Analysis of WMAP 7-year Temperature Data: Astrophysics of the Galactic Haze
我们分析了WMAP 7年的温度数据，联合建模的宇宙微波背景（CMB）和银河前景发射。我们使用基于Gibbs抽样的Commander代码。因此，从WMAP 7的数据，我们同时得出的CMB和银河系的组件的规模大于1deg的灵敏度提高相对于以前的工作。我们对低频前景进行了详细的研究，特别关注银河系中心周围的“微波薄雾”发射。我们展示了改进的性能，在量化的扩散银河系发射时，哈斯拉姆408 MHz的数据包括在一起与WMAP 7，旋转和热尘埃排放联合建模。我们还解决的问题，是否可以解释的同步辐射光谱指数的空间变化的假设银河系的阴霾。银河系中心周围的过量发射相对于我们研究的前景模型的变化似乎是稳定的。我们的研究结果表明，新的银河系前景成分-微波霾-确实存在。
2012-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Gamma Rays From The Galactic Center and the WMAP Haze
最近，对费米伽马射线太空望远镜数据的分析揭示了一个伽马射线通量集中在银河系内部约0.5度的地方，其光谱在2-4 GeV处急剧峰值。如果解释为湮灭暗物质的产物，这个信号意味着暗物质由质量在7.3和9.2 GeV之间的粒子组成，主要湮灭为带电轻子。该质量范围与CoGeNT和DAMA/LIBRA报告的信号所需的质量范围非常相似。除了伽马射线外，暗物质还被预测在内星系中产生高能电子和正电子，它们与银河磁场相互作用的结果是发射同步加速器光子。在这封信中，我们计算的流量和光谱的同步辐射假设来自银河系中心的伽马射线来自暗物质，并比较结果从WMAP卫星的测量。我们发现，在这种情况下，预计会出现相当大的硬同步加速器发射通量，这可以很容易地解释“WMAP Haze”的观测强度、光谱和形态。
2011-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark matter implications of the WMAP-Planck Haze
对银河系中心和周围地区的伽马射线和微波观测表明存在异常发射，其起源仍然不清楚。近年来，暗物质湮灭的可能性引起了人们的极大兴趣。暗物质湮灭是通过高能电子与银河系磁场相互作用产生的伽马射线瞬发和微波频率的二次发射来解释的。我们通过在WMAP-Planck数据中寻找相关的同步加速器来研究银河系中心伽马射线过剩的DM解释。在考虑各种磁场和宇宙线传播模型的情况下，我们预测了银河系中由DM湮灭引起的同步辐射，并与23- 70 GHz的WMAP-Planck数据进行了比较。除了标准的微波前景，我们单独建模的费米泡和信号由于DM的微波对应物，并使用组件分离技术提取与每个模板从总发射的信号。我们确认在我们所选择的感兴趣的区域中，在23 GHz处的天空总强度的7%的水平处存在阴霾，其光谱$I \sim ν^{-0.8}$比常规宇宙射线电子的同步加速器更硬。数据没有显示出对仅通过气泡或DM排放来拟合雾度的强烈偏好。包含两个分量提供了更好的拟合，其中DM对23 GHz处的雾度发射的贡献为20%，然而，由于前景建模中的显著不确定性，我们不认为这是DM信号的明确检测。我们设置强大的上限上的湮没截面忽略前景，也报告最适合DM湮没参数从一个完整的模板分析。我们的结论是，WMAP-Planck数据是一致的DM解释的伽马射线过剩。
2016-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Morphology of the Galactic Dark Matter Synchrotron Emission with Self-Consistent Cosmic Ray Diffusion Models
在弱相互作用暗物质的范例中，一个普遍的预测是在高暗物质密度的区域中，由暗物质对湮灭产生相对论粒子。在银河系中心由暗物质湮灭产生的超相对论电子和正电子应该会产生一种弥散的同步辐射。同步加速器暗物质雾的光谱形状取决于粒子模型（其次是银河磁场），而雾的形态主要取决于（1）暗物质密度分布，（2）银河磁场形态，（3）高能宇宙射线轻子的扩散模型。有趣的是，在WMAP卫星报告的数据中，有一种未经确认的过量微波辐射，其特征与暗物质模型预测的特征相似，被称为“WMAP烟雾”。在这项研究中，我们进行了自洽处理的变量上面列举的，从宇宙射线，无线电调查和扩散伽马射线的现有数据强制约束。我们概述并预测了“暗物质雾霾”的一般形态和光谱特征，并将其与WMAP雾霾数据进行了比较。我们还表征和研究了由相同的高能电子和正电子的人口所产生的逆康普顿发射的光谱和空间分布。我们指出，在不同频率的无线电发射的频谱和形态是一个强大的诊断，以测试是否银河系同步加速器雾确实起源于暗物质湮灭。
2010-09-02 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Systematic Effects in Extracting a "Gamma-Ray Haze" from Spatial Templates
最近的说法是，费米大天区望远镜（Fermi Large Area Telescope）探测到的弥漫星系辐射中存在伽马射线过量，其形态类似于WMAP的薄雾，这是基于这样的假设：星际介质（ISM）柱密度和408 MHz天空的空间模板分别是中性π介子和逆康普顿（IC）伽马射线辐射的良好代理。我们确定了显着的系统性影响，在这个过程中，可以人为地诱导一个额外的扩散组件的形态惊人地相似，声称的伽马射线雾。为了定量地说明这一点，我们计算的伽马射线发射的比例从中性π介子的ISM柱密度，和IC同步辐射的天空地图，使用详细的银河宇宙射线模型和模拟。在银河系中心的上方和下方区域，ISM模板低估了中性π介子衰变产生的伽马射线辐射约20%。此外，同步加速器模板往往低估了低能量（几个GeV）的IC发射，并高估了它在更高的能量（几十个GeV）的潜在大的因素，关键取决于假设的银河系磁场结构。我们发现的系统效应的大小与声称的“费米雾”信号的大小相当。因此，我们的结论是，一个详细的模型，银河漫发射是必要的，以最终评估可能与WMAP霾形态的伽马射线过量的存在。
2010-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Fermi Gamma-Ray Haze from Dark Matter Annihilations and Anisotropic Diffusion
最近费米伽马射线太空望远镜拍摄的银河系全天空图显示了一个朝向银河系中心的弥散辐射成分，并延伸到大约+/-50度的纬度。这种费米“雾”是由在WMAP波长处产生微波同步加速器雾的相同电子产生的逆康普顿发射。伽马射线雾有两个明显的特征：光谱明显比银河系其他地方的发射更硬，并且形态在纬度上相对于经度被拉长，轴比约为2。如果这些电子是通过星系晕中暗物质粒子的湮灭产生的，那么这种形态很难用标准的球形晕和各向同性的宇宙射线扩散来实现。然而，我们表明，各向异性扩散沿有序的磁场线对银河系中心加上一个长形的暗物质晕可以很容易地产生所需的形态，而不作出不切实际的假设扩散参数。此外，索末菲增强的自湮没截面~30产生了很好的拟合的伽马射线和微波雾的形态，振幅和光谱。该模型也是符合当地的宇宙射线测量以及CMB的限制。
2011-02-24 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Fermi Gamma-ray Haze via Dark Matter and Millisecond Pulsars
我们研究可能的天体物理和暗物质（DM）的费米伽马射线雾在银河系晕的解释。作为各种DM模型的代表，我们考虑DM粒子湮灭为W+W-，b-bbar和e+e-。在前两种情况下，在E > 10 GeV时，来自DM湮灭的瞬发γ射线发射是显著的，甚至是主导的，而来自湮灭DM产物的逆康普顿散射（ICS）是不显著的。对于e+e-湮没模式，我们需要100阶的提升因子来从ICS光子获得对伽马射线雾的显著贡献。高纬度高能粒子的可能天体物理来源包括Ia型超新星（SNe）和毫秒超新星（MSP）。根据我们目前对Ia超新星速率的理解，它们对银河系晕中的伽马射线通量没有显着贡献。由于银河系星晕中MSP的数量没有得到很好的限制，只要银河系星晕中有20 000 - 60 000个MSP，MSP可能是高纬度地区一个可行的伽马射线源。在这种情况下，来自MSP的脉冲伽马射线发射可以对大约几个GeV的伽马射线有贡献，而来自MSP电子和正电子的ICS光子在伽马射线雾中的所有能量下都是显著的。这样一个人口的MSP的可扩展性进行了讨论。与威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）的微波雾一致性要求MSP自旋下降能量的很大一部分转化为e+e-通量，或者DM主要湮灭为具有100阶助推因子的轻子。
2011-09-02 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Searching for High Energy Neutrino counterpart signals; The case of the Fermi Bubbles signal and of Dark Matter annihilation in the inner Galaxy
最近在\textit{Fermi}伽马射线数据中发现的\textit{Fermi}气泡/雾状物已经产生了理论工作来解释这种硬$γ$射线信号与\textit{WMAP}雾状物信号的组合。这些理论模型中的许多可能对高能中微子的产生有着截然不同的影响。我们讨论了中微子信号从不同的模型提出的解释\textit{Fermi}泡沫/阴霾，更明确地说，从暗物质湮灭在星系晕的条件下优先CR扩散，从最近的活动星系核喷流活动，从周期性的扩散冲击加速，从随机的二阶费米加速和从长时间尺度的恒星形成在银河系中心结合强星系风。我们发现其中一些模型将被IceCube DeepCore探测器探测。此外，在北半球安装一个km的$^3$望远镜，我们将能够区分强子、轻子和DM模型。此外，利用重建的中微子光谱，我们将探测TeV尺度的暗物质对银河系中心的湮灭。
2013-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
New insights into foreground analysis of the WMAP five-year data using FASTICA
在本文中，我们提出了一个前景分析的WMAP 5年的数据使用FASTICA算法，在Bottino等人2008年的WMAP 3年数据的处理进行了改进。我们重新审视了自由-自由光谱的性质，重点是试图确认Dobbler等人（2008年b）提出的光谱特征，并根据温暖电离介质中的旋转尘埃排放进行解释。在不同的银河切割下，除了Kp 0掩模更陡之外，指数总是比规范值2.14更平坦。不管这一点，我们不能确认在自由-自由光谱中存在任何特征。我们实验了一个更广泛的方法来清理数据，介绍了与FASTICA的迭代应用程序。我们确认存在一个残留的前景，其空间分布集中在沿银河系平面，与银河系中心附近的明显的排放。这与Finkbeiner 2004年探测到的WMAP烟雾一致。最后，我们尝试对全天空地图进行同样的分析。即使对于组件之间的串扰很高的区域，代码也会返回良好的结果。然而，稍微好一点的结果，重建一个全天空的CMB地图的可能性，实现了同时分析的五个WMAP地图和前景模板。尽管如此，一些残留物仍然存在，并在小角度尺度上检测到CMB功率谱中的过量。因此，平面最亮区域的最小掩模是必要的，并且已经被定义。
2009-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic ray backgrounds for dark matter indirect detection
最近，暗物质的间接搜索获得了很多关注，主要是由于最近宇宙射线和微波天空图的异常可能是由于暗物质的湮灭或衰变。然而，在这篇论文中，我们认为这些信号受到不可约的天体物理背景的困扰，并展示了常规物理学如何能够模拟所谓的暗物质信号。特别是，我们认为PAMELA卫星观测到的正电子分数上升的可能性是由于生产通过（强子）宇宙射线散射和随后的正电子加速，在相同的源作为初级宇宙射线。我们提出了一个新的分析估计的范围内的可能波动的高能电子通量由于离散的似然宇宙射线源。将我们的结果与费米卫星测量的电子-正电子总通量拟合，使我们能够固定模型中唯一的自由参数，并对正电子分数进行独立的预测。该模型可以通过考虑预期的核次级与初级比（如B/C）的类似效应来检验。预测的上升超过O（100）GeV/n将是我们对正电子分数上升的解释的唯一确认，并排除了暗物质的解释。此外，我们审查的假设提取的“WMAP阴霾”，这也被认为是由于电子和正电子在银河系中心区域的暗物质湮灭。我们认为，其扩散的能量依赖性使得通过模板拟合提取的阴霾不可靠。在特定情况下，由此产生的系统效应可以重现残差，这表明“模糊”可能只是模板减法的一个假象。
2010-12-20 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Giant Gamma-ray Bubbles from Fermi-LAT: AGN Activity or Bipolar Galactic Wind?
来自费米-LAT的数据揭示了两个大的伽马射线气泡，在银河系中心上下50度延伸，经度宽度约为40度。与这些气泡相关的伽马射线辐射具有比银河系盘中电子的IC辐射或质子-ISM碰撞产生的π介子衰变产生的伽马射线明显更硬的光谱（dN/dE ~ E^-2）。在气泡内部或南北气泡之间，光谱或伽马射线强度没有显着的空间变化。这些气泡在空间上与被称为WMAP霾的硬谱微波过量相关;气泡的边缘也与ROSAT X射线图中1.5-2 keV的特征一致。我们认为，这些银河伽马射线泡最有可能是由银河系中心的一些大事件的能量注入，如过去的吸积事件到中央的大质量黑洞，或在过去的核星暴~10万年。暗物质湮灭/衰变似乎不太可能产生WMAP和ROSAT中气泡的所有特征和相关信号;必须了解气泡，以便使用对银河系内部弥散伽马射线发射的测量作为暗物质物理学的探测。对气泡的起源和演化的研究也有可能提高我们对银河系内部最近发生的高能事件和高纬度宇宙射线群的理解。
2010-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Fermi Bubbles: Giant, Multi-Billion-Year-Old Reservoirs of Galactic Center Cosmic Rays
最近，费米-LAT仪器观测到的伽马射线天空中出现了巨大特征的证据：以银河系核心为中心的双边发射“气泡”，并在银河系平面上方和下方延伸到约10千秒差距。这些结构与WMAP数据中发现的非热微波“薄雾”和ROSAT探测到的X射线辐射的扩展区域相吻合。气泡的伽马射线辐射的特征是具有坚硬且相对均匀的光谱，相对均匀的强度，总光度约为4 x 10^37 erg/s，比它们的微波光度大约大一个数量级，而比它们的X射线光度小一个数量级以上。在这里，我们表明，气泡是自然的解释，由于人口的遗迹宇宙射线质子和较重的离子注入的过程与极长的时间尺度（>~8 Gyr）和高面密度的恒星形成在银河系中心。
2011-02-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Wild at Heart:-The Particle Astrophysics of the Galactic Centre
我们处理的高能天体物理学的内部~200 pc的银河系。我们对这一区域的模拟表明，每几千年爆发一次的超新星注入的能量足以维持该区域产生非热射电和TeV γ射线辐射所需的稳态原位宇宙射线（CR）数量; iii）提供低能CR，其库仑碰撞维持在整个中心分子区检测到的异常温暖的包层H2的温度和电离率; iv）加速初级电子，其提供在平面上方和下方约150 pc尺度上看到的扩展的非热无线电发射（银河系中心叶）;和v）加速初级质子和较重的离子，平流到非常大的尺度（高达~10 kpc），产生最近发现的WMAP雾和相应的费米雾/气泡。我们的模型将银河系内部几度的平均磁场振幅限制在60 < B/microG < 400的范围内（2 sigma置信度），并表明即使TeV的CR也可能没有时间在风将它们从该地区带走之前穿透到该地区密集分子云的核心。后一个发现显然不利于CRs -在这种类似恒星爆发的环境中-大幅度改变恒星形成条件的情况。我们推测，我们确定的风在平流低能量正电子从银河系核心到凸起中起着至关重要的作用，从而解释了511千电子伏线发射的扩展形态。（节略）
2010-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Planck Intermediate Results. IX. Detection of the Galactic haze with Planck
使用精确的全天空观测普朗克，并应用几种方法的组件分离，我们确定和表征银河系的“阴霾”在微波波长的发射。薄雾是弥漫的银河辐射的一个独特组成部分，大致以银河中心为中心，并延伸到银河纬度的|b| ~35度和经度的|l| ~15度。通过将普朗克数据与WMAP的观测相结合，我们能够以高精度确定这种发射的光谱，不受以前分析中存在的大系统偏差的影响。导出的光谱与幂律辐射一致，光谱指数为-2.55 +/- 0.05，因此排除了自由-自由辐射作为源，而是有利于来自电子布居的硬光谱同步辐射，其光谱（每能量的数密度）为dN/dE ~ E^-2.1。在银河系纬度|b| <30度的地方，微波烟雾的形态与费米伽马射线的“烟雾”或“气泡”一致，这表明我们对银河系的一个独特组成部分有多波长的看法。考虑到非常硬的光谱和辐射的扩展性质，雾状电子极不可能是由银河系盘中的超新星冲击造成的。相反，我们银河系中心的宇宙射线加速的新机制是隐含的。
2012-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Galactic Foreground Emission
[摘要]我们使用7年的WMAP数据对银河系前景排放进行了更新估计。使用多频率模板清洁图之间的差异的功率谱，我们没有发现更新的（KQ 85 y 7）前景掩模之外的前景污染的证据。我们将15微开尔文上限均方根前景污染的清洁用于宇宙学分析的地图。我们没有发现一个额外的“阴霾”的硬同步辐射的银河系中心附近的高能电子的偏振数据的迹象。我们提供了一个更新的宇宙微波背景（CMB）的内部线性组合（ILC）的方法，更新的前景掩模，并更新点源目录与62个新检测到的源。也是新的测试马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）前景拟合程序对系统的时间流数据，并对所观察到的光束不对称性的测试。在银河平面的几度范围内，WMAP的总强度数据显示了一个从20-40 GHz迅速变陡的光谱，这可能是由于旋转尘埃颗粒的辐射，变陡的同步加速器或其他效应。与1度408 MHz地图（Haslam等人）进行比较。和11度ARCADE 2数据（Singal等人）。我们发现，旋转尘埃或陡峭的同步加速器模型适合WMAP和408 MHz的数据同样很好的组合。ARCADE的数据似乎与陡峭的同步加速器模型不一致，与旋转尘埃模型一致，但在旋转尘埃排放的相对强度方面仍存在一些差异。10-40 GHz范围内更多的高分辨率数据将为这些问题提供更多线索。
2010-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galactic Centre - A Laboratory for Starburst Galaxies (?)
银河系中心-作为最近的星系核-既有内在的兴趣，也可能代表了一个有用的类似恒星爆发核，我们可以观察到数量级的细节比这些外部系统。GC中的环境条件--这里指的是银河系内部直径为200 pc的区域--相对于银河系盘中通常遇到的环境条件来说是极端的。各种GC ISM成分的能量密度通常比当地发现的大两个数量级，恒星形成率密度大三个数量级。在银河系中，银河系中心的硬谱、弥散的TeV（=10^12 eV）伽马射线辐射与该区域的分子气体在空间上是一致的。最近，在这种能量的伽马射线中也探测到了本星系NGC 253和M82的核。我们已经开始了一项扩展活动，对从银河系内部200 pc接收到的宽带（无线电连续体到TeV伽马射线）非热信号进行建模。在这个模型的基础上，我们发现恒星形成和相关的超新星活动是该地区非热活动的最终驱动力。这种活动驱使大规模的热等离子体风和宇宙射线离开GC。在本地加速的宇宙射线在原地失去大量能量或穿透到恒星形成发生的致密分子气体核心之前，风会迅速地将它们平流。然而，宇宙射线可以加热/蒸发包裹核心的较低密度/温暖的H2相。在非常大的尺度上（~10 kpc），逃逸的GC宇宙射线的非热特征最近可能被探测到，作为壮观的“费米泡”和相应的“WMAP雾”。
2011-12-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the Fermi Bubbles in Ultraviolet Absorption: A Spectroscopic Signature of the Milky Way's Biconical Nuclear Outflow
巨大的等离子体瓣在银河系中心上下55度延伸，从伽马射线（费米气泡）到微波（WMAP薄雾）和偏振无线电波发出辉光。我们使用哈勃太空望远镜的紫外吸收线光谱来限制这些区域内流出气体的速度，目标是类星体PDS 456（银河系坐标l，b=10.4，+11.2度）。这条视线穿过一个清晰的双锥结构，在硬X射线和伽马射线发射中看到，靠近北部费米泡的底部。我们报告了两个高速金属吸收分量，在v_LSR=-235和+250 km/s，这不能用银河系盘或晕中的同向旋转气体来解释。它们的速度暗示着从银河系中心发出的膨胀双锥外流的正面和背面的起源。我们开发了简单的运动学双锥流出模型，可以解释这些观察到的配置文件的流出速度为~900公里/秒和一个完整的开放角度为~110度（匹配的X射线双锥）。这表明银河系中心在过去2.5-4.0百万年的活动，与费米泡的年龄估计一致。这些观测结果说明了使用紫外吸收线光谱来探测进入费米泡的扫掠气体的性质。
2014-12-19 astro-ph.GA
