Radio constraints on dark matter annihilation in the galactic halo and its substructures
暗物质的湮灭通常与伽马射线一起产生相当数量的电子和正电子。银河系磁场中的e+e-回旋然后产生次级同步辐射，从而提供了一种间接的手段来约束DM信号本身。为此，我们计算的无线电发射的星系晕，以及从其预期的子结构，然后我们将其与测量的弥漫性无线电背景进行比较。我们采用多频方法，使用相关频率范围100 MHz-100 GHz的数据，以及WMAP霾数据在23 GHz。对于DM质量m_chi=100 GeV，导出的约束为<sigma_A*v>=10^{-24} cm 3 s^{-1}的量级，但这明显取决于天体物理学的不确定性，特别是对银河系磁场模型的假设。来自单个明亮团块的信号反而在很大程度上被扩散效应衰减，并且仅提供差的检测前景。
2009-01-22 astro-ph
Apoastron Shift Constraints on Dark Matter Distribution at the Galactic Center
文献中已经考虑了在星系中心周围，特别是在银河系中心区域，存在几pc到$\simeq 10^{-5}$ pc尺度的暗物质（DM）。假设这样一个DM团块，主要由非重子物质（如WIMP）组成，确实存在于我们的银河系中心，对银河系中心区域的$γ$射线发射的研究使我们能够限制这个DM球的质量和大小。对DM分布参数的进一步限制可以通过对银河系中心周围明亮红外恒星的观测得出。Hall和Gondolo \cite{hallgondolo}使用了Ghez等人以各种方式获得的封闭质量估计值，并由\cite{Ghez_2003,Ghez_2005}制成表格。此外，如果银河系中心周围确实存在DM尖点，它可以根据DM质量分布以合理的方式修改围绕它运动的恒星的轨迹。在这里，我们讨论的限制，可以得到与轨道分析的恒星（如S2和S16）DM浓度内移动与当前和下一代的大型望远镜。特别是，考虑到S2星的远点位移可能会提高DM质量和大小的限制。
2007-07-30 astro-ph
Experimental constraints on the astrophysical interpretation of the cosmic ray Galactic-extragalactic transition region
从$\sim 10^{17}$到$\lesssim 10^{19}$ eV的能量区域对于理解银河系和河外宇宙线通量都是至关重要的。这是银河系磁环境中原子核的传播机制从扩散转变为弹道的区域，也是最强大的银河系加速器很可能达到最大输出能量的区域。在这项工作中，一个扩散银河系模型被用来分析银河宇宙线光谱的末端和它与河外宇宙线通量的混合。特别是，我们研究必须满足的条件，从光谱和成分的角度来看，由银河系和河外的流量，以同时再现的总光谱和伸长率测量的过渡区HiRes和俄歇。我们的分析倾向于一个混合的河外光谱与一个由额外的高能成分增强的银河光谱相结合，即，超出了常规超新星遗迹的最大能量。这两个额外的组件有混合的成分，最低的能量比最高的能量重。对假设的强子相互作用模型的天体物理分析的潜在影响也进行了详细评估。
2008-07-28 astro-ph
New Constraints on the Galactic Bar
以前的工作已经涉及到银河酒吧的结构，在当地的恒星速度分布。在这里，我们表明，酒吧也影响的空间梯度的速度矢量通过奥尔特常数。通过试验粒子的数值积分，我们模拟了在包括银河棒的引力势中的奥尔特C值的测量。我们占观察到的趋势，C是越来越负的恒星具有较高的速度色散。通过将C的测量值与我们的模拟值进行比较，我们改进了以前的Bar模型，估计Bar模式速度为Omega_b/Omega_0=1.87 \pm 0.04，其中Omega_0是局部圆频率，Bar角度在20<phi_0<45 deg范围内。我们发现，银河酒吧影响的奥尔特常数A和B的测量小于~2 km/s/kpc的热恒星。
2007-12-11 astro-ph
Toward constraints on galaxy formation scenarios: stellar properties from Galactic surveys
我们提出了一些正在开发的战略，分类和parameterized对象从斯隆数字巡天（SDSS）和RAVE（RAVE）的光谱，并提出了一些结果。我们估计恒星大气参数（有效温度，重力和金属丰度）的光谱和光度数据，并使用这些来分析银河系的人口。我们证明了这一点，通过选择一个样本的候选人蓝水平分支和RR天琴座恒星选择SDSS/SEGUE。
2008-11-13 astro-ph
Astrophysical constraints on a possible neutrino ball at the Galactic Center
银河系中心的大质量物体（Sgr A $^{*}$）的性质仍然不清楚，即使各种观测活动使许多作者相信我们的银河系拥有一个质量为$M\simeq 2.6\times 10^6$ M $_{\odot}$的超大质量黑洞。然而，黑洞假说，理论上意味着亮度$\simeq 10^{41}$ erg s $^{-1}$，遇到了问题，如果考虑到观察到的亮度，从无线电到$γ$射线波长，是低于$10^{37}$ erg s $^{-1}$。为了解决这个黑度问题，最近已经提出了替代模型。特别是，有人认为银河系中心有一个由非重子物质（例如大质量中微子和反中微子）组成的球，其中费米子的简并压力平衡了它们的自引力。要求与银河系中心的所有可用观测结果保持一致，使我们能够对中微子球参数施加严格的天体物理约束。如果组成中微子的质量$m_ν$是$\ut> 24$ keV，那么在银河系中心可能不存在这样一个天体，而如果$m_ν\ut< 24$ keV的观测不能给出一个确定的答案。
2001-07-26 astro-ph
Formation and evolution of the Galactic bulge: constraints from stellar abundances
我们提出的化学演化的银河系的内部形成模型的背景下，银河系隆起的结果。超新星驱动的风也包括在与椭圆星系的类比中。化学丰度比和金属丰度分布的新观测已被用来检查模型的结果。我们证实了以前的研究结果，隆起形成在一个非常短的时间尺度上，具有相当高的恒星形成效率和初始质量函数更偏向于高质量比一个适合太阳附近。可能需要一定数量的大质量恒星的原生氮来重现低金属丰度和中等金属丰度的氮数据。
2006-11-21 astro-ph
Constraints on Galactic Intermediate Mass Black Holes
中等质量黑洞（10^1.3-5 M_sun）被认为是第三星族恒星的遗迹，或者是年轻星团中恒星的失控坍缩;它们的数量和存在都是不确定的。我们运行了银河系IMBHs的N体模拟，将它们建模为根据Navarro，Frenk & White（NFW）或更集中的Diemand，Madau & Moore（DMM）密度分布的晕人口。当IMBH穿过银河系的分子/原子氢区域时，它们会吸积气体，从而成为X射线源。我们约束银河系IMBH，欧米茄_IMBH，通过比较模拟的X射线源的分布与观察到的。通过对银河系超亮X射线源的零探测，以及与IBIS/ISGRI星表中未识别源的模拟比较，我们发现，如果IMBH通过ADAF盘吸积，那么DMM（NFW）轮廓的上限Omega_IMBH <= 10^-2 Omega_b（<= 10^-1 Omega_b）很强。如果IMBH以更高的效率吸积，例如形成薄的吸积盘，则可以推导出稍强的约束（DMM剖面的Omega_IMBH <= 10^-3 Omega_b; NFW剖面的Omega_IMBH <= 10^-2 Omega_b）。虽然不是很紧，这样的限制是最严格的文献中迄今为止。
2006-04-02 astro-ph
Magnetic helicity in galactic dynamos
在螺旋星系中可以看到千秒差距尺度的相关磁场。它们的起源可能是由于湍流星系发电机放大了一个小种子场。我们回顾了银河发电机的现状，特别是磁螺旋度守恒所施加的限制。我们估计的最小强度的大规模磁场可能出现的inspectful的螺旋约束。
2002-04-26 astro-ph
Probing the Density in the Galactic Center Region: Wind-Blown Bubbles and High-Energy Proton Constraints
最近在高能伽马射线（0.1TeV以上）中对银河系中心的观测为研究该区域开辟了新的途径，从了解这些高能光子的发射源到限制它们形成的环境。我们提出了围绕Sgr A* 的内部5秒差距的修正理论密度模型，该模型基于该区域的底层结构由绕Sgr A* 运行的沃尔夫-拉叶星的风主导的事实。这种密度结构的理想探测和应用是这种高能γ射线发射。我们假设产生这些伽马射线的质子散射模型，然后首先确定这样的模型是否与观测结果一致，其次确定我们是否可以使用这些观测结果来进一步限制银河系中心的密度分布。
2006-09-18 astro-ph
A luminosity constraint on the origin of unidentified high energy sources
点源的识别对高能界提出了巨大的挑战。我们提出了一种新的方法来评估一组源的可能性是一个银河系人口的基础上简单的假设，即银河系类似的主机可比人口的伽马射线发射器。我们提出了一个亮度约束银河系源人口补充现有的方法，通过约束的丰度和空间分布的任何对象的银河系起源，而不是专注于一个特定的候选发射器的属性。我们使用M31作为银河系的代理，并通过将其应用于身份不明的EGRET源来演示这种技术。我们发现，大多数身份不明的EGRET源是星系晕群体的成员（例如，暗物质暗晕），但目前的观测并没有提供任何限制，所有这些来源是银河系物体，如果他们完全居住在磁盘和凸起。将这种方法应用到费米伽马射线太空望远镜即将进行的观测中，有可能排除更大数量的不明来源与任何银河系源类的关联。
2009-03-19 astro-ph
Constraints on the Origin of Manganese from the Composition of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy and the Galactic Bulge
银河系球核中[Mn/Fe]的变化趋势符合太阳-邻域关系，但人马座矮球状星系中大多数恒星的[Mn/Fe]值约为0.2 dex。这使我们得出结论，从Ia型和II型SNe的Mn产量是金属性依赖的。我们的观察结果不利于Gratton提出的观点，即相对于II型SNe，Ia型SNe会过量产生Mn。我们预测Mn/Fe比，低于太阳附近的关系，几乎所有的矮星系的年轻人口，Mn/Fe比可能是有用的跟踪吸积的低质量卫星进入银河系。
2003-06-27 astro-ph
No observational constraints from hypothetical collisions of hypothetical dark halo primordial black holes with galactic objects
一些作者提出，假设的原始黑洞（PBH）可能有助于我们银河系中的暗物质。基于霍金蒸发的强约束实际上排除了质量为m~ 1 e15 - 1 e16 g或更小的PBH作为银河系暗物质的重要贡献者。同样地，质量大于1 e 26 g的PBH实际上被引力透镜观测排除在外。10 e16 g <m<10 e26 g之间的质量范围不受约束。在本文中，我们研究可能的观测签名在未探索的质量范围内，调查假设碰撞的PBH与主序星，红巨星，白矮星，和中子星在我们的银河系。这在以前已经被讨论过，因为在相遇过程中产生的冲击可能导致可观测到的光子爆发。我们发现，这样的碰撞要么太罕见而无法观察到（如果PBH质量通常大于约1 e20 g），要么产生的能量太小而无法检测到（如果质量小于约1 e20 g）。
2009-09-10 astro-ph
Constraints on Gamma-ray Emission from the Galactic Plane at 300 TeV
我们描述了一个新的搜索弥漫的高能伽马射线辐射与分子云在银盘。芝加哥空气簇射阵列（CASA）与密歇根μ子阵列（MIA）同时运行，从1990年4月4日到1995年10月7日记录了超过2.2 x 10^{9}个空气簇射。我们根据从银道面方向来的空气簇射的μ介子含量来寻找伽马射线。我们没有发现弥散伽马射线发射的重要证据，我们将伽马射线与正常强子宇宙射线之比的上限设定为在310 TeV（90%置信限）下小于2.4 x 10^{-5}（50度< l < 200度; -5度< b < 5度）。这个限制对星系中分子云的发射模型有很大的限制。我们排除了显着的光谱硬化外星系，并得出结论，在这些能量的平面发射很可能是占主导地位的中性π介子衰变产生的宇宙射线与被动目标气体分子的相互作用。
1997-03-10 astro-ph
Very High Energy Gamma Rays from Supernova Remnants and Constraints on the Galactic Interstellar Radiation Field
大尺度银河系星际辐射场（ISRF）是恒星辐射和尘埃对星光再加工的结果。在ISRF的能量密度高的情况下（例如，银河系中心），个别超新星遗迹（SNRs），如G0.9+0.1，主要的伽马射线发射可能来自逆康普顿（IC）散射的ISRF。ISRF有几种模式。最近的一个，这是由我们计算，预测一个显着更高的ISRF比Mathis，Mezger和Panagia的常用模型。然而，与数据的比较仅限于当地的观察。基于我们目前对ISRF的估计，我们预测了SNRs G0.9+0.1和RXJ 1713中的伽马射线发射，以及G0.9+0.1，J1713-381和J1634-472光谱中20 TeV以上的成对产生吸收特征。我们讨论如何GLAST，以及目前和未来的非常高的能量仪器，可能能够提供上界的大规模ISRF。
2007-04-13 astro-ph
New constraints on Galactic cosmic-ray propagation
一个计算银河宇宙线传播的扩展程序已经开发出来。包括初级和次级核子、初级和次级电子、次级正电子和反质子。碎片和能量损失计算使用星际气体和辐射场的现实分布。仅含扩散和对流的模型不能自然地解释所观察到的B/C的能量依赖性，而含再加速的模型很容易重现这一点。晕传播区的高度确定，使用最近的10 Be/9 Be测量，大于4千秒差距。所需宇宙射线源的径向分布比目前估计的所有晕大小的SNR分布更广泛。我们的结果包括宇宙射线反质子和正电子光谱的估计，以及银河弥漫伽马射线发射（见随附论文：Moskalenko 1998 b）。
1998-08-10 astro-ph
Physical constraints on the sizes of dense clouds in the central magnetospheres of Active Galactic Nuclei
活动星系核（AGN）中心区域的微物理和全球动力学时间尺度范围足够宽，允许存在多相结构。特别是，非常密集的冷云可以与热的磁主导介质共存，从而可以有效地重新处理在这个主要来源区域产生的连续辐射。在这个中心磁层的强大动力可以产生非常小的云。然后，微物理过程确定这种云是否真的能够存活，尽管它们相对于周围环境的性质极其不同，但存活的时间足够长，以产生潜在的可观察到的热后处理特征。我们研究具体的物理约束的厚度，这样的后处理云。我们的结果绘制显示的范围内的条件，是有代表性的活动星系核的中心区域。我们发现一个参数子空间中的极高密度制度的微物理扩散过程的影响可以克服，冷气体可以保持压力平衡与周围的磁层。
1996-08-16 astro-ph
Constraints on radiatively inefficient accretion history from Eddington ratio distribution of active galactic nuclei
当吸积率接近临界吸积率时，一个标准的薄盘将转变为辐射低效吸积流（RIAF）。当吸积流的吸积速率低于临界吸积速率时，吸积流的辐射效率明显低于标准薄盘。一些理论模型和实验结果表明，吸积模转变后，初始跃迁半径较小，随着吸积率的降低，跃迁半径逐渐增大.基于这种可变的过渡半径模型，我们推导出如何无量纲吸积率随时间的演变从观测到的爱丁顿比分布的低光度活动星系核在本地宇宙的样本。从标准薄吸积盘过渡到RIAF后，吸积率随时间变化迅速减小，这与硬X射线背景下的结果一致.
2007-02-27 astro-ph
Evolution of accretion disks around massive black holes: constraints from the demography of active galactic nuclei
观测表明，类星体/活动星系核的爱丁顿比（测热光度与爱丁顿光度之比）覆盖范围很广。本文将斯隆数字巡天获得的活动星系核的人口统计与大质量黑洞周围的吸积物理联系起来，提出爱丁顿比的多样性是活动星系核中吸积盘长期演化的自然结果。在邻近宇宙（z<0.3）中观测到的活动星系核（主星系速度色散σ ~70-200 km/s）的吸积率分布与简单理论模型的预测一致，其中吸积率以自相似的方式演化。我们还讨论了这些结果对自引力盘、星系和类星体/活动星系核的共同演化以及活动星系核的统一图像等问题的意义。
2005-09-07 astro-ph
Galactic Foreground Constraints from the Python V Cosmic Microwave Background Anisotropy Data
我们约束银河前景污染的Python V宇宙微波背景各向异性数据交叉相关的前景污染物排放模板。为了模拟前景排放，我们使用100和12 $μ$米粉尘排放模板和两个点源模板的基础上的PMN调查。该分析考虑了8个调制数据中的互调相关性，这些数据对大范围的角度尺度敏感，并且还密集地对大面积的天空进行采样。因此，这里的分析是高度限制性的。在对整个数据集的分析中，我们几乎没有发现前景污染的证据。然而，有迹象表明，前景存在于那些Python V字段的较大角度尺度调制的数据中，这些字段与UCSB 1994年南极实验早期扫描的区域重叠。这是对1994年南极数据调查结果的独立一致性交叉检查。
2003-04-24 astro-ph
Constraints on the Stellar Mass Function from Stellar Dynamics at the Galactic Center
我们考虑一个围绕中心黑洞旋转的恒星盘的动力学演化。特别是，我们专注于恒星的质量函数的磁盘上的演化的效果，使用解析参数和数值模拟。我们将我们的模型应用于距离银河系中心约0.1pc的大质量恒星环，假设恒星形成于一个寒冷的圆盘中，发现我们的模型需要大量的大质量（> 100 Msun）恒星的存在才能解释观测到的0.2-0.3的偏心率。此外，为了限制较重恒星偏心率的阻尼，我们还需要比Salpeter质量函数预期的更少的低质量恒星，这为银河系中心附近的恒星环中的显着“头重脚轻”质量函数提供了强有力的证据。我们还注意到，在小于1000万年的圆初始条件下，最大可能的偏心率约为0.4-0.5，这表明任何具有更高偏心率的恒星环可能不是由圆盘形成的。
2006-09-29 astro-ph
Constraints on spinning dust towards Galactic targets with the VSA: a tentative detection of excess microwave emission towards 3C396
我们目前的结果，在33 GHz的观测与非常小的阵列（VSA）望远镜对潜在的候选人在银河系平面旋转尘埃排放。在扩散HII区域LPH 96和NRAO 591的情况下，我们没有发现异常发射的证据，并结合Effelsberg数据在1.4和2.7 GHz，确认它们的光谱是一致的光学薄自由-自由发射。在红外明亮的SNR 3C 396的情况下，我们发现发射不一致的纯粹的非热光谱，并讨论了这种过剩所产生的可能性，无论是旋转的尘埃成分或浅频谱PWN，虽然我们得出结论，第二种情况是不太可能给出较低频率的无线电图像的强约束。
2007-02-19 astro-ph
Further constraints on white dwarf galactic halos
星系晕的质量大约有一半可能是以白矮星的形式存在，加上对红外背景光和星系盘初始金属丰度的限制，这将对星系晕的初始质量函数（IMF）产生很大的限制。特别的IMF已经被提出，以切断低质量恒星的数量有助于红外背景和高质量恒星的数量，这些恒星有助于金属丰度的增长，当它们迅速爆炸为引力坍缩（II型和Ib/c型）超新星时。在这里，我们研究了Ia型（热核）超新星对金属丰度的进一步贡献，这些超新星后来将从晕白矮星种群中产生。我们发现，对于大多数Ia型超新星祖先系统的演化方案，到目前为止，对白矮星质量分数的限制，从预测的铁的生产将是非常严重的。当预测的铁过剩不是那么大时，那么目前预测的极高的Ia型超新星发生率也将排除白矮星对晕质量的主要贡献。在所有情况下，白矮星的贡献应该低于5- 10%。此外，对于所考虑的IMF，晕爆发的持续时间应该短于1 Gyr，以避免在第二星族晕矮星的铁丰度中有太大的分布，并且预测的晕$[O/Fe]$比将与观测结果不一致。
1997-08-20 astro-ph
Constraints on radiatively inefficient accretion history of active galactic nuclei from hard cosmological X-ray background
当无量纲吸积率低于临界值时，标准薄盘将转变为辐射低效吸积流（RIAF）。RIAF非常热，并且它主要在硬X射线带（>100 keV）中辐射。假设当吸积速率低于临界值时，活动星系核（AGN）中的吸积盘最终将经历RIAF相，计算了活动星系核中RIAF相对10-1000 keV宇宙X射线背景的贡献.我们发现，如果临界吸积率为0.01，那么RIAF在略低于临界吸积率时的吸积时间尺度应小于亮活动星系核寿命的0.01，即，在该RIAF时间尺度内，吸积速率从临界值下降到显著低于该临界速率的速率。导出的RIAF时间尺度受模型计算中采用的参数的影响，这也在这封信中讨论。
2005-08-25 astro-ph
Probing the Shape of the Galactic Halo with Hyper-Velocity Stars
最近发现的超高速星SDSS J 090745.0 +024507的自行测量（sigma_mu ~ 10 mkas/yr）将对星系晕的三轴模型的轴比和方向产生重要的约束。暗物质晕的三轴性是由冷暗物质星系形成模型预测的，并可用于探测暗物质的性质。然而，除非到这颗恒星的距离被确定为优于10%，否则这些约束会受到一维简并的影响，我们对其进行了量化。我们展示了如何自行测量几个HVS可以同时解决所有这些恒星的距离简并产生详细的图片的三轴晕。其他的HVS可以从径向速度测量或从GAIA获得的视差/自行数据中找到。使用空间干涉测量任务（SIM PlanetQuest）对这些恒星进行高精度的自行测量，将大大加强它们对银河系势能的约束。
2006-02-03 astro-ph
Constraints on Jupiters from observations of Galactic Bulge microlensing events during 2000
本文介绍了2000年6月和7月在拉帕尔马用1.0米JKT望远镜拍摄的8个银河系隆起微透镜事件的观测结果。JKT的观测时间表进行了优化，使用优先级算法自动更新的目标列表。对于这些事件中的大多数，我们在OGLE警报小组没有信息的情况下对光变曲线进行了采样。我们假设一个点源点透镜（PSPL）模型，并执行一个极大似然拟合我们的数据和OGLE数据约束的事件参数的拟合。然后，我们重新拟合的数据，假设一个双镜头，并继续计算检测行星的质量比$q=10^{-3}$的概率。我们没有看到任何明确的签名行星偏差的8个事件，我们量化的约束存在的行星同伴的透镜恒星。对于两个观测良好的事件，2000 BUL 31和2000 BUL 33，对于$Δχ^2$阈值为60的$q=10^{-3}$和$a \sim R_{E}$，我们的检测概率分别在$\sim$ 30%和$\sim$ 20%处达到峰值。
2002-07-03 astro-ph
Galactic Constraints on the Sources of Ultra-High Energy Cosmic Rays
我们证明，如果能量E>10^{19}eV的超高能宇宙射线（UHECR）源与星系有关，那么UHECR的产生必定发生在瞬变事件中。我们的星系目前处于瞬变之间的昏暗状态。如果质子在瞬变过程中被加速到的最小洛伦兹因子在10^3到10^7之间，则瞬变之间的时间间隔大于3 × 10^4年。伽马射线暴满足了这一约束。
2002-05-16 astro-ph hep-ph
Baryonic Content of Galactic Halos and Constraints on Models for Structure Formation
最近在我们星系晕中的致密天体对大麦哲伦星系恒星的微透镜效应的探测表明，我们的星系被一个由质量约为$(0.03-0.5) \msun$的致密天体组成的不发光晕所包围。检测率可能与以下假设一致：这些晕状物体分布在软化的等温剖面上，其核心半径为$(2-8)$ Kpc，渐近圆速度为$220\kms$。孤立地看，这个观测结果与宇宙中只有重子暗物质（BDM，以下简称BDM）贡献了$Ω_b=Ω_{total}\simeq0.06$相一致，然而，这与其他几个大尺度观测结果，特别是COBE-DMR的结果相矛盾。或者，我们可以假设像我们这样的星系被BDM和非重子暗物质（NBDM，下文）包围。如果我们要求：（i）$100$ kpc内至少有30%的暗物质密度是重子的，（ii）银河系结构应该由于$z=1$的红移而坍缩，那么一个具有单分量的NBDM模型，比如说，具有$Ω_b\simeq0.06,Ω_{cdm}\simeq0.94$的模型，也被排除了。此外，如果$100 kpc$中一半或更多的暗物质是重子物质，那么聚集在星系尺度上的NBDM所贡献的$Ω_{dm}$的最大值只能是大约$Ω_{max}\simeq0.29$。使用C+HDM的模型不能满足这一约束，但$Λ$ + CDM模型仍然是
1993-10-07 astro-ph
Gamma-Ray Constraint on Galactic Positron Production by MeV Dark Matter
银河系的正电子，如在0.511 MeV的湮灭伽马射线线所观察到的，很难用天体物理源来解释。有人提出，它们是由暗物质湮灭或内星系晕中的衰变产生的。为了避免其他的限制，这些过程需要“看不见”，这样最终的正电子湮灭是唯一可检测到的信号。然而，对这些过程的电磁辐射修正不可避免地产生真实的伽马射线（"内部韧致辐射”）;这种辐射违反了COMPTEL和EGRET约束，除非暗物质质量小于约20 MeV。
2004-09-16 astro-ph hep-ph nucl-th
Gas dynamics in the Galactic bar region
新的限制银河系的酒吧参数来自银河酒吧内的气体螺旋结构，特别是从识别的尘埃带导致酒吧主轴。
1998-11-24 astro-ph
Astrometry of Galactic Star Forming Region Sharpless 269 with VERA : Parallax Measurements and Constraint on Outer Rotation Curve
我们用VERA对银河系恒星形成区Sharpless 269（S269）中的H2O脉泽源进行了高精度的天体测量。我们已经成功地探测到189+/-8微弧秒的三角视差，对应于5.28 + 0.24/-0.22千秒差距的源距离。这是有史以来测量到的最小视差，也是第一个超过5千秒差距的视差。利用源距和自行约束银河系外旋曲线，表明太阳和S269（距银河系中心13.1kpc）的自转速度之差小于3%。这对外旋曲线的平坦性给出了最强的约束，并直接证实了银河系外盘中存在大量的暗物质。
2007-09-06 astro-ph
Stringent Constraint on Galactic Positron Production
INTEGRAL观测到的来自银河系中心的0.511 MeV强γ射线谱线发射需要很大的非相对论正电子湮没率。如果这些正电子以相对论性能量注入，也会产生更高能量的伽马射线。我们计算的伽马射线谱，由于飞行中湮灭和比较所观察到的弥漫银河伽马射线数据。即使在一个简化的，但保守的处理，我们发现，正电子注入能量必须是$\lesssim 3$兆电子伏，这强烈约束模型的银河系正电子生产。
2006-08-15 astro-ph hep-ph nucl-th
Cosmic Ray Constraints On the Annihilation of Heavy Stable Neutrinos in the Galactic Halo
我们对宇宙线中的反质子、正电子、电子和光子的通量进行了详细的分析，这些通量是由遗留重中微子在星系晕中湮灭而产生的。粒子谱用蒙特卡罗模拟计算。计算结果表明，高能宇宙线正电子能谱的研究可以为银河系中超重中微子的湮灭提供一个独特的信号，并提供有关暗物质粒子参数的重要信息。
1997-04-14 astro-ph hep-ph
Formation and Evolution of Supermassive Black Holes in Galactic Centers: Observational Constraints
深X射线探测表明，宇宙X射线背景（XRB）主要是由于在宇宙时间上累积到超大质量黑洞上的吸积。这些调查已经解决了80%以上的0.1-10 keV的X射线背景到离散源。光学光谱鉴定表明，产生大部分的X射线背景的来源是一个混合物的模糊（1型）和unobscured（2型）活动星系核，所预测的XRB人口合成模型。在最深的钱德拉和XMM-牛顿巡天观测中发现了一类高亮度的2型活动星系核，即所谓的类星体2。新的Chandra活动星系核红移分布的峰值比ROSAT数据的峰值低得多（z~0.7），表明Seyfert星系的峰值比类星体的峰值低得多。
2003-02-27 astro-ph
Constraints on the injection energy of positrons in the Galactic centre region
最近的观测511 keV的正电子-电子湮没线在银河系中心区域的INTEGRAL/SPI光谱仪激起了新的猜测的起源大相应的正电子注入率。除了天体物理学的候选者，新的机制已经提出。我们专注于光暗物质粒子的湮灭和审查的各种伽马射线辐射组件有关的这样一个源的单能量正电子除了511千电子伏线本身。我们研究了膨胀的电离程度对这种辐射的影响，以及它对假设的光暗物质粒子的质量或正电子的单能量源的注入能量的观测约束的可能影响。
2007-02-02 astro-ph hep-ph
Constraints on neutrino masses from a Galactic supernova neutrino signal at present and future detectors
我们研究了中微子质量的约束条件，可以从目前和未来的中微子探测器的银河系超新星中微子信号的观测。我们的分析是基于最近提出的一种方法，该方法使用中微子事件的全部统计数据，并且不依赖于特定的天体物理假设。统计方法，最初证明主要是在直觉推理方面，是把一个更坚实的基础上通过贝叶斯推断推理。中微子信号的时间分布的理论不确定性估计通过将该方法应用到两个截然不同的超新星模型。目前的探测器可以达到灵敏度低至1 eV。这比氚$β$ -衰变实验的极限更好，与无中微子双$β$ -衰变的最保守结果竞争，不太精确，但比宇宙学界限更少依赖于先前的假设。未来的百万吨级水Cerencov探测器将允许大约两倍的改进。然而，它们不会与下一代实验室实验竞争。
2006-01-23 astro-ph hep-ph
Galactic Cosmic Rays from PBHs and Primordial Spectra with a Scale
我们考虑了银河系中反质子的探测对原始黑洞（PBH）数量的观测约束，这些黑洞是由具有颠簸质量方差的原始功率谱产生的。虽然目前基本上等同于来自漫射$γ$射线背景的约束，但它们允许广泛独立的方法，并且它们应该在不久的将来得到合理的改进。我们讨论了作为一个具体的例子，使用破标度不变性（BSI）模型的暴胀参数的约束。
2002-11-18 astro-ph gr-qc hep-th
Comment on ``The Dispersion Velocity of Galactic Dark Matter Particles''
在最近的一封信（astro-ph/9605001）中，Cowsik等人声称，对暗星系晕的自洽处理要求暗物质粒子的局部速度色散为$600$ km~s $^{-1}$或更大，比270 km~s $^{-1}$的规范值大两倍以上。如果这是真的，这将显著影响重子和非重子暗物质的探测率和特征。我们认为，这项工作是不正确的，可能是因为没有考虑到所有的观测约束，因为模型被迫满足任意约束的晕密度。
1996-06-20 astro-ph hep-ph
Constraint on the Post-Newtonian Parameter gamma on Galactic Size Scales
我们约束后牛顿重力参数伽玛千秒差距尺度上的斯隆透镜ACS调查确定的两个独立的方式，通过比较15个椭圆透镜星系的质量。第一种方法只假设牛顿引力是正确的，并且与伽马无关，而第二种方法使用依赖于伽马的引力透镜。更具体地说，我们结合爱因斯坦半径和径向表面亮度梯度测量的透镜星系的经验分布的质量浓度和速度各向异性的椭圆星系在本地宇宙预测伽玛依赖的概率分布的透镜星系速度色散。通过与观测到的速度分散相比较，我们得出了最大似然值的伽玛= 0.98 +/- 0.07（68%的置信度）。这一结果与广义相对论的预测非常吻合，而后者此前仅在太阳系的长度尺度上得到了验证。
2006-08-24 astro-ph gr-qc
