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
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
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
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
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
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
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
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
The diffuse Galactic gamma-rays from dark matter annihilation
EGRET观测到的银河系弥散$γ$ -射线比传统的银河系宇宙线（CR）传播模型的预期值高出1 GeV以上。本文试图在超对称性框架下用暗物质湮灭来解决“GeV过剩”问题。与以往的工作相比，本文的工作有三个方面的改进：第一，通过考虑暗物质湮灭子结构，自然地再现了暗物质湮灭（DMA）产生的$γ$ -射线的方向无关的“增强因子”;最后，我们的新传播模型通过直接将DMA信号加到扩散$γ$背景中，可以给出扩散$γ$和反质子的一致结果。这是一个自洽的模型在几个可能的情况下，目前，并可以测试或优化即将到来的实验，如GLAST，PAMELA和AMS 02。
2008-10-01 astro-ph hep-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
Propagation of Cosmic Rays and Diffuse Galactic Gamma Rays
本文介绍了宇宙射线和漫射γ射线的天体物理学，并讨论了最近由于更精确的数据和改进的传播模型而出现的一些难题：银河漫射γ射线的过量发射，次级反质子和正电子，以及银河中宇宙射线的比预期更平坦的梯度。这些也涉及到暗物质，这是对现代物理学的挑战，通过它在宇宙射线中的间接搜索。虽然最终的解决方案还没有找到，我讨论的一些想法和获得的结果主要是与数值传播模型GALPROP。针对这些具体问题的一系列航天器和气球实验将在几年内升空，传递出一种乐观的感觉，即一个激动人心的发现的新时代即将到来。由于篇幅所限，本文不打算对所有最近的结果进行完整和全面的讨论。
2004-10-08 astro-ph hep-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
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
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
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
Diffuse x-rays: Directly Observing Dark Matter?
对银河系核心的几次独立观测表明了迄今无法解释的能量来源。我们认为，暗物质在密集的反物质块的形式可以提供一个自然的网站为电子和质子湮灭，提供511千电子伏的光子，伽马射线，和扩散千电子伏的x射线辐射。我们发现，反物质块的暗物质识别与观测到的排放是一致的，我们对他们的光谱和形态作出明确的预测。如果正确的话，我们的建议不仅可以识别暗物质并解释重子生成，而且可以通过X射线观测直接探测银河系中的物质分布。
2008-10-14 astro-ph hep-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 $γ$-rays and $\bar{p}$ flux from dark matter annihilation -- a model for consistent results with EGRET and cosmic ray data
在这项工作中，我们开发了一个新的传播模型的银河宇宙射线的GALPROP代码的基础上，包括贡献的暗物质湮灭。该模型预测兼容银河弥漫$γ$射线光谱与EGRET数据在所有的天空区域。给出了漫射$γ$射线经、纬分布的一致结果。此外，B/C、$^{10}$ Be/ $^9$ Be、质子、电子和反质子谱的计算结果也与宇宙线测量结果一致。在这个模型中，由于质子能量损失可以忽略不计，我们在没有引入大的涨落的情况下，得到了银河系中普遍的质子谱。考虑到暗晕的贡献后，暗物质湮灭信号被“增强”。该模型的另一个有趣的特点是，当采用与超新星遗迹数据兼容的源分布时，它可以更好地描述弥漫的$γ$射线，这与以前的研究不同。
2008-10-01 astro-ph hep-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
The supersymmetric interpretation of the EGRET excess of diffuse Galactic gamma rays
最近的研究表明，超过1 GeV的银河系弥散伽马射线的过剩追踪了暗物质晕，这一点可以通过从伽马射线过剩中重建银河系旋转曲线的特殊形状来证明。这可以解释为一个暗物质湮灭信号。在本文中，我们调查，如果这种解释是一致的超对称性。据发现，EGRET过剩结合所有电弱约束是完全一致的最小mSUGRA模型的标量在TeV范围内和gauginos低于500 GeV。
2006-03-11 astro-ph hep-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 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
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
Diffuse X-rays in the Galactic center region -- The zoo of iron line clumps, non-thermal filaments and hot plasmas --
本文报道用Chandra观测到的银河系中心周围的漫射X射线特征。我们证实了ASCA和Ginga在银河系中心区域发现的具有强谱线的大尺度薄热等离子体。此外，还发现了从中性铁（6.4 keV线）到类氦铁（6.7 keV线）的许多小团发射谱线。6.4 keV的谱线团可能是反射星云，而6.7 keV的谱线团可能是信噪比。我们还发现了6.5-6.7 keV之间的中间能量的发射线，这是由于年轻的SNR在非平衡电离。发现了无发射谱线的非热细丝或带，表明在快速膨胀的壳层中存在费米加速点。所有这些都表明，在不久的过去，银河系中心区域周围发生了多颗超新星或特大爆炸。
2002-02-01 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
Diffuse X-Rays from the Inner 3 Parsecs of the Galaxy
钱德拉X射线天文台最近的观测为我们提供了区分点源的能力，例如超大质量黑洞Sgr A*，从银河系内部10“”内的漫射发射。产生漫射X辐射的热等离子体在2-10 keV波段估计约为7.6*10^{31}尔格·秒^{-1}角秒^{-2}，RMS电子密度约为26 cm^{-3}，温度kT约为1.3 keV，总推断质量约为0.1太阳质量。其中至少有一部分气体必须通过恒星风注入ISM。在最近的普查中，大约有25颗明亮的年轻恒星被确定为银河系中心整体质量流出的主要来源。在本文中，我们使用详细的3维SPH模拟研究在银河系内部3秒差距内发生的风-风相互作用，目的是了解钱德拉测量的漫射X射线通量的哪一部分（如果有的话）来自于周围介质的冲击加热。我们的结论是，这个过程本身就可以解释钱德拉在银河系内部10“观测到的整个X射线通量。了解Sgr A* 周围环境的X射线形态最终将为我们提供更高的精度来模拟气体在这个物体上的吸积，与其他星系核中的兄弟相比，它似乎相对不亮。
2003-12-05 astro-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
The dark connection between the EGRET excess of diffuse Galactic gamma rays, the Canis Major dwarf, the Monoceros ring, the INTEGRAL 511 keV annihilation line, the gas flaring and the Galactic rotation curve
EGRET过剩的弥漫银河伽马射线显示了所有的关键功能的暗物质湮灭（DMA）的质量范围在50-100 GeV，特别是过剩的分布是兼容的标准晕轮廓与一些额外的环状子结构在4和13 kpc的银河系中心。这些子结构与从4千秒差距的尘埃环和13千秒差距的大犬座卫星星系的暗物质潮汐流中预期的引力势相吻合，这是从适合麒麟座恒星环的N体模拟中推断出来的。我们银河系中的气体燃烧为这个子结构提供了强有力的独立支持。来自DMA的伽马射线主要来自单能夸克的强子化，这应该也会产生一小部分但已知的质子和反质子。Bergstrom等人发现了远高于观测到的反质子通量的反质子通量，因此他们得出结论，可以排除EGRET过量的DMA解释。然而，他们使用了各向同性传播模型，即在盘和晕中相同的扩散传播。结果表明，各向异性的传播模型与EGRET γ射线过剩、反质子通量以及次级/初级和不稳定/稳定宇宙线粒子的比值是一致的。这种各向异性的传播是由正电子湮没线的大凸起/盘比支持的，正如INTEGRAL卫星所观察到的那样。在这种情况下，不需要特定于隆起的新来源，因此从这些观测中获得的隆起中强DMA的证据是强烈依赖于传播模型的。
2007-11-13 astro-ph
The XMM-Newton Detection of Diffuse Inverse Compton X-rays from Lobes of the FR-II Radio Galaxy 3C98
报道了对FR-Ⅱ射电星系3C 98的XMM-牛顿观测。在靶上的两次曝光中，显著地探测到与射电瓣相关的微弱的弥散X射线发射，以及明亮的X射线活动核，其2 - 10 keV的本征光度为（4 - 8）\times 10^{42} erg s-1。用经银河系吸收修正的单次幂律模型再现了南北叶的EPIC谱，其光子指数分别为2.2-0.5 ± 0.6和1.7-0.6 ± 0.7。在0.7 - 7 keV范围内，北叶和南叶的光度分别为8.3-2.6+3.3 \times 10^{40} erg s-1和9.2-4.3+5.7 \times 10^{40} erg s-1。漫射X射线发射被解释为逆康普顿发射，当瓣中的同步辐射高能电子散射宇宙微波背景光子时产生。计算得到的波瓣内的磁场约为1.7 μG，比最小能量条件下估计的值低约2.5倍。推断电子的能量密度超过磁场中的能量密度40 - 50倍。
2005-06-28 astro-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
The diffuse, relic radio source in Abell 85: estimation of cluster scale magnetic field from inverse Compton X-rays
我们报告的逆康普顿X射线发射的第一次检测，空间相关的一个非常陡峭的频谱无线电源（VSSRS），0038-096，没有任何检测到的光学对应物，在集群阿贝尔85。ROSAT PSPC数据及其多尺度小波分析揭示了一个大尺度（线性直径约为500 h^{-1}_{50} kpc）的弥散X射线分量，超过了热韧致辐射，与同样大尺度的VSSRS重叠。原始的3 K背景光子，从相对论电子散射出来，可以产生探测到的X射线。在0.5-2.4 keV X射线波段，反康普顿通量估计为（6.5 \pm 0.5）10^{-13} erg s^{-1}cm^{-2}。一个新的327兆赫无线电地图的集群领域。在10-100 MHz无线电波段，同步辐射通量估计为（6.6 \pm 0.90）\times 10^{-14} erg s^{-1} cm^{-2}。从一个相对论电子的共同系综中同时探测到射电和X射线辐射的结果，估计出星系团尺度的磁场强度为（0.95 \pm 0.10）10^{-6} G。估计的领域是免费的'均分'猜想，距离和排放量。此外，辐射通量和估计的磁场意味着存在洛伦兹因子γ \approx为700-1700的“遗迹”（辐射寿命> 10^{9}年）相对论电子，这将是迄今未探测频率范围ν \approx 2-10 MHz的重要射电发射源。
1998-03-03 astro-ph
ORIGIN OF THE HIGH ENERGY EXTRAGALACTIC DIFFUSE GAMMA RAY BACKGROUND
我们表明，宇宙射线在外部星系，集团和星系团丰富的气体，具有类似于在银河系中观察到的平均通量，可以产生所观察到的河外弥漫伽马辐射。
1995-01-22 astro-ph
Diffuse cosmic gamma-rays at 1-20 MeV: A trace of the dark matter?
对银河系核心的几次独立观测表明了迄今无法解释的能量来源。最著名的例子是511 keV的谱线，它已经被证明很难用传统的天体物理正电子源来解释。一个类似但不太为人所知的谜团是COMPTEL在1-20 MeV的宽能量范围内探测到的过量伽马射线光子。这样的光子很难通过已知的天体物理来源产生。在这项工作中，我们表明，暗物质的形式，密集的反物质液滴提供了一个自然的解释，在1-20兆电子伏范围内观测到的伽马射线通量。我们认为，这样的光子必须始终伴随着511 keV线，因为它们在我们的框架内由相同的机制产生。我们计算了1-20 MeV γ射线的能谱和强度，发现与COMPTEL数据一致。
2007-11-26 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
An indirect dark matter search with diffuse gamma rays from the Galactic Centre with the Alpha Magnetic Spectrometer
研究了通过银河系中心的伽马射线湮灭探测非重子暗物质。对不同模型的伽马通量进行了模拟，并将其与国际空间站长期飞行任务期间预计用阿尔法磁谱仪观测到的伽马通量进行了比较。在假设暗物质晕是由最轻、最稳定的超对称粒子--中性伴子组成的情况下，mSUGRA模型的模拟结果表明，在尖状暗物质晕或暗物质晕的情况下，AMS都能探测到湮灭γ射线信号。异常介导超对称破缺（AMSB）模型获得了更乐观的前景。后者也导致宇宙学上重要的6Li丰度。最后，大规模卡鲁扎-克莱因暗物质候选者的发现潜力进行了评估，他们的检测看起来是可行的。
2006-05-23 astro-ph
Developing the Theory of Flux Limits from $γ$-Ray Cascades
暗物质湮灭和其他过程可能会沉淀出扩散的超高能$γ$射线流。这些$γ$ -射线可以在当今的实验中观察到，这些实验观察到GeV尺度的扩散通量。然而，宇宙目前对10 TeV以上的$γ$射线是不透明的。一般认为级联辐射在所有高能量下都是可观测的，然而从产生到观测的能量差异对理论通量极限有重要影响。我们详细讨论了级联辐射发展的物理过程，并考虑了能量和红移尺度对由电磁级联产生的任意通量极限的影响。
2007-05-18 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
Diffuse X-rays from the Arches and Quintuplet clusters
银河系中心附近年轻星团的起源和初始质量函数仍然知之甚少。其中两个比较突出的星团，拱门星团和五重星团，可能是由恒星形成的冲击波引发的爆发形成的，因为它们的年龄和距离都很接近。然而，它们不寻常的质量分布可能是其他因素所起作用的证据，例如来自星团本身以外区域的恒星捕获。从这些来源发出的漫射X射线为我们提供了一个有价值的，尽管是间接的，测量恒星质量损失率的方法。利用钱德拉最近获得的数据，我们可以研究外流的性质和性质，不仅可以探测相关的物理条件，如高金属丰度，磁场等，而且可以更好地限制星团内的恒星分布，以确定它们的形成历史。在本文中，我们提出了一套三维光滑粒子流体动力学模拟的风-风相互作用的拱门和五重集群。我们主要是由目前已知的组成恒星的属性，虽然我们改变了质量损失率，以确定测量的X射线通量的依赖于假设的恒星特征。我们的研究结果进行了比较的拱星系团的最新观测。我们对五重星系团的分析可以作为与未来对该源的X射线观测进行比较的基础。
2005-01-25 astro-ph
