Identifying the Radio Bubble Nature of the Microwave Haze
使用威尔金森微波各向异性探测器的7年数据，我在高银河系纬度（35度< |b| < 55度）的微波霾中识别出一个尖锐的“边缘”，它在空间上与“费米霾/气泡”的边缘重合。这一发现最终证明了伽马射线的边缘是真实存在的（而不是加工伪像），明确地证明了微波雾和伽马射线气泡确实是在多个波长处观察到的相同结构，并强烈支持将微波霾解释为银河系同步加速器的一个独立组成部分（可能由瞬态事件产生），而不是圆盘同步加速器的光谱指数的简单变化。此外，通过利用逆康普顿伽马射线主要由CMB光子在这些纬度处的散射产生的事实，组合这些数据集允许使用微波和伽马射线首次确定无线电泡内的磁场，从而最小化目标辐射场的不确定性。假设均匀的体积发射率，我发现我们的银河微波/伽马射线气泡内的磁场是~5 μ G以上6千秒差距的银河平面。
2012-08-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing the Dark Matter Annihilation Model for the WMAP Haze
分析发现，在WMAP的天空图中，银河系中心周围有一层异常微波发射的“薄雾”。最近一项使用费米数据的研究在伽马射线中发现了类似的薄雾。有几项研究将这些烟雾模拟为暗物质湮灭的轻子副产品辐射，并且可以说没有令人信服的天体物理替代方案。我们讨论了天体物理学宇宙射线源的特性，这些特性可能解释这种微波和伽马射线发射。最有希望的天体物理方案涉及聚集在一起的宇宙射线源，其中许多落在银河系中心的~1 kpc范围内。例如，我们表明，几百银河系中心超新星在过去的一百万年加上扩散硬化的电子光谱可能是一致的，目前的限制，这种排放。或者，它可能是由于大约100万年前发生的可能与人马座A* 有关的活动爆发，产生了大于10^51尔格的宇宙射线电子。不同的模型预测微波和伽马射线光谱的光谱指数的不同趋势，作为银河系中心的角度的函数，应该是强大的宇宙射线传播的不确定性。特别是，如果薄雾是从暗物质湮灭，它应该有一个非常硬的微波和伽马射线光谱的光谱形状不改变显着的角度，我们认为这将是很难实现与任何天体物理机制。普朗克和费米卫星的观测可以利用这些特征区分可行的霾模型。
2011-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
A Unified Model of the Fermi Bubbles, Microwave Haze, and Polarized Radio Lobes: Reverse Shocks in the Galactic Center's Giant Outflows
银河系中心的巨大外流表现为三种不同的非热现象：i）从核发出并延伸到|b| ~ 50度的硬谱γ射线“费米泡”; ii）硬谱总强度微波（~ 20-40 GHz）“雾”延伸到费米泡下游的|b| ~ 35度;以及iii）陡峭频谱、极化、“S-通过”无线电（~ 2-20 GHz）波瓣，其包围气泡并延伸至|b| ~ 60度。我们发现，核外流膨胀一个真正的泡沫在每个银河系半球，具有经典的结构，向外工作，反向冲击，接触不连续性，向前冲击。膨胀到晕的有限压力中，并考虑到可观的冷却和重力损失，每个气泡的接触不连续性现在只是非常缓慢地膨胀。我们发现在两个半球的巨大的观测签名，反向冲击的高度约1千秒差距以上的核;他们的存在最终解释了上述所有三个非热现象。激波再加速宇宙射线电子的同步辐射解释了微波烟霞和极化射电瓣的光谱、形态和垂直范围。激波再加速的强子与接触间断内部形成的冷却凝聚中密度更大的气体之间的碰撞解释了大部分气泡的γ射线发射率。
2015-06-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi and eRosita bubbles as relics of the past activity of the Galactic black hole
新发射的X射线卫星eRosita最近发现了两个巨大的气泡，它们在银河系中心的上下约80度处延伸。这些“eRosita气泡”的形态与费米伽马射线太空望远镜先前发现的费米气泡及其对应物微波烟雾有着惊人的相似之处。这些引人注目的结构的物理起源一直存在激烈的争论;然而，由于它们关于银河系中心的对称性，它们可能起源于过去银河系中心的一些能量爆发。在这里，我们提出了一个理论模型，其中eRosita气泡，费米气泡，和微波烟雾可以同时解释一个单一的事件，从中央超大质量黑洞的喷流活动几百万年前。使用数值模拟，我们表明，该模型可以成功地再现所观察到的气泡和烟雾的形态和多波长光谱，这使我们能够推导出对爆发的能量和时间尺度的关键约束。这项研究是我们理解银河系过去银河系中心活动的重要一步，并可能在星系形成的背景下为更广泛的超大质量黑洞-星系共同演化带来有价值的见解。
2022-03-04 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
The Fermi Bubbles: Gamma-ray, Microwave, and Polarization Signatures of Leptonic AGN Jets
费米泡和微波雾的起源还有待确定。要理清不同的模型，需要在理论预测和多波长观测之间进行详细的比较。我们以前的模拟表明，费米泡的主要特征可以成功地再现最近的喷流活动从中央活动星系核（AGN）。在这项工作中，我们产生的伽马射线和微波地图和光谱的基础上模拟的宇宙线（CR）和磁场的性质，以检查是否可以解释所观察到的泡沫和烟雾排放轻子包含在活动星系核喷流。我们还研究了费米泡的极化特性的模型预测。我们发现：（1）假设气泡内的磁场与指数分布的环境场非常接近，则相同的轻子布居可以同时解释气泡和霾的发射，这可以通过环境场的混合以及随后的湍流场放大来解释;（2）微波廓线的中心峰值表明CR补充，这与较近的第二次急流事件的存在相一致;（3）由于激波后的细长涡拉伸了有序的径向磁力线，气泡内部呈现出高度的极化，在覆盖层内部也可以观察到高度极化的信号;（4）由于激波压缩层内气体密度的增加和磁场的放大和有序，旋转测度可能会增强。我们讨论了b<-35度的雾发射不足是由于磁场的抑制的可能性，这与在2.3 GHz处引起偏振发射的较低能量CR的存在是一致的。在轻子的情况下可能的活动星系核喷流的组成进行了讨论。
2013-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
Star Formation in Massive Clusters via the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe and the Spitzer Glimpse Survey
我们使用WMAP最大熵方法前景发射图结合先前确定的距离巨大的HII地区来测量在地球上的自由-自由通量和自由-自由的星系光度。我们发现总通量f_v =54211 Jy，88个源的通量f_v =36043 Jy。大部分的源至少可以勉强分辨，平均半径约为60 pc，电子密度n_e约为9 cm^{-3}，填充因子ε_{HII}=0.005（在银河系气盘上）。总的尘埃校正电离光子光度是Q=3.2x10^{53}光子/秒，与先前的估计很好地吻合。我们使用GLIMPSE和MSX 8微米图像显示，大部分的自由-自由光度与半径为r~5-100 pc的气泡有关，平均约为20 pc。这些气泡是泄漏的，因此来自气泡内部的电离光子激发气泡壁之外的自由-自由发射，产生大于8微米气泡的WMAP源。我们认为WMAP源是Mezger（1978）描述的扩展低密度HII区的对应物。来自这些源的电离光度的一半是由9个最明亮的天体发射的，而17个最明亮的天体发射的电离通量占银河系总电离通量的一半。这17个辐射源的Q值为4 × 10 ^{51} <1.6 × 10 ^{52}，相当于6 × 10^4 M_ \odot < M_*<2 × 10^5 M_ \odot ;其中一半到三分之二将位于中央大质量星团。我们将Q的测量值转换为银河系恒星形成率dM/dt=1.3M_ \odot /yr，但指出这与恒星初始质量函数高质量端的指…
2009-06-05 astro-ph.GA
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
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
Fermi bubble simulations: black hole feedback in the Milky Way
$Fermi$伽马射线望远镜在银河系中心发现了一对气泡。这些结构在空间上与WMAP和普朗克卫星探测到的微波辐射相关。这些气泡很可能是由银河系中心一个超大质量黑洞附近发射的喷流膨胀而成的。使用MHD模拟，其中自洽包括宇宙射线和磁场之间的相互作用，我们建立模型的超音速喷流传播，宇宙射线运输，磁场放大内的$Fermi$气泡。我们的主要发现是：（1）基于我们模拟的合成$Fermi$伽马射线和WMAP微波光谱与观测结果一致，表明宇宙线轻子的单一种群可以同时解释光子能量范围内的发射;（2）如果模型中包含第二个更近的嵌入$Fermi$气泡中的喷流，则模型符合观测到的中心峰值微波发射。这与Su & Finkbeiner（2012）提出的基于观测的建议一致;（3）由于细长湍流涡旋引起的相对高水平的场有序，预计气泡的无线电发射将被强烈极化。这种效应是由喷流驱动的激波与预先存在的星际介质湍流的相互作用引起的;（4）在激波压缩区，气泡附近可能存在一层增强的旋转测度，但这种增强的程度取决于磁拓扑的细节。
2013-11-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
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
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
Galactic centre star formation writ large in gamma-rays
我们模拟了银河系内部200 pc的高能天体物理学，以期解释从该区域检测到的扩散，宽带（无线电连续体到TeV伽马射线），非热信号。我们的建模钉下ISM参数的环境中，宇宙射线（CR）的电子和离子驻留在银河系中心（GC）。我们发现，该区域的磁场为100-300 microG，气体密度< 60 cm^-3，并且一股强大的（> 200 km/s）“超级”风可以在该区域加速的宇宙射线有时间在原地失去能量之前将其带走95%以上。由GC宇宙射线质子携带的~ 10^39 erg/s的能量足以激发最近发现的费米“气泡”的~GeV伽马射线发射，这些气泡在GC南北方向延伸到~10 kpc的距离，前提是这些气泡构成了GC质子的厚靶，并且情况已经达到稳定状态。在这种情况下的“饱和”的硬，均匀的光谱的气泡的解释和次级电子同步加速器解释的非热微波发射中发现的WMAP数据镜像的气泡。考虑到气泡等离子体的密度非常低（<0.01 cm^-3），气泡中的pp损失时间大于5 Gyr。因此，我们的设想有一个惊人的暗示，即时间平均功率为10^39 erg/s的非热粒子GC源自银河系年轻以来一直存在。
2011-03-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
The coherent magnetic field of the Milky Way halo, Local Bubble and Fan Region
结合旋臂、环形晕、X形场和 Local Bubble 场构建了薄盘外规则银河系磁场新模型，通过系统误差估计方法提升了数据灵敏度，首次将 Fan Region 建模为银河系尺度特征且无需引入条纹场。
2025-01-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Empirical Case For 10 GeV Dark Matter
在这篇文章中，我总结并讨论了大量的证据，这些证据支持暗物质以大约10 GeV的粒子形式存在。这些证据包括来自银河系中心的伽马射线的光谱和角分布，来自银河系射电灯丝的同步辐射，来自内星系的弥散同步辐射（“WMAP Haze”）以及来自直接探测实验DAMA/LIBRA，CoGeNT和CRESST-II的低能信号。这些观测结果可以用相对较轻的暗物质粒子来解释，暗物质粒子的湮灭截面与简单热遗迹的预测一致（σ v ~ 10^-26 cm^3/s），并且在银河系晕中的分布与模拟预测一致。相比之下，伽马射线和同步加速器信号的天体物理学解释并没有成功地适应这些观测。同样，DAMA/LIBRA观测到的年度调制相位（现在得到CoGeNT的支持）与所有已知或假设的调制背景不一致，但与暗物质散射的预期非常一致。这种情况是符合所有现有的间接和对撞机的限制，以及由CDMS放置的限制。如果液态氙对极低能量核反冲的反应相对于以前的评估有所抑制，或者如果暗物质与质子和中子具有不同的耦合，则可以实现与氙基实验的一致性。
2012-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Fingerprint of Galactic Loop I on polarized microwave foregrounds
内容：目前，利用宇宙微波背景（CMB）B模探测原初引力波主要受到偏振微波前景辐射的限制。因此，前景分析的改进是必要的。正如~ \cite{2018arXiv180410382L}所揭示的，偏振前景的E模和B模在形态和频谱上都有明显的不同，表明它们产生于不同的物理过程，需要分别研究。目标：我将研究银河系环，特别是环I的偏振辐射，主要关注以下问题：它主要贡献于E模还是B模？在哪些频段和哪些天空区域可以识别它？研究方法：基于超新星爆炸中磁场排列的一个已知结果，建立了一个理论预期，即环偏振应占主导地位的E-模式。特别是，预期的偏振角的回路I进行了比较，从实际的微波波段数据的WMAP和普朗克。结果和结论：模型和数据之间的比较表明，在所有波段和大面积的天空中，数据和预期之间具有显着的一致性。这一结果表明，银河系环I的偏振辐射是23至353 GHz所有微波波段的主要偏振分量，并且偏振前景的相当一部分可能来自与环I相关的局部气泡，而不是更遥远的银河系辐射。这一结果也为解释已报道的E-to-B过量的~ \citep{2016A&A...586A.133P}是由环的贡献提供了一种可能的方法。最后，这项工作也可能提供第一个几何证据，证明地球被超新星爆炸击中。
2018-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
