Ultra High Energy Neutrinos from Supernova Remnants
本文讨论了超新星遗迹可能产生的超高能（$\ge$ TeV）中微子辐射，特别是强子γ射线产生模型。最近的甚高能量（VHE）$γ$射线观测从SNRs是本研究背后的主要动机。
1999-01-15 astro-ph
H.E.S.S. observations of the supernova remnant RCW 86
壳型超新星遗迹（SNR）RCW 86-可能与历史超新星SN 185有关-在过去三年中被高能立体系统（H.E.S.S.）观测到，位于纳米比亚的四个大气切伦科夫望远镜阵列。RCW 86的多波长特性，例如微弱的无线电发射和几乎完全由同步辐射组成的东北X射线发射，类似于两个甚高能量（VHE;> 100 GeV）伽马射线发射SNR RX J1713.7 - 3946和RX J0852 - 4622。H.E.S.S.观测揭示了一个新的VHE伽马射线辐射源。2将介绍这个新的源的形态和光谱特性。
2007-10-10 astro-ph
The multi-band nonthermal emission from the supernova remnant RX J1713.7-3946
从超新星遗迹RX J1713.7-3946中探测到了非热X射线和极高能（VHE）$γ$ -射线，特别是最近用\textit{Suzaku}卫星进行的观测清楚地揭示了X射线光谱中的光谱截止，这与母电子能谱的截止直接相关。然而，来自SNR的VHE $γ$ -射线的起源是强子还是轻子仍然存在争议。基于非线性冲击加速过程的半解析方法，考虑加速电子对非热辐射的贡献，研究了RX J1713.7-3946的多波段非热辐射。结果表明，在适当的参数下，该模型能很好地解释RX J1713.7-3946的多带观测，TeV $γ$射线具有强子起源，即，它们通过质子-质子（p-p）相互作用产生，因为在冲击中加速的相对论质子与周围物质碰撞。
2008-10-23 astro-ph
A detailed spectral and morphological study of the gamma-ray supernova remnant RX J1713.7-3946 with H.E.S.S
我们介绍了利用完整的H.E.S.S.对银河壳型超新星遗迹（SNR）RX J1713.7-3946（也称为G347.3-0.5）进行深度观测的结果。2004年的数组。详细的形态学和空间分辨光谱研究以前所未有的精确度揭示了该天体的甚高能（VHE -能量E > 100 GeV）伽马射线方面。由于这是第一次深入分析的扩展VHE伽马射线源，我们提出了一个彻底的讨论，我们的方法和调查可能的来源系统误差。在整个SNR中检测到伽马射线。排放被发现类似于一个壳结构，从西部和西北部的通量增加。整个SNR的差分伽马射线谱测量超过两个数量级，从190 GeV到40 TeV，是相当困难的指示偏离纯幂律在高能量。还测定了RX J1713.7-3946的空间分离区域的光谱。通量值的变化超过两倍，但谱形没有明显变化，X射线和伽马射线图像之间存在显著的相关性。在两个波长范围内的径向分布揭示了SNR区域中几乎处处相同的形状。RX J1713.7-3946的VHE γ射线发射的现象进行了讨论的两种情况下，一种情况下的γ射线产生的VHE电子通过逆康普顿散射和γ射线是由于中性π衰变质子-质子相互作用。结合多波长的考虑，后一种情况是有利的。然而，关于RX J1713.7-3946的伽马射线发射主要由母粒子群引起，目前还不能得出决定性的结论。
2005-12-05 astro-ph
Hadronic Gamma Rays from Supernova Remnants
超新星遗迹（SNR）附近的气体云提供了一个pp碰撞的目标，导致随后的伽马射线发射通过中性π衰变。在预测信噪比甚高能γ射线辐射谱的模型中，通常假设加速粒子的环境谱指数接近-2。然而，如果气体云位于距离SNR冲击一定距离处，则该假设不一定正确。在这种情况下，与云相互作用的粒子是从激波泄漏的粒子，它们的光谱近似为单能，注入能量随着SNR的老化而逐渐减小。在GLAST能量范围内，粒子与气体云相互作用产生的伽马射线谱将比预期的要平坦，截止点由实验室坐标系中的π介子动量分布定义。我们评估从SNR冲击逃逸的粒子的通量，并将结果应用于HESS在银河系中心检测到的VHE漫发射。
2007-08-15 astro-ph
TeV Measurements of Young Pulsars and Supernova Remnants
用达勒姆大学的Mark 6望远镜观测了一些超新星遗迹和年轻的超新星（船帆座脉冲星，PSR B1055-52，PSR J1105-6107，PSR J 0537 -6910和PSR B 0540 -69）。从这些物体中没有探测到VHE伽马射线发射，无论是稳定的还是脉冲的。
1999-06-08 astro-ph
Exploring a SNR/Molecular Cloud Association Within HESS J1745-303
HESS J1745-303是在银河平面巡天（Galactic Plane Survey）中使用HESS发现的一个扩展的、未经确认的VHE（甚高能量）伽马射线源。由于以前没有在较长波长的数据中发现明显的对应物，因此还没有很好地理解VHE发射的过程。结合最新的VHE数据与最近的XMM-牛顿观测和各种源目录和较低的能量调查数据，我们试图匹配（从能量和位置的角度来看）的HESS J1745-303的发射的各个部分与可能的候选人。虽然没有一个单独的对应物被发现，以充分解释的VHE排放，我们假设，至少有一小部分的VHE源可以解释超新星遗迹/分子云协会和/或高自旋下通量脉冲星。
2008-03-19 astro-ph
Observation of an extended VHE gamma-ray emission from MSH 15-52 with CANGAROO-III
2006年4月至6月，我们利用CANGAROO-III成像大气切伦科夫望远镜阵列观测了超新星遗迹MSH 15-52（G320.4-1.2），其中包含伽马射线脉冲星PSR B1509-58。我们在48.4小时的总有效曝光期间检测到7sigma水平的810 GeV以上的伽马射线。我们获得了2.35 TeV的微分伽马射线通量（7.9+/-1.5_{stat}+/-1.7_{sys}）\times 10^{-13} cm^{-2}s^{-1}TeV^{-1}，光子指数为2.21+/-0.39_{stat}+/-0.40_{sys}，这与H.E.S. S的结果一致。2004年的观察。与我们的点扩散函数相比，形态显示出扩展发射。我们认为合理的起源的高能量发射的基础上的多波长光谱分析和能量参数。
2007-12-29 astro-ph
Chandra Studies of Nonthermal Emission from Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
虽然超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是宇宙射线的主要来源，但直到最近，X射线观测才确定了几个以非热辐射为主的壳型SNRs，从而揭示了能量远远超出典型热谱的冲击加速电子。其中两个SNRs被探测为VHE伽马射线源，在其他残骸中，激波速度和电子温度之间的差异指向一个强大的宇宙射线成分，它以牺牲热气体为代价而蓬勃发展。无线电，X射线和伽马射线发射的建模提供了对粒子加速的约束以及该机制繁荣的介质的属性。蟹状脉冲星风星云（PWNe）的特征是一个终止激波，在这个激波处，风被迫加入外层星云的缓慢膨胀。这些冲击波也是粒子被提升到高能量的场所;蟹状星云的X射线发射，以及VHE伽马射线所观测到的逆康普顿辐射，意味着电子的能量超过~100 TeV。最近的X射线观测已经开始揭示蟹状星云和其他PWNe星云中的这些激波区，现在使我们能够限制脉冲星风的性质以及外部星云中的流动条件。在这里，我提出了一个简短的概述，最近的研究与钱德拉X射线天文台，这些冲击加速区的属性终于被揭示。
2002-12-16 astro-ph
Constraints on the Parameters of the Unseen Pulsar in the PWN G0.9+0.1 from Radio, X-Ray, and VHE Gamma-Ray Observations
射电，X射线，和HESS γ射线观测银河系中心（GC）的复合超新星遗迹SNR G0.9+0.1被用来约束一个依赖于时间的注入模型的下游电子光谱负责的总多波长光谱。利用自旋下降功率演化和星云场演化的效应再现了现今的多波长光谱。假设一个典型的HESS型脉冲星风星云（PWN）的星云磁场衰减模型，以6 μ G的现今场强为终点，如果我们假设诞生周期和年龄分别为43 ms和6,500 yr，则得到初始自旋下降功率为~ 10 E +38 ergs/s。这给出了一个现今的自旋下降功率为~ 10 E +37 ergs/s，这与现今从X射线观测中得出的自旋下降功率非常吻合。
2006-12-21 astro-ph
Discovery of very high energy gamma-ray emission in the W 28 (G6.4-0.1) region, and multiwavelength comparisons
H.E.S.S.对年龄较大（> 10^4年;直径约0.5度）的复合超新星遗迹（SNR）W 28的观测显示，位于其东北部和南部边界的甚高能量（VHE）伽马射线辐射。东北部VHE源（HESS J1801-233）位于W 28与致密分子云相互作用的区域，包含OH脉泽，本地射电和X射线峰。南部的VHE源（HESS J1800-240，组件标记为A，B和C）被发现在一个由几个HII区域占据的区域中，包括超紧凑的HII区域W 28 A2。我们的分析NANTEN CO数据揭示了一个密集的分子云包围这个南部地区，我们的EGRET数据的再分析显示，MeV/GeV的排放集中在HESS J1801-233和东北相互作用区域。
2007-10-10 astro-ph
Method to extract the primary cosmic ray spectrum from very high energy gamma-ray data and its application to SNR RX J1713.7-3946
超新星遗迹很可能是银河系宇宙射线的加速器。假设这一假设的正确性，我们开发了一种方法来提取母宇宙射线谱从超新星遗迹（和其他伽马透明源）发出的VHE伽马射线通量。也就是说，我们计算半解析的（逆）运营商，涉及到一个任意的伽马射线通量的父宇宙射线谱，而不依赖于任何理论假设的宇宙射线和/或光子谱的形状。我们通过将其应用于H.E.S.S.观测到的年轻SNR RX J1713.7-3946来说明这种技术的使用。在过去的三年里，实验。该方法的具体实现允许使用参数化VHE伽马射线通量或直接使用原始数据作为输入。文中还讨论了探测宇宙射线谱特征的可能性和确定母宇宙射线谱的误差。
2008-01-04 astro-ph
XMM-Newton observations of HESS J1813-178 reveal a composite Supernova remnant
我们提出了X射线和12 CO（J=1-0）的观测甚高能（VHE）γ射线源HESS J1813-178的目的是了解的γ射线发射的起源。使用这个数据集，我们能够进行光谱和形态研究的X射线发射从这个对象具有更高的精度比以前的研究。NANTEN 12 CO（J=1-0）的数据被用来搜索的γ射线发射与分子云的相关性，可以作为靶材料的γ射线产生的强子方案。南天12 CO（J=1-0）的观测结果显示，在HESS J1813-178附近距离4千秒差距处有一个质量为2.5 × 10^5 M $_{\sun}$的巨大分子云。尽管没有直接的位置重合，这个巨大的云可能影响了伽马射线源及其周围环境的演变。X射线数据显示了一个高度吸收的非热X射线发射物体，与先前已知的ASCA源AX J1813-178相一致，显示了一个紧凑的核心和一个向东北延伸的尾巴，位于射电壳型超新星遗迹（SNR）G12.82-0.2的中心。这个中央对象显示形态和光谱相似的脉冲星风星云（PWN），因此，我们认为该对象是很可能是一个复合信噪比。我们讨论的情况下，伽玛射线起源于壳的SNR和一个在其中，他们起源于中央对象。我们证明，为了连接的核心X射线发射的VHE伽马射线发射电子必须被加速到至少1 PeV的能量。
2006-11-20 astro-ph
Nucleonic gamma-ray production in Pulsar Wind Nebulae
在甚高能量（VHE）伽马射线下对银河系盘内弧度的观测揭示了至少16个新的来源。除了壳型超新星遗迹外，脉冲星风星云（PWN）似乎是VHE γ射线源目录中的主要源群。除蟹状星云外，新发现的PWN在VHE γ射线下分辨为空间扩展（5-20 pc）。目前，至少有3个中年（$t>10$ kyrs）PWN（Vela X，G18.0-0.7和G313.3+0.6，在"笑翠鸟“区域）和1个年轻PWN MSH 15-5{ \it 2}（$t=1.55$ kyrs）已被鉴定为VHE发射PWN（有时称为" TeV Plerions”）。另外两个候选者“TeV Plerions”已经被确定，并已在本次会议上报告[1]。在这篇文章中，船帆座X的伽马射线发射是由脉冲星风中的核子成分解释的。测量的宽带光谱能量分布与预期的X射线发射的初级和次级电子。比较了三个中龄PWN的X射线辐射和TeV辐射。
2006-09-14 astro-ph
Particle Acceleration and Gamma-Ray Production in Shell Remnants
在TeV伽马射线中观测到了一些邻近北半球的壳型超新星遗迹（SNRs），但迄今为止还没有发现。这一失败要求对SNR的伽马射线发射的理论论据进行批判性的重新评估。本文用全动力学理论讨论了壳型固体火箭发动机中的扩散激波加速问题。重点也给出了VHE伽马射线生产由于SN祖发现自己在环境条件下可能存在的问题。观测上限的伽马射线通量的理论预测进行了比较。本文讨论了TeV能量下电子感生逆康普顿γ射线发射的X射线幂律连续体观测的经验参数与来自相同物体的核子π-零衰变发射的关系。最后，一个点是最简单的情况下，超新星Ia，预计爆炸在一个统一的拱星介质。这里特别是最近探测到的SN 1006的南半球残骸与第谷的SNR进行了比较。根据两个遗迹的假设参数，SN 1006被初步确定为TeV伽马射线发射主要由逆康普顿辐射的遗迹。第谷可能是一个占主导地位的π零衰变伽马射线源。
1997-11-18 astro-ph
First detection of a VHE gamma-ray spectral maximum from a Cosmic source: H.E.S.S. discovery of the Vela X nebula
船帆座超新星遗迹（SNR）是一个复杂的区域，包含许多非热辐射源。这个SNR的内部部分，在脉冲星PSR B 0833 -45的2度范围内，已经被H.E.S.S.观测到。伽马射线大气切伦科夫探测器在2004年和2005年。在脉冲星以南的一个半径为0.8度的积分区域内，可以看到一个很强的信号。位置周围（RA = 08 h 35 m 00 s，dec = -45 deg.）36' J2000.0）。这一过剩与ROSAT和ASCA卫星观测到的硬X射线辐射区域相吻合。观测到的550 GeV和65 TeV之间的源的能谱很好地拟合了幂律函数，光子指数= 1.45 +/- 0.09（stat）+/- 0.2（sys），指数截止能量为13.8 +/- 2.3（stat）+/- 4.1（sys）TeV。1 TeV以上的积分通量为（1.28 +/- 0.17（stat）+/- 0.38（sys））x 10^{-11} cm^{-2} s^{-1}。这一结果是第一次清楚地测量VHE伽马射线源光谱能量分布中的峰值，可能与逆康普顿发射有关。逆康普顿模型对H.E.S.S.的拟合光谱能量分布给出了非热电子的总能量约为2 x 10^{45} erg，介于5 TeV和100 TeV之间，假设到脉冲星的距离为290秒差距。最佳拟合的电子幂律指数为2.0，在67 TeV处有一个光谱突变。
2006-01-25 astro-ph
H.E.S.S. upper limits for Kepler's supernova remnant
开普勒超新星遗迹（G4.5+6.8）的H.E.S.S.观测给出了2004年和2005年总寿命为13 h望远镜阵列。来自广泛的空气簇射的切伦科夫辐射的立体成像用于重建入射伽马射线的能量和方向。没有证据表明从残骸的方向有非常高的能量（VHE：>100 GeV）的伽马射线信号，在230 GeV - 12.8 TeV范围内的能流上限（99%置信水平）为8.6 x 10^{-13} erg cm^{-2} s^{-1}。在现有的理论模型中，缺乏可探测的伽马射线通量意味着至少6.4千秒差距的距离。相应的上限为0.7 cm^{-3}的周围物质的密度推导出来。有了这个距离限制，并假设光谱指数Gamma = 2，加速质子的总能量被限制在E_p < 8.6 x 10^{49} erg。在同步加速器/逆康普顿框架中，外推由RXTE在10和20 keV之间测量的能量的幂律，从逆康普顿散射预测的伽马射线通量低于大于52 μ G的磁场值的测量上限。
2008-06-20 astro-ph
Pulsar Wind Nebula candidates recently discovered by H.E.S.S
H.E.S.S.是目前最敏感的仪器在甚高能量伽马射线域，并揭示了许多新的来源沿银道面，其中很大一部分似乎是与高能伽玛射线源。HESS J1825-137和船帆座X被认为是这类源的原型，其中大的VHE星云是脉冲星风和超新星遗迹宿主的整个历史的结果，两者都在复杂的星际介质中演化。这些星云被认为是偏离脉冲星的位置，对于HESS J1825-137，测量到了离脉冲星越来越远的光谱变陡。在这方面，更新了H.E.S.S.给出了两个已发表的源HESS J1809-193和HESS J1912+101的结果，以及新发现的HESS J1356-645的初步结果。这些扩展的VHE源被认为分别与高能双星PSR J1809-1917、PSR J1913+1011和PSR J1357-6429有关。每个源的VHE制度中的属性，连同在无线电和X射线域中测量的，进行了讨论。
2008-11-10 astro-ph
A possible association of the new VHE gamma-ray source HESS J1825--137 with the pulsar wind nebula G18.0--0.7
我们报道了最近发现的极高能PDMATHAMM射线源HESS J1825- 137与$2.1\times 10^{4}$年的类船帆座脉冲星PSR B1823- 13的脉冲风星云（通常称为G18.0 - 0.7）的可能关联。HESS J1825- 137在H.E.S.S.进行的银河平面调查中被发现，其显著性为8.1 $σ$。2004年的文书。HESS J1825- 137的质心位置在脉冲星位置以南偏移11 \arcmin。\emph{XMM-Newton}观测揭示了一个不对称的脉冲星风星云的X射线同步辐射，该星云延伸到脉冲星的南部。我们认为，所观察到的形态和TeV光谱指数表明，HESS J1825- 137和G 18.0- 0.7可能是相关的：TeV发射电子的寿命预计将更长相比，{ \it XMM-牛顿} X射线发射电子，导致电子从较早的时代（当自旋下降功率较大）有助于目前的TeV通量。这些电子被认为是同步加速器冷却的，这解释了观测到的$\sim 2.4$的光子指数，而TeV发射电子的更长寿命自然解释了为什么TeV星云比X射线尺寸大。最后，超新星遗迹膨胀到一个不均匀的介质中，预计将在不同的时间与脉冲星风星云产生相互作用的反向冲击，导致偏移X射线和TeV $γ$射线形态。
2005-10-13 astro-ph
Discovery of gamma-ray emission from the shell-type supernova remnant RCW 86 with H.E.S.S
壳型超新星遗迹（SNR）RCW 86可能与历史上的超新星SN 185有关，其相对较大的尺寸（直径约40'）和非热X射线的存在是伽马射线观测的一个有希望的目标。高能体视系统（High Energy Stereoscopic System，H.E.S.S.）的高灵敏度、几角分的良好角分辨率和大视场等优点，使其成为一种新型的高分辨率、高分辨率的光学系统。使其非常适合于研究这种扩展源的伽马射线形态。H.E.S.S.观测确实导致在非常高能量（VHE; E > 100 GeV）伽马射线中发现SNR RCW 86。在31小时的观测时间内，源被检测到具有8.5 sigma的统计显著性，并且比H.E.S.S.点扩散函数。已经进行了形态学研究，并表明伽马射线通量与X射线发射并不完全相关。来自残骸的流量是蟹状星云流量的10%，光子指数约为2.5。非常高的能量的伽马射线发射的可能来源，通过逆康普顿散射的电子或质子相互作用产生的中性π介子的衰变，讨论的基础上获得的X射线和伽马射线制度的光谱特征。
2008-10-15 astro-ph
Spatially Varying X-ray Synchrotron Emission in SN 1006
越来越多的银河系和河外超新星遗迹在X射线波段显示出非热（非离子）发射。在XSPEC 11中实现为SRESC和SRCUT的新的同步加速器模型，使用射电光谱指数和通量作为输入，并包括完整的单粒子发射率，已经证明同步加速器发射能够产生主要为非热超新星遗迹的光谱，并对剩余热丰度和粒子加速产生有趣的后果。此外，这些模型提供了热和非热组件之间更好的约束分离，而将无约束幂律与现代热模型相结合可以产生一系列可接受的拟合。虽然同步辐射在小范围的能量上可以近似为幂律，但同步辐射光谱实际上在X射线带上是陡峭的。在证明了SN 1006的综合光谱，一个主要由非热发射的遗迹，是很好地描述了同步加速器模型，我现在转向空间分辨观测这个研究良好的遗迹。同步加速器模型同时进行光谱和空间预测，描述非热辐射如何在残骸中变化。有了空间分辨的非热模型和新的热模型，如VPSHOCK，我们现在可以剖析SN 1006的内部工作。
2001-01-17 astro-ph
Separating Thermal and Nonthermal X-Rays in Supernova Remnants I: Total Fits to SN 1006 AD
SN 1006的残骸具有以非热辐射为主的X射线光谱，ASCA前的观测结果通过同步加速器计算得到了很好的描述，电子能量受到逃逸的限制。我们描述了一个更严格的测试的结果：拟合空间集成ASCA GIS（0.6-8千电子伏）和RXTE PCA（3-10千电子伏）数据与同步加速器模型SRESC新移植到XSPEC和一个新的热冲击模型VPSHOCK的组合。新模型能很好地描述2keV以上连续辐射的空间分布和光谱。我们发现，发射主要是非热的，有一个小的，但值得注意的热成分：镁和硅是清晰可见的综合光谱。同步加速器分量从外推的无线电频谱平滑地滚降，具有3.1E17 Hz的特征滚降频率，在该频率处，频谱已经下降到比从无线电频谱的幂律外推低约6倍。TeV观测与新的TeV模型的图像和光谱的基础上的X射线模型拟合的比较给出了一个平均的冲击后磁场强度约9微高斯，这意味着（压缩比为4）的上游磁场3微高斯，并固定在相对论电子在约7 E48尔格的电流能量含量，导致电流电子加速效率约5%。这个总能量大约是磁场中能量的100倍。我们的研究结果表明，联合热和非热拟合，使用复杂的模型，将需要在未来的分析大多数超新星遗迹的X射线数据。
2000-10-20 astro-ph
Discovery of Very-High-Energy Gamma-Rays from the Galactic Centre Ridge
银河系宇宙射线（能量高达10^15 eV）的起源仍然不清楚，尽管人们普遍认为它们起源于膨胀的超新星遗迹的冲击波。目前，研究宇宙射线加速和传播的最佳方法是观测宇宙射线与星际气体相互作用时产生的伽马射线。在这里，我们报告的非常高的能量（VHE，>100 GeV）的伽马射线辐射的扩展区域的观测空间相关的一个复杂的巨大的分子云在中央200 pc的银河系。伽马射线光谱的硬度和这些分子云中的条件表明，产生伽马射线的宇宙射线很可能是质子和原子核，而不是电子。与宇宙射线相关的能量可能来自大约1万年前的一次超新星爆炸。
2006-03-01 astro-ph
