Observation of Multi-Tev Gamma Rays from the Crab Nebula Using the Tibet Air Shower Array
在羊八井（海拔4,300米）进行的西藏实验是能量最低的空气簇射阵列，1996年建造的新的高密度阵列对能量低至3 TeV的$γ$射线空气簇射具有灵敏度。利用这个新的阵列，蟹状星云在多TeV的$γ$射线中被观测到，并在5.5 $σ$水平上检测到信号。我们还获得了$γ$ -射线的能谱在3 TeV以上的能量区域，部分重叠的成像大气切伦科夫望远镜观察到的。这是第一次观察$γ$射线信号从点源与传统的空气淋浴阵列使用闪烁探测器。
1999-09-10 astro-ph
A Structured Leptonic Jet Model of the "Orphan" TeV Gamma-Ray Flares in TeV Blazars
TeV耀变体的发射光谱可达几十TeV，TeV $γ$射线的发射机制可用轻子模型中的同步辐射自康普顿散射解释。在这些模型中，X射线和TeV $γ$射线的时间变化是相关的。然而，最近对1 ES 1959+650和Mrk 421的观测发现了“X”TeV $γ$射线耀斑，即，TeV $γ$ -射线耀斑，而没有同时的X射线耀斑。本文采用非均匀轻子喷流模型，提出了一个“X”TeV $γ$射线耀斑的模型。伴随X射线和TeV $γ$射线的耀斑爆发的主耀斑之后，辐射在喷流的共动系中向各个方向传播。当喷流中的致密区域接收到辐射时，X射线被相对论电子/正电子散射，变成TeV $γ$射线。这些$γ$射线光子被观测为一个“X”TeV的$γ$射线耀斑。观测到的主耀斑和“主”耀斑之间的延迟时间约为两周，这在我们的模型中被解释为$Γ= 20$、$d = 4 \times 10^{17}$ cm、$α= 3$和$η= 1$等参数，其中$Γ$是喷流的体洛伦兹因子，$d$是中心黑洞和主耀斑位置之间的距离，$α/Γ$是喷流轴和密集区域运动方向之间的角度，密集区域散射由主耀斑产生的入射X射线，$η/Γ$是喷流轴和视线之间的角度。
2006-07-05 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
EUV and soft X-rays from clusters of galaxies - the `cluster soft-excess' phenomenon
星系团是极紫外线和软X射线的强发射体，在X射线温度下，它们的贡献远远超过了星系团内热介质的贡献。在最初发现室女星系团的EUV过量发射之后，Coma、A1795和A2199星系团也报道了这种现象。最近的重新观测证实了这一发现，对附近星系团的大样本的进一步搜索清楚地揭示了这一发现的宇宙学影响。
2000-12-04 astro-ph
Extragalactic Sources of TeV Gamma Rays: A Summary
利用间接但灵敏的技术，可以从地面研究能量为100 GeV及以上的伽马射线的技术的发展，开辟了高能光子天文学的一个新领域。最令人兴奋的结果，来自这些是高度可变的TeV伽马射线通量的检测从附近的活动星系核的相对论喷流。最近从一个星暴星系和一个射电星系的信号探测打开了TeV伽马射线的河外发射是一个普遍存在的现象的可能性。在这里，我们试图总结到目前为止检测到的源的属性。
2003-10-14 astro-ph
Discovery of TeV Gamma Rays from SN1006: Further Evidence for the SNR Origin of Cosmic Rays
本文报道了用CANGAROO 3.8米望远镜首次发现的超新星遗迹的TeV γ射线辐射。TeV γ射线是在与壳型超新星遗迹SN 1006（Ia型）东北（NE）边缘一致的天空位置和延伸处探测到的。SN 1006是最有可能成为扩展TeV伽马射线源的候选者，因为ASCA最近观察到了来自边缘的清晰同步加速器X射线发射（Koyama等人，1995），这是SNR中存在高达数百TeV的非常高能量电子的有力证据。在1996年和1997年的观测中，观测到的TeV伽马射线通量分别为$(2.4\pm 0.5(statistical) \pm 0.7(systematic)) \times 10^{-12}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$（$\ge 3.0\pm 0.9$ TeV）和$ (4.6\pm 0.6 \pm 1.4) \times 10^{-12}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$（$\ge 1.7\pm 0.5$ TeV）。此外，我们还设定了一个上限的TeV伽马射线发射从西南缘，估计为$ 1.1 \times 10^{-12}$厘米$^{-2}$ s $^{-1}$（$\ge 1.7\pm 0.5$ TeV，95% CL）在1997年的数据。TeV的伽马射线可以归因于2.7 K宇宙背景光子，这些光子通过逆康普顿（IC）过程被能量高达约10 $^{14}$ eV的电子向上散射…
1998-01-28 astro-ph
Detecting TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts by Ground Based Muon Detectors
研究了用大面积μ子探测器探测TeV能区伽马射线暴（GRB）的可能性。这些探测器可以通过探测TeV光子在地球大气中产生的次级μ子来探测TeV能量光子。我们计算了预期的μ子数和信号的平方根噪声比在这些探测器由于TeV的伽玛射线从个别伽玛暴的亮度，距离观察者（红移），伽玛射线积分谱指数，光子谱的最大能量截止和持续时间的各种假设，包括TeV光子在星系际红外辐射背景的吸收的影响。我们还计算了预期的可检测TeV-GRB事件在这些探测器中使用最近确定的宇宙中的伽玛暴的光度和红移分布率。
2001-08-20 astro-ph
Observation of TeV Gamma Rays from the Crab Nebula with Milagro Using a New Background Rejection Technique
TeV伽马射线天文学的最新进展主要是由于能够区分伽马射线和强子宇宙射线产生的广泛空气簇射。在过去的几十年里，切伦科夫望远镜已经发展和完善了“成像”技术。然而，到目前为止，还没有一种背景抑制方法成功地用于空气簇射阵列来检测TeV伽马射线源。我们报告的方法来区分强子空气簇射电磁空气簇射在米拉格罗伽马射线天文台的基础上，在一个广泛的空气簇射中检测高能粒子的能力。该技术用于探测蟹状星云的TeV辐射。来自蟹状星云的通量估计为2.68（+-0.42stat +- 1.4sys）x10^{-7}（E/1 TeV）^{-2.59} m^{-2} s^{-1} TeV^{-1}，其中光谱指数假设为HEGRA协作组给出的。
2003-05-16 astro-ph
Measurement of the Shadowing of High-Energy Cosmic Rays by the Moon: A Search for TeV-Energy Antiprotons
欧洲核子研究中心的L3+C μ子谱仪观测到月球对高能宇宙射线的遮蔽，其显著性为9.4标准偏差。观测到地球磁场的显著影响。由于在月球东侧没有观测到事件亏损，因此在90%置信水平下，对于1 TeV左右的初级能量，反质子与质子之比的上限为0.11。
2005-03-22 astro-ph
Energy Spectrum of TeV Gamma-Rays from Crab Nebula
从1997年9月到1998年3月，我们用4台切伦科夫成像望远镜（IACTs）组成的HEGRA立体观测系统对蟹状星云进行了约100小时的观测。最近对系统性能的详细研究给出了对γ射线的能量阈值和能量分辨率分别为500GeV和20%。利用IACTs系统在500 GeV到25 TeV的很宽的能量范围内测量了Crab光谱，使用了天顶角高达50度的观测。TeV γ射线的纯幂律谱限制了星云环境的物理参数和光子发射模型。
1999-01-08 astro-ph
Fast variability of TeV gamma-rays from the radio galaxy M 87
本文报道了对邻近射电星系M 87的TeV（10^12 eV）γ射线通量在天的时间尺度上快速变化的探测。这些变化比在任何其他波段观察到的快10倍，这意味着一个非常紧凑的发射区域，其尺寸类似于中心黑洞的史瓦西半径。因此，我们可以排除其他几个产生伽马射线的地点和过程。这些观测证实了TeV伽马射线是由除了耀变体之外的河外源发射的，在耀变体中，喷流不是相对论性地射向观测者。
2006-12-01 astro-ph
Observations of TeV gamma rays from Markarian 501 at large zenith angles
来自耀变体Markarian 501的TeV伽马射线已被达勒姆大学Mark 6大气切伦科夫望远镜在大天顶角下使用成像技术探测到。在1997年7月和8月期间，当Markarian 501经历长时间的强烈耀斑时，在天顶角70 - 73度范围内进行了观测。
1999-04-29 astro-ph
Search for pulsed multi-TeV gamma rays from the Crab pulsar using the Tibet-III air shower array
我们搜索脉冲伽玛射线发射的螃蟹脉冲星使用的数据西藏-III的空气簇射阵列从1999年11月至2005年11月。在我们的分析中没有发现脉冲发射的证据。在不同的能量上限计算的$3 σ$的置信水平在几TeV到几百TeV的能量范围。
2007-08-26 astro-ph
Cosmic Rays from SNRs and TeV Gamma-Ray Astronomy
银河系宇宙射线的起源仍然是一个亟待解决的问题，它是地基伽马射线天文学发展的主要动力。SNRs长期以来被认为是银河系宇宙射线加速的场所，一些SNRs产生伽马射线和非热X射线的证据表明，它们可能能够将粒子加速到多TeV的能量。然而，与此同时，在相同的整体模型框架（扩散冲击加速），是需要适应在TeV的能量上限施加在其他例子。这次审查将提出在TeV能量的SNR观测的状态，他们的解释，并讨论下一代地面仪器的相关参数和问题，他们的能力，以确认SNRs银河宇宙射线源。
2001-12-10 astro-ph
Absorption of Intergalactic TeV Gamma-Rays
我们讨论了非常高能量的伽马射线的吸收的对产生的相互作用与河外光子，起源于恒星的发射在近红外-紫外和再辐射的星光在中，远红外的相互作用超过1 TeV的伽马射线的吸收占主导地位。我们做了一个新的测定宇宙的光学深度多TeV的光子作为能量和红移的函数，并使用的结果进行比较与最近的光谱数据的Mrk 421和Mrk 501，已观察到的源在耀斑状态到apx。10 TeV能量对于光学深度的计算，我们使用了一个新的，基于经验的计算银河系际辐射场的Malkan和Stecker，我们认为是更准确的比以前的理论模型的基础上。我们还讨论了亚TeV的伽马射线的吸收星光光子在高红移。
1997-10-14 astro-ph
Search for TeV gamma-rays from SN 1987A in 2001
我们在超新星爆发后5400天左右从SN 1987 A的残骸中寻找TeV伽马射线。观测于2001年11月16日至12月11日进行，使用CANGAROO-II成像大气切伦科夫望远镜。在良好的条件下，总共获得了708分钟的ON源数据和1019分钟的OFF源数据。由于平均天顶角为39 $^\circ$，估计检测阈值为1 TeV。得到了γ射线通量的上限，并与以前的观测和理论模型进行了比较。观测结果表明，在$\sim 10$ TeV处，γ射线光度低于$1\times 10^{37}$ erg s $^{-1}$。
2003-04-22 astro-ph
TeV Gamma Rays from BL Lac Objects due to Synchrotron Radiation of Extremely High Energy Protons
伽玛射线耀变体Markarian 501的显着特征之一是TeV光谱的形状，尽管绝对伽玛射线通量发生了显着变化，但在源的强烈耀斑期间基本上保持稳定。我认为，这种（在很大程度上意想不到的）行为的来源可以解释假设TeV的伽马射线发射是同步辐射的极高能量的质子在高度磁化的紧凑区域的射流的结果。
2000-11-18 astro-ph
Measurement of the flux, spectrum, and variability of TeV gamma-rays from Mkn 501 during a state of high activity
在1997年3月16日至4月14日期间，使用四台切伦科夫成像望远镜的HEGRA立体系统，从MKN 501观测到TeV伽马射线的高通量水平。在此期间，流量水平从蟹状星云观测到的流量的一半到六倍不等。已观察到检测率在1天内变化高达4倍。测量的微分能谱的辐射遵循幂律从1 TeV到10 TeV。微分光谱指数为2.47{+-}0.07{+-}0.25，接近蟹状星云的2.66{+-}0.12{+-}0.25。
1997-09-08 astro-ph
Searching for galactic cosmic ray pevatrons with multi-TeV gamma rays and neutrinos
最近HESS在TeV伽马射线中对超新星遗迹壳层的探测证实了超新星遗迹可以作为强大的宇宙射线加速器的理论预测。如果这些天体是银河系宇宙射线的主要来源，那么它们应该将质子和原子核加速到10 ^15 eV或更高，即充当宇宙PeVatron。扩散激波加速模型在一定条件下允许粒子加速到如此高的能量，并逐渐注入星际介质，主要是在残留物演化的Sedov阶段。能量最高的粒子首先被释放，而能量较低的粒子更有效地被限制在壳层中，并在稍后的时期被释放。因此，壳层内的非热粒子的光谱仅在残余物演化的相对较短的时期内延伸到PeV能量。基于这个原因，我们可以预期次级伽马射线和中微子的光谱只有从T \lesssim 1000年前的超新星遗迹中才能延伸到10 TeV以上的能量。另一方面，如果一个巨大的气体云偶然出现在超新星遗迹的\lesssim 100 pc附近，当从超新星壳层出现的最具能量的粒子到达云时，伽马射线和中微子的“延迟”多TeV信号就会出现。这种延迟发射的多TeV伽马射线和中微子的检测允许间接识别超新星遗迹作为粒子PeVatron。
2007-08-14 astro-ph
Detection of Multi-TeV Gamma Rays from Markarian 501 during an Unforeseen Flaring State in 1997 with the Tibet Air Shower Array
1997年，BL Lac天体Mrk 501进入了一个非常活跃的阶段，是天空中TeV能量最亮的源，显示出强烈和频繁的耀斑。利用1996年以来在西藏羊八井成功运行的高密度空气簇射阵列获得的数据，我们在1997年2月至8月期间搜索了来自该源的伽马射线信号。在此期间，我们的观测在3.7西格玛水平上检测到多TeV $γ$射线信号。在4月7日至6月16日期间观察到过量计数的最快速增加，该期间过量计数的统计学显著性为4.7-Sigma。在1997年从Mrk 501观测到的几次TeV伽马射线耀斑中，这是唯一一次使用传统的空气簇射阵列观测。我们提出的伽马射线的能谱，这将是值得比较与大气切伦科夫望远镜成像所获得的。
2000-02-16 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
Inverse Compton Emission of TeV Gamma Rays from PSR B1259-63
我们推导出光变曲线的硬伽马射线发射，在能量高达几个TeV，预计从独特的脉冲星/Be星双星系统PSR B1259-63。这是我们银河系中唯一一个已知的无线电脉冲星围绕主序星运行的系统。我们发现，逆康普顿发射的电子和正电子在冲击脉冲星风，散射目标光子从Be星，产生的硬伽马射线通量，应高于目前的大气切伦科夫探测器的灵敏度阈值。此外，我们预测，通过这种机制产生的硬伽马射线的通量与轨道相位的特征变化，应该是可观察到的，这是不期望从任何其他机制。
1998-08-12 astro-ph
The time structure of Cherenkov images generated by TeV gamma-rays and by cosmic rays
利用1997年Mrk 501爆发期间用大气切伦科夫望远镜成像的HEGRA系统收集的数据，研究了宇宙射线簇射和伽马射线簇射的切伦科夫图像的时间剖面。光子到达时间显示为在淋浴图像中变化。主要特征是沿图像主轴的时间梯度。梯度随着望远镜和簇射核心之间的距离而变化，并且在大距离处最大。宇宙射线簇射和伽玛射线簇射的时间剖面有一种特征性的不同。时间曲线的主要特征可以用简单的几何模型来理解。使用改进的淋浴重建和宇宙射线抑制的定时信息进行了讨论。
1998-12-18 astro-ph
TeV Gamma-ray Observations and the Origin of Cosmic Rays: I
这是2003年8月在日本筑波举行的红十字国际委员会第28届会议上举行的三次全体会议中的第一次。在TeV能量的伽马射线探测技术的简要说明之后，由该领域的观测状态的摘要。从宇宙射线的角度来看，该领域的期望与这些早期的结果进行了比较。有一定把握地探测到的大多数来源都是河外的;对这些来源的观测状况进行了总结。最完整的一套观测是那些处理的检测耀变体的目录。这门学科现在已被确立为观测天文学的一个新分支。
2003-12-05 astro-ph
Observation of Spectrum of TeV Gamma Rays up to 60 TeV from the Crab at the Large Zenith Angles
CANGAROO实验在南澳大利亚Woomera的蟹状星云观测到了7 TeV以上的伽马射线。我们报告的CANGAROO数据在1992年，1993年和1995年，从它出现的能量谱延伸至少高达50 TeV。在7 TeV到50 TeV之间，观测到的积分谱为（8.4+-1.0）× 10^{-13}（E/7 TeV）^（-1.53+-0.15）cm^{-2}s^{-1}。1996年11月，3.8米反射镜在澳大利亚重新镀膜，反射率提高到原来的两倍，约90%。由于这种重涂，在大天顶角的蟹状星云观测中，γ射线的阈值能量达到了~4 TeV。在此，我们还报告了1996年取得的初步结果。
1997-07-01 astro-ph
Detecting a unique EBL signature with TeV gamma rays
我们讨论了由于河外背景光（EBL）密度在近红外和中红外之间下降而探测到耀变体伽马射线光谱中的光谱突变的前景。在1 TeV处TeV光谱中可测量的光谱变化可能来自EBL密度在~1微米以上的快速或缓慢下降。这种效应是由EBL的近红外与中红外密度之比介导的。这种光谱特征的检测可以成为EBL吸收的明确特征。未探测到将对EBL光谱的形状产生强烈的观测约束。我们目前的计算估计的灵敏度TeV望远镜检测这样一个突破耀变体观测在不同的红移。
2007-08-22 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
Detection of TeV Gamma Rays from the BL Lac Object 1ES1959+650 with the Whipple 10m Telescope
我们提出了第一个强有力的检测非常高的能量伽马射线从关闭（z=0.048）X射线选择BL Lacertae对象1 ES 1959 +650。观测是用惠普尔10米望远镜在山。霍普金斯，亚利桑那州，使用大气切伦科夫成像技术。2002年5月至7月间的流量变化很大，平均值是蟹状星云稳定流量的0.64 +/- 0.03倍，最大值达到5个蟹状星云，时间尺度的变化短至7小时。
2002-12-06 astro-ph
A method of measurement of extragalactic magnetic fields by TeV gamma ray telescopes
本文提出了一种在遥远耀变体TeV γ射线观测中测量河外磁场的方法。多TeV的伽马射线是由这些源在狭窄的喷流与几度的开口角发射。这些初级伽马射线与红外光子背景相互作用，产生次级电子和正电子，这些次级电子和正电子在通过宇宙微波背景光子的逆康普顿散射发射次级伽马射线之前，可以被河外磁场稍微偏转。向地球上的观测者发射的次级伽马射线可以被检测为围绕初始点源的扩展发射。扩展辐射的能量依赖角大小与视线上河外磁场的大小有关。可以用这种方法测量大尺度结构的空隙中的小磁场B < 10^{-12} G。
2007-05-07 astro-ph
Capture of a Red Giant by the Black Hole Sagittarius A* as a Possible Origin for the TeV Gamma Rays from the Galactic Center
在银河系中心区域观测到了数秒差距内的TeV $γ$非热辐射。我们认为，这些$γ$ -射线是大质量黑洞Sgr A $^*$，居住在银河系中心的瞬态活动的结果。几千年前，黑洞可能经历了一个活跃阶段，捕获了一颗红巨星并形成了一个吸积盘，暂时表现得像一个活动星系核。在这个过程中，发射了一个包含大量高速质子的强大喷气式飞机。这些逃逸的质子与周围稠密的介质相互作用，通过$π^0$衰变过程产生TeV的$γ$射线辐射.我们表明，以这种方式存储的总能量是足够大的，以占观察。质子的扩散长度也与观测到的TeV源的大小一致。
2006-03-01 astro-ph
TeV neutrinos and gamma rays from pulsars
最近的研究表明，脉冲星可能是TeV μ子中微子的强源，只要正离子被脉冲星极帽加速到PeV能量。在这种情况下，μ介子中微子是通过脉冲星加速离子与其热辐射场相互作用的δ共振产生的。在脉冲星环境中，高能γ射线也应该同时产生，因为带电和中性π介子都是在高能强子与周围光子场的相互作用中产生的。在这里，我们估计TeV伽马射线通量在地球附近的一些年轻的恒星。通过与观测值的比较，我们发现在通量计算中适当考虑极帽几何形状的影响是很重要的。由于地球附近几乎没有潜在的恒星，我们得到了（修正后的）地球上的事件发生率。结果表明，中微子星不太可能被即将到来的中微子望远镜探测到。我们还估计了TeV的伽马射线和中微子通量的脉冲星星云采用的粒子加速模型。
2008-12-10 astro-ph
Detection of Gamma Rays of Up to 50 TeV From the Crab Nebula
来自蟹状星云脉冲星/星云的能量大于7 TeV的伽马射线已经在大天顶角被观测到，使用的是南澳大利亚伍默拉的成像大气技术。CANGAROO在1992年，1993年和1995年的数据表明，能谱扩展到至少50 TeV，而没有改变指数的幂律谱。观测到的微分谱是7 TeV和50 TeV之间的\noindent $(2.01\pm 0.36)\times 10^{-13}(E/{7 TeV})^{-2.53 \pm 0.18} TeV^{-1}cm^{-2}s^{-1}$。没有明显的截止。光子能量高于$\sim$ 10 TeV的光谱可以推断出最大的粒子加速能量，这意味着这种非脉冲发射并不是起源于脉冲星的光柱附近，而是在星云中，那里的磁场不足以让TeV的光子产生对。10 TeV以上的硬伽马射线能谱还提供了关于种子光子在这些高能量下对逆康普顿过程的不同作用的信息，以及来自质子碰撞的$π^{\circ}$ -伽马射线的可能贡献。
1997-10-24 astro-ph
Electrodynamic Structure of Outer Gap Accelerators: Invisibility of Pulsed Tev Fluxes
本文研究了旋转中子星外磁层隙的结构。迁移的电子和正电子被施加在间隙中的电场加速，并通过弯曲过程辐射出丰富的γ射线。一些伽马射线通过与照亮间隙的X射线碰撞而实现，导致成对产生级联。补充的电荷部分屏蔽了原始的加速度场，这是自洽地从泊松方程，以及伽马射线的玻尔兹曼方程和粒子的连续性方程中求解的。我们证明，这是很难检测TeV的排放由于康普顿上散射的差距，由目前的地面望远镜。
2000-05-24 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
MAGIC J0616+225 as delayed TeV emission of cosmic-rays diffusing from SNR IC 443
我们提出了一个理论模型，解释了高能量现象的附近的SNR IC 443，观察到的主要大气伽马成像切伦科夫（MAGIC）望远镜和高能伽马射线实验望远镜（EGRET）。我们将MAGIC J0616+225解释为延迟TeV的宇宙射线发射，从IC 443扩散并与位于遗迹前景约20 pc距离处的已知云相互作用。这种情况自然解释了EGRET和MAGIC源之间的位移，它们的通量和光谱。我们比较了这个模型与其他最近提出的，并讨论了如何可以测试的伽玛射线大面积望远镜（GLAST）的观测。
2008-04-16 astro-ph
Muon Detection of TeV Gamma Rays from Gamma Ray Bursts
由于星载仪器的尺寸有限，不可能观测到能量超过GeV的伽马射线暴的通量。本文指出，通过探测γ射线在地球大气中的秒级产生的μ介子，可以探测TeV能量以上的γ射线暴辐射。最近启用的地下探测器（AMANDA、贝加尔湖探测器和MILAGRO）使观测成为可能，这些探测器结合了几百GeV或更小的低μ子阈值和10^3 m^2或更大的有效面积。这些观测不仅将为伽玛暴的起源和特征提供新的认识，而且还将提供有关漫射红外背景的定量信息。
1999-02-02 astro-ph
Moon Shadow by Cosmic Rays under the Influence of Geomagnetic Field and Search for Antiprotons at Multi-TeV Energies
我们利用在羊八井（海拔4300米）运行的西藏-III空气簇射阵观测了银河宇宙线通量在月球方向的阴影，即所谓的月影。西藏自1999年以来几乎所有的宇宙射线都带正电;因此，它们被地磁场弯曲，从而使月球阴影向西移动。如果宇宙射线中含有带负电的粒子，如反质子，那么宇宙射线也会在月球的东方产生一个额外的阴影。我们从西藏-III型空气簇射阵列观测的数据中选取了能量超过3 TeV的1.5 × 10 ^{10}个空气簇射事件，在$\sim 40 σ$水平上探测到了月影。月球的中心是在从月球的视中心向西0.23 $^\circ$的方向被探测到的。在此基础上，我们利用蒙特卡罗模拟研究了多TeV能区反质子阴影的存在。在这个能量区域没有发现反质子存在的证据。我们得到了90%的置信水平的上限为7%的反质子质子的通量比在多TeV的能量。
2007-07-23 astro-ph
How relevant is the torus activity/geometry for the TeV gamma-rays emitted in the jet of M87 ?
受活动星系核统一方案的启发，我们回顾了Fanaroff-Riley I类射电星系M87中存在小尺度尘埃环的证据。由于没有直接的证据表明它的环面有任何热辐射，我们考虑间接的证据，如BLR活动和老化参数来模拟M87的冷尘埃结构。在喷流-吸积盘-环面共生的背景下，我们讨论了在M87喷流中产生的GeV和TeV γ射线与喷流外部的红外辐射场的相互作用，由一个不太活跃的环面产生。一个薄而冷的环面，加上不太明确的外边界，仍然可以解决喷流中一些TeV辐射的问题。
2003-01-22 astro-ph
Detection of Gamma-Rays above 1.5 TeV from Mkn 501
本文报道了1996年3月至8月用第一台切伦科夫望远镜（CT 1）观测到的Mkn 501的TeV $γ$射线。通过图像分析，从147小时数据集中获得了351个多余的候选$γ$射线事件。过量的统计学显著性为5.2 $σ$。平均过剩率为$2.4 \pm 0.5$ h $^{-1}$，高于CT 1的$\approx$ 1.5 TeV阈值。在假设Mkn 501的光谱服从幂律的条件下，我们得到了2.6 $\pm0.5$的微分光谱指数，并得到了$2.3 (\pm0.4)_{Stat} (+1.5-0.6)_{Syst} \times 10^{-12}$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$的1.5 TeV以上的时间平均积分通量。与我们对蟹状星云的近当代观测相比，在升级到127像素相机后，作为标准蜡烛来测试CT1，表明Mkn 501的光谱与蟹状星云的光谱相似，高于1.5 TeV。来自Mkn 501的1.5 TeV以上的积分通量比蟹状星云的小2.2到3.6倍。HEGRA是第二个在TeV范围内探测到Mkn 501的实验。
1997-04-18 astro-ph
Probing the Cosmic Ray Population of the Giant Elliptical Galaxy M 87 with Observed TeV Gamma-Rays
我们研究宇宙射线质子（CRp）人口内的巨大椭圆星系M 87使用TeV的伽玛射线探测的HEGRA合作。在我们的方案中，伽马射线是由衰变的π介子产生的，π介子是由强子CRp与M 87的星际介质的热气体相互作用产生的。通过将伽马射线发射与EGRET的上限进行比较，我们将CRp种群的光谱指数限制为α（GeV，TeV）< 2.275。预期的径向伽马射线剖面和所需的CRp量都支持这种强子情况。伴随的强子起源的宇宙线电子的射电小晕被M 87的相对论性喷流的同步辐射超过一个数量级。根据我们的预测，未来的GLAST任务应该允许我们测试这种强子场景。
2003-07-17 astro-ph
TeV gamma rays from PSR 1706-44
达勒姆大学Mark 6大气切伦科夫望远镜的观测证实PSR B1706-44是一个非常高能量的伽马射线发射体。从我们的数据集中没有迹象表明非常高能量的伽马射线是脉冲的，与< 20 GeV的发现相反，这表明超过80%的通量是脉冲的。在E > 300 GeV时，通量估计为（3.9 +/- 0.7（统计））x 10^-11 cm^-2 s^-1。
1998-04-22 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
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
TeV Gamma-rays from the Northern Sky Pulsar Wind Nebulae
我们估计TeV的伽马射线通量预期从人口的年轻的脉冲星风星云内的高能量过程的自洽的时间依赖强子轻子模型。这个辐射模型基于Arons和合作者的假设，他们假设轻子在星云内由于重核的共振散射而加速，而重核又在脉冲星风区或脉冲星内磁层中加速。我们的目标是找出在北半球的星云是最好的候选人检测能量超过60 GeV和200 GeV的下一代低阈值切伦科夫望远镜。
2005-09-29 astro-ph
TeV gamma-rays from photo-disintegration/de-excitation of nuclei in Westerlund 2
TeV的γ射线可以由PeV宇宙线核在紫外光子环境中经历光致衰变后的光去激发产生。这一过程被认为是最近在Westerlund 2边缘发现的HESS源的候选解释。富氧和富硼恒星环境中的莱曼α辐射提供了紫外背景。HESS通量的结果，如果有有效的加速在较低的能量核的源。洛伦兹增强的紫外光子达到巨偶极共振能量（~ 20 MeV）的要求意味着与能量低于约1 TeV的E_γ^{-2}行为相比，对γ射线谱的强烈抑制。这种抑制在最低能量的Westerlund 2数据中并不明显，但即将到来的GLAST任务将对其进行探测。
2007-06-05 astro-ph
Recent Observations of gamma-rays above 1.5 TeV from Mkn 501 with the HEGRA 5 m^2 Air Cherenkov Telescope
自1997年2月以来，BL Lac天体Mkn 501处于伽马射线发射的"高状态“。HEGRA合作研究了MKN 501与他们的空气切伦科夫望远镜在拉帕尔马。在这里，我们报告的观测与5平方米的望远镜（阈值约。1.5 TeV）以独立模式运行。我们观察到一个快速变化的流量之间的0.5至6倍，从蟹状星云。平均而言，1.5 TeV以上的积分通量为（2 + 1.3 - 0.5）x 10^-11 cm^-2 s^-1。光谱延伸到至少10 TeV的积分幂律系数为1.8 +- 0.2，似乎比1996年更陡峭。
1997-07-27 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
Leptonic origin of TeV gamma-rays from Supernova Remnants
ASCA在超新星遗迹SN 1006东北边缘观测到的无谱线幂律辐射最近被解释为能量约为100 TeV的电子的同步辐射。在这封信中，我们计算了TeV光子能量下的逆康普顿辐射通量，这是高能电子和宇宙微波背景存在的自然结果。我们发现，预测的通量接近目前的灵敏度限制的南部\v切伦科夫望远镜CANGAROO，并应检测与下一个性能的改进。SN 1006在几TeV处的光谱将非常软。SN 1006中存在这种最高能量的电子可能不是这个遗迹所独有的。因此，我们可以得出结论，在任何超新星遗迹中探测到TeV $γ$射线发射，并不一定能提供这些天体中存在大量宇宙射线核子的证据，因此就核子而言，这并不是宇宙射线起源的简单检验。
1996-02-22 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
The Energy Spectrum of TeV Gamma-Rays from the Crab Nebula as measured by the HEGRA system of imaging air Cherenkov telescopes
蟹状星云在1997年9月至1998年3月和1998年8月至1999年4月的两次观测活动中，由成像空气切伦科夫望远镜（IACT）的高能伽马射线天文学（HEGRA）立体系统观测了总共约200小时。最近详细的系统性能的研究给出了一个能量阈值和能量分辨率为500 GeV的伽马射线和~ 18%，分别。蟹状星云的能谱是用HEGRA IACT系统在高达20 TeV的非常宽的能量范围内测量的，在天顶角高达65度的观测。Crab数据可以通过简单的幂律在1到20 TeV的能量范围内拟合，得到dJg/dE =（2.79+/-0.02 +/- 0.5）10^{-7} E^{-2.59 +/- 0.03 +/- 0.05}，ph m^{-2} s^{-1} TeV^{-1}蟹状星云的能谱，用HEGRA IACT系统测量，同意在15%内的绝对规模和0.1单位内的幂律指数与惠普尔，CANGAROO和CAT集团的最新测量，在统计和系统误差引用的实验一致。蟹状星云TeV γ射线的纯幂律谱约束了星云环境的物理参数和光子发射模型。
2000-03-13 astro-ph
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。
2007-06-04 astro-ph
A New Analysis Method for Reconstructing the Arrival Direction of TeV Gamma-rays Using a Single Imaging Atmospheric Cherenkov Telescope
本文提出了一种利用单台望远镜进行大气切伦科夫成像的方法，该方法可以重建TeV伽马射线的唯一到达方向。该方法是根据经验得出的，并利用伽马射线引起的空气簇射的几个功能，确定，以0.12度的精度，光子的到达方向，在事件的基础上。惠普尔天文台的10米伽马射线望远镜的数据被用来测试选择方法的基础上源的位置。结果比较这些选择方法与传统的技术和三个不同的相机视场。该方法将讨论的背景下，从一个点源位于视野内的任何地方，从扩展发射区域的伽马射线信号的搜索。
2000-05-23 astro-ph
The Detection of TeV Gamma Rays from Crab using the Telescope Array Prototype
望远镜阵列原型探测器安装在Akeno天文台和犹他州蝇眼站点。自1995年底以来，我们利用这些探测器对蟹状星云和活动星系核进行了观测。报道了对蟹状星云和Mkn501的TeV γ射线的成功探测。
1997-06-09 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
