地演变为红色。因此，较暗的Ia型超新星的B带下降速率较快，反映了它们的电离演化较快。
2006-09-19 astro-ph
Origin of Radio Emission from Nearby Low-Luminosity Active Galactic Nuclei
本文利用射电、光学和X射线波段的观测资料，对一个具有黑洞质量的活动星系核（AGN）进行了观测，探讨了附近低光度活动星系核（LLAGN）射电辐射的起源。我们发现，在这个样本中的大多数源的射电光度高于ADAF模型预期的最大光度。这意味着这些源的射电辐射主要来自喷流。这个样本中一小部分源的无线电发射可以用ADAF模型来解释。然而，比较观测到的多波段发射数据与ADAF或ADIOS情况下计算的光谱，我们发现，无论是ADAF或ADIOS模型可以再现观测到的多波段发射同时，与合理的磁场强度，这些无线电弱源。各种其他的可能性进行了讨论，我们认为，无线电发射可能是占主导地位的喷流发射，即使在这些无线电弱LLAGN。
2004-12-06 astro-ph
Cosmological Evolution of the Hard X-ray AGN Luminosity Function and the Origin of the Hard X-ray Background
本文研究了活动星系核（AGN）在2-10 keV光度范围（10^{41.5} - 10^{46.5}尔格·s^-1）内硬X射线光度函数（HXLF）随红移的宇宙学演化。通过HEAO 1、ASCA和钱德拉在2 keV以上光子能量下进行的观测组合，我们构建了一个高度完整（>96%）的样本，该样本由247个活动星系核组成，通量范围为10^{-10} - 3.8*10^{-15} erg cm^-2 s^-1（2-10 keV）。为了我们的目的，我们开发了一个广泛的方法来计算本征（吸收前）HXLF和吸收（N_H）函数。这利用了极大似然法，考虑到每个源的X射线光谱，完全校正了观测偏差。我们发现活动星系核的X射线吸收率随内禀光度的增加而减小，并且所有活动星系核（包括I型和II型活动星系核）的HXLF演化都可以用光度依赖的密度演化（LDDE）来描述，其中截止红移随光度的增加而增加.我们的结果直接约束了活动星系核的演化，从而定量地解决了硬X射线背景的主要部分。HXLF和NH函数的组合使我们能够构建一个纯粹的“基于观察”的人口合成模型。我们提出了这个模型的基本后果，并讨论了康普顿厚的活动星系核的硬X射线背景的其余部分的贡献。
2003-09-29 astro-ph
Microquasars and gamma-ray sources
微类星体是一种X射线双星系统，具有起源于喷流特征的非热射电辐射。它们是产生伽马射线的有吸引力的地点，因为喷流中的相对论粒子应该穿过局部强的光子场和物质场。本文讨论了康普顿伽玛射线天文台EGRET仪器探测到的一些未识别的伽玛射线源是否与微类星体有关。描述了这类双星中γ射线辐射的相关模型，并简要评价了用新一代仪器探测微类星体的前景。
2004-07-21 astro-ph
High-Redshift Starbursting Dwarf Galaxies Revealed by GRB Afterglows
本文研究了15个z>2的长持续时间伽马射线暴（GRB）宿主星系。为了比较星际介质（ISM）吸收线特性与宿主星系的恒星特性，我们选择了具有早期余辉光谱的伽玛暴。除了五个以前研究的主机，我们认为新的检测GRB 050820和GRB 060206的主机星系和地方2西格玛上限的亮度剩余的身份不明的主机。研究发现：（1）GRB宿主星系的紫外光度分布与平均光度<L（UV）>= 0.1L * 的紫外光度加权随机星系群的期望值一致;（2）紫外发光度与Si Ⅱ 1526吸收宽度之间存在中等程度的相关性，这与观测到的W（1526）>1.5 Ang的大线宽一起表明宿主星系中存在星系外流驱动的速度场;（3）在z=2-4的恒星形成星系中，ISM金属丰度随星系光度的降低而降低;（4）发现GRB宿主中的星际紫外辐射场比银河系平均值高约35-350倍;（5）在所有已知存在强MgII吸收体的区域中，在距离GRB宿主< 2”处发现了额外的星系，但在没有强MgII吸收体的区域中，在距离GRB宿主< 2”处没有发现额外的昏暗星系。我们的研究证实了伽玛暴宿主星系（具有已知的光学余辉）是z>2时未被遮蔽的恒星形成星系的代表，并表明高空间分辨率图像对于精确识别存在强干涉吸收体的伽玛暴宿主星系是必要的。
2008-09-15 astro-ph
The Origin of Radio Emission in Low-Luminosity Active Galactic Nuclei: Jets, Accretion Flows, or Both?
利用甚长基线阵列对NGC 3147、NGC 4203和NGC 4579中的低光度活动星系核进行了四个频率的成像。这些星系在所有频率下都无法分辨，其大小上限为$10^3-10^4$乘以其中心大质量黑洞的史瓦西半径。在1.7和5.0 GHz之间的光谱指数范围从0.2到0.4;其中一个或两个星系的光谱转换在5.0和8.4 GHz之间。高亮度温度（$> 10^9$ K）和相对直的光谱意味着自由-自由发射和/或吸收不能解释轻微反转的光谱。虽然核心的射电性质表面上类似于对流主导的吸积流的预测，但射电光度与X射线光度相比太高了。我们认为，大量的无线电发射产生的紧凑的无线电喷流，这可能与低辐射效率吸积流共存。
2001-10-24 astro-ph
Correlation between regions of star formation and gamma-ray sources
发现未确认γ射线源（UGS）的位置与恒星形成区（RSF）之间存在显著的统计相关性，与RSF位置一致的UGS占$47\pm 8$ %。平均而言，重合的离散伽马射线源相对于其余的UGS具有更硬的能量谱和更大的强度。集中在RSF中的暗物质的湮灭被认为是伽马辐射的可能来源。
2008-04-14 astro-ph
Study of the Origin of the Luminosity-Metallicity and the Stellar Mass-Metallicity Relations in Hierarchical Universes
本文研究了星系团体系中的光度-金属丰度关系（LMR）和恒星质量-金属丰度关系（MMR）。我们进行了数值流体动力学模拟与Scannapieco等人的化学GADGET-2。05 The Universe（2005）我们发现我们模拟的星系系统再现了观测到的局部LMR及其在零点和斜率上的演化。模拟的MMR也与最近的观测结果一致。通过对MMR演化过程的分析，我们发现在~10^（10.2）M_sun / h处存在一个特征质量，它将两个具有不同天体物理性质的星系群分开。更大质量的系统倾向于在z > 2时形成恒星，并且比较小的系统表现出更少的演化。因此，这种特征质量是由分层方案中结构的形成决定的。我们的研究结果还表明需要重要的超新星反馈。
2006-05-02 astro-ph
On the origin of the galaxy luminosity function
证据的总结表明，当一个原星系崩溃，一小部分$f$的气体未能加热到维里温度，$f$是大的晕质量小于与$L^*$星系相关的值$M^*$。恒星和星系只形成于冷气体部分。在传统的星系形成的半解析模型中，热气体是从低质量系统中喷射出来的。在高质量系统中，它被保留下来，但不会冷却并形成恒星。相反，它形成了一个基本上惰性的大气层，其中冷却被偶尔活跃的星系核活动星系核抑制。冷气体经常落入星系晕。在没有维里温度气体的稠密大气的情况下，它在近似圆形的轨道上形成恒星。当有一个足够稠密的热大气层时，冷的下沉气体往往会被热大气层烧蚀和吸收，然后才能形成恒星。这张照片很好地解释了高光度星系的过剩，这些星系最近一直困扰着星系形成的半解析模型，取而代之的是来自老恒星的中等光度系统和来自热气体的大X射线光度系统。
2003-11-07 astro-ph
Constraints on Cosmic-Ray Origin Theories from TeV Gamma-Ray Observations
如果超新星遗迹（SNRs）是宇宙射线加速的场所，那么相关的核相互作用应该会导致从最近的SNRs观测到TeV伽马射线的通量。惠普尔天文台的伽马射线望远镜已经对附近六个射电明亮的SNR进行了伽马射线通量的测量。没有检测到显著的排放，并报告了$>$ 300 GeV通量的上限。其中三个SNR（IC 443，γ-Cygni和W 44）在空间上与EGRET探测到的低纬度不明来源一致。这些上限削弱了冲击加速和能量相关传播的最简单模型的情况。
1997-06-13 astro-ph
On the Origin of the Radio/X-Ray Luminosity Correlation in Black Hole Candidates
在以前的工作中，我们发现在低质量X射线双星系统中，中子星（NS）和银河系黑洞候选者（GBHC）的光谱状态转换和其他光谱性质可以用磁螺旋桨效应来解释，这种磁螺旋桨效应需要一个具有内禀磁性的致密中心天体。在后来的工作中，我们证明了内在磁性的GBHC可以很容易地被广义相对论容纳在磁层永恒坍缩物体（MECO）中，其寿命大于哈勃时间，并检查了它们的一些光谱特性。在这项工作中，我们展示了如何一个标准的薄吸积盘和日冕可以与中央磁场在环礁类NS，GBHC和活动星系核（AGN）建模为MECO，产生喷气机，发射无线电通过红外光度$L_R$与质量和X射线光度为$L_R \propto M^{0.75 - 0.92}L_x^{2/3}$的质量尺度不变截止在低/高光谱状态开关。比较MECO-GBHC/AGN模型和观测结果，我们发现，AGN、GBHC和NS类环礁的相关指数、质量标度不变截止值和射电光度比都得到了正确的预测，这有力地说明GBHC和AGN具有可观测的内禀磁矩，因此不具有事件视界。
2004-02-18 astro-ph
Young close-by neutron stars: the Gould Belt vs. the Galactic disc
我们提出了一种新的近距离年轻中子星的粒子数合成计算方法。与我们以前的研究相比，我们使用了不同的中子星质量谱和不同的初始空间和速度分布。研究结果证实，大多数ROSAT暗射电宁静孤立中子星起源于古尔德带。在低银河纬度地区，ROSAT卫星数据中有几十颗年轻的中子星可以被识别，其中一些中子星也可能是EGRET未确认的中子星。
2004-05-29 astro-ph
The Origin of the Intrinsic Scatter in the Relation Between Black Hole Mass and Bulge Luminosity for Nearby Active Galaxies
本文研究了45个大质量局部（z < 0.35）第1类活动星系核（AGN）中黑洞质量（MBH）与核球光度[L（bulge）]相关的内禀散射的起源。我们来自MBH从公布的光谱假设一个球形的宽线区域，和L（凸起）从详细的二维分解档案光学哈勃太空望远镜图像。活动星系核遵循不活跃星系的MBH-L（bulge）关系，但零点平均移动Δlog MBH ~-0.3dex。我们发现，零点偏移的大小，这是负责的内在散射MBH-L（凸起）的关系，与几个活动星系和宿主星系的属性，所有这些都是最终相关的，或直接影响，BH质量吸积率。在一个给定的隆起光度下，具有较高爱丁顿比的源具有较低的MBH。零点偏移可以用用来估计MBH的维里积归一化的变化，以及活动星系核阶段BH的适度增长（~ 10%-40%）来解释。星系合并和潮汐相互作用似乎在调节低红移活动星系核中的活动星系核燃料供应中起着重要作用。
2008-07-08 astro-ph
PSR J1016-5857: a young radio pulsar with possible supernova remnant, X-ray, and gamma-ray associations
我们报告发现一个年轻的和充满活力的脉冲星在银河平面的帕克斯多波束调查。PSR J1016-5857的自转周期为107 ms，周期导数为8 e-14，意味着其特征年龄为21 kyr，自旋下降光度为2.6e36 erg/s。这颗脉冲星位于超新星遗迹G284.3-1.8的外部，可能与之相互作用。存档的X射线数据显示在脉冲星位置附近有一个辐射源，这与脉冲星风星云的辐射一致。这颗脉冲星也位于未确认的EGRET源3EG J1013-5915的错误框内，它代表了一个可能的对应物。
2001-07-10 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Stellar Associations? The Case of Cygnus OB2
所有太阳系外宇宙射线的起源--包括超高能和低能银河系射线--仍然不清楚。有人认为，来自年轻恒星协的许多热恒星的多个相互作用的超音速风引起的大尺度激波和湍流可能在加速银河系宇宙射线中发挥作用-无论是否有相关的多个超新星遗迹（例如，超新星遗迹）。Cesarsky & Montmerle，1983; Bykov 2001）.在这种情况下，HEGRA切伦科夫望远镜组关于天鹅座OB 2外围稳定和扩展的未识别TeV伽马射线源的报告特别重要。天鹅座OB 2是银河系中已知质量最大的星协，估计包含约2600个OB型成员，事实上，天鹅座OB 2也与不可变MeV-GeV范围的未识别EGRET源3EG 2033+4118相吻合。我们在这里总结的扩展TeV源区域的CHANNEL X射线天文台和甚大阵（VLA）射电望远镜的近同时的后续观测。应用数值模拟，准确地跟踪无线电伽马射线发射的初级强子，以及初级和次级e+/-，我们发现，宽频带的TeV源区域的频谱有利于一个主要的核子，而不是电子起源的高能通量，虽然更深的X射线和无线电观测将有助于证实这一点。天鹅座OB 2的极端恒星风机械光度转换成核子加速到~PeV（10^15 eV）能量的转换效率非常合理，约为0.1%，足以解释多频发射。
2003-06-11 astro-ph
Self-Regulated Growth of Supermassive Black Holes in Galaxies as the Origin of the Optical and X-ray Luminosity Functions of Quasars
我们假设，超大质量黑洞在星系中心生长，直到它们与供给它们的星系气体分离。我们证明了相应的自调节条件产生了黑洞质量（Mbh）和星系速度色散（sigma）之间的相关性，并基于Lambda-CDM宇宙学中星系晕的层次演化恢复了观测到的红移至z~6的类星体的光学和X射线光度函数.我们的模型仅用一个自由参数和一个简单的算法，就给出了观测到的2<z<6的光学亮或X射线暗类星体在3个数量级的热光度和3个数量级的共动密度/光度对数范围内的数密度演化。自我调节条件确定的动力学时间的星系盘在高峰期类星体活动（z~2.5）的起源推断的特征类星体的寿命约为1000万年。由于寿命变得可比的Salpeter e-折叠时间在这个时代，该模型还意味着Mbh-西格玛关系是一个产品的反馈调节吸积在类星体活动的高峰期。那时吸积的黑洞的质量密度与我们通过结合Mbh-σ关系和SDSS星系测量的速度色散函数计算出的局部黑洞质量密度（每立方Mpc约为10^5太阳质量的0.8-6.3倍）是一致的（Sheth et al. 2003年）。将类似的自调节原理应用于恒星爆发中的超新星驱动风，我们发现黑洞质量与星系球状体的恒星质量之比随红移的增加而增加，为（1+z）^1.5，尽管Mbh-σ关系与红移无关。
2003-04-09 astro-ph
What is the Cosmic-Ray luminosity of our Galaxy?
银河系的宇宙线总光度是宇宙线产生模型的一个重要限制。扩散的高能量$γ$ -射线和银河系的无线电同步辐射被用来推导出这个光度。这一结果几乎比基于观测到的宇宙射线核素同位素丰度的标准估计值大两个数量级。我们讨论了这种差异的合理解释和这样一个相对较大的光度可能的起源。
2000-07-20 astro-ph
High Frequency Peakers: young radio sources or flaring blazars?
我们对Dallacasa等人（2000年）选出的55个候选高频峰（HFP）中的45个进行了新的、同时的、多频观测，这些观测是在第一组观测之后的3到4年进行的。我们的子样本包括10个星系，28个恒星物体（“类星体”）和7个不明来源。两组观察结果都足够灵敏，可以检测10%或更低水平的变异性。虽然星系没有表现出明显的变化，但大多数类星体都有。其中7个不再显示出作为千兆赫兹峰值光谱（GPS）/HFP源的定义属性的凸光谱，并被解释为Dallacasa等人（2000年）在耀斑期间捕获的耀变体，当时高度自吸收的成分占主导地位。一般来说，类星体子样本的变异特性（振幅、时间尺度、耀斑分量峰值亮度和峰值频率之间的相关性）类似于耀变体。因此，我们的结论是，大多数HFP候选人确定类星体很可能是耀斑耀变体。
2004-10-27 astro-ph
