No evidence yet for hadronic TeV gamma-ray emission from SNR RX J1713.7-3946
最近使用CANGAROO II望远镜进行的TeV级伽马射线观测表明，RX J1713.7-3946的多波段光谱不能解释为同步加速器和相对论电子群发射的逆康普顿分量的复合物。有人认为，高能发射的光谱与π介子衰变预测的光谱很好地匹配，从而提供了观测证据，表明质子在SNR中被加速到至少TeV的能量。在这封信中，我们讨论了RX J1713.7-3946的多波段光谱的约束下，从密切相关的EGRET源3EG J1714-3857观测到的GeV尺度的发射要么与SNR或上限的SNR的伽马射线发射。我们发现Enomoto等人采用的π介子衰变模型与现有的GeV数据相矛盾。我们已经研究了修改后的质子谱来解释数据的可能性，并发现我们不能在任何现有的冲击加速模型的理论框架内这样做。
2002-06-25 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
The origin of non-thermal X-ray filaments and TeV emission in young SNRs
在早期，喷出物占主导地位，阶段的超新星遗迹（SNR）的膨胀的一小部分的扫起来的拱磁场动态压缩到近似均分在接触不连续分离SN祖的风（或ISM）和喷出物。我们认为，钱德拉卫星在几个年轻的SNR中观察到的薄的非热X射线细丝与这种磁场的“堆积”有关。我们使用一个一维的扩散-对流输运方程来描述一个年轻的SNR的接触不连续性附近的非热电子的传播，并计算空间分辨的发射光谱在X射线和TeV波段。结果表明，高能电子可能在前向激波处被加速，只有当它们扩散到接触不连续附近的高磁场区域时才能有效地发射。然而，更有可能的是，它们在接触不连续处被局部加速，在这种情况下，加速与费米型过程无关，而应该是由于其他等离子体机制而发生的。因此，在年轻的SNRs中的前向激波是不明显的，并且经常是不可观测的，类似于蟹状星云中的。
2004-01-19 astro-ph
On the possible reason for non-detection of TeV-protons in SNRs
冲击波加速理论预测最大粒子能量仅受加速时间和冲击波的大小（几何形状）的限制。这导致了对SNR冲击中可实现的银河宇宙射线能量的乐观估计。这些估计意味着，加速粒子，虽然没有强烈的冲击波的结构（测试粒子的方法），但散射的强大的自生阿尔芬波（湍流助推）需要快速加速他们。我们证明，这两个假设是在冲突时，适用于宇宙射线加速到“膝盖”的能量所需的年龄的信噪比。我们研究了加速度非线性（加速粒子的冲击修正）和波的产生对加速过程的综合影响。我们表明，折射的自生波的等离子体流的减速所产生的高能粒子的压力，导致这些粒子的损失增强。这种效应减慢了加速度，并改变了截止点附近粒子谱的形状。TeV发射观测SNR残留的影响进行了讨论。
2001-12-03 astro-ph
Evidence for TeV gamma-ray emission from the shell type SNR RXJ1713.7-3946
本文报道了对壳型SNR RXJ1713.7-3946（G347.3-0.5）的TeV γ射线观测结果。从残骸西北部发现的强烈非热X射线发射强烈表明残骸中存在能量高达100 TeV的电子，使SNR成为一个很好的候选TeV伽马射线源。1998年5月至8月，我们用CANGAROO 3.8m大气成像切伦科夫望远镜对RXJ 1713.7 -3946进行了观测，获得了来自遗迹西北边缘的TeV γ射线辐射的证据，其显著性为5.6 sigma。观测到的来自西北边缘区域的TeV伽马射线通量估计为（5.3 +/- 0.9[统计] +/- 1.6[系统]）* 10^{-12}光子cm^{-2} s^{-1}，能量>= 1.8 +/- 0.9 TeV。数据表明，发射区比我们望远镜的点扩散函数要宽得多。发射的程度与ASCA观察到的硬X射线一致。这种TeV的伽马射线辐射可以归因于激波加速的超相对论电子对宇宙微波背景辐射的逆康普顿散射。在这个假设下，我们从观测中推断出遗迹的磁场相当低，为11微高斯。
2000-01-05 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
Discovery of the radio and X-ray counterpart of TeV Gamma-ray source HESS J1731-347
我们发现了一个与HESS J1731-347有关的微弱壳型射电和X射线源G353.6-0.7。G353.6-0.7很可能是一个古老的超新星遗迹（SNR），根据无线电（0.8 GHz，1.4 GHz和5 GHz），红外（8 $μ$ m来自GLIMPSE Legacy Project，21 $μ$ m来自Midcourse Space Experiment）和X射线（0.1 keV - 2.4 keV来自ROSAT巡天，5 - 20 keV来自INTEGRAL巡天）数据。以（{ \sl 1}，{ \sl b}）=（353.55，-0.65）为中心，半径为$\sim$ 0.25 $^{\circ}$的SNR与最近发现的扩展TeV源HESS J1731-347的轮廓紧密匹配，该扩展TeV源HESS J1731-347先前没有识别出对应物。ROSAT全天巡天观测到的一个弥散X射线增强与SNR的下半壳层相一致。因此，SNR是HESS源和扩散X射线增强的最佳无线电对应物。G353.6-0.7的年龄为$\sim$ 27000年。总之，新的发现提供了旧SNR发射TeV $γ$射线的最佳情况。
2008-04-17 astro-ph
VLA and XMM-Newton observations of the SNR W41/TeV Gamma-ray source HESS J1834-087
最近发现的扩展TeV源HESS J1834-087与扩散X射线增强和分子云有关，投射在古老的射电超新星遗迹G23.3-0.3（SNR W 41）的中心。VLA银道面巡天（VGPS）的新HI观测表明，在53 ~ 63 km/s的径向速度范围内，W 41具有明确的结构，因此我们得到W 41的距离为4+-0.2 kpc。一个新的更高灵敏度的VGPS连续图像的W 41在1420 MHz显示微弱的发射在其东部没有检测到以前的观测，所以我们给出了一个新的角度大小为36'x30'在b-l方向（平均半径为19 pc）。我们估计W 41的Sedov年龄约为10 e5年。新的XMM-牛顿观测揭示了HESS源内的弥散X射线发射，并表明X射线和伽马射线发射之间的关联。W 41的高分辨率^{13}CO图像进一步揭示了位于W 41中心的巨大分子云（GMC），可能与W 41有关，径向速度范围为61至66 km/s。总而言之，新的观测结果可以解释为提供了第一个证据，表明旧的SNR遇到了GMC，在云材料中发射TeV的伽马射线。
2007-01-05 astro-ph
Constraints on Cosmic-Ray Origin Theories from TeV Gamma-Ray Observations
如果超新星遗迹（SNRs）是宇宙射线加速的场所，那么相关的核相互作用应该会导致从最近的SNRs观测到TeV伽马射线的通量。惠普尔天文台的伽马射线望远镜已经对附近六个射电明亮的SNR进行了伽马射线通量的测量。没有检测到显著的排放，并报告了$>$ 300 GeV通量的上限。其中三个SNR（IC 443，γ-Cygni和W 44）在空间上与EGRET探测到的低纬度不明来源一致。这些上限削弱了冲击加速和能量相关传播的最简单模型的情况。
1997-06-13 astro-ph
A study of Tycho's SNR at TeV energies with the HEGRA CT-System
第谷超新星遗迹（SNR）是在1997年和1998年期间由HEGRA切伦科夫望远镜系统观测到的，目的是寻找能量超过1 TeV的伽马射线辐射。对这些数据的分析，总共约65小时，没有发现TeV伽马射线发射的证据。来自第谷的伽马射线通量（>1 TeV）的3 σ上限估计为5.78 x10 ^{-13}光子cm^{-2} s^{-1}，或33毫克拉伯。我们解释我们的上限在以下情况下的框架内：（1）所观察到的硬X射线尾是由于同步辐射。假设RXTE探测到的X射线是由同步辐射产生的，那么第谷内的磁场的下限估计为B>=22 microG。然而，使用ASCA发射的详细模型的结果，得出了更保守的下限B>=6 microG。(2)Drury，Aharonian & Voelk的强子模型;（3）Berezhko & Voelk的含时动力学理论。根据第谷物理参数的不确定性和冲击加速的细节，我们的上限位于两个强子模型的预测值范围内。在后一种情况下，模型被缩放以适应第谷的参数，并重新归一化以简化原始模型。我们发现，我们不能排除第谷作为一个潜在的贡献者在平均水平的银河宇宙射线通量。
2001-07-03 astro-ph
Discovery of a Radio Supernova Remnant and Non-thermal X-rays Coincident with the TeV Source HESS J1813-178
我们发现了与TeV $γ$射线源HESS J1813- 178位置一致的非热射电和X射线发射。我们证明了非热射电辐射是由于一个年轻的壳型超新星遗迹（SNR）G12.8- 0.0，并限制其距离大于4kpc。X射线发射主要是非热的，与SNR壳层或身份不明的脉冲星/脉冲星风星云来源一致;在ASCA存档数据中没有检测到脉冲发射。一个简单的同步加速器+逆康普顿模型的宽带发射，假设所有的发射来自SNR壳意味着最大能量的$(30-450)(B/10 microG)^{-0.5}$ TeV。需要进一步的观测来确认宽带发射具有共同的起源，并更好地约束X射线光谱。
2005-07-13 astro-ph
The Most Likely Sources of High Energy Cosmic-Ray Electrons in Supernova Remnants
来自超新星遗迹（SNRs）的非热X射线发射和TeV伽马射线的证据加强了原银河宇宙射线电子在SNRs中加速的假设。高能电子在银河系中传播过程中通过同步加速器和逆康普顿过程损失能量。由于这些辐射损失，从距离大于1千秒差距或时间大于10^5年的SNRs释放的TeV电子无法到达太阳系。利用解析方法研究了太阳系中观测到的宇宙射线电子能谱，并在附近的信噪比中考虑了几个可能对高能电子通量有贡献的候选源。特别地，我们讨论了爆炸后信噪比的释放时间的影响，以及源谱偏离简单幂律的影响。从这个计算中，我们发现一些附近的源，如船帆座，天鹅座环，或Monogem可以在TeV电子的能谱中以可识别结构的形式留下独特的签名，并显示出对源的各向异性，这取决于电子何时从残余物中解放出来。这表明，除了提供有关宇宙射线加速和传播机制的信息外，还可以通过TeV区域的精确电子观测来识别特定的宇宙射线源。
2003-08-27 astro-ph
Review of Discrete X-Ray Sources in the Small Magellanic Cloud: Summary of the ASCA Results and Implication on the Recent Star Forming Activity
我们对小麦哲伦云（SMC）进行了22次观测，并在ASCA任务结束时覆盖了整个区域。我们检测了106个离散源，标准为S/N > 5，并对所有源进行了系统分析。对于在GIS中心20“半径内检测到的源，我们确定了具有~ 40”误差半径（90%置信度）的源位置。我们从17个来源检测到相干脉动。其中，8个是在这项研究中新发现的。我们根据它们的性质，如通量变化和光学对应物的存在，将这些双星中的大多数分类为X射线双星（XBPs）。我们探测到八个超新星遗迹（SNRs）的X射线发射。其中，5个信噪比在其光谱中显示出发射线，因此我们认为这5个信噪比是热信噪比。我们发现，XBPs和热信噪比在SMC可以清楚地分开他们的光谱硬度比。将此经验定律应用于微弱（因此未分类）源，我们发现了19个XBP候选者和4个热SNR候选者。我们还发现了几十个候选的活动星系核，无论是从硬度比和河外源的logN-logS关系。基于ASCA的结果和其他卫星的进一步资料，我们编制了小麦哲伦云离散X射线源的综合星表。利用星表，我们得出了XBP和SNR的空间分布。XBPs和SNRs主要集中在主体和东翼，类似于年龄约为2 e7 yr的年轻恒星的分布。通过比较SMC和银河系中的源星族，我们认为SMC中的恒星形成率（每单位质量）比银河系1 e7年前高得多。我们还讨论了SMC星形成率的近期变化。
2003-02-09 astro-ph
Search for >= 400 GeV gamma-rays from the SNR Cas A
最近在超新星遗迹仙后座A中检测到的硬X射线成分被解释为来自加速到高达40 TeV能量的电子的同步辐射（Allen等人，1997年）。因此，我们很容易考虑这个物体通过以下方式发射TeV伽马射线：i）来自电子的韧致辐射和逆康普顿辐射，和/或ii）来自撞击周围物质的相关高能宇宙射线成分的pi 0。在1998年8月至11月的观测季节期间，CAT成像切伦科夫望远镜观测到了Cas A。在400 GeV以上，积分通量的上限为0.74x10^-11 gamma.cm ^-2.s^-1。这一结果是用来约束冲击加速模型的VHE伽马射线的生产信噪比。
1999-06-02 astro-ph
A Detailed Study of Molecular Clouds toward the TeV Gamma-Ray SNR G347.3-0.5
本文介绍了用4 m毫米/亚毫米望远镜NANTEN观测到的超新星遗迹G347.3-0.5（J1713.7-3946）分子气体的详细研究。这项研究表明，径向速度从-12 km s-1到-3 km s-1的分子气体的几个强度峰和总体分布与X射线特征显示出非常好的相关性，强烈支持Fukui等人（2003）推导出的运动学距离约为1 kpc，而不是之前声称的6 kpc。此外，我们表明，吸收的X射线是由本地分子气体在较软的X射线波段。随后用ASTE 10 m和CSO 10.4 m望远镜对CO（J=3-2）的分子强度峰值进行了测量，结果显示了更高的激发条件，与低质量暗云中的典型气体相比，最有可能高于~ 30 K的温度。这很可能是由SNR中的高能量事件引起的增强加热引起的，其中可能的机制包括X射线，伽马射线和/或宇宙射线质子的加热，尽管我们承认嵌入的年轻原恒星的额外辐射加热也可能起作用。在其中一个CO峰中，我们证实了CO（J=3-2）跃迁中存在速度范围约为20 km s-1的宽分子翼。SNR的演变很好地解释为基于1 kpc距离的自由膨胀阶段。
2005-06-21 astro-ph
High-energy particle acceleration in the shell of a supernova remnant
星际介质的能量密度中有很大一部分是以高能带电粒子（宇宙射线）的形式存在的。这些粒子的来源仍然不确定。虽然人们普遍认为，唯一能够提供加速银河系大部分宇宙射线所需能量的来源是超新星爆炸，而且即使在膨胀的超新星遗迹（SNR）冲击波中粒子加速的机制在理论上被认为是很好的理解，但在超新星壳中产生高能粒子的明确证据已经被证明是非常困难的。在这里，我们报告了SNR RX J1713.7-3946（G347.3-0.5）的观测结果，它是由ROSAT在X射线光谱中发现的，后来被声称是TeV能量（1 TeV=10^{12} eV）的高能γ射线源。我们给出了SNR的TeV γ射线图像：空间分辨的残余物具有类似于X射线中看到的壳形态，这表明非常高能量的粒子在那里被加速。能谱表明有效的加速带电粒子的能量超过100 TeV，与目前的想法粒子加速年轻的SNR冲击。
2004-11-18 astro-ph
Particle Acceleration and Cosmic-Ray Origin in the Galaxy
在1990年的甚高能伽马射线天体物理学由于成像空气切伦科夫望远镜（IACTs）而取得了巨大的进步。自1989年首次探测到蟹状星云的TeV γ射线辐射以来，人们先后探测到了活动星系核、年轻脉冲星和超新星遗迹等几种类型的TeV γ射线源。在这些发现中，最近从几个SNR中探测到同步加速器X射线和TeV伽马射线发射是非常重要的。自宇宙线物理开始以来，SNR一直被广泛认为是银河系宇宙线起源的唯一候选者，但迄今为止很少有观测证据报道。这些不仅有望成为银河系宇宙线起源的线索，也有望成为理解扩散激波引起的粒子加速的线索。在这里，我介绍了我们的小组，CANGAROO，最近获得的结果，有关的电子和质子加速的证据在信噪比。
2002-11-07 astro-ph
TeV Neutrinos from SuperNova Remnants embedded in Giant Molecular Clouds
最近从超新星遗迹（SNR）周围的密集区域探测到能量高达10 TeV的$γ$射线，提供了强有力的证据，尽管还不是决定性的，银河系宇宙射线的核子成分在超新星外流中被加速。中微子望远镜可以通过探测来自同一地区的中微子来进一步支持这种假设的有效性。我们重新评估TeV范围中微子光子通量比预期从π衰变，发现小的差异，相对于以前的推导。我们应用我们的研究结果和最近HESS测量的非常高的能量$γ$ -射线通量的分子云复杂的银河系中心，估计中微子通量从该地区讨论的探测能力的前景地中海中微子望远镜。我们还讨论了在何种条件下，中子衰变可能会引起显着的TeV反中微子通量从SNR嵌入分子云复合物。
2006-04-28 astro-ph
Shock Acceleration and Gamma-Ray Emitting Supernova Remnants
残骸膨胀外壳周围的扩散激波加速是SNR伽马射线起源的一个热门候选者。本文介绍了激波加速理论中的非线性效应及其对信噪比γ能谱的影响。这些效应描述了加速的宇宙射线对冲击等离子体的动力学影响，同时解决了流体流动中的非均匀性如何迫使宇宙射线的分布偏离纯幂律。这种偏差对于伽马射线光谱测定是至关重要的。我们的自洽蒙特卡罗方法来冲击加速是用来预测离子和电子分布，产卵中性π衰变，韧致辐射和逆康普顿发射组件的信噪比。我们演示了如何在500 GeV - 10 TeV范围内的临界能量以上的扩展SNR壳淬火加速度所施加的空间和时间限制，从而产生的伽马射线光谱截止是相当一致的惠普尔的TeV上限的EGRET不明来源的SNR协会。我们还讨论了电子注入冲击的作用及其影响的意义上的电磁组件的GeV-TeV的频谱形成。
1997-11-21 astro-ph
Hydrodynamic Simulation of Supernova Remnants Including Efficient Particle Acceleration
一些超新星遗迹（SNRs）显示非热X射线被认为是来自冲击加速TeV电子的同步辐射。这些TeV电子的存在有力地表明，SNRs中的激波是银河系宇宙射线（CR）的来源。此外，有令人信服的证据，从个别信噪比的宽带研究和其他地方，在信噪比的粒子加速过程可以是有效的和非线性的。如果SNR冲击是有效的粒子加速器，则CR的产生影响冲击加热的X射线发射气体的热性质和SNR演变。我们报告的技术，耦合非线性扩散冲击加速，包括反向反应的加速粒子的结构上的前进和反向冲击，与SNR演变的流体动力学模拟。与忽略CR的模型相比，将相当大一部分冲击能量放入CR中的最重要的流体动力学效应是更大的冲击压缩比和更低的冲击气体温度。我们比较了我们的结果，它使用了加速过程的近似描述，与一个更完整的模型，其中解决了完整的CR输运方程（即，Berezhko等人，2002），并发现CR频谱的SNR寿命和不断变化的冲击压缩比的总和非常一致。讨论了粒子加速和信噪比动力学之间的耦合对解释宽带连续谱和热X射线观测的重要性。
2003-08-19 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
An Optical and X-ray Examination of Two Radio Supernova Remnant Candidates in 30 Doradus
巨大的HII区剑鱼座30以其剧烈的内部运动和明亮的弥漫X射线发射而闻名，这表明超新星遗迹（SNRs）的存在，但没有检测到非热无线电发射。最近，Lazendic等人比较了H-α/H-β和射电/H-α比值，并建议两个小射电源是非热的，因此是SNR候选者;然而，没有检测到光学或X射线对应物。我们已经使用高分辨率的光学图像和高色散光谱来检查这两个SNR候选者的形态，光谱和运动学特性，仍然没有发现支持其识别为SNR的光学证据。我们还确定了这些SNR候选者的X射线光度，发现它们比年轻SNR中常见的低1-3个数量级。高消光可以模糊SNR的光学和X射线特征，但将禁止使用高无线电/H-α比来识别非热无线电发射。我们认为SNR候选者MCRX J053831.8-690620与年轻的恒星形成区有关;而无线电发射来自模糊的恒星形成区，观测到的光发射主要由前景。我们认为SNR候选者MCRX J053838.8-690730与尘埃/分子云有关，这掩盖了一些光学发射，但不是无线电发射。
2004-07-22 astro-ph
Radio to Gamma-Ray Emission from Shell-type Supernova Remnants: Predictions from Non-linear Shock Acceleration Models
超新星遗迹（SNRs）被广泛认为是银河系宇宙射线的主要来源。这种高能粒子可以通过与周围等离子体的相互作用产生伽马射线和低能光子。本文介绍了用蒙特卡罗模拟方法对壳状信噪比中非线性激波结构和加速度与光子辐射耦合的模拟结果。这些非线性是加速的宇宙射线对冲击等离子体的动力学影响的副产品，并导致偏离纯幂律的宇宙射线分布。这种偏差对加速效率和光谱考虑至关重要，产生的GeV/TeV强度比与测试粒子的预测完全不同。SNR扩展的Sedov标度解用于估计输入到蒙特卡罗模拟的重要冲击参数。我们计算离子和电子的分布，产卵中性π衰变，韧致辐射，逆康普顿，和同步辐射，产生完整的光子光谱从射频的伽马射线能量。在中等密度的星际区域，由于SNR壳层在空间和时间上的限制而导致的加速停止，可以在TeV能量范围内产生光谱截止值;这与惠普尔对不明EGRET源的TeV上限是一致的。在低密度环境中的超新星遗迹会产生更高能量的宇宙射线，这些射线主要产生超TeV能量的逆康普顿辐射;这些射线源通常是GeV能量的伽马射线。
1998-10-09 astro-ph
Particle Acceleration and Gamma-Ray Production in Shell Remnants
在TeV伽马射线中观测到了一些邻近北半球的壳型超新星遗迹（SNRs），但迄今为止还没有发现。这一失败要求对SNR的伽马射线发射的理论论据进行批判性的重新评估。本文用全动力学理论讨论了壳型固体火箭发动机中的扩散激波加速问题。重点也给出了VHE伽马射线生产由于SN祖发现自己在环境条件下可能存在的问题。观测上限的伽马射线通量的理论预测进行了比较。本文讨论了TeV能量下电子感生逆康普顿γ射线发射的X射线幂律连续体观测的经验参数与来自相同物体的核子π-零衰变发射的关系。最后，一个点是最简单的情况下，超新星Ia，预计爆炸在一个统一的拱星介质。这里特别是最近探测到的SN 1006的南半球残骸与第谷的SNR进行了比较。根据两个遗迹的假设参数，SN 1006被初步确定为TeV伽马射线发射主要由逆康普顿辐射的遗迹。第谷可能是一个占主导地位的π零衰变伽马射线源。
1997-11-18 astro-ph
Ultra High Energy Neutrinos from Supernova Remnants
本文讨论了超新星遗迹可能产生的超高能（$\ge$ TeV）中微子辐射，特别是强子γ射线产生模型。最近的甚高能量（VHE）$γ$射线观测从SNRs是本研究背后的主要动机。
1999-01-15 astro-ph
Supernova Remnants and GLAST
长期以来，人们一直推测超新星遗迹是银河系中宇宙射线的主要来源。过去十年的观测隆重地揭示了SNRs中粒子加速到接近宇宙射线谱膝盖的能量的直接证据。壳型SNRs的非热X射线发射揭示了多TeV电子，几个SNRs的动力学性质指向离子的有效加速。对TeV伽马射线发射的观测也证实了在几个遗迹中存在高能粒子，但关于这种发射是来自高能电子还是离子仍然存在相当大的争议。同样不确定的是导致有效粒子加速的确切条件。根据EGRET源的目录，我们知道有大量的银河伽马射线源，其分布与SNRs的分布相似。随着GLAST的分辨率和灵敏度的提高，将从这个群体中识别伽马射线SNR。它们的详细发射结构及其光谱将提供它们的环境与它们在其他波段中的光谱之间的联系，以约束发射模型并可能识别SNR中离子加速的直接证据。在这里，我总结了最近的观测和理论工作在宇宙线加速的信噪比，并讨论GLAST将带来我们对这个问题的理解。
2007-04-16 astro-ph
In which shell-type SNRs should we look for gamma-rays and neutrinos from p-p collisions?
我们提出了一个简单的分析模型的各种贡献的非热发射从壳型信噪比，并表明，该模型的结果再现以及以前的详细计算的结果。我们表明，\geq 1 TeV的伽马射线发射从壳型SNR RX J1713.7-3946和RX J0852.0-4622是由CMB光子（可能是红外环境光子）的逆康普顿散射加速电子占主导地位。π介子衰变（由于质子-质子碰撞）只占观测到的辐射通量的一小部分（\lesssim 10^-2），因为假设贡献更大，则意味着非热射电和X射线同步辐射以及热X射线韧致辐射远远超过观测到的射电和X射线通量。π衰变主导\geq 1 TeV通量的模型通过假设极低的电子加速效率K_ep \lesssim 10^-4（K_ep是给定能量下被加速的电子数与被加速的质子数之比）来避免隐含的过量同步辐射（但不是隐含的过量热X射线韧致辐射）。我们认为，对附近星系信噪比的观测结果表明K_ep \gtrsim 10^-3的下限，因此排除了K_ep值\lesssim 10^-4的可能性（假设信噪比具有共同的典型K_ep值）。这表明，与强的非热X射线发射相比，具有强的热X射线发射的SNR更适合于搜索质子-质子碰撞产生的伽马射线和中微子。特别是，它表明，从上述信噪比的中微子流量可能太低，无法检测到现有的和计划中的中微子天文台（摘要）。
2007-12-23 astro-ph
Ground-Based Gamma-Ray Astronomy
地基伽马射线天文学已经成为一个活跃的天体物理学科，有四个TeV伽马射线源，两个plerionic超新星遗迹（SNRs）和两个BL Lac天体（BL Lac）。另外9个天体（一个plerion，三个壳型SNRs，一个X射线双星和四个BL Lac）已经被探测到，但尚未被独立探测证实。没有一个星系源需要强子宇宙射线的存在，所以它们起源的确切证据仍然难以捉摸。Mrk 421和Mrk 501是弱EGRET源，但它们具有非常可变的TeV发射，光谱延伸超过10 TeV。在多波长活动期间，它们还表现出与低能量光子的相关性，从而提供了发射模型的测试。像VERITAS这样的下一代望远镜有望大幅推动这一领域的发展。
1999-11-09 astro-ph
On the gamma-ray spectra radiated by protons accelerated in SNR shocks near molecular clouds: The case of SNR RX J1713.7-3946
宇宙射线（CR）被认为在SNR中被加速。最有利的情况证明，主要的，强子CR组件是加速时，CR与致密气体，如分子云（MC）周围的SN冲击相互作用。在这里，提出了一个新的机制，光谱形成的部分电离气体附近的信噪比。使用非线性扩散冲击加速的分析模型，我们计算质子的光谱和估计所产生的$γ$射线发射时发生的SNR冲击接近MC。我们表明，频谱开发的突破TeV范围内，其GeV分量被抑制。对标准理论的这些修改是因为部分电离的MC气体的接近，以及粒子和阿尔芬波在气体中传播的物理学。新的光谱最近CANGAROO和HESS观测的SNR RX J1713.7-3946的可能应用进行了讨论。
2005-03-17 astro-ph
Gamma-Rays from Supernova Remnants and the Signatures of Diffusive Shock Acceleration
虽然从已知的超新星遗迹（SNRs）的γ射线的确定性检测仍然难以捉摸，收集可能与SNRs相关的未识别EGRET源激发了最近对这些源的TeV发射的建模。目前的理论模型使用幂律冲击加速的质子和电子在他们的预测预期的伽马射线TeV通量从那些身份不明的EGRET源与残余协会。在本文中，我们探讨了一个更详细的非线性冲击加速模型，它产生非热质子分布，并包括一个自洽的确定冲击流体力学。我们获得的伽马射线光谱允许停止加速到高能量，这是由于有限的年龄和大小的残余物的信噪比。伽玛射线光谱截止可以观察到在TeV范围内的合理的剩余参数，和偏离幂律行为被发现在所有的能量范围从1兆电子伏的截止。INTEGRAL、惠普尔和其他仪器的相关观测可能会对我们理解超新星遗迹提供严格的限制。
1997-04-15 astro-ph
Massive-Star Forming Infrared Loop around the Crab-like Supernova Remnant G54.1+0.3: Post Main-Sequence Triggered Star Formation?
我们报告了使用AKARI红外卫星在年轻的蟹状超新星遗迹（SNR）G54.1+0.3周围发现的恒星形成环。该环由至少11个年轻恒星（YSO）组成，它们嵌在半径约为1 '的环状漫射辐射中。YSO在中红外波段是明亮的，在斯皮策太空望远镜的银河平面巡天图像中也是可见的。他们的Spitzer颜色类似于[3.6]-[5.8]中的II类YSO，但[8]-[24]中的显着红色，即，0<[3.6]-[5.8]<1.2和5<[8]-[24]<9。它们中的大多数在2 MASS JHKs图像中有近红外对应物，其中一些也有光学对应物。它们的JHK颜色和星等表明，YSO是大质量（<= 10 Msun）的主序前恒星，与SNR的距离相同，即，8 kpc，支持星形成环与SNR的关联。去红光谱能量分布类似于早期的Herbig Be星，这是早期的B-型前主序星，其内部盘已经被破坏。对环结构的限制表明YSO是年轻的，即，<= 200万我们认为它们的形成是由G54.1+0.3的祖星触发的，它的质量<= 15 Msun。触发一定是发生在祖先生命的末期，可能是在它脱离主序列进化之后。
2008-01-02 astro-ph
RXTE, ROSAT and ASCA Observations of G347.3-0.5 (RX J1713.7-3946): Probing Cosmic Ray Acceleration by a Galactic Shell-Type Supernova Remnant
我们对银河壳型超新星遗迹（SNR）G347.3-0.5（RX J1713.7-3946）的X射线光谱进行了分析。通过使用ROSAT PSPC，ASCA GIS和RXTE PCA对G347.3-0.5的观测数据进行联合光谱分析，我们在0.5至30 keV的近似能量范围内拟合了该SNR的特定区域（包括明亮的西北和西南边缘，东北边缘和内部漫射发射）的光谱。基于SRCUT模型的最佳拟合的光谱参数，我们估计的最大能量的宇宙射线电子加速的边缘G347.3-0.5为19-25 TeV，假设磁场强度为10微高斯。我们提出了一个宽带（无线电伽马射线）的SNR的西北边缘的光子能量通量谱，使用同步逆康普顿模型与可变磁场强度，以适应频谱。我们从这个模型得到的拟合结果表明，加速宇宙射线电子的最大能量只有8.8 TeV，磁场强度为150微高斯。然而，我们推导出的TeV发射和X射线发射的体积比（约1000）太大，物理上无法接受。我们认为，无论是非热韧致辐射，也不中性π衰变可以充分描述TeV从这个边缘的排放，因此，负责这种排放的物理过程是目前不确定的。最后，我们比较了G347.3-0.5与其他已知具有以非热发射为主的X射线光谱的SNR的总体性质。
2003-04-30 astro-ph
Nonthermal X-radiation of SNR RX J1713.7-3946: The Relations to a Nearby Molecular Cloud
最近对RX J1713.7-3946的X射线和CO观测表明，这个独特的超新星遗迹的非热X射线发射中有很大一部分以某种方式与与壳层西部相互作用的分子云有关。这给X射线的起源增加了一个新的谜团，而这个谜团在标准模型中是无法轻易解释的，根据标准模型，X射线是由超新星冲击波加速的多TeV电子的同步辐射的结果。我们探讨了另一种来源的X射线发射，假设它是由次级电子产生的高能强子相互作用的分子气体。这种情况可以用一种非常自然的方式解释X射线和CO形态之间的明显相关性。然而，最近由H.E.S.S.显著地限制了该模型的参数空间。也就是说，这种机制不能再现所观察到的X射线通量的大部分，除非人们假设存在PeV宇宙射线成分，该成分以异常坚硬的光谱穿透致密云。
2005-03-08 astro-ph
Primary particle acceleration above 100 TeV in the shell-type Supernova Remnant RX J1713.7-3946 with deep H.E.S.S. observations
我们有很深的出血性硬化症。超新星遗迹（SNR）RX J1713.7-3946的观测。结合2003年至2005年三年的数据，我们获得了与2003年和2004年早期结果相比显著增加的统计数据和能源覆盖面。不同年份的数据分别进行分析。比较三年的伽马射线形态和微分谱发现非常好的协议。2004年和2005年数据的伽马射线图像以前所未有的精度揭示了RX J1713.7-3946的形态。获得了0.06度的角分辨率，揭示了残骸的详细结构。所有三年的综合光谱扩展了三个数量级，其中显着的伽马射线发射接近100 TeV。30 TeV以上的累积显著性为4.8 sigma，而对于113 ~ 294 TeV的能量，伽马射线通量的上限为1.6 x 10^-16 cm^-2 s^-1。高能卫星的能量覆盖范围。数据大概是在当代切伦科夫望远镜的极限。超过30 TeV的伽马射线辐射的测量正式意味着至少该能量的初级粒子的存在。然而，对于甚高能量伽马射线产生、甚高能量电子的逆康普顿散射和质子-质子非弹性相互作用后的π ^0衰变的现实场景，测量的伽马射线能量意味着在SNR RX J1713.7-3946的壳层中发生了初级粒子有效加速到能量超过100 TeV的情况。
2006-11-27 astro-ph
Gamma-ray spectrum of RX J1713.7-3946 in the Fermi era and future detection of neutrinos
最近发射的费米伽马射线太空望远镜卫星预计将通过观测GeV到TeV的伽马射线来确定宇宙射线（CR）质子是否来自超新星遗迹（SNR），特别是RX J1713.7-3946。如果TeV发射是强子的，那么GeV发射被认为是明亮的，即，质子起源，而轻子则暗淡。我们重新审视上述观点，使用一个简单的理论模型的非线性加速粒子计算的伽马射线光谱的银河系年轻的SNR。如果考虑CR加速的非线性效应，可能无法在银河系年轻SNR（如RX J1713.7-3946）的伽马射线谱中区分质子加速和轻子加速的证据。另一方面，未来对km^3级中微子的观测很可能会在那里找到质子加速的明确证据。
2008-12-25 astro-ph hep-ph
