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
An X-ray, Optical and Radio Search for Supernova Remnants in the Nearby Sculptor Group Sd Galaxy NGC 7793
我们提出了一个多波长的研究性质的超新星遗迹（SNRs）在附近的玉夫座Sd星系NGC 7793。使用我们自己的甚大阵射电观测在6和20厘米，以及存档ROSAT X射线数据，以前发表的光学结果和我们自己的H-α图像，我们已经搜索了X射线和无线电对应以前已知的光学识别的信噪比和新的以前未识别的信噪比在这两个波长制度。28个光学识别的SNR中只有两个在另一个波长处被检测到。在我们的研究中，最值得注意的光源是N7793-S26，这是唯一一个在所有三个波长下都能检测到的SNR。它具有长（约450 pc）的附属形态，在光学和无线电图像中都可以清楚地看到。N7793-S26的射电光度超过了银河系SNR Cas A，根据均分计算，我们确定至少需要10^52尔格的能量来维持这个源。第二个光学识别的SNR N7793-S11具有可检测的无线电发射，但在X射线中未检测到。互补的X射线和无线电搜索信噪比已经产生了五个新的候选无线电信噪比，将被添加到这个星系中已经通过光学方法检测到的28个信噪比。我们发现，这些SNR周围的环境星际介质（ISM）的密度显着影响在这个星系的SNR的光谱特性，在其他星系的SNR人口调查一致。
2001-12-06 astro-ph
Radio emission from shell-type supernova remnants
在简单而常用的假设框架内模拟了壳型超新星遗迹（SNRs）的射电发射演化，即扩散激波加速（DSA）机制是产生射电发射电子的原因，磁场是激波处压缩的典型星际场。它被认为是电子注入到该机制在测试粒子制度直接从下游麦克斯韦分布函数的高能量尾部。该模型可以应用于大多数观察到的SNR。结果表明，该模型成功地解释了许多平均观测性能的演变壳型信噪比。特别是，射电表面亮度（$Σ$）随直径的变化为$\sim D^{-(0.3 ÷0.5)}$，而边界激波很强（马赫数为${\mathcal M} \geq10$），随后${\cal M} <10$急剧下降（比$\sim D^{-4.5}$更陡）。表面亮度随直径的这种演变及其对环境参数的强烈依赖性大大降低了$Σ- D$关系作为确定SNR距离的工具的有用性。该模型预测没有无线电发射的信噪比在后期的辐射阶段的演变和存在的无线电安静，但相对活跃的信噪比是可能的。我们的模型很容易解释非常大直径的射电源，如银河环和候选人的超新星无线电遗迹。该模型预测，大多数观察到的SNR位于ISM的一个脆弱的阶段。通过将模型结果与演变的壳型SNR的统计数据进行比较，我们能够估计从范围$(3÷11) \times 10^{- 4}$内的热池加速的电子的分数。
2006-08-03 astro-ph
Probing the ISM Near Star Forming Regions with GRB Afterglow Spectroscopy: Gas, Metals, and Dust
通过分析余辉光谱中发现的阻尼Lya系统，研究了高z伽马射线暴（GRB）周围星际介质的化学丰度。这些GRB-DLAs的特征是大HI柱密度N（HI）和金属丰度[M/H]，范围从1/100到接近太阳，中值[M/H]>-1。大多数GRB-DLA的[M/H]值超过z>2时原子气体的宇宙平均金属丰度，即如果有任何变化的话，GRB-DLA偏向于更大的金属丰度。我们还观察到：（i）大的[Zn/Fe]值（>+0.6）和太阳下的Ti/Fe比，这意味着存在着显著的差异亏损;（ii）大的a/Fe比，表明大质量恒星的核合成富集;（iii）低的C^0/C^+比（<10^{-4}）。从数量上看，观测到的气体的耗尽水平和C^0/C^+比率并不是银河ISM中冷而致密的HI云的特征。我们认为GRB-DLAs代表了GRB附近的ISM，而不是直接位于GRB附近的气体（例如其分子云或拱星物质）。我们将这些观测结果与DLAs干预背景类星体（QSO-DLAs）进行了比较。GRB-DLAs比类星体DLAs具有更高的N（HI）值、更高的α/Fe和Zn/Fe比值，以及更高的金属丰度。我们认为，这些差异主要是由于在ISM的银河系中心的半径依赖的差异：GRB-DLAs优先探测密度更大，更耗尽，更高的金属丰度gaslocated在内部几个千秒差距，而类星体-DLAs更有可能相交的密度较小，不太丰富，星系的外部区域。最后，我们调查尘埃遮蔽是…
2007-03-26 astro-ph
A near-IR [Fe II] line imaging survey of supernova remnants in M33
我们报告了河外SNR的首次近红外[Fe II]线成像调查。从M33中的SNRs光学选择目录中抽取的42个物体的样本的观测提供了[Fe II] 1.644微米光度范围很广的证据。这可以理解为主要是由于当地ISM的化学丰度和密度的变化，尽管冲击条件也可能起着重要作用。我们简要地讨论了如何使用这些结果可以更好地校准恒星形成星系的超新星速率。
2000-08-16 astro-ph
The Remnants of Intergalactic Supernovae
最近在丰富的星系团中发现了星系际Ia型超新星（SNe-Ia），它们可能是近年来通过各种示踪剂发现的星系际恒星星族的后代。我们估计的观测签名的相关SN残留（SNR）在不寻常的集群内介质（ICM）的环境。如果超新星-Ia在爆炸时仍然有星周介质（CSM），那么它们的残留物在光学上可以看到约100-1000年，其性质类似于年轻的星系SNRs。与星系SNRs相比，爆炸的喷出物与ISM相互作用，一旦它们的喷出物越过CSM并进入热而稀薄的ICM，星系团内SNRs在光学上就无法检测到。如果SNe-Ia有CSM，那么在室女星系团中应该有大约150个年轻的SNRs，L（H-α）大约为10^{35} erg/s，角大小大约为0.1“。我们调查的可能性，这SNR人口的成员可能最近被检测到，但不正确地识别为星系际HII地区。或者，如果室女座不存在星系间的光学信噪比，这将是SNe-Ia缺乏CSM的证据，并对祖先场景产生影响。不管CSM的存在与否，在室女座每平方度应该可以探测到大约10个较老的无线电信噪比，在1 GHz时的通量约为0.1 mJy。它们的角度大小、形态以及与遥远星系的光学关联的缺乏可以将它们与数量更多的背景人口区分开来。它们的探测将提供对星团内SN速率的测量。对SN 1980 I（可能是星系间室女座SN-Ia）的观测可以通过与我们早期对星系间SNR发展的预测进行比较来测试CSM的存在。
2005-06-30 astro-ph
Evolution of supernova remnants in the interstellar medium with a large-scale density gradient. I. General properties of the morphological evolution and X-ray emission
星际介质（ISM）密度分布的大尺度梯度对超新星遗迹（SNR）的演化有着重要的影响。在非均匀ISM中，SNR的形状变得基本上非球形，并且残余物内部的气体参数的分布变得强烈各向异性。众所周知的自相似Sedov解决方案可能不适用于建模这样的非球形对象。因此，我们提出了一种新的近似解析方法，用于描述具有任意密度分布的非均匀介质中三维点状爆炸。在此基础上，我们研究了具有大尺度密度梯度的ISM中二维非球绝热信噪比演化的一般性质。结果表明，绝热SNR的真实形状变得更加非球形的年龄，但可见的形状仍然接近球形，即使强大的真实不对称性（最大到最小的冲击半径的比率）和表面亮度对比度。计算结果还表明，在相同的初始数据下，整个信噪比下的X射线辐射参数（光度、光谱指数）与Sedov情况下的值接近。然而，表面分布的X射线发射参数是非常敏感的初始密度分布周围的SN祖。因此，X射线图给出了关于非球形SNR内部和外部的物理条件的重要信息。
1999-01-18 astro-ph
Simulating Supernovae Remnants in Gas Clouds
水螅$N$ -身体流体动力学代码已被修改为模型，从结束的Sedov阶段，超新星对周围介质的影响。其动机是研究能量反馈到星际/星系间介质。我们比较我们的结果超新星遗迹（SNRs）在一个统一的介质中以前的详细工作的后期演变的SNRs。该代码被发现再现的SNR的体积特性。结果上的影响，一个单一的中央信噪比普卢默云。动能的反馈和质量损失百分比可以以简单的方式用云质量和特征半径来参数化。从SNR返回到ISM的动能分数为$<3$ %。由于云势能的降低，气体从冷密相的去除和能量的增加至少与离开云的动能一样重要，如果不是更重要的话。
2000-01-11 astro-ph
The "Carina Flare" Supershell: Probing the Atomic and Molecular ISM in a Galactic Chimney
“船底座耀斑”超壳层GSH 287+04-17，是一个分子超壳层，最初是用NANTEN 4米望远镜在12 CO（J=1-0）中发现的。我们提出的第一个研究壳的原子ISM，使用HI 21厘米线数据从帕克斯64米望远镜南银河平面调查。这些数据揭示了一个温和膨胀的~ 230 x 360 pc HI超壳层，显示了银道面爆发的强有力证据，其主体在z ~ 280 pc处破裂，并且高纬度延伸达到z ~ 450 pc。分子云形成了原子壳层的共同运动部分，两相的形态反映了超壳层对ISM结构的影响。我们还报告了第一次发现的超壳层的电离成分，在形式上微妙的，流光般的细丝对齐与建议的方向井喷。我们重新检验了到壳的距离估计，发现了强有力的证据来支持最初的建议，即它位于隆凸臂，距离为2.6 +- 0.4 kpc。相关的HI和H2质量估计为M（HI）~ 7 +- 3 x 10^5 Msol和M（H2）~ 2.0 +- 0.6 x 10^5 Msol，膨胀壳层的动能估计为E ~ 1 x 10^51 erg。我们检查了分析和数值模型的结果，估计所需的形成能量为10^51至10^52尔格，年龄为10^7年。这个年龄与分子云形成的时间尺度是兼容的，我们简要地考虑了超壳层引发的分子成分起源的可行性。
2008-04-14 astro-ph
Evolution of Dust in Primordial Supernova Remnants: Can Dust Grains Formed in the Ejecta Survive and be Injected into the Early Interstellar Medium?
我们调查的尘埃，形成在第三族超新星（SN）爆炸和它的处理过程中通过碰撞的SN喷出物与周围介质的相互作用产生的反向冲击的演变。特别是，我们调查运输的冲击尘埃内的SN残留物（SNR），其影响的化学成分，粒度分布，和总质量的灰尘存活在SNR。我们发现，逆激波的演变，因此它对尘埃的处理效果取决于由祖星保留的信封的厚度。此外，尘埃颗粒的迁移和存活取决于它们的初始半径a_{ini}和组成：对于扩展到密度为n_{H,0} =1 cm^{-3}的星际介质（ISM）中的II型SNR，a_{ini} < ~ 0.05微米的小颗粒在激波后流中被溅射完全破坏，而a_{ini} = 0.05- 0.2 μ m的颗粒则被捕获在前向激波后的致密壳层中。a_{ini} > ~ 0.2微米的非常大的颗粒被喷射到ISM中，而不会显著减小它们的尺寸。我们发现，被摧毁的反向冲击的尘埃的总质量分数的范围从0.2到1.0，取决于爆炸的能量和周围的ISM的密度。我们的计算结果有显着的丰度模式的下一代的恒星，形成在致密的壳层的原始SNRs的影响。
2007-06-04 astro-ph
Probing the Magnetized Interstellar Medium Surrounding the Planetary Nebula Sh 2-216
我们目前的1420兆赫偏振图像的2.5 × 2.5度的区域周围的行星状星云（PN）Sh 2-216。这些图像来自加拿大银河平面调查（CGPS）。在Sh 2-216可见光盘的东北部显著地出现了一个低偏振强度的弧，这与PN和星际介质（ISM）之间光学识别的相互作用区域相一致。电弧包含结构变化下降到1弧分的分辨率极限在两个偏振强度和偏振角。沿着弧出现了几个偏振角“结”。通过比较节点中心的偏振角和Sh 2-216外的平均偏振角，我们估计通过节点的旋转测度（RM）为-43 +/- 10 rad/m^2。利用对RM的估计和对Sh 2-216壳层中电子密度的估计，我们推导出在5.0 +/- 2.0 microG的相互作用区域中的视线磁场。我们相信观测到的磁场更可能是星际磁场而不是恒星磁场，尽管我们不能完全排除后一种可能性。我们通过一个简单的模型来解释我们的观测，该模型描述了Sh 2-216周围的ISM磁场，并评论了旧PNe作为磁化ISM探针的潜在用途。
2008-06-09 astro-ph
$10^{51}$ Ergs: The Evolution of Shell Supernova Remnants
本文报道了1997年3月23日至26日由明尼苏达大学主办的一个研讨会。它讨论了与壳层超新星遗迹演变有关的基本动力学问题以及超新星遗迹与其环境之间的关系。除了经典的壳层信噪比外，讲习班还审议了涉及充满X射线的复合残骸和脉冲星驱动壳层的动力学问题，如蟹状星云中的问题。约75名兴趣广泛的与会者参加了讲习班。一个更大的社区在会议之前通过广泛的在线辩论提供了帮助。几个会议中的每一个，主要围绕时间标签组织，也解决了一些基本的，一般的物理主题：如何SNR动态和结构修改的CSM和ISM的性质，反之亦然？SNR中如何产生磁场以及磁场如何影响SNR？宇宙射线（电子和离子）在SNR中产生的位置和方式，以及它们的存在如何影响或揭示SNR动态？SNR如何将爆炸能量分配到不同的分量中，以及是什么控制着分量之间的转换？在这里，我们以研讨会会议摘要的形式介绍研讨会的概要，而不是会议记录。研讨会给人留下的最深刻印象是环境对SNR外观和动态的关键和未被充分认识的作用，以及对广泛研究的迫切需要，以了解这些美丽但神秘的物体。\\
1997-10-21 astro-ph
Near-infrared [Fe II] emission from supernova remnants and the supernova rate of starburst galaxies
为了更好地校准从近红外[Fe II]特征确定的星暴星系的超新星速率，我们报告了对M33中42个光学选择的SNR样本的[Fe II] 1.644微米线成像调查。在我们的样品中观察到广泛的[Fe II]光度（从小于6到695 L_sun）。我们的数据表明，明亮的[Fe II] SNR进入辐射阶段，当地ISM的密度在很大程度上控制了[Fe II]的排放量。我们导出了[Fe II] 1.644 μ m线的辐射信噪比与激波后气体电子密度n_e之间的关系式：L_[Fe II]（L_sun）~ 1.1 n_e（cm^-3）。我们还发现L_[Fe II]与冲击加热气体的金属丰度之间存在相关性，但这一结果的物理解释仍不确定，因为我们的数据也显示金属丰度与n_e之间存在相关性。在星暴星系的中心区域，SNRs的[Fe II]发射水平显着较高，这很可能是由于其密集的环境，尽管金属丰度效应也可能很重要。在星暴星系的中心区域，SNR的典型[Fe II]发射寿命为10^4年。在这些结果的基础上，我们提供了一个新的经验关系，允许确定当前的超新星速率的星暴星系从他们的综合近红外[Fe II]光度。
2001-10-23 astro-ph
Metal Enrichment of The Primordial Interstellar Medium through 3-D Hydrodynamical Evolution of The First Supernova Remnant
计算了具有非均匀结构的原始星际介质中超新星遗迹的长期演化，研究了原始气体中金属的富集。为此，我们已经建立了一个并行的三维流体动力学程序，包括辐射冷却和自重力。自引力和辐射冷却发展的非均匀结构的ISM从一个小的扰动与幂律谱。所得密度范围为0.5 cm $^{-3}$至10 $^6$ cm $^{-3}$。作为我们一系列研究的第一步，对一颗母星质量为20太阳质量的超新星进行了计算。结果表明，单个超新星将新合成的重元素分布到ISM的致密丝中，其密度范围为100 ~ 10 $^4$ cm $^{-3}$，取决于超新星爆发的位置。因此，被SN喷出物污染的致密细丝的金属度[Mg/H]变为$-2.7\pm0.5$。从这些细丝中，第一批星族II恒星将形成。该值与之前的分析工作（Shigeyama & Tsujimoto 1998）一致，准确度为$\sim 0.3$ dex。
2000-07-28 astro-ph
Long-Term Evolution of Supernova Remnants in Magnetized Interstellar Medium
利用轴对称二维磁流体动力学模拟研究了超新星遗迹的演化，特别关注了磁场的影响。在绝热Sedov阶段，磁信噪比的演化与非磁信噪比的演化相同。在薄壳形成之后，壳由热的内部气体（气泡）的压力驱动。在压力驱动的雪犁阶段的演变是很大的影响磁场。扫过磁场线的壳由于磁压力而变厚。在$5\times 10^5{\rm yr}$ - $2\times 10^6{\rm yr}$之后，厚壳的内边界开始收缩。这径向压缩热气泡并保持其热压。因此，由于气泡在平行于$B_0 \gtrsim 3μ{\rm G}$的磁场的方向上膨胀，因此气泡形成长球形并且变得越来越薄。最后，泡沫收缩了。考虑到磁场的影响，减小了ISM中热低密度气体的孔隙率。
2005-07-19 astro-ph
Cosmic ray acceleration at blast waves from type Ia supernovae
本文计算了Ia型超新星在膨胀到均匀星际介质（ISM）中的年轻残骸处的宇宙线（CR）加速度。采用准平行磁场，在随激波膨胀的随动球网格中求解气体动力学方程和粒子分布函数的扩散对流方程。计算中考虑了自激Alfven波引起的Bohm型扩散、这些波在前驱体中的漂移和耗散以及热漏注入。由于磁场被CR流不稳定性放大，在几千年前的年轻超新星遗迹（SNRs）中，粒子能量可以达到10^{16}Z eV。到那时，转移到CR组件的爆炸能量的分数渐近线为40- 50%。对于一个典型的SNR在温暖的ISM，加速CR能谱应表现出凹曲率与幂律斜率平坦从2到1.6在E>0.1 TeV。
2007-01-02 astro-ph
An Analysis of the Broadband (22-3900 MHz) Radio Spectrum of HB3 (G132.7+1.3): The Detection of Thermal Radio Emission from an Evolved Supernova Remnant?
本文分析了银河系超新星遗迹HB 3（G132.7+1.3）的宽带射电频谱（22 ~ 3900 MHz）。已发表的观测结果表明，在这个SNR的无线电频谱中存在曲率，这表明出现单个同步加速器组件不足以充分拟合频谱。我们在这里提出了一个适合这个光谱使用的同步加速器组件和热韧致辐射组件的组合。我们讨论了后一种成分的性质，并估计该成分的存在所隐含的环境密度为n 10 cm^-3。我们还分析了提取的X射线光谱存档{ \it ASCA}地理信息系统观测的不同地区的HB 3获得独立的估计周围的星际介质（ISM）的密度。从这个分析中，我们推导出ISM中SNR的三个不同区域的电子密度为0.1-0.4 f^-1/2 cm^-3，其中f是体积填充因子。通过比较这些密度估计与热韧致辐射分量的估计，我们认为，无线电热韧致辐射发射发射的薄壳包围HB 3。在HB 3的无线电频谱中存在这种热韧致辐射成分表明，这种SNR实际上是与HII区域W3相关的相邻分子云相互作用。通过扩展，我们认为，在无线电波长的热发射的存在下，可能是一个有用的工具，用于识别信噪比和分子云之间的相互作用，并使用无线电连续谱数据估计信噪比附近的环境密度。
2006-12-25 astro-ph
Deuterium Toward Two Milky Way Disk Stars: Probing Extended Sight Lines with the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
我们沿着两条穿过银河系盘的星际介质（ISM）的延伸视线对氘丰度进行了调查。这些数据包括远紫外光谱探测器（FUSE）对HD 195965（B1 Ib）和HD 191877（B 0 V）的观测，以及空间望远镜成像光谱仪（STIS）对HD 195965的观测。根据光谱视差，HD 195965和HD 191877的距离分别为794+/-200 pc和2200+/-550 pc，这是FUSE研究氘的最长银河圆盘视线。较高的莱曼线清楚地表明氘的存在。我们使用的生长曲线分析和线轮廓拟合的组合，以确定对每个对象的DI丰度。我们还提出了列密度OI和NI对两颗恒星，和HI测量Ly-alpha吸收的STIS光谱的HD 195965。沿这些视线的D/H比低于FUSE在本地星际介质（距离太阳37至179 pc）中发现的平均值。这些观测结果支持早期检测D/H的变化超过几百pc的距离。沿着这些视线测量的D/H和O/H值支持ISM在~1000 pc的距离上没有很好混合的预期。
2002-12-12 astro-ph
Aspect angle for interstellar magnetic field in SN 1006
超新星遗迹中强激波周围发生的许多重要过程依赖于激波的相似性。测量的同步辐射通量是星际磁场（ISMF）和视线之间的方位角的函数。因此，SNR的非热发射模型应考虑环境磁场的方向。我们开发了一种新的方法估计的方位角，观测和合成的信噪比的无线电地图之间的比较的基础上，作出不同的假设的依赖电子注入效率的冲击的冲击波。该方法利用射电表面亮度的方位角剖面作为探测环境磁场方向的探针，因为它对下游磁场的分布和发射电子几乎不敏感。我们将我们的方法应用到SN 1006的一个新的无线电图像的基础上产生的档案VLA和帕克斯数据。图像恢复发射从所有空间结构的角度尺度从几弧秒到15弧分。我们探索了不同的注入效率模型，并找到了SN 1006方位角的以下最佳拟合值：如果注入是各向同性的，则phi=70 +/- 4.2度，准垂直注入的phi=64 +/- 2.8度（SNR在两种情况下都有赤道带），准平行注入的phi=11 +/- 0.8度（SNR的极冠模型）。在最后一种情况下，SN 1006预期具有与所观察到的相反的中心峰值形态。因此，我们的分析提供了一些指示对准平行注入模型。
2008-11-14 astro-ph
OH Zeeman Magnetic Field Detections Toward Five Supernova Remnants Using the VLA
利用塞曼效应，我们用VLA观测了五个银河系SNR中的OH（1720 MHz）线，并测量了它们的磁场强度。我们探测了先前由Frail等人（1996）和Green等人（1997）探测到的所有12个明亮的（$S_ν > 200$ mJy）OH（1720 MHz）脉泽，并测量了其中10个脉泽的显著磁场（即$ > 3σ$）。假设"热"塞曼方程可用于估算OH脉泽的$\mid\vec{B}\mid$，我们估算的磁场范围为0.2 - 2 mG。这些磁场强度与环境分子云磁场通过SNR冲击压缩到观测值的假设是一致的。这种量级的磁场对云团的性质有相当大的影响，其磁压（$10^{-7} - 10^{-9}$ erg cm $^{-3}$）超过了ISM中的压力，甚至超过了残留物内部热气体的热压力。这项研究使银河系SNR与OH（1720兆赫）塞曼探测到10。
2000-02-21 astro-ph
Kinetic theory of cosmic ray and gamma-ray production in supernova remnants expanding into wind bubbles
摘要：将超新星遗迹中粒子加速的动力学模型扩展到研究超新星激波通过一颗发射强风的恒星的非均匀星周介质传播时的宇宙线和高能γ射线产生。风形成了一个低密度的气泡，周围环绕着一个被星际物质扫过的外壳。伽玛射线是π介子衰变的结果，π介子衰变又是CR与热等离子体核碰撞的结果。的SNR的时间演化的数值，考虑到加速CR的非线性反作用。考虑了Ib型SN和II型SN爆炸的典型例子。除了确认已知的事实，即加速是非常迅速的，并达到上动量截止几乎立即爆炸后，由于大风磁场，它也表明，CR的加速效率高。最终在SNR中产生的CR能谱具有指数= 2.0至2.1的幂律形式，其能量范围很宽，最大能量约为10^14 eV（如果CR扩散系数与玻姆极限值一样小）。然而，预期的π ^0衰变伽马射线通量要比均匀星际介质的情况低得多;只有在数密度大于10/cc的相对密集的ISM中，才能在TeV波段有相对较高的伽马射线光度，在几千秒差距的距离上可以探测到。
2000-02-22 astro-ph
Probing the extended emission-line region in 3C171 with high-frequency radio polarimetry
我提出了高频偏振射电观测的射电星系3C 171，其中去极化与扩展的发射线区域。已知在低射频下去极化的无线电热点在15 GHz的频率（观察者坐标系）以上变得显著极化。有一些证据表明，一些与发射线区域相关的法拉第旋转结构正在以最高分辨率（0.1 arcsec或400 pc）进行解析;然而，大多数仍然没有得到解决。使用新的无线电数据和一个简单的模型去极化屏幕的性质，它是可能的，把一些约束的性质的介质负责去极化。我认为，这是最有可能的去极化是由于不是发射线材料本身，但第二，密度较低，热相的冲击ISM，并得出一些限制其密度和温度。
2002-09-30 astro-ph
