Transient X-ray sources in the field of the Unidentified Gamma-Ray Source TeV J2032+4130 in Cygnus
我们提出了一个分析钱德拉ACIS观测领域的TeV J2032+4130，第一个身份不明的TeV源，偶然发现的HEGRA。这一深度（48.7千秒）的观测是对钱德拉主任早先的5千秒自由裁量观测的后续。在视野中众多的点状X射线源中，最亮的是早期和晚期恒星的混合体。我们发现，几个X射线源是瞬态的，表现出快速增加的计数率的3-10倍，并在性质上类似于一个，硬吸收瞬态源位于早期钱德拉观测的领域。这些瞬态源都不可能对应于TeV源。相反，我们确定了一个地区的扩散X射线发射的误差圆内的TeV源，并考虑其合理的关联。
2006-10-10 astro-ph
Shocking Clouds in the Cygnus Loop
利用哈勃空间望远镜广角行星照相机2对天鹅座圈超新星遗迹的观测，我们在10^15 cm的物理尺度上研究了星际云与冲击波的相互作用。激波阵面被扭曲，揭示了细丝和弥散发射的边缘和正面视图，类似于在较低分辨率下在较大尺度上观察到的视图。我们在密度n~15 cm^-3、速度v_s~170 km/s的云中识别出单个的地震。我们还发现了形态上不寻常的扩散巴尔默主导的发射更快的冲击在一个较低的密度区域。障碍物衍射这些冲击波，因此它们以相对于主爆炸波的斜角传播。在云和爆炸波之间的相互作用的早期阶段，出现了复杂的网络扩散和间接的H α发射，表明复杂的冲击波传播和发射形态发生之前的不稳定性，完全摧毁云。
2001-06-21 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 unidentified TeV source (TeVJ2032+4130) and surrounding field: Final HEGRA IACT-System results
天鹅座中未确认的TeV源现在通过切伦科夫望远镜的HEGRA立体系统从2002年开始的后续观测得到证实。使用所有的数据（1999年至2002年），我们确认这个新的源作为稳定的流量超过四年的数据采集，半径为6.2弧分（+-1.2弧分（统计）+-0.9弧分（系统）），并表现出硬光谱与光子指数-1.9。它位于稠密的OB星协天鹅座OB 2的方向。其积分通量以上的能量E>1 TeV的金额的螃蟹假设高斯分布的内禀源形态的5%。在射电、光学和X射线能量上都没有明显的对应物，使得TeVJ 2032 +4130目前还没有被确认。此处更新了该来源的观测参数，并提供了一些天体物理讨论。还包括FoV中许多其他有趣的源的上限，包括着名的微类星体天鹅座X-3。
2005-01-31 astro-ph
Neutrino Flux from Cosmic Ray Accelerators in the Cygnus Spiral Arm of the Galaxy
在银河平面的天鹅座地区，宇宙射线的产生已经积累了许多有趣的证据。我们在这里表明，冰立方实验可以产生无可争议的证据宇宙线加速通过观察中微子从带电π介子衰变伴随TeV光子通量观察到的HEGRA，惠普尔，西藏和米拉格罗实验。我们假设观测到的TeV光子是银河系旋臂附近宇宙射线加速器产生的中性π介子的衰变产物。由于来源接近，IceCube将在15年的观察中获得5 sigma水平的证据。
2007-09-10 astro-ph
Observations of H3+ in the Diffuse Interstellar Medium
令人惊讶的是，在七个漫射云视线中（天鹅座OB 2 12，天鹅座OB 2 5，HD 183143，HD 20041，WR 104，WR 118和WR 121），使用红外吸收光谱法检测到了H3+的大柱密度，这表明H3+在漫射星际介质中无处不在。使用扩散云化学的标准模型，我们的H3+柱密度意味着不合理的长路径长度（~1 kpc）和低密度（~3 cm^-3）。对相关物种的毫米波、红外和可见光观测表明，化学模型是不正确的，H3+的数密度必须增加一到两个数量级。可能的解决方案包括减少电子分数、提高H2电离速率和/或H3+解离复合速率常数的值小于实验室实验所暗示的值。
2001-10-30 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
Deep radio images of the HEGRA and Whipple TeV sources in the Cygnus OB2 region
上下文现代切伦科夫望远镜揭示了银河系中新的伽马射线源。它们中的一些已经与以前已知的X射线双星系统相一致，而另一些则没有明确的对应物，能量较低。我们最初的目标是报告对第一个扩展但尚未识别的源，即TeV J2032+4130的广泛无线电观测。这个物体最初是由HEGRA望远镜在天鹅座OB2区域的方向上探测到的，它的性质在最近几年一直是一个争论的问题。目标。我们的目标是继续我们在以前的论文中开始的TeV J2032+4130位置的无线电探索，但现在考虑到新的Whipple和MILAGRO TeV望远镜的最新结果。方法.我们的调查主要是基于干涉射电观测与巨型米波射电望远镜（GMRT）接近浦那（印度）和甚大阵列（VLA）在新墨西哥州（美国）。我们还进行了近红外观测与3.5米望远镜和欧米茄2000相机在西班牙阿尔梅里亚的西班牙阿莱曼天文中心（CAHA）。结果我们提出了深无线电地图为中心的TeV J2032+4130位置在不同的波长。特别是，我们的49和20厘米的地图覆盖了一个视野大于半度，完全包括惠普尔位置和MILAGRO发射的峰值。我们最重要的结果是在49厘米的GMRT天线的主波束内检测到的153个射电源的目录，半高全宽（FWHM）为43弧分。此外，我们的多组态VLA图像揭示了我们以前报道的非热扩展发射与改进的角分辨率。
2007-05-25 astro-ph
Gamma-rays and cosmic-rays from a pulsar in Cygnus OB2
我们认为，在天鹅座OB2协会在GeV和TeV的能量范围内的方向观察到的伽马射线源是由于脉冲星，这是由超新星在几万年前创建的。10 ^18 eV处的过量宇宙射线也可能与这颗脉冲星的出现有关。
2003-07-10 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
Evidence for TeV gamma ray emission from TeV J2032+4130 in Whipple archival data
对1989-90年使用惠普尔天文台大气切伦科夫成像望远镜在天鹅座地区拍摄的数据进行的重新分析证实了克里米亚天体物理天文台报告的TeV J2032+4130源的存在，并由HEGRA合作出版。先验HEGRA位置的显著性为3.3 σ。峰值信号出现在RA= 20小时32分钟，Dec=+41摄氏度33分钟。这是天鹅座X-3以北0.6度，这是观测的原始目标。流量水平（蟹状星云水平的12%）介于后两次观测之间，表明TeV源是可变的。
2004-05-26 astro-ph
The Cygnus X region XXII. A probable HAeBe star with a giant bipolar outflow in DR 16
从中等分辨率的射电图像来看，DR 16被怀疑是一个巨大的彗星状星云。为了验证这一建议，我们获得了一个更高的分辨率（15 \arcsec）VLA连续图。我们还分析了来自加拿大银道面巡天的连续谱、H I线和IR数据。这些数据得到了已发表的近红外（J、H、K）恒星测光结果和MSX 8.28微米数据的补充。我们认为，DR 16是一个正在进行的恒星形成网站在距离约3千秒差距的弥漫H II区域。这幅复杂的射电图像是由弥漫的H II与巨大的两极外流遗迹叠加而成的。外流是由一颗可能的赫比格AeBe星产生的，叶瓣是其工作表面的残留物。讨论了额外的环状特征。DR 16是当地旋臂中更大空间的一部分，恒星的形成是一个持续的过程。
2003-11-11 astro-ph
TeV gamma-rays and neutrinos from photo-disintegration of nuclei in Cygnus OB2
TeV γ射线可以提供有关高能天体物理加速器的重要信息。这种伽马射线可能是由于PeV核在紫外光子环境中经历光致衰变后的光去激发产生的。这个过程被提出作为最近发现的HEGRA源在天鹅座OB 2协会的边缘的候选解释。莱曼α背景是由富氧和硼的恒星环境提供的。结果表明：（1）在低能核源处有有效的加速时，可以获得HEGRA通量;（2）在能量为\alt 1 TeV时，洛伦兹增强的紫外光子能激发巨偶极共振，这意味着与E_γ^{-2}行为相比，对γ射线谱的强抑制（其中一些能量将由即将到来的GLAST任务探测）;（3）只有当天鹅座OB 2星协的大部分动能预算用于加速核时，才能在冰立方观测到氦光致蜕变后中子衰变的TeV中微子对应物。
2007-02-05 astro-ph hep-ph nucl-th
The Molecular Environment of the Gamma-ray Source TeV J2032+4130
这个神秘的高能伽马射线源TeV J2032+4130与天鹅座OB 2星协一致，尽管两者之间的物理联系仍然不确定。探测到的极高能量光子可能是通过局部加速的宇宙射线撞击源区域中的分子云而产生的。为了验证这一假设，我们使用了基特峰12米，海因里希-赫兹亚毫米望远镜（HH-SMT）和五所大学射电天文台（FCRAO），获得了12 CO和13 CO的J=1->0和J=2->1线的观测结果。我们在这里报告的检测显着的分子材料对TeV源区域，可以作为本地加速CR的目标。我们还发现紧凑的分子团的证据，在CO光谱显示大的线宽，可能表明在天鹅座OB 2这个地区的充满活力的过程。
2008-02-21 astro-ph
Constraints on the TeV source population and its contribution to the galactic diffuse TeV emission
HESS大气切伦科夫望远镜探测到来自银河平面的14个新的源，使得估计像HESS探测到的那些未分辨的源对米拉格罗合作组织测量的弥散银河辐射的贡献成为可能。研究了HESS源总体的数-强度关系和光度函数。通过评估这样一个源人口的漫发射的贡献，我们得出结论，一个显着的一部分TeV的能量发射测量的米拉格罗实验可能是由于未解决的来源，如HESS源。还给出了有关Veritas、Milagro和HAWC应检测的源的数量的预测。
2007-11-19 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
Environmental Impact on the Southeast Limb of the Cygnus Loop
我们分析了钱德拉X射线天文台对天鹅座圈超新星遗迹东南结的观测。在该区域，冲击波通过非均匀环境传播。外在的差异和随后的多个投影沿着视线，而不是内在的冲击变化，如流体不稳定性，占明显的复杂性的图像。超新星爆炸波和大的星际云密度增强之间的相互作用可以产生形态和光谱特征。大部分的X射线通量都是在这种相互作用中产生的，而不是在超新星遗迹的弥漫内部。光学和无线电波长的额外观测支持了对现有星际介质及其在形成天鹅座环中的作用的解释，它们表明东南结不是冲击波吞没的一个小云。这些数据与冲击波阵面后面的电子和离子温度的快速平衡一致，并且当前冲击波速度v_{bw}约为330 km/s。这一区域的大部分没有显示出非平衡电离条件的强有力证据，这可能是明亮发射区域的高密度的结果。
2004-12-17 astro-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
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
A High Statistics Search for Ultra-High Energy Gamma-Ray Emission from Cygnus X-3 and Hercules X-1
我们对天鹅座X-3和武仙座X-1的X射线双星源的超高能γ射线发射进行了高统计（20亿次事件）搜索。使用CASA-MIA探测器在五年内（1990-1995年）的数据，我们没有发现任何证据表明，稳定的排放源的能量高于115 TeV。推导出的这种排放的上限比先前声称的检测值低两个数量级以上。我们也没有发现任何证据中性粒子或伽马射线发射源的时间尺度上的一天和0.5小时。天鹅座X-3，有没有证据表明发射与4.8小时的X射线周期性或发生大射电耀斑。除非有人假设这些源以前非常活跃，现在处于休眠状态，否则这里提出的限制对早期的结果提出了质疑，并突出了未来可能的实验在探测超高能量伽马射线信号时的困难。
1996-11-14 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
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
Diffuse TeV Emission at the Galactic Centre
高能立体系统（HESS）探测到了与我们银河系中心沿银河脊分布的分子气体相关的强烈弥散TeV辐射。早期HESS对该区域的观测已经揭示了这些能量的几个点源的存在，其中一个（HESS J1745-290）与超大质量黑洞人马座A* 重合。目前还不完全清楚TeV辐射的起源，甚至也不清楚它是由于强子相互作用还是轻子相互作用。然而，我们有理由假设，至少对于漫发射，强度分布与分子气体的紧密相关性表明了一个涉及相对论质子的π衰变过程。本文探讨了银河系中心高能强子的可能来源及其在湍流介质中的传播。我们的结论是，虽然人马座A* 本身可能是产生HESS J1745-290中发射的宇宙射线的来源，但它不能对更远的漫射发射负责。一个点源的分布，如脉冲星风星云沿银道面分散，同样不会产生与HESS图一致的TeV辐射轮廓。我们的结论是，只有一个相对论质子分布加速整个云间介质可以解释与HESS测量的TeV的发射轮廓。
2008-04-18 astro-ph
Detection of diffuse TeV gamma-ray emission from the nearby starburst galaxy NGC 253
本文报道了正常旋涡星系NGC 253的TeV γ射线观测结果。距离$\sim$ 2.5 Mpc的NGC 253是最近的星暴星系之一。这种相对的接近，加上星系中恒星的高形成率，使它成为一个很好的候选TeV伽马射线源。2000年和2001年用CANGAROO-II 10米成像大气切伦科夫望远镜进行了观测。在$\sim 11σ$能级上探测到TeV伽马射线发射，通量为$(7.8 \pm 2.5)\times 10^{-12} {\rm cm}^{-2} {\rm sec}^{-1}$，能量为$>$ 0.5 TeV。数据表明，发射区比我们望远镜的点扩散函数更宽。
2002-11-25 astro-ph
On the X-ray/TeV connection in Galactic jet sources
有三个银河系喷流源，其中TeV的排放已被检测到：LS 5039，LS I +61 303和天鹅座X-1。这三个辐射源在X射线和软伽马射线中显示出幂律尾，这可能表明这种辐射的非热起源。此外，所有三个源显然显示相关的和复杂的行为在X射线和TeV的能量。在某些情况下，这种复杂的行为与轨道运动有关（例如LS 5039，LS I +61 303），而在其他一些情况下，它与系统中发生的一些瞬态事件有关（例如天鹅座X-1，也可能是LS I +61 303和LS 5039）。基于建模或能量的理由，似乎很难解释X-/软伽马射线和TeV波段的发射来自同一区域（即一个区域）。我们还指出了在这些系统中的对创建现象的重要性，其中包含一个大质量和热的恒星，无线电和X射线发射，因为二次对辐射组件可能是显着的，在这些能量范围内。最后，我们讨论，事实上，恒星的存在确实可以有强烈的影响，除了非热辐射的生产，喷流动力学。
2008-05-13 astro-ph
Radio Polarization from the Galactic Plane in Cygnus
我们提出1420 MHz（λ = 21厘米）观测天鹅座银道面117度正方形区域的偏振辐射，覆盖82 < l < 95，-3.5 < b <+5.5，这是一个视线几乎沿本旋臂指向的复杂区域，角分辨率为~ 1 '，并且在图像中完全表示了大至45“的结构。偏振功能承担很少的相似之处，在总功率检测的功能：而偏振信号出现在弥漫的银河同步辐射区，偏振天空的外观是由法拉第旋转发生在小尺度结构中的介入温暖电离介质为主。没有集中的偏振结构朝向银河平面，表明发射和法拉第旋转都发生在附近。我们开发了一个概念框架的解释的意见。我们只能探测到起源比偏振视界更近的偏振发射，距离为d_ph;更远的偏振发射由于深度去偏振（差分法拉第旋转）和/或光束去偏振（由于内部和外部法拉第色散）而无法探测到。d_ph取决于所使用的仪器（频率和波束宽度）以及所研究的方向。在我们的数据中，我们发现d_ph ~ 2kpc，与起源于本地臂的偏振特征一致。
2002-11-19 astro-ph
Observation of Multi-Tev Diffuse Gamma Rays from the Galactic Plane with the Tibet Air Shower Array
Data from the Tibet-III air shower array (with energies around 3 TeV) and from the Tibet-II array (with energies around 10 TeV) have been searched for diffuse gamma rays from the Galactic plane. These arrays have an angular resolution of about 0.9 degrees. The sky regions searched are the inner Galaxy, 20 degrees <= l <= 55 degrees, and outer Galaxy, 140 degrees <= l <= 225 degrees, and |b| <= 2 degrees or <= 5 degrees. No significant Galactic plane gamma-ray excess was observed. The 99% confidence level upper limits for gamma-ray intensity obtained are (for |b| <= 2 degrees) 1.1 times 10^{-15…
2002-08-06 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
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
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
Ultra-High Energy Cosmic Rays and the GeV-TeV Diffuse Gamma-Ray Flux
超高能宇宙射线质子在天体物理物体中加速后，在宇宙微波和红外背景中传播时会产生次级电磁级联。我们表明，这样的级联可以贡献~1%和~50%的GeV-TeV的扩散光子通量测量的EGRET实验。GLAST卫星应该有很好的机会发现这种通量。
2007-04-19 astro-ph hep-ph
Diffuse Neutrino and Gamma-ray Emissions of the Galaxy above the TeV
我们模拟了银河系中宇宙宇宙射线与星际介质的强子散射产生的中微子和$γ$射线辐射。而不是假设一个均匀的CR密度，我们估计CR核的空间分布通过数值模拟。我们考虑几种模型的银河系磁场和ISM分布发现只有一个弱依赖我们的结果对他们的选择。我们发现，通过外推预测的$γ$ -射线谱下降到几个GeV，我们得到了很好的协议与EGRET测量。这样，我们就可以可靠地将我们的预测与TeV以上的观测结果进行比较，包括$γ$射线和中微子。我们证实，MILAGRO在天鹅座地区和HESS在银河系中心脊观察到的过度不能解释，而不调用显着的CR在这些地区的超密度。最后，我们讨论了位于北半球的km级$^3$中微子望远镜测量银河系内部弥散辐射的前景。
2007-05-09 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
The Diffusive Galactic GeV/TeV Gamma-Ray Background: Sources vs. Transport
在CGRO上用EGRET观测到的弥漫的银河伽马射线背景超过了模型预测的1 GeV以上。这对银河系内部来说尤其如此。我们将在这里讨论银河宇宙线（GCR）源的贡献，被认为是悬而未决的，此外，GCR的运输出银河系的可能性是不均匀的银河系盘。在这两种情况下，漫射伽马射线的光谱都比太阳系附近的GCR光谱更硬，正如在现场观察到的那样。源的贡献是必要的，事实证明，扩散背景的重要组成部分，而传输效应是观察到的硬扩散伽马射线谱的几个可能的额外原因之一。
2000-01-19 astro-ph
Very High Energy Gamma-ray Radiation from the Stellar-mass Black Hole Cygnus X-1
本文报道了对天鹅座X-1黑洞X射线双星（BHXB）的甚高能带（VHE，E_γ> 100 GeV）的观测结果。这些观测是用MAGIC望远镜进行的，在2006年6月至11月的26个夜晚中总共进行了40个小时。稳定的伽马射线信号的探测没有得到积极的结果，并已建立了积分通量的上限，范围在蟹状星云通量的1%和2%之间，取决于能量。我们还独立分析了每个观测夜晚，在4.0标准差（sigma）显著性水平（试验校正后为3.2 sigma）获得了9月24日20 h58和23 h41 UTC之间154分钟有效时间（EOT）的伽马射线信号的证据，与RXTE，Swift和INTEGRAL看到的X射线耀斑一致。搜索一夜内变化更快的信号，结果在UTC 22：17至23：41之间的EOT 79分钟内出现显著性为4.9 σ（试验校正后为4.1 σ）的过量。测量到的过量与天鹅座X-1位置的点状源相一致，并且排除了附近由其相对论性喷流提供动力的射电星云。微分能谱符合dN/（dA dt dE）=（2.3+- 0.6）x 10^{-12}（E/1 TeV）^{-3.2 +- 0.6}的幂律方程。这是第一个从恒星质量的黑洞发射VHE的实验证据，因此从确认吸积X射线双星。
2007-06-27 astro-ph
Note on XMM-Newton observations of the first unidentified TeV gamma-ray source TeV J2032+4130 by Horns et al. astro-ph/0705.0009
我评论了Horns等人在TeV J2032+4130的XMM观测中报道的--表观--弥散X射线发射
2007-05-02 astro-ph
An Isolated, Recently Shocked ISM Cloud in the Cygnus Loop SNR
空间分辨ROSAT X射线和地面光学数据的西南地区的天鹅座环路信噪比揭示了前所未有的细节非常早期阶段的冲击波相互作用与孤立的星际云。在上游气流附近和沿云边缘的许多内部云激波锋面在光学上是可见的，它们是增强的H-α发射的尖锐细丝。在云的南北两侧，沿着一条以巴尔默为主的激波细丝线可以看到微弱的X射线辐射，估计X射线气体温度为1.2 x 10^6 K（0.11 keV），对应的激波速度为290 km/s^-1。主云体本身几乎没有X射线通量。相反，X射线辐射被限制在最北部和最南部的云边缘，在离冲击波前锋当前位置最远的下游区域发射最亮。我们估计的相互作用年龄约1200年的基础上观察到的冲击/云的形态。总的来说，光学和X射线特性的冲击ISM云显示了许多的主要功能预测一个年轻的SNR冲击ISM云的相互作用。特别是，人们看到激波的形成和衍射内的非均匀云随着部分主爆炸波吞没。然而，从模型预测的几个显着的差异也存在，包括没有证据表明沿云边缘的湍流，扩散，而不是间接的[O III]的云的主体内的发射，异常强烈的下游[S II]的发射在冲击后的云区，和限制的X射线发射到云的外边界。
2002-06-27 astro-ph
Erratum: Detection of diffuse TeV gamma-ray emission from the nearby starburst galaxy NGC 253
CANGAROO-II望远镜观测到了来自附近星暴星系NGC 253的亚TeV伽马射线辐射。发射区域以0.3-0.6度的径向尺寸延伸。相反，H.E.S.S无法证实这种排放，并给出了CANGAROO-II通量水平的上限。为了解决这一差异，我们分析了CANGAROO-III对NGC 253的新观测结果，并评估了CANGAROO-II的结果。2004年10月，用CANGAROO-III的三架望远镜进行了观测。我们分析了三重符合数据的鲁棒Fisher判别方法来区分γ射线事件的强子事件。CANGAROO-III的结果是阴性的。在点源假设下，γ射线通量的上限为0.58 TeV时的5.8% Crab。此外，在评估光电倍增管故障的处理后，CANGAROO-II的伽马射线过量通量的重要性降低到小于4西格玛。
2006-10-10 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
Gamma-ray and neutrino diffuse emissions of the Galaxy above the TeV
在这篇文章中，我们将讨论最近的结果有关的强度和角分布的γ射线和中微子的排放应起源于强子散射的宇宙射线（CR）与星际介质（ISM）。我们假设CR源是超新星遗迹（SNR），并通过数值求解扩散方程来估计原始核的空间分布。对于ISM，我们考虑了最近的分子氢的三维空间分布模型。相对于以前的结果，我们发现二次伽马射线和中微子的排放量更高峰沿银河系赤道和银河系中心，这大大提高了积极的检测的前景。我们比较我们的预测与实验极限/观测MILAGRO和TIBET（γ射线）和AMANDA-II（中微子）和讨论的检测前景km 3中微子望远镜将建立在北半球。
2007-08-01 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
Understanding the Very High-Energy Emission from Microquasars
微类星体是具有相对论喷流的X射线双星。这些喷流是强大的能量载体，被认为是由吸积提供的，它们在不同的能带产生非热发射。到目前为止，几个银河系的源显示出扩展的无线电发射，其中至少有一个确认的微类星体，天鹅座X-1，已经在TeV范围内被检测到。它们都表现出复杂的光谱和时间行为模式。在这项工作中，我们讨论了微类星体中非常高的能量发射背后的物理。在具体的，我们专注于微类星体天鹅座X-1，也在其他两个TeV的二进制检测到的扩展流出，LS 5039和LS I +61 303，指出在他们发生的复杂现象的相关方面。我们的结论是，TeV的排放可能是轻子的起源，虽然强子不能被丢弃。此外，由于即使相对低的磁场也会抑制有效的电磁级联，因此几乎不能形成有效的电磁级联。此外，来自一些检测到的源的辐射的建模指向它们作为极其有效的加速器，和/或具有TeV发射器，该TeV发射器与紧凑物体的距离约为10 e12 cm。最后，我们指出，一个巨大的和热的恒星伴星的作用，由于其强大的光子场和风，不能被忽视时，试图了解微类星体在高能量和非常高的能量的行为。微类星体的复杂性排除了对整个种群的直接概括，目前更好的研究是在一个源一个源的基础上。
2009-07-23 astro-ph
Contribution of GRB Emission to the GeV Extragalactic Diffuse Gamma-Ray Flux
伽玛暴发射的TeV伽马射线通过与河外红外辐射场的相互作用转化为电子-正电子对。反过来，产生的电子对，其轨迹被磁场随机化，将逆康普顿散射离开宇宙微波背景光子。因此，γ暴的TeV γ射线束通量被转换成GeV各向同性γ射线通量，这有助于总的河外γ射线背景辐射。假设一个模型的河外辐射场，GRB的红移分布和GRB光度函数，我们评估的GRB提示和散射辐射的测量河外伽玛射线通量的贡献。为了估计这种贡献，我们乐观地要求TeV能量的能通量比MeV能量的能通量强10倍。由此产生的伽马射线扩散背景只是观测到的一小部分，使得耀变体和其他来源做出了主要贡献。
2006-11-03 astro-ph
Search for point sources and diffuse emission from the Galactic plane with the HEGRA-IACT-system
HEGRA-IACT-系统的FoV的~1.5度半径已被用于测量银河系盘的四分之一的点源，适度扩展的源和漫发射的能量范围在1 TeV以上。累积了总计140小时的良好观察时间。没有发现新的来源。导出了信噪比、脉冲星和EGRET源等87个潜在源的蟹状辐射通量水平的限制值为20%或更低。漫发射的极限是在dPhi/dE（E=1 TeV）= 6.1 10^-15 ph cm-2 s-1 sr-1 Mev-1的水平上给出的，由此得出漫发射的EGRET通量测量值外推的光谱指数下限为2.5。
2001-07-10 astro-ph
GeV-TeV Gamma-ray Astronomy
本文简要地评述了GeV和TeV的宇宙γ射线观测的最新结果。主题包括观测技术，扩散伽马射线，超新星，不明来源，plerions，超新星遗迹和活动星系核。
2001-08-29 astro-ph
Multi-year search for a diffuse flux of muon neutrinos with AMANDA-II
利用2000年至2003年收集的AMANDA-II数据，对来自未解源的TeV-PeV μ子中微子进行了搜索，等效寿命为807天。这种扩散分析试图找到一个来自非热成分来源的地外中微子通量。该信号预计将具有比大气μ子和中微子背景更硬的光谱。由于在数据中没有观察到超过预期背景的过量事件，因此，E^{2}Φ_{90% C. L.} < 7.4 x 10^{-8} GeV cm^{-2} s^{-1} sr^{-1}被放置在具有Φ \propto E^{-2}谱的μ子中微子的扩散通量上，其能量范围为16 TeV至2.5 PeV。这是目前最敏感的Φ \propto E^{-2}扩散天体物理中微子极限。我们还为天体物理学和瞬发中微子模型设定了上限，所有这些模型的光谱都不同于Φ \propto E^{-2}。
2008-04-13 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
On the Origin of TeV Gamma-ray Emission from HESS J1834-087
我们提出了一个X射线研究的领域包含扩展TeV源HESS J1834-087使用XMM-牛顿望远镜获得的数据。以前，这个源与壳型超新星遗迹（SNR）W 41和巨型分子云（GMC）的重合被解释为有利于旧SNR与GMC相互作用产生的π ^0衰变伽马射线。或者，TeV辐射被归因于PSR J1833-0827沉积的轻子的逆康普顿散射，一颗假设诞生于W 41的脉冲星，但现在位于距离SNR（和TeV源）中心24'的位置。相反，我们主张第三种可能性，即TeV辐射是由位于W 41中心附近的一个以前未知的脉冲星风星云提供动力的。候选的脉冲星是XMMU J183435.3-084443，一个硬X射线点源，缺乏R>21的光学对应物，并且与漫射X射线发射一致。点源X射线和漫反射X射线都具有明显的非热性和强吸收性。最佳拟合的幂律模型得出，点源和漫发射的光子指数分别为Gamma ~ 0.2和Gamma ~ 1.9，每个点源和漫发射的通量为2-10 keV ~ 5 × 10^（-13）尔格/cm^（2）/s。在距离W 41为4 kpc的位置上，观测到的X射线光度意味着一颗能量为Edot ~ 10^（36）d_4^2 ergs/s的高能脉冲星，这也足以通过逆康普顿散射产生观测到的伽马射线光度2.7 X 10^（34）d_4^2 ergs/s。
2008-10-09 astro-ph
Neutrinos from Cosmic Ray Accelerators in the Cygnus Region of the Galaxy
虽然超新星遗迹已被确定为银河系宇宙射线最有可能的来源，但没有确凿的观测证据表明这种关联存在。我们在这里表明，冰立方有可能产生无可辩驳的证据，通过检测中微子产生的宇宙射线束与氢在附近的超新星冲击膨胀到星际介质。我们表明，从天鹅座地区的伽马射线通量的观测信息，虽然有限，是足够的，以查明与一个单一的0.5蟹状星云源在TeV水平的中微子的预期事件率内的两个因素，每年2和3.8之间的中微子。最后，我们注意到最近的伽马射线观测揭示了至少三个，可能多达八个这样的源的存在，提高了每年仅从这些源看到超过10个中微子的可能性。
2007-07-23 astro-ph hep-ex hep-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
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
TeV gamma-rays from photo-disintegration/de-excitation of cosmic-ray nuclei
通常认为高能伽马射线是通过纯粹的电磁过程或介子产生的强子过程产生的，然后衰变。我们调查天体物理的背景下，第三个过程（A*）可能占主导地位，即光衰变的高度提升的原子核，其次是女儿去激发。像天鹅座OB 2这样的星爆区似乎是通过这种机制发射TeV伽马射线的有希望的地点。A* 过程的一个独特特征是，对于来自温度T的热区域的伽马射线发射，能量最小值约为10 TeV/（T/eV）。我们还检查，一个可能的极端能量的宇宙射线核与背景辐射的相互作用所产生的扩散伽马射线分量远低于所观察到的EGRET数据。这里描述的A* 机制在强烈的观测活动时代为伽马射线天文学做出了重要贡献。
2007-02-05 astro-ph hep-ph nucl-th
