Unbiased Studies of Diffuse Extragalactic Radio Sources
我们提出了一个概述的无偏见的研究弥漫河外射电源。我们使用以前开发的过滤技术，以消除紧凑的来源，如WENSS，WISH和NVSS的大型调查，并检查残留的漫发射。对这些残差的搜索，不带光学或X射线选择的偏见，发现了各种各样的漫射源，包括与星系群，“空白”场和以前未被识别的漫射射电星系发射有关的漫射源，以及光晕和富星系团的遗迹。第二，有针对性的调查最明亮的X射线团的结果在一些新的来源，并阐明了一些重要的选择效应。当X射线和射电晕光度之间建立良好的关系外推到较低的水平，明显的相关性保持相当好的任何类型的扩散源，甚至背景噪声。因此，在进行物理解释之前，必须仔细研究观察到的相关性，以确定可能的选择效应。我们简要地提到了一个宽场映射项目，以寻找大尺度结构，并为下一代的研究目标，在磁场角尺寸参数空间。
2006-02-21 astro-ph
Diffuse cluster-like radio emission in poor environments
我们提出了一个研究的光谱，偏振，形态和环境特性的漫射射电源0809+39使用的观测与韦斯特博克综合射电望远镜，甚大阵列，档案光学和X射线数据。源有两个不同的漫反射，陡谱分量，一个在北方是高度极化的，一个线性的南方分量在极化中未被检测到。我们讨论了几个合理的起源为每个组件，并得出结论，北明亮的偏振组件是最有可能的无线电遗迹与穷人z $\sim$ 0.2星系团，无线电/X射线光度比两个数量级以上的典型值。南部的组成部分与一个更长的星系丝排列在一起，星系丝长$\sim$ 5 Mpc，z $\sim$ 0.04。为了确认和理解同步辐射的物理起源，仍然需要深入的光学和X射线跟踪。无论这些起源的细节如何，0809+39都突出了同步辐射在照亮与富星系团无关的低密度环境中的漫射成分方面的效用。
2008-11-03 astro-ph
Diffuse Radio Sources in Groups and Poor Clusters
利用WENSS和WISH星表进行无偏巡天，我们发现了可能与低红移（0.01-0.04）星系群有关的新的弥散射电源。这些源类似于射电晕、迷你晕和富星系团的“遗迹”，它们被认为是由冲击和湍流进入它们的深势阱而提供动力的。我们在星系群的浅势阱中探测到类似的源，对这一模型提出了挑战。它们的射电光度比根据视富星系团射电/X射线光度关系外推的预期高出约两个数量级。即使这些来源被错误地识别为遥远的星团，它们也会位于文献中明显丰富的星团射电/X射线光度关系之上，这表明迄今为止对射电晕和遗迹的探测可能比以前认为的更有偏见。
2005-11-03 astro-ph
Parsec-scale structure in galactic disk and halo, from diffuse radio polarization
本文介绍了法拉第旋转调制的漫射射电同步辐射背景的多频偏振观测。没有观察到总强度，表明总强度在低于大约一度的尺度上不会变化。然而，偏振强度和偏振角显示丰富的小尺度结构，由于法拉第旋转在小尺度上的温暖的电离盘。旋转测度的分布使我们能够估计在温暖的电离磁盘中的磁场中的结构，与电子密度加权。
2001-09-19 astro-ph
Discovery of diffuse radio emission at the center of the most X-ray-luminous cluster RX J1347.5-1145
我们报告了对遥远星团RX J1347.5-1145的新的VLA射电观测，这是X射线中最明亮的。我们的目的是调查可能存在的扩散和扩展的无线电发射在这个非常奇特的系统，既显示了大量的冷却流和合并签名。新的低分辨率（~18角秒）VLA射电观测这个集群结合更高的分辨率（~2角秒）的数据在VLA档案。我们发现存在一个弥漫和扩展（~500千秒差距）的射电源集中在集群，无关的中央活动星系核的无线电发射。射电源的特性，特别是a）它出现在一个巨大的冷却流团的中心，b）它的总大小与冷却区的大小相当，c）它与射电光度和冷却流功率之间的观测趋势一致，表明RX J1347.5-1145拥有一个无线电迷你晕。我们认为，这个小晕的无线电发射，这是迄今为止发现的同类中最遥远的对象，是由于电子再加速触发的中央冷却流。然而，我们也注意到，扩散无线电发射的形态显示出与X射线中检测到的热子团的位置相一致的伸长，从而表明电子再加速的额外能量可能由淹没事件提供。
2007-06-20 astro-ph
Observational Properties of Diffuse Halos in Clusters
近年来，星系团中已知的漫射射电源的数量不断增加，这使得人们有可能获得这些源和宿主星系团的统计特性。我们发现，扩散源与X射线发光集群，最近经历了合并过程。射电和X射线结构通常相似，射电和X射线参数之间存在相关性。这表明了星系团中弥漫的相对论性等离子体和热等离子体之间的联系。
2000-06-27 astro-ph
The Evolution of Diffuse Radio Sources in Galaxy Clusters
研究了星系团中射电晕的演化和数量分布。在没有再加速或再生的情况下，负责弥散射电辐射的相对论电子将在相当短的时间内通过逆康普顿和同步加速器损失失去能量，射电晕的寿命将为$\sim$ 0.1 Gyr。如果涉及到显著的再加速水平，无线电晕对于$\sim$ Gyr可能持续。如果射电辐射电子主要是由星系团内宇宙射线质子与团内热介质发生质子-质子碰撞后π介子衰变产生的次级电子，则射电晕的寿命可以与宇宙学时间相比较。采用射电晕形成的观测约束和理论约束，计算了射电晕形成率和射电晕共动数密度。与观测结果比较，发现射电晕的寿命为$\sim$ Gyr。我们的研究结果表明，一个显着的再加速水平是必要的观察到的无线电晕和次级电子可能不是一个主要的起源无线电晕。
2003-12-19 astro-ph
Diffuse radio emission from clusters in the MareNostrum Universe simulation
在某些星系团中观测到大尺度的漫射射电辐射。有充分的证据表明，发射有其起源于同步辐射损失的相对论电子，加速过程中的集群合并。在宇宙学模拟中，我们定位结构形成冲击，并估计其无线电发射。我们继续如下：介绍了一种在SPH模拟中识别强激波锋面的新方法，并在MareNostrum宇宙模拟中确定了马赫数以及下游的密度和温度。MareNostrum宇宙模拟在500 Mpc/h的盒子中有2 × 1024^3个粒子，并采用非辐射物理进行。然后，我们使用Hoeft & Brueggen（2007）中导出的形式估计无线电发射，并生成大质量星系团的人工无线电地图。我们的几个星团显示出与天空中发现的大型射电遗迹具有相似形态的射电天体，而大约一半的星团只显示出很少的射电辐射。与观测结果一致，我们的星团的最大弥散射电辐射强烈依赖于它们的X射线温度。我们发现，所谓的吸积激波只引起非常少的无线电发射。我们的结论是，适当的激波加速效率（xie <= 0.005）和适当的遗迹区域磁场（0.07 ~ 0.8 μ Gauss）足以再现射电遗迹的数密度和光度。
2008-07-08 astro-ph
The diffuse X-ray emission from the Galactic center with Simbol-X
类似于较大的银河脊，银河系中心区域呈现出一种硬漫射发射，其起源在过去二十年中一直存在强烈的争论：这种发射是否来自众多尚未解决的离散点源的贡献？或者它是否起源于真正扩散的热等离子体？然而，银河系中心区域（GC）在许多方面与银河系外部不同，这使得银河系中心的漫射发射问题变得独特。虽然最近的观测似乎倾向于远银河脊的点源起源，但GC的情况仍然不清楚，需要进行新的观测。在这里，我们提出了真正的扩散等离子体建模的结果。有趣的是，这样的等离子体会强烈影响轨道分子云的动力学，从而影响中央发动机的活动。区分这两种假说已成为一个至关重要的问题，在理解这个中心区域，使内部小吸积盘和大尺度银河系动力学之间的联系。我们调查了Simbol-X在这方面的新投入。
2008-02-19 astro-ph
Cluster Mergers and Diffuse Radio Emission in Abell 2256 and Abell 754
本文介绍了对星系团Abell 2256和Abell 754的深VLA观测，这两个星系团似乎都处于主要星系团合并事件的剧烈阶段。Abell 2256的复杂性质通过射电图像揭示，除了头-尾星系，还显示了两个扩展的，不规则的，边缘尖锐的弥漫性射电辐射区域（所谓的射电遗迹），以及位于星团中心区域的大规模弥漫性射电晕。对A2256星团遗迹的偏振测量揭示了大规模有序的磁场，这些磁场似乎追踪了遗迹中明亮的细丝。整个遗迹的极化率在20% - 40%之间，大多数遗迹的极化率在30%以上。在我们目前观测的灵敏度下，我们对射电晕的偏振设置了20%的上限。Abell 754的低频VLA观测揭示了在星团核心区域的扩展的、弥散的射电（晕）发射以及在星团外围的陡峭的光谱发射。周边辐射的位置、形态和光谱指数与射电遗迹的性质一致。两个星团正在进行合并的X射线证据，以及A2256射电遗迹的偏振特性，支持最近提出的合并引起的遗迹发射起源的建议。因此，破译这些星系团的复杂无线电特性可能是理解系统动力学历史的关键。
2001-06-07 astro-ph
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
The X-ray diffuse emission from the Galactic Center
BeppoSAX对银河系中心区域的长期观测表明，SgrA复合体的漫射X射线发射光谱可以用两个温度为~0.6 keV和~8 - 9 keV的热等离子体模型的总和来描述。漫发射的空间分布是能量依赖的。虽然硬X射线辐射具有沿银道面拉长的几乎对称的分布，但软X射线（E <5 keV）与SgrA East的三角形射电晕有着非常好的相关性。得出的软组件的参数支持解释的SgrA东壳的演变超新星遗迹。
1999-08-16 astro-ph
Old Isolated Accreting Neutron Stars: The Diffuse X--ray Emission From The Galactic Center
研究了吸积星际介质的弱磁化（$B\sim 10^9$ G）中子星对银河系中心观测到的弥散X射线辐射的贡献。结果表明，在关于中子星和气体分布的相当保守的假设下，吸积光度可以解释2.5- 7 keV波段探测到的X射线通量中相当大的一部分，可能是大部分。特别是，模型结果与{ \it Granat\/}数据进行了比较，并显示出在通量能量和径向分布的一般协议。
1996-05-14 astro-ph
Theoretical Implications of Diffuse Non-Thermal Emission from Clusters of Galaxies
本文对团簇内介质的非热辐射（射电、极紫外、高能X射线）的理论意义作了简要的评述。在产生非热电子种群的过程网络的框架内讨论了集群射电晕和集群射电遗迹的起源。重点是旧的，残余的，目前看不见的相对论性等离子体释放的前射电星系的作用。
2000-01-25 astro-ph
ARCADE: Absolute Radiometer for Cosmology, Astrophysics, and Diffuse Emission
宇宙学、天体物理学和漫射辐射绝对辐射计（ARCADE）是一种球载仪器，用于测量厘米波长的宇宙微波背景温度。ARCADE搜寻由早期宇宙能量释放引起的黑体光谱的偏差。在所有可行的宇宙学模型中，CMB光谱中的长波长扭曲都是意料之中的。探测这些扭曲或证明它们不存在是理解早期宇宙的重要一步。我们描述了ARCADE仪器的设计，目前的状况和未来的计划。
2006-09-13 astro-ph
Obtaining cosmic ray propagation parameters from diffuse VHE gamma ray emission from the Galactic center ridge
H.E.S.S.最近发现了来自银河系中心脊的弥漫性VHE伽马辐射。望远镜首次允许直接确定银河宇宙射线传播模型的参数。在这篇论文中，我们证明了银河系中心附近的漫射伽马辐射可以用VHE宇宙线（CR）质子与位于几个巨大分子云中的星际气体的相互作用来解释，这导致在平均质子能量约为3 TeV的情况下，银河系中心区域的宇宙线扩散系数k = 1.3 kpc^2 Myr^-1，如果我们假设CR质子起源于一个超新星事件（Sgr A East），它大约在1万年前爆发。该k值比局部测量值小约5至10倍。
2006-02-08 astro-ph
Diffuse Cluster-wide Radio Halos
我们将讨论晕和遗迹的性质和起源，包括对星团磁场的估计，并提出一些最近发现的晕和遗迹的结果。在超热的热气体分布的高能量尾部的电子可能提供种子粒子通过合并和相对论能量的双折射加速。这些相对论粒子负责同步辐射的晕。
2000-12-07 astro-ph
Renewed activity in the radio galaxy PKS B1545-321: twin edge-brightened beams within diffuse radio lobes
澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）拍摄的巨大射电星系PKS B1545-321的图像显示，一对方向相反的光束从射电核心出现，并以对称位于两侧的明亮组件结束。这些内光束嵌入在较低表面亮度的边缘增亮的外瓣内，并且内光束的亮端从外瓣的端部很好地凹陷。内部波束和周围的散射波瓣共享一个共同的中心核和射电轴。我们建议，所观察到的内光束是双瓣已创建的遗迹外叶作为中央活动的重新启动的结果，因此，PKS B1545-321是一个难得的机会，检查重新启动的光束内的遗迹同步加速器等离子体茧的发展。代表新情节的内部双重在典型的边缘增亮射电星系中具有最高的轴比。内双星的低射电光度、其茧的狭窄和恒定的横向范围以及其两端热点的相对较低的亮度与具有低密度对比度并且在相对较轻的环境介质内前进的光束的几乎弹道式传播相一致。
2003-03-07 astro-ph
A Chandra detection of diffuse hard X-ray emission associated with the lobes of the radio galaxy 3C 452
报道了射电星系3C 452的80千秒Chandra ACIS观测。一个弥漫的X射线发射与叶已被检测到具有很高的统计意义，连同X射线核的宿主星系。0.5- 5 keV的ACIS光谱的漫发射是由一个两个组件的模型，由软的热等离子体发射从宿主星系晕和硬的非热幂律组件。硬分量是由于波瓣中同步加速器发射的电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿化，因为它的光谱能量指数为0.68 ± 0.28，与射电同步加速器指数0.78一致。这些结果揭示了一个显着的电子优势的叶。电子被推断为具有相对均匀的分布，而磁场被压缩朝向波瓣外围。
2002-11-06 astro-ph
Unusual diffuse X-ray source in the Galactic center region
我们报告ASCA和钱德拉发现一个弥漫的X射线源在银河系中心区域。X射线光谱与约6 keV温度的非平衡电离（NEI）等离子体模型拟合。该模型要求高于太阳的金属丰度，年轻的等离子体年龄为$\simeq$ 100年，大的N_H值约为10^{23} cm^{-2}。N_H值将源的位置限制在银河系中心区域，距离约为8.5kpc。钱德拉ACIS的高分辨率X射线图像显示了一个半径为10“的环，相当于银河系中心的0.4 pc，以及一个尾巴状结构。虽然其形态奇特，但其他X射线特征很可能是一个非常年轻的超新星遗迹，可能处于自由膨胀阶段。
2001-09-30 astro-ph
Diffuse X-Ray Emission Around High-Redshift, Radio-Loud Qsos
我们宣布在{ \it全天巡天}中探测到光学明亮、高红移、射电响亮的类星体与ROSAT观测到的弥散X射线发射之间在$\ga10'$角标度上的相关性。这些相关性达到高达$99.8\%$的显著性水平。通过与控制场样本的比较、自举分析和Kolmogorov-Smirnov检验，我们认为观测到的增强的漫射X射线辐射是类星体的主要特征，这可能是由于星系团通过其引力透镜效应放大了类星体，从而在背景源样本中产生放大偏差。下面的结果与先前在同一类星体样本与利克或红外天文台星系之间发现的相关性进行了比较，为这种解释提供了进一步的证据，并通过寻找背景星系图像的相干失真来确定天空中可能检测到弱引力透镜的位置。
1994-03-24 astro-ph
Absolute diffuse calibration of IRAC through mid-infrared and radio study of HII regions
我们研究了Spitzer空间望远镜8.0 μ m波段红光阵列相机的漫反射绝对定标，使用了43个在GLON= 312 deg附近具有各种形态的HII区域的样本。对于每个区域，我们仔细测量天空减去，点源减去，区域集成IRAC 8.0微米通量，并将其与两种不同空间分辨率的中途空间实验（MSX）8.3微米图像进行比较，并与无线电连续谱图。我们确定IRAC 8.0微米/MSX\8.3微米通量的精确中值比为1.55+/-0.15。从这些区域的稳健光谱能量分布中，我们得出结论，与MSX验证的校准相比，SST的当前8.0微米漫射校准过高36%，可能是由于相机内的散射光。这是斯皮策科学中心（SSC）对IRAC扩散校准得出的结果的独立确认。从回归分析中，我们发现，843 MHz的无线电流量的HII地区和中红外（MIR）通量是线性相关的MSX在8.3微米和斯皮策在8.0微米，证实了早期的MSX科恩和格林的结果。MIR/843-MHz扩散连续通量的中值比在非热区域比热区域小600倍，使其成为一个尖锐的判别式。的比例是在很大程度上独立的形态高达~24弧秒的大小。我们为所有源提供均匀的无线电和MIR形态。MIR形态学与射电结构的关系并不独特。致密区可能有MIR细丝和/或弥散晕，可能是致密HII区周围弱电离射电晕的红外对应物。我们提供了两个IRAC颜色-颜色图作为扩散HII区域的定量诊断。
2006-10-19 astro-ph
Radio jets and diffuse X-ray emission around the peculiar galaxy pair ESO 295-IG022
本文报道了澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）射电连续谱和ROSAT PSPC X射线观测结果，观测了位于贫星系团Abell S 0102中心的一对奇特星系对ESO 295-IG 022。我们发现一个射电星系与星系对重合，双极，弯曲的射电喷流出现在南部星系的中心，并向南延伸约95角秒（在ESO 295-IG 022的距离约100千秒差距），向北延伸约80角秒，包围了北部星系。我们还讨论了一个额外的单一喷气结构的想法，从北方星系的排放作出贡献。我们估计喷流速度的下限至少为1000 km/s，南部星系通过星系团的相对适当速度约为200 km/s。弥散（kT=2.2 keV）X射线发射与集团或穷人集群发射一致，被认为是围绕星系对和相关的无线电喷流的南部星系的中心。射电喷流内部的结构和X射线发射非常暗示，射电发射与周围的群内介质之间存在某种通道。另一个在附近发现的双极喷流射电星系可能是一个背景天体，光学对应物的星等大于m=22。
2001-01-29 astro-ph
Spectral Index of the Diffuse Radio Background Measured From 100 to 200 MHz
在银河系高纬有效立体角~ π str上，在100 ~ 200 MHz的连续波段上，测量了弥散射电背景的平均绝对亮温随频率的变化。由观测结果得到的光谱亮温指数为β = 2.5 +/-0.1（α_s = 0.5），误差限为3 σ，并包括仪器系统学的估计。天顶漂移扫描的中心赤纬为-26.5度，横跨赤经0到10小时，平均光谱指数变化很小。发现在150 MHz的平均绝对亮温在2.5小时的赤经赤经时达到最小值T = 237 +/- 10 K。将这些测量结果与Haslam等人1982年的测量结果相结合，在150和408 MHz之间产生了β = 2.52 +/- 0.04的光谱指数。
2008-06-17 astro-ph
Toward understanding the 3.4 micron and 9.7 micron extinction feature variations from the local diffuse interstellar medium to the Galactic center
从观测上看，3.4微米脂肪烃C-H伸缩吸收特征和9.7微米无定形硅酸盐Si-O伸缩吸收特征都显示出从局部弥散星际介质（ISM）到银河系中心（GC）的相当大的变化：可见消光比（A_V）与9.7微米Si-O光学厚度的比值（\tausil）和A_V与3.4微米C-H光学厚度之比（\tauahc）约为GC的2倍。在这项工作中，我们试图解释这些变化的多孔粉尘模型组成的混合物的无定形硅酸盐，碳质有机耐火粉尘（以及水冰的GC粉尘）。
2008-12-10 astro-ph
The large-scale structure of the diffuse radio halo of the Coma cluster at 1.4 GHz
我们提出了新的测量弥散无线电发射的后发座星系团在1.4 GHz的Effelsberg 100米望远镜。晕源Coma C的噪声范围约为80弧分，相当于Coma中的3 Mpc（H_0 = 50 km/s/Mpc）。射电图显示了与后发座星系团扩展的X射线晕图像的明显相似之处。在减去点源的贡献后，我们得到Coma C的积分扩散通量密度S = 640 ± 35 mJy。我们推导出各种观测确定的光谱指数和同步辐射发射率的光谱指数之间的关系，这使得人们可以实现一个粗略的估计，目前可用的数据在不同的频率的一致性，并将约束的发射率指数分布。在晕的核心区域，0.3 GHz和1.4 GHz之间的发射率指数似乎在0.4 - 0.75的范围内，这意味着必须有一些非常有效的机制来加速粒子在团内介质中的运行。
1996-09-27 astro-ph
Limits on the Diffuse Radio and Hard X-ray Emission of Abell 2199
Westerbork Northern Sky Survey（WENSS）和NRAO/VLA Sky Survey（NVSS）被用来确定附近星团Abell 2199的漫射射电流量的上限。对于整个簇，在WENSS的327 MHz处，该极限<3.25 Jy;对于内部15'半径，在1.4 GHz处，该极限<168 mJy。这些限制被用来约束集群磁场，要求无线电通量与BeppoSAX观测到的硬X射线（HXR）通量一致，假设观测到的HXR过量是由于集群内气体中的相对论电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿（IC）散射。我们发现，磁场必须非常弱（<0.073 μ G），以避免产生可观察到的无线电晕。我们还认为，HXR过量的可能性是由于非热韧致辐射（NTB）的人口的超热电子被加速到更高的能量。我们发现，NTB模型的基础上的幂律电子动量分布的指数为μ ~3.3，并包含约5%的电子数量的热ICM可以重现所观察到的HXR通量。
1999-09-17 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
"The Contribution of Active Galactic Nuclei to the Diffuse Gamma Ray Background"
本文研究了射电静活动星系核（AGN）或射电强活动星系核中心区的高能到甚高能$γ$射线的辐射。我们利用我们的结果来估计来自活动星系核中心区域的$γ$射线通量，然后计算来自未分辨活动星系核的扩散$γ$射线通量的贡献。
1994-03-16 astro-ph
The large-scale diffuse X-ray emission surrounding quasars: an investigation using the scaling-index method
利用一种新的源探测算法--定标指数法，研究了ROSAT PSPC定点观测中观测到的类星体样品周围的大尺度（~ 20 '）弥散X射线背景。这种算法，它可以识别单个光子属于源或背景，是有用的检测微弱的，在嘈杂的领域扩展源。使用这种方法，我们发现，与其他人得出的结论相反，有很少的证据表明，优先增强周围的射电响亮类星体的X射线背景的前景X射线发射星系团。相反，这些背景中的所有波动都可以通过温度T ~ 0.14 keV的银河系热等离子体的不同发射水平来解释。射电噪类星体和射电静类星体的弥散X射线背景没有差别。
1998-10-18 astro-ph
Search for Cygnus Arm Diffuse TeV Gamma Ray Emission with the Whipple 10m Telescope
惠普尔10米大气切伦科夫望远镜对天鹅臂区域进行了观测。最近米拉格罗实验报告称，该区域包含一个中心位于RA=308和Dec=42的弥散TeV伽马射线源。我们报告的上限（使用惠普尔10米望远镜）在2004年秋季观测季节集中在RA=310和Dec=42.65。
2005-07-19 astro-ph
The Origin of Diffuse X-ray and $γ$-ray Emission from the Galactic Center Region: Cosmic Ray Particles
我们银河系内部的几百个粒子的特征是大量的同步辐射气体，它们似乎与大量的分子气体共存。在6.4 keV的荧光Fe K-α线发射和银河系中心分子云的分子线发射之间的空间相关性已被解释为反射X射线从过去的爆发的Sgr A*。在这里，我们提出了一个代表性的银河系中心云Sgr C使用钱德拉，VLA和FCRAO的多波长研究。我们注意到Sgr C中的非热射电细丝和X射线特征之间的相关性，这表明两者是相关的。我们占这种分布的相对论粒子的影响，从本地（非热灯丝）和扩展源与扩散中性气体产生的非热韧致辐射X射线连续发射，以及扩散6.4千电子伏线发射。与电子注入云作为列密度的函数的Fe Ka光子的生产率进行了计算。据估计，与同步辐射射电灯丝或扩展特征相关的低能宇宙射线所需的能量密度，对于Sgr C、Sgr B1、Sgr B2和“45和-30 \kms”云，在20和$\sim10^3$ eV cm^-3之间。我们还推广了这一想法来解释弥漫的K α线和TeV辐射从银河系中心的分子云的普遍生产。特别是，我们认为，IC散射的亚毫米辐射尘埃的相对论电子可能会大大有助于大规模的扩散TeV发射观测到的银河系的中心区域。
2006-11-07 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
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
The diffuse neutrino flux from FR-II radio galaxies and blazars: A source property based estimate
目前和未来的水和冰切伦科夫望远镜的目标是探测来自能量E>PeV的地外来源的中微子信号。一些最有希望的河外源是活动星系核（AGN）。本文假设活动星系核喷流中存在光强相互作用，估计了两种活动星系核源的中微子通量。第一个分析的样本包含FR-II射电星系，而第二个AGN类型的检查是耀变体。结果高度依赖于质子的能谱指数。为了使光谱标准化，将通过应用Falcke和Biermann（1995）的喷流-盘共生模型来使用中微子和盘光度之间的联系。质子的最大能量和中微子的最大能量与它的圆盘光度有关，这一点由Lovelace（1976）证明，并由Falcke等人（1995）证实。
2005-02-04 astro-ph
Optical analysis of the poor clusters Abell 610, Abell 725, and Abell 796, containing diffuse radio sources
我们研究了贫、低X射线亮度的星系团Abell 610、Abell 725和Abell 796（分别位于z = 0.1，0.09和0.16）的动力学状态，这些星系团中含有弥散射电源（分别为遗迹、遗迹和可能的晕）。我们的分析是基于威廉赫歇尔望远镜获得的158个星系的新光谱数据，艾萨克牛顿望远镜获得的新测光，以及从斯隆数字巡天数据发布5中恢复的数据。我们使用统计工具，选择57，36，和26个星系团成员，并分析星系团星系的运动学，以及研究的二维星系团结构。我们计算的星系的全球视线速度色散（420 - 700 km/s）的低值证实了这些星系团是低质量的星系团。Abell 610显示了大量的子结构证据。它似乎是由两个在星团静止框架中相隔约700公里/秒的结构形成的，具有相当的速度色散（约200公里/秒），并可能造成速度梯度。二维星系分布的分析表明，双峰分布的核心在东南-西北方向延长。阿贝尔725和阿贝尔796，这是较少的采样，显示边缘的证据，在速度空间的子结构。它们在2D星系分布中被拉长。对于阿贝尔610和阿贝尔725，我们简短地讨论了与托管的漫射射电遗迹的可能联系。我们的结果表明，遗迹射电源可能与合并事件有关，但并不限于大规模集群。关于Abell 796中可能的晕源，在这个非大质量星团中有一些合并事件的证据，但需要有针对性的射电观测来证实这个晕。
2008-06-18 astro-ph
Properties of Cluster Radio Emission
在无线电波长上对团内介质的非热成分进行了相关研究。事实上，许多星系团表现出星系团范围的弥散射电辐射，这表明在星系团体积中存在大尺度磁场和相对论电子。有强有力的证据表明，弥漫性无线电发射的存在与集群合并过程。晕合并连接的细节进行了讨论，并简要概述了目前的晕形成模型。
2004-02-19 astro-ph
The origin of the diffuse non-thermal X-ray and radio emission in the Ophiuchus cluster of galaxies
我们提出了高分辨率240和607 MHz的GMRT无线电观测，辅以74 MHz的档案VLA无线电观测的蛇夫座星系团，其无线电迷你晕最近已被发现在1400 MHz。我们还提出了档案钱德拉和XMM-牛顿数据的蛇夫座星系团。我们的观测没有显示出显着的无线电发射的迷你晕，因此，我们提出了上限的综合，扩散的蛇夫座星系团的核心的非热无线电发射。XMM-Newton观测结果可以用一个温度分别为~=1.8 keV和~=9.0 keV的双温度热模型来解释，这证实了以前的结果，即蛇夫座星系团最里面的中心区域是一个冷却的核心。我们还使用XMM-牛顿数据来设定星团（非热）X射线发射的上限。现有的无线电和X射线数据的组合有很强的影响，目前提出的模型的光谱能量分布（SED）的蛇夫座星系团。特别地，如果平均磁场在（0.02-0.3）microG的范围内，则同步加速器+IC模型与当前可用的数据一致。纯WIMP湮灭方案原则上可以再现无线电和X射线发射，但代价是假设暗物质子结构具有非常大的增强因子，以及极低的平均磁场值。最后，可以排除PeV电子-正电子对（通过与CMB的相互作用）产生同步辐射和逆康普顿辐射的情况，因为它预测了非热软X射线辐射，大大超过了INTEGRAL测量的热韧致辐射。
2009-04-07 astro-ph
The diffuse radio emission from the Coma cluster at 2.675 GHz and 4.85 GHz
我们提出了新的测量弥漫无线电晕发射的后发座星系团在2.675 GHz和4.85 GHz的Effelsberg 100-m望远镜。在对点源的贡献进行修正后，我们得到了晕源（后发座C）、$S_{2.675 GHz}=(107\pm 28)mJy$和$S_{4.85 GHz}=(26\pm 12)mJy$的积分通量密度。这些数值证实了后发座C的射电频谱在高频率处的强烈陡峭化。它的范围在很大程度上取决于频率，在4.85 GHz时，它只能勉强可见。在4.85 GHz下的测量是Coma C在该高频下的首次通量密度测定。为了量化的频谱陡峭，我们比较了后发座C的频谱与观测的期望，诉诸于无线电晕形成的基本模型。现场加速度模型提供了最佳的拟合数据。从均分假设，我们估计磁场强度$B_{eq}=0.57 (1+k)^{0.26}μG$在星团内的后发座，其中k是能量比的正，负带电粒子的介质。作为2.675 GHz观测的副产品，我们提出了扩展源1253+275（$S_{2.675GHz}=112\pm 10$）漫发射的新通量密度。与之前的研究相比，该测量为频谱的幂律拟合（$α=1.18\pm 0.02$）提供了更小的误差范围，并产生了$B_{eq}=0.56 (1+k)^{0.24}μG$的均分磁场强度。
2002-11-05 astro-ph
A model of diffuse Galactic Radio Emission from 10 MHz to 100 GHz
了解弥漫的银河系无线电发射是有趣的，无论是在其本身的权利，并尽量减少前景污染的宇宙学测量。宇宙微波背景实验的重点是频率> 10 GHz，而高红移宇宙的21 cm层析成像将主要集中在< 0.2 GHz，目前对银河系辐射的了解较少。受此启发，我们提出了一个全球天空模型，该模型来自所有公开的总功率大面积无线电调查，必要时使用光学字符识别进行数字化，并编译成统一格式，以及将1.4 GHz地图扩展到整个天空的新Villa Elisa数据。我们通过将这些调查与各种全球多频率模型拟合进行比较，量化了这些调查中的统计和系统不确定性。我们发现，基于主成分的模型只有三个成分，可以拟合11个最准确的数据集（在10，22，45和408 MHz和1.4，2.3，23，33，41，61，94 GHz）的精度约为1%-10%，具体取决于频率和天空区域。我们的数据汇编和我们的软件在10 MHz到100 GHz的任何频率下返回预测的全天空地图都可以在http://space.mit.edu/home/angelica/gsm上公开获得。
2008-03-25 astro-ph
Deep images of cluster radio halos
新的无线电数据提供的集群A401，A545，A754，A1914，A2219和A2390，其中存在的弥漫性无线电发射的建议，从图像的NRAO VLA巡天。这些集群的敏感图像，获得与甚大阵列（VLA）在20厘米确认的扩散源的存在，并允许我们推导出它们的流量和intrinsic parameters.The晕射电功率和集群X射线光度之间的相关性来自一个大样本的晕集群，并简要讨论。
2003-01-13 astro-ph
A Chandra Observation of the Diffuse Emission Centered on the Low Mass X-ray Binary 4U 1755-33
我们提出了一个分析的钱德拉观测场周围的低质量的X射线二进制4U 1755-33，这是自1996年以来一直处于静止状态。2003年，安杰利尼和怀特利用XMM-牛顿望远镜发现了一个7弧分长的类似喷流的特征，其中心位于4U 1755-33的位置。虽然源和喷流在我们的Chandra/ACIS-S图像中并不明显，但与相邻区域相比，在包围喷流的区域中存在显著过量（4-6 sigma）的计数。我们研究了一个由XMM-牛顿探测到但钱德拉探测不到的喷射流中的发射结，并计算出如果XMM-牛顿观测到的结通量集中在一个点源中，钱德拉将很容易探测到它;因此，我们得出结论，这个发射结是扩散的。总之，我们认为，以前在XMM-牛顿数据中发现的喷流特征是相当分散的，很可能是一个真正的喷流，而不是由于与内部冲击相关的离散点源或点状发射区域的机会对齐。
2004-08-30 astro-ph
Hot and Diffuse Clouds near the Galactic Center Probed by Metastable H3+
利用H_3 ~+亚稳（J，K）=（3，3）能级的吸收谱线，结合沿几条视线观测到的H_3 ~+和CO的其它谱线，我们发现在银河系中央分子带（CMZ）中存在大量的高温（T ~ 250 K）、低密度（n ~ 100cm ~（-3））、速度色散大的气体，在中心的200个PC内。沿着我们观察到的最亮的光源，五重天体GCS 3-2的视线，大约四分之三的H3+被推断在CMZ中，其余的H3+位于中间的旋臂中。在CMZ中约有一半的H ~（3+）的速度接近~-100 km·s ~（-1），这表明它与半径为180 pc的膨胀分子环有关，膨胀分子环大致构成了CMZ的外边界。另一半的速度为~-50 km s-1和~ 0 km s-1，可能更靠近中心。CO在这些云中并不丰富。在银河系盘中的几个致密云和弥漫云中没有检测到（3，3）能级的热扩散气体，而在这些云中，以前已经报道了较大的冷H3+柱密度。因此，新发现的环境似乎是CMZ所独有的。在CMZ中观测到的大的H3+柱密度表明电离率远高于银河系盘中弥漫的星际介质。我们的发现，H3+在CMZ几乎完全是在弥漫的云表明，报告的体积填充因子（f 0.1）为n 104 cm-3的云在CMZ是高估了至少一个数量级。
2005-07-19 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
Hard X-ray diffuse emission from the Galactic Center seen by INTEGRAL
我们研究了银河系中心（GC）和附近源在1000 s时间尺度上的硬X射线（20-100 keV）的变化。我们发现INTEGRAL探测到的6个硬X射线源中有3个在这个时间尺度上是不变的：GC本身（源IGR J1745.6-2901）以及源1 E 1743.1-2843和分子云Sgr B2。我们对来自超大质量黑洞（源Sgr A*）的可变发射的上限设定为5 × 10^{-12}尔格/（cm ^2 sec）（在20至60 keV波段），它为GC的活动提供了动力（尽管我们不能排除罕见的更强耀斑的可能性）。来自GC的不变的20-100 keV发射被证明是来自Sgr A区的发射的扩散硬"8 keV“分量的高能非热尾。结合XMM-牛顿和INTEGRAL数据，我们发现扩展硬X射线发射区的大小约为20 pc。产生扩散非热硬X射线通量的唯一物理机制是能量为10-100 TeV的电子的同步辐射，这与GC上的多波长数据不矛盾。
2005-06-18 astro-ph
Observations of the Galactic Center Region with Beppo-Sax
我们正在用BeppoSAX卫星对银河系中心区域进行调查。几个已知的点源是可见的（包括一个在SgrA* 的位置），以及新发现的源和扩散发射。在这里，我们报告的点源和扩散X射线发射正在进行的分析的初步结果。
1998-12-18 astro-ph
X-ray Scattering Halos from the Galactic Center: Implications for Diffuse Emission Around SgrA*
我们考虑从银河系中心观测到的X射线的吸收和散射。其中一个目标是表征中心黑洞SgrA* 在静止和闪耀状态下的固有X射线发射。我们校正的钱德拉和XMM望远镜的吸收和散射观测到的通量，使用现实的模型的尘埃粒度分布，气体和尘埃的丰度和空间分布。然而，仍然存在很大的不确定性。由于大部分介于其间的尘埃接近SgrA*，X射线光子的散射晕非常集中：其强度可以支配1”内的钱德拉PSF，因此影响点源通量的估计。它还扩大了银河系中心源的径向强度分布-对这种效应的观测可以帮助限制尘埃空间分布的模型。我们估计，来自观测到的银河系中心源的组合散射晕在SgrA* 的10”内贡献了在该区域观测到的漫射发射的~10%。尘埃散射的光子相对于直接到达的光子有一个时间延迟。对于距离银河系中心100 pc的尘埃来说，这个延迟在1”的角度大约是1000 s，在10”的角度大约是100 ks。我们说明了如何从SgrA* 或其他来源的X射线耀斑的散射晕的演变也可以帮助约束尘埃的视线分布。我们讨论了X射线散射晕的影响，漫发射的强度，已报告在几弧秒内的SgrA*：在最极端的，但可行的，我们认为，模型的~1/3是由于尘埃散射的一个未解决的来源。其余的则来自于扩展的排放源。
2004-01-19 astro-ph
