Extreme Galactic-Winds and Starburst in IR Mergers and IR QSOs
作为合并和红外类星体长期研究的一部分，我们报告了流出（OF）和/或Wolf Rayet特征的详细光谱证据：（i）正在进行的合并NGC 4038/39和IRAS 23128-5919中的低速OF，（ii）类星体IRAS 01003 - 2238和IRAS 13218 + 0552中的极高速OF（EVOF），（iii）在IRAS 01003-2238和IRAS 13218+0552中的极高速OF，（iv）在IRAS 01003-2238和IRAS 13218+0552中的极高速OF，（iv）在IRAS 01003-2238和IRAS 13218+0552中的极高速OF。超亮红外星系/类星体完整样本中的OF和EVOF（“IRAS 1 Jy MKO-KPNO巡天”，共118个天体）。我们在IRAS 11119+3257、14394+5332、15130+1958和15462-0450中发现了EVOF。在这些物体中检测到的OF成分主要与星爆过程有关：即，到多个II型超新星爆炸和大质量恒星产生的银河风。EVOF的对象中检测到强烈的恒星爆发加上模糊的红外类星体，这表明这两个过程的相互作用可以产生EVOF。此外，我们分析了沃尔夫Rayet功能的存在下，在大样本的明亮PG-QSO（Boroson和绿色1992年），附近的合并和银河风星系。我们在Fe II类星体（I型）PG 1244+026、1444…
2000-07-20 astro-ph
Galactic X-ray binary jets
银河系X射线双星具有相对较快的变化时间尺度，为探索不同区域的吸积物理和相关现象（最显著的是外流）提供了一个极好的实验室。在比较了黑洞X射线双星系统和中子星的喷流现象之后，本文讨论了喷流在很低的爱丁顿比下的作用，并给出了用“最大喷流主导”模型拟合静止黑洞双星的宽带谱能量分布所得到的初步结果。
2007-06-26 astro-ph
Extreme X-ray Iron Lines in Active Galactic Nuclei
我们分析了Chandra获得的严重遮蔽（N_H > 10^{24} cm^{-2}）活动星系的X射线谱，主要集中在铁K α荧光线上。在大多数情况下，我们测量非常大的等效宽度，在最极端的例子中高达5千电子伏。活动星系核（AGN）附近的一个模糊的环面材料的几何形状决定了铁的排放，我们作为一个函数的环面开口角，视角，和光学深度模型。本例中的星暴/活动星系核复合星系需要小的张角。因此，一般来说，星暴/活动星系核复合星系很少有直接视线到达其中央引擎。这些复合星系是常见的，它们的大覆盖率和严重的遮蔽有效地隐藏了它们内在明亮的X射线连续谱。虽然一些遥远的模糊AGN已被确定，我们建议利用他们的签名大Fe K α等效宽度，以找到更多的例子在X射线调查。
2002-06-04 astro-ph
Folded Fields as the Source of Extreme Radio-Wave Scattering in the Galactic Center
一个强有力的例子是，来自银河系中心大约半度范围内的源的无线电波经历了极端的衍射散射。然而，当采用电子密度波动的标准（"Kolmogorov“）模型来解释散射与自由-自由无线电发射的观测结果时，就会出现问题。具体地说，电子密度波动的柯尔莫哥洛夫谱的外尺度被限制得很小，以至于很难确定合适的天文设置。此外，不可接受的高湍流加热率的结果，如果外部规模的速度场与密度波动相一致。我们提出了一个替代模型的基础上折叠磁场结构，已在小型发电机的数值模拟报告。几乎等温的密度变化薄电流片足以解释的散射。不存在过度湍流加热的问题，因为速度波动的外部尺度比电流片的宽度大得多。我们推测，星际磁场可能具有反映其起源的几何形状：由银河发电机维持的磁场可能具有较大的相关长度，而由局部高能事件引起的磁场可能呈现折叠结构。
2006-02-24 astro-ph
Relation between the 16O(alpha,gamma)20Ne reaction and its reverse 20Ne(gamma,alpha)16O reaction in stars and in the laboratory
16 O（a，g）20 Ne俘获反应及其逆20 Ne（g，a）16 O光致蜕变反应的天体物理反应速率由低温下几个窄共振和一个小的直接俘获贡献之和给出。虽然16 O和20 Ne的低激发态的热布居非常小，但20 Ne的第一激发态对光衰变速率起着不可忽略的作用。与所谓的准热光子能量分布的实验的后果进行了讨论。
2005-06-05 astro-ph
Two extremely luminous WN stars in the Galactic center with circumstellar emission from dust and gas
我们研究银河系中心相对孤立的大质量WN型恒星。利用WR 102 ka和WR 102 c的K波段光谱推断恒星参数，并使用PotsdamWolf-Rayet（PoWR）模式大气程序计算合成恒星光谱。这些模型相结合的尘埃壳模型分析斯皮策IRS光谱的这些对象。档案红外图像补充解释。WR 102 ka和WR 102 c是银河系中最明亮的恒星之一。这两个物体的中红外连续谱主要由尘埃辐射组成。我们第一次报道了WN星附近存在尘埃。此外，我们第一次在一个恒星星云中探测到氢分子的纯转动跃迁线。斯皮策MIPS相机分辨出一个约102 ka的牡丹状星云。我们把这个星云的形成归因于WR 102 ka最近的演化历史。
2008-07-16 astro-ph
The Structure and Variability of Sagittarius A*: Zooming in to the Supermassive Black Hole at the Galactic Center
银河系中心为我们研究各种天体物理过程提供了一个独特的天体物理实验室。本文回顾和概述了Sgr~A $^*$在源结构和通量密度变化方面的最新观测结果。Sgr~A $^*$现象代表了低光度活动星系核中围绕超大质量黑洞的低辐射效率吸积流的典型情况。在对Sgr A $^*$的观测中发现了许多悬而未决的天体物理问题，对现有的天体物理理论提出了挑战。对Sgr A $^*$的理论模型进行了综述。
2002-03-04 astro-ph
The Local Group as an Astrophysical Laboratory for Massive Star Feedback
大质量恒星对星系和星系际环境的反馈效应可以主导星系的演化过程，并影响宇宙的宇宙结构。只有本地组提供的空间分辨率定量研究反馈过程的各种规模。来自炽热发光恒星的莱曼连续辐射电离了HII区域，被认为是星际介质（ISM）中温暖成分的主要来源。这些辐射中的一部分显然从星系逃逸到星系际环境中。超新星和强烈的恒星风会产生壳层结构，如超新星遗迹、恒星风气泡和OB星协周围的超级气泡。热（10^6 K）气体在这些壳层内产生，被认为是ISM热成分的来源。因此，超级气泡的活动可能会主导ISM结构，运动学和恒星形成星系的相位平衡。星暴星系中的超级星系风使质量、电离辐射和重元素逃逸。尽管许多重要的问题仍有待解决，但毫无疑问，反馈过程在从单个恒星到宇宙结构的能量循环中起着根本性的作用。这一贡献审查研究的辐射和机械反馈的本地组。
2003-07-07 astro-ph
Stellar Relaxation Processes Near the Galactic Massive Black Hole
银河系中心的大质量黑洞（MBH）及其周围的恒星形成了一个独特的恒星动力学实验室，用于研究弛豫过程如何影响恒星和致密残骸的分布，并导致它们与MBH之间的密切相互作用。最近的理论研究表明，超越“最小”两体弛豫的过程可能会在银河系中心起作用，甚至主导弛豫及其后果。我描述了大质量扰动，强质量分离和共振弛豫的损失锥再填充;审查观测证据表明，这些过程中发挥了作用的银河系中心;并讨论了一些宇宙的影响，引力波发射事件的速度从紧凑的残余物吸入MBHs，合并的时间尺度的二元MBHs。
2007-08-05 astro-ph
The Carina Nebula: A Laboratory for Feedback and Triggered Star Formation
船底座星云（NGC 3372）是我们附近最丰富的实验室，在其中研究在OB协会形成期间，在SNe破坏环境之前的早期阶段，通过紫外线辐射和来自非常大质量恒星的恒星风的反馈。这种反馈在星云外围引发了新一代恒星的形成，同时蒸发了年轻恒星试图吸积的气体和尘埃库。船底座目前由65颗O型恒星和3颗WNH恒星的紫外线辐射提供动力，但在其生命的大部分时间里，当其最大质量的恒星（Eta Car）位于主序星时，船底座星云由70颗O型恒星提供动力，这些恒星产生的电离光度比猎户座强150倍。船底座距离太阳2.3千秒差距，拥有最极端的恒星数量，并且几乎没有星际灭绝。它是我们在详细的恒星形成过程之间的最佳桥梁，可以在猎户座等附近区域进行研究，也可以在更极端但更遥远的区域，如剑鱼座30。现有的观测才刚刚开始挖掘这一区域的巨大潜力，以了解反馈在恒星形成中的重要性;它将为下一代大型地面望远镜、太空望远镜和大型亚毫米波和射电阵列提供新发现的储备。
2008-09-29 astro-ph
Stellar Dynamics at the Galactic Center with an Extremely Large Telescope
我们讨论的实验，通过监测附近的大质量黑洞在银河系中心的恒星动力学与下一代，极大的望远镜（ELT）。考虑到ELT可能的观测能力和银河系中心恒星环境的现有知识，我们合成了黑洞周围恒星轨道的合理样本。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来评估的约束，轨道监测的地方对物质含量附近的黑洞。结果表示为可检测的轨道运动和天体测量精度dtheta和光谱精度dv的恒星自行和径向速度进行监测的恒星的数量N的函数。对于N = 100，dtheta = 0.5 mas，dv = 10 km/s --一个30米望远镜能力的保守估计--如果>1000 Msun被封闭在0.01 pc内，那么轨道所包围的扩展物质分布将产生可测量的开普勒运动偏差。黑洞的质量和到银河系中心的距离将被测量到优于~ 0. 1%。如果dtheta < 0.5 mas，则可以检测到最低阶的相对论效应，例如Escherde进动。高阶效应，包括由于黑洞自旋而引起的坐标系拖曳，要求dtheta < 0.05 mas，或者有利地发现一个紧凑的、高度偏心的轨道。最后，我们计算的速度，监测恒星进行可检测的附近遇到背景恒星。这样的遭遇探测了聚集在黑洞附近的恒星残骸的质量函数。我们发现，在10年的基线dtheta = 0.5 mas的约30次遭遇将被检测到。
2005-12-29 astro-ph
r-Process Calculations and Galactic Chemical Evolution
虽然r-过程核的起源仍然是一个长期的谜，但最近对星系晕中极贫金属恒星的光谱研究强烈表明，它与核心坍缩超新星有关。本文综述了近年来r过程的理论研究，特别强调了与核心坍缩超新星有关的天体物理方案。我们还回顾了银河系化学演化研究的最新进展以及极端贫金属晕星的光谱研究，这为我们更好地理解天体物理r-过程网站提供了重要线索。
2005-11-17 astro-ph
On the Origin of Galactic 26Al
COMPTEL 1.8 MeV伽马射线线数据与示踪图的扩展数据库的比较揭示了一侧的1.8 MeV伽马射线线发射与另一侧的53 GHz微波自由-自由发射和158 μ m远红外线发射之间的极其密切的相关性（Knodlseder等人，这些程序）。我们证明，这两个示踪剂的地图是相关的极端人口I，跟踪银河系中的大质量恒星的分布。这强烈暗示这些恒星也是银河系26 Al的主要来源，使得沃尔夫-拉叶星和/或核心坍缩超新星成为主要候选者。
1999-02-19 astro-ph
The Origin of Carbon-Enhancement and Initial Mass Function of Extremely Metal-Poor Stars in the Galactic Halo
众所周知，碳增强极贫金属（CEMP）星在星系晕的极贫金属（EMP）星中占有相当大的比例，远远大于星族II星中的CH星。我们调查他们的起源，考虑到一个额外的进化路径的表面碳富集，引发氢吞没氦闪对流，在电磁脉冲星的$[Fe/H] \lesssim -2.5$。这一过程不同于第三次挖掘，在更多的金属丰富的恒星，也在EMP星的运作。在EMP星双星系统中，次级星通过质量转移从中低质量的主星转化为CEMP星，并发展了表面碳增强。我们的双星方案不仅可以预测碳的丰度变化，而且还可以预测氮和s过程元素的丰度变化，并合理地解释了观测到的性质，如恒星的碳丰度分布，双星周期和演化阶段。此外，从观测到的有和没有s过程元素增强的CEMP星的频率，我们证明了在对轨道间距和双星质量比分布的合理假设下，EMP星的初始质量函数需要给出平均质量$~10\msun$.这也表明，目前观测到的EMP星完全是作为双星的次级成员诞生的，它们构成了总质量为$~10^8\msun$的EMP双星系统的$\sim 10%$残余;除了有白矮星伴星的CEMP星之外，它们中的很大一部分经历了伴星的超新星爆炸。我们讨论的影响，目前的结果有关的星系晕的形成。
2006-10-23 astro-ph
On the Extreme Ultraviolet Emission from Galaxy Clusters
在整个星系团中存在着一种极软的X射线过剩，这被认为是这些星系的一个新特征，具有重要的物理意义。我们已经重新审查了这一特点，在五个集群，它已经讨论过，使用最新的X射线吸收截面，X射线数据处理技术，和一组一致的HI数据。对于室女座星系团，我们发现，光谱可以与一个单一的温度热等离子体和X射线吸收柱，这是没有显着不同的银河HI列。Abell 1367、Abell 1656（Coma）、Abell 1795和Abell 2199的结果是相似的，当He/H = 0.09时，X射线吸收柱和银河HI柱之间的差异小于3 σ，当He/H = 0.10时，只有一个星系团位置导致银河HI柱高于X射线吸收柱3 σ以上（昏迷，一个位置有3.6西格玛差异）。我们的结论是，没有强有力的证据，在星系团的极软X射线过剩。
1998-10-23 astro-ph
IR mergers and IR QSOs with galactic winds. III. Mrk 231: composite outflow with multiple expanding bubbles and BALs (an exploding young QSO?)
本文研究了Mrk 231（以及类似的红外类星体）的外流（OF）和BAL系统。这项研究主要基于一维和二维光谱（在La Palma/WHT，HST，IUE，ESO/NTT，KPNO，APO和CASLEO天文台获得）加上HST图像。对于Mrk 231，我们报告的证据表明，极端的核OF过程至少有3个主要组成部分，这可能与：（i）无线电喷流，在pc尺度，和（ii）极端的星暴在pc和kpc尺度。该OF产生4个或更多同心膨胀气泡和BAL系统。研究了短寿命BAL-III系统的变异性。最后分析了IR+OF+ Fe Ⅱ类星体的红外色图和紫外BAL系统。我们认为年轻类星体的位相与以下现象有关：大量气体的吸积（由SMBH）+极端的星暴+极端的复合OFs/BALs。
2005-01-13 astro-ph
An Abundance Analysis for Five Red Horizontal Branch Stars in the Extremely Metal Rich Globular Cluster NGC 6553
我们提供了一个高色散逐线丰度分析的五个红色HB星在极端金属丰富的银河系球状星团NGC 6553。这些红HB星比在这样一个富含金属的球状星团中巨分支尖端附近的非常冷的恒星要热得多，因此它们的光谱比红巨星更容易进行丰度分析。我们发现NGC 6553的[Fe/H]平均值为-0.16 dex，与McWilliam & Rich（1994）在星系核球中发现的平均丰度相当，但远高于Barbuy等人（1999）对该星团中两颗红巨星的分析结果。最佳确定的α过程元素（Ca）的相对丰度表明α过程元素过量约两倍。NGC 6553的金属丰度达到了银河系核球和太阳附近的平均值。
1999-04-19 astro-ph
Sgr A$^*$: a laboratory to measure the central black hole and cluster parameters
在银河系中心（GC）区域，有几颗恒星围绕一个质量为$3.7\times 10^6$ M $_{\odot}$的黑洞候选者运行。寻找广义相对论（GR）的近星点位移是有限的存在一个恒星团周围的黑洞，将修改轨道，由于经典效应，可能掩盖GR效应。只有知道星系团的参数（它的质量和核心半径），才有可能明确地推断出预期的GR效应，然后进行测试。本文指出，观测Sgr A $^*$（$v_{Sgr A^*} = (0.4\pm 0.9)$ km s $^{-1}$（\citealt{reid2004}））的自行，可以帮助我们显著地限制星团参数，并且未来对至少三颗恒星的近星点位移的测量可以充分地确定星团参数和黑洞的质量。
2007-05-03 astro-ph
Tidal scattering of stars on supermassive black holes in galactic centers
银河系中心的大质量黑洞（BH）的生长所需的部分质量是由在未束缚的低角动量轨道上接近它的恒星的潮汐破裂提供的。对于每一颗被破坏的恒星，其他恒星在遭受极端的潮汐扭曲，自旋，混合和质量损失后勉强逃脱，这可能会影响它们的演化和外观。我们表明，这是很可能的，一个显着的一部分，在银河系中心的大质量黑洞周围的恒星经历了这种极端的潮汐相互作用，并幸存下来，随后的总中断，无论是被偏离其轨道或错过BH由于其布朗运动。我们讨论了这个过程可能的长期可观察到的后果，这可能是相关的理解在银河系中心的恒星的性质，并可能提供一个签名的存在大规模的BH。
2001-09-24 astro-ph
The Stellar Abundances for Galactic Archeology (SAGA) Database - Compilation of the Characteristics of Known Extremely Metal-Poor Stars
我们描述了在星系晕中的极贫金属（EMP）星的数据库的建设，其元素丰度已被确定。我们的数据库包含详细的元素丰度，报告的等效宽度，大气参数，光度学和双星状态，从最近的文献中报告的[Fe/H] <-2.5的EMP晕星的研究论文汇编。该数据库的汇编程序旨在从在线期刊提供的电子表格中有效收集数据。我们还开发了一个数据检索系统，使数据搜索的各种标准，并允许用户探索存储的变量之间的关系图形。目前，我们的样本包括1212个独特的恒星（其中许多是由一个以上的研究小组）与超过15000个个别报告的元素丰度，涵盖了所有的相关论文发表于2007年12月。我们讨论了全球性的特点，目前的数据库，所揭示的EMP星观察到的日期。对于[Fe/H] <-2.5的恒星，有报告的丰度的巨星的数量是矮星的两倍。富碳恒星的比例（在报告碳丰度的样本中）在[Fe/H] <-2.5时达到约30%。我们发现，已知的双星表现出不同的轨道周期的分布，根据他们是否是巨星或矮星，也作为一个功能的金属，虽然这样的恒星的总样本仍然很小。
2008-06-28 astro-ph
X-Ray Observations on the Galactic Center Region
本文报道了早期钱德拉银河系中心（GC）活动的观点。大质量黑洞Sgr A* 非常微弱，而更明亮的弥漫X射线发射在环核盘中占主导地位。另一个高温等离子体是在Sgr A东壳层中发现的。这可能表明Sgr A East是一个超新星遗迹，尽管没有发现清晰的X射线壳，但发现了非热X射线丝的暗示，表明存在极高能量宇宙射线的加速点。巨分子云Sgr B2是一个X射线反射星云，可能是由过去的Sgr A活动产生的。钱德拉进一步发现了高温壳层，表明GC区域附近有多颗超新星爆炸。
2001-08-07 astro-ph
The Galactic Center - an AGN on a starvation diet
银河系中心显示了活动星系核存在三种重要成分的证据：一个黑洞（$M_\bullet\sim10^6M_\odot$），一个吸积盘（$10^{-8.5} - 10^{-7} M_\odot/{\rm yr}$）和一个强大的喷流（喷流功率$\ge$ 10\%盘光度）。但是，活动程度很低，几乎不能说明整个中部地区的能量。然而，在非常内部的arsecond中心引擎成为主导，并提供了一个有趣的实验室，为中心引擎（黑洞）的物理学在星系核。因此，我们给出了一个整体的图片，我们链接的无线电发射和周围介质的加热到一个弱吸积盘周围的大规模黑洞的中央角秒。<出现在会议论文集“质量转移引起的活动在Galerkin”，列克星敦93，我。Shlosman（编辑）>
1993-08-24 astro-ph
New Extremely Metal-Poor Stars in the Galactic Halo
我们对8颗[Fe/H] < -3.5 $ dex, four of which are new. Only stars with 4900 < Teff< 5650 K are included. Two stars of the eight are outliers in each of several abundance ratios. The most metal poor star in this sample, HE1424-0241, has [Fe/H] ~ -4 dex and is thus among the most metal poor stars known in the Galaxy. It has highly anomalous abundance ratios unlike those of any other known EMP giant, with very low Si, Ca and Ti relative to Fe, and enhanced Mn and Co, again relative to Fe. Only (low) upper limits for C and N can be derived from the non-detection of the CH and NH molecular bands. HE0132$…
2007-09-01 astro-ph
HD 271791: An Extreme Supernova Runaway B Star Escaping from the Galaxy
超高速恒星（HVS）最初被理论预测是由一个超大质量黑洞（SMBH）加速一个组成部分超过银河系的逃逸速度（希尔斯机制）的潮汐破坏双星系统的结果。因为银河系中心有这样一个SMBH，所以它被认为是HVS的起源地。然而，SMBH范式最近受到了年轻的HVS HD 271791的挑战，因为它的运动学指向银河系圆盘贫金属边缘的诞生地。在这里，我们报告了HD271791的大气层确实显示出太阳下的铁丰度以及α元素的增强，这表明从超新星或更高能的超新星中捕获了核合成产物。这意味着HD 271791是在超新星爆炸中被破坏的大质量双星系统的幸存次级。迄今为止，还没有发现这样的逃逸恒星超过银河系的逃逸速度，因此HD 271791是第一颗超逃逸恒星。这种失控的情况是一种替代希尔斯机制的加速一些高速公路与中等速度。观测到的HD 271791的化学成分对来自超大质量恒星（M_ZAMS >= 55 M_Sun）的核心坍缩的超新星核合成提出了宝贵的观测限制，这可能被观测为长持续时间/软谱类型的伽马射线暴。
2008-11-04 astro-ph
Magnetic lensing of extremely high energy cosmic rays in a galactic wind
我们表明，在最近提出的银河系磁风模型来解释极高能量（EHE）宇宙射线迄今观察到的起源于一个单一的源（室女星系团的M87），磁场强烈放大的通量，并产生多个图像的源。主像在地球上的视位置随着能量的减少而向银河系的南方移动。它通常在$E/Z\sim 2\times 10^{20}$ eV处被放大一个数量级，但在低于$10^{20}$ eV时被强烈缩小。在能量低于$E/Z\sim 1.3\times 10^{20}$ eV时，北银河半球的所有事件都是由于次级图像，它具有巨大的放大（$>10^2$）。这个模型意味着南北银河半球之间存在很强的不对称性，例如到达南方的CR质子的上限截止值低于$2\times 10^{20}$ eV（取决于纬度），而南方的通量低于北方的$10^{20}$ eV。大的放大率降低了对源的功率要求，但模型需要在源的方向和风的对称轴之间进行显著的调谐。如果假设更适度的磁场强度，则观察到的EHE事件是通量被强透镜化的较重核的场景也变得合理，并且将预测从轻成分到较重成分的转变可能发生在最高能量处。
2000-05-24 astro-ph hep-ph
Galactic Center Molecular Arms, Ring and Expanding Shells. II - Expanding Molecular Shell -
我们通过分析贝尔电话实验室测量的13 CO（J=1-0）线发射的（b，VlSr）图，研究了银河系中心所谓的“200-pc膨胀分子环”的三维结构。我们表明，b-v功能可以通过一个球形壳在赤道（哑铃形壳），我们称之为膨胀分子壳（EMS）捏。半径约为180 pc，垂直范围超过+/-50 pc。壳以每秒160公里的速度膨胀，并以每秒70公里的速度旋转。射电连续辐射的关联表明EMS是分子和电离氢气的混合物。一个扩展的热（X射线）等离子体似乎充满了壳的内部。壳层的分子量估计约为1.E7 Msun，其动能为2.E54 ergs。
1995-08-24 astro-ph
The AGASA/SUGAR Anisotropies and TeV Gamma Rays from the Galactic Center: A Possible Signature of Extremely High-energy Neutrons
最近对来自两个广泛的空气簇射宇宙射线探测器的数据集进行的分析显示，朝向银河系中心（GC）的宇宙射线各向异性过剩的证据诱人，这些宇宙射线在$10^{18}$ eV附近“打开”。我们证明，各向异性可能是由于在银河系中心通过质子-质子碰撞，在入射的电荷交换，高能质子服从$\sim E^{-2}$幂律与加速在一个强冲击中子。我们表明，由EGRET GC源3EG J1746-2851的伽马射线信号提供的归一化-归因于在GeV能量的pp诱导中性π介子衰变-连同一个非常合理的光谱指数2.2，预测在$\sim 10^{18}$ eV的中子通量与极高能量的宇宙射线数据完全一致。同样，HESS空气切伦科夫望远镜在TeV能量下的最新GC数据提供的归一化与$\sim 10^{18}$ eV宇宙射线数据几乎同样兼容。然而，有趣的是，EGRET和HESS的数据本身似乎不兼容。我们考虑这种差异的影响。我们讨论了为什么银河系中心的环境可以允许扩散冲击加速在强烈的冲击能量接近脚踝的宇宙射线谱。最后，我们认为激波加速可能发生在人马座A东的壳层中，这是一个非常靠近银河系中心的不寻常的超新星遗迹。如果各向异性和人马座A东之间的这种联系能够被牢固地建立起来，那么它将是第一个直接证据，证明一个特定的银河系宇宙射线源的能量高达脚踝附近。
2004-08-10 astro-ph hep-ph
Massive relic neutrinos in the galactic halo and the knee in the cosmic ray spectrum
尽管许多人努力寻找合理的解释，但宇宙射线光谱中能量约为10**15.5 eV的“膝盖”的起源仍然是个谜。在这封信中，我们认为“膝盖”可能是由于宇宙射线与星系晕中的大质量中微子相互作用产生的类似GZK的效应。简单的运动学将“膝盖”的位置与中微子的质量联系起来，虽然所需的相互作用截面大于标准模型预测的截面，但它可以通过一个小的中微子磁偶极矩来容纳。从现有的实验数据的分析得到的中微子参数的值与目前的实验室界限是兼容的。
2001-12-07 astro-ph hep-ph
