Galactic Binaries Can Explain the Fermi Galactic Center Excess and 511 keV Emission
费米-LAT银河系中心过剩和511 keV的正电子湮灭信号从内部星系裸露一个惊人的形态相似。我们建议，这两个可以解释通过一个方案，其中毫秒恒星产生银河系中心过剩和他们的祖先，低质量的X射线双星，511千电子伏的信号。作为一个证明的原则，我们研究了一个特定的人口合成的情况下，从文献中涉及所谓的超紧凑X射线双星。此外，我们第一次定量地表明，中子星，而不是黑洞，低质量的X射线双星可以负责大部分的正电子。在这种特殊的情况下，二进制毫秒双星既可以是费米-LAT $γ$射线过剩的来源，也可以是膨胀正电子的来源。未来的途径来测试这种情况进行了讨论。
2018-03-12 astro-ph.HE
A Millisecond Pulsar Binary Embedded in a Galactic Center Radio Filament
本文报道在银河系中心附近发现首颗毫秒脉冲星 PSR J1744$-$2946，其色散量和法拉第旋转量均为已知 MSP 中最大，并定位其嵌入射电纤维“Sunfish”，表明脉冲星可能是照亮银心射电纤维的能量来源。
2024-05-07 astro-ph.HE
Observational evidences for the existence of 17.4 keV decaying degenerate sterile neutrinos near the Galactic Center
我们表明，存在一个简并晕的不育中微子的静止质量为17.4千电子伏附近的银河系中心可以占多余的8.7千电子伏的发射观测到的$Suzaku$任务和所需的功率（$10^{40}$尔格s $^{-1}$），以保持高温的热气体（8千电子伏）附近的银河系中心。所需的衰变率和混合角分别为$Γ\ge 5 \times 10^{-20}$ s $^{-1}$和$\sin^22 θ\sim 10^{-3}-10^{-4}$。这些值与暴胀模型中的低再加热温度相一致，并暗示了在不久的将来的实验中可以看到无菌-活性中微子振荡的令人兴奋的可能性。
2010-09-29 astro-ph.HE
Searching for 511 keV annihilation line emission from galactic compact objects with IBIS
INTEGRAL卫星上的IBIS成像仪，由于大视场和良好的灵敏度，为我们提供了一个独特的机会来搜索可能的511 keV点源，这些点源要么是以前未知的，要么与已知的物体有关，如X射线双星或超新星。IBIS在511 keV的灵敏度取决于在该能量下的伽马射线探测器量子效率和背景。这两个数量都是估计的。减少所有可用的IBIS数据到2008年4月，我们已经产生了一个5年的全天511千电子伏的地图与10毫秒曝光在银河系中心。我们在这个能量下没有发现任何明显的信号。511千电子伏的银河系点源的探测不足与银河系正电子的一个重要部分起源于致密天体，然后在星际介质中传播的想法是一致的。
2010-01-25 astro-ph.HE
A large-scale survey of X-ray filaments in the Galactic Centre
我们提供了一个包含17个记录X射线特征的星表，这些特征位于钱德拉望远镜拍摄的银河系中心区域的68 \times 34弧分^2视场内。这些特征通过它们的形态学和光谱特性来描述。许多X射线特征具有非热谱，其很好地符合吸收幂律。在这17个特征中，我们发现了6个以前未被探测到的特征，其中4个位于以银河系中心为中心的20 \times 20弧分^2区域之外。在17个已确认的暗条中，有7个具有脉冲星风星云（PWNe）的形态和光谱特性，脉冲星风星云在2.0-10.0 keV波段的X射线光度为5 \times 10^32 - 10^34 erg s^-1，光子指数在Γ= 1.1 - 1.9之间。在一个特征中，我们建议强中性Fe Kα发射线是Sgr A* 过去活动的可能指示。对于G359.942-0.03，一个特殊的灯丝的兴趣，我们提出了一个冲压压力局限的恒星风气泡从一个大质量的恒星占的形态，光谱形状和6.7 keV的类氦铁发射检测到的模型。我们还提出了一个分段的频谱分析的两个功能的利益，G0.13-0.11和G359.89-0.08，以进一步研究其物理解释。该分析支持PWN场景中的这些功能。
2009-10-26 astro-ph.HE
Origin of the 6.4-keV line of the Galactic Ridge X-ray Emission
我们报告的第一个结果，从高统计观测的6.4 keV线的区域$l= +1.5^\circ$ $+3.5^\circ$（以下简称GC东），目的是揭示银河系脊X射线发射（GRXE）的起源。通过将这些数据与以前在$l=-1.5^\circ$到$-3.5^\circ$区域（以下简称GC West）的观测数据进行比较，我们发现6.4 keV线相对于银河系中心是不对称分布的，而6.7 keV线是对称分布的。6.4 keV谱线的分布遵循$^{13}$ CO谱线的分布，其通量与分子气体的柱密度成正比。这种相关性与$|l|>4^\circ$区域内6.4 keV谱线和冷星际介质（ISM）（H $_{\rm I}$ $+$ H $_2$）之间的相关性一致。这一结果表明，6.4 keV的发射是从冷ISM扩散荧光不仅在GC东，西，而且在整个银河系平面。这一观测结果表明，6.4 keV谱线的表面亮度与整个银河平面内冷ISM的柱密度成正比。对于电离粒子，我们考虑X射线和低能宇宙射线质子和电子。
2014-08-01 astro-ph.HE
Recombining Plasma and Hard X-ray Filament in the Mixed-Morphology Supernova Remnant W44
我们报告了典型的混合形态（MM）超新星遗迹（SNR）W 44的新特征。在用Suzaku获得的X射线谱中，首次探测到了高电离态原子的辐射复合连续谱。在重组阶段的热等离子体的光谱很好地再现。最佳拟合参数表明，电子温度的冲击加热的物质迅速冷却$\sim1$，keV到$\sim 0.5$，keV，可能是由于绝热膨胀（稀疏）发生在$\sim20,000$年前。我们还发现了硬X射线辐射，它表现出与射电连续谱灯丝空间相关的弧形结构。表面亮度分布与NANTEN 2观测到的分子云发射的$^{12}$ CO（J=2-1）有明显的反相关性。虽然硬X射线最有可能是由于云附近的同步加速器增强，但目前没有模型可以定量预测观测到的通量。
2012-08-01 astro-ph.HE
Searching for the 511 keV annihilation line from galactic compact objects with the IBIS gamma ray telescope
第一次从银河系中心探测到能量约为500 keV的伽马射线线可以追溯到70年代初。由于高光谱分辨率探测器在天体物理学中的应用，人们很快就清楚了这种辐射是由电子正电子湮没产生的511千电子伏光子造成的。尽管物理过程是已知的，但这种辐射的天体物理起源仍然是一个谜。INTEGRAL伽马射线卫星上的光谱仪SPI已被用于根据511 keV湮灭产生第一个全天图，但没有发现511 keV银河系致密天体的直接证据。我们提出了第一个深IBIS 511千电子伏的全天空地图，通过应用标准分析约5年的数据。可能的511 keV信号也在小时-天-月的时间尺度上搜索。IBIS在511 keV的灵敏度取决于在该能量下的探测器量子效率和背景。这两个数量都是在这项工作中估计的。我们没有发现银河系511 keV点源的证据。在银河系中心暴露10毫秒的情况下，我们估计$1.6 \times 10^{-4}\,ph\,cm^{-2}\,s^{-1}$通量的上限为2 σ。在银河系中心区域的一个很大的区域，在类似的曝光量下，也给出了类似的限制。IBIS 511 keV通量上限的微类星体和超新星遗迹中检测到的硬X域（$E > 20\, keV$）也报告。我们的结果是一致的扩散$e^{+}e^{-}$湮灭的情况。如果正电子是在致密的物体中产生的，我们预计它们中的很大一部分会在星际介质中传播，然后在远离它们的诞生地的地方湮灭。
2011-05-16 astro-ph.HE
Origin of the Galactic 511 keV emission from positrons produced in irregular supernovae
自70年代以来，在银河系中探测到了由电子正电子湮没引起的511 keV γ射线辐射。使用INTEGRAL卫星进行的空间分辨观测表明，它的全天分布强烈集中在银河系凸起，来自盘的贡献较小，这与任何其他波长的情况不同。正电子令人困惑的分布引起了各种各样的建议，包括核心坍缩（CC）和Ia型热核超新星（SNe）中的恒星核合成，吸积致密物体，以及对暗物质粒子湮灭的更“奇特”的解释。然而，这样的模型遇到困难，再现银河系511千电子伏的总流量，以及其特有的隆起中心分布。提出了白矮星上氦热核爆炸产生的SNe的理论模型，认为它是银河系γ射线辐射的潜在的附加正电子源。在这里，我们表明，最近发现的一类微弱的，富含钙的Ib型SNe（原型SN 2005 E），被认为是由这种爆炸产生的，也称为". Ia" SNe，可以解释511 keV的通量及其分布，并且可以消除对非天体物理学的需要（例如，暗物质湮灭）源。这种SNe只占所有SNe的2%，但它们目前注入ISM的正电子（来自$^{44}$ Ti衰变）比CC SNe注入的多数百倍，足以重现银河系511 keV的总谱线发射。它们只在旧的环境中爆炸，因此它们对511 keV辐射的贡献遵循旧的（> 10 Gyrs）银河系恒星星族，主要是由凸起，从而再现了观测到的大凸起与盘的比率。
2014-07-10 astro-ph.HE
Detection of the 511 keV Galactic positron annihilation line with COSI
正电子湮灭的信号，即511 keV的$γ$射线线，在20世纪70年代首次从银河系中心的方向被探测到，但银河系正电子的来源仍然是一个谜。测得的湮没通量对应于强稳定的正电子产生源，湮没速率为$\sim10^{43}$ ~e $^{+}$ /s。511 keV的发射是最强的持续银河系$γ$射线线信号，它显示了对银河系中心区域的浓度。一个额外的低表面亮度组件与银河系盘对齐;然而，后者的形态没有很好的约束。康普顿光谱仪和成像仪（COSI）是一个球载软$γ$射线（0.2- 5 MeV）望远镜，设计用于进行宽视场成像和高分辨率光谱学。它的主要目标之一是进一步了解银河系正电子。COSI于2016年5月至7月在新西兰瓦纳卡进行了为期46天的气球飞行，在这里，我们报告了这些观测结果中511 keV发射的检测和光谱和空间分析。为了从仪器背景中分离银河系正电子湮没辐射，我们发展了一种利用COMPTEL数据空间分离天体信号的技术。用这种方法，我们找到了7.2 $σ$检测的511 keV线。我们发现，空间分布是不一致的，一个单一的点源，它似乎比以前报道的更广泛。
2020-04-17 astro-ph.HE
Can the excess in the FeXXVI Ly gamma line from the Galactic Center provide evidence for 17 keV sterile neutrinos?
粒子物理学的标准模型假设中微子是无质量的，尽管实验上建立的中微子振荡现象要求中微子具有非零质量。惰性中微子（或右手中微子）是一个很好的暖暗物质候选者。我们发现，在8.7千电子伏线（在FeXXVI Ly $γ$线的能量）在银河系中心观测到的朱雀X射线任务的光谱的强度过剩不能用标准的电离和复合过程来解释。我们认为，这种过剩的起源是通过与质量为17.4千电子伏的不育中微子的衰变和估计的混合角的值。混合角$\sin^2(2θ)=(4.1 \pm 2.2)\times10^{-12}$的估计值位于质量为17-18 keV的暗物质无菌中微子混合角的允许范围内。
2010-01-01 astro-ph.HE
Cosmic-ray driven outflow from the galactic center and the origin of magnetized radio filaments
对银河系中心内部几百秒的无线电、X射线和红外观测凸显了ISM的两个特征。来自分子离子（如H $^+_3$）的宇宙射线电离率至少比银河系圆盘高出两到三个数量级。另一种是远离银河平面的双极X射线和无线电发射。这些特征与高宇宙射线压力驱使大规模风远离银河平面的情景一致。这样的风与恒星风气泡的相互作用可以解释在银河系中心发现的高能非热射电细丝。这种情况的一些影响是去除气体驱动的外流风，作为一种反馈，以减少恒星的形成率在中央分子区（CMZ），和扭曲的方位角磁场线在CMZ的垂直方向远离平面。风和垂直磁场的综合效应可以解释为什么大多数磁化细丝垂直于银河平面。这幅图像表明，我们的银河系核心最近经历了星暴或黑洞活动，正如最近的无线电和X射线观测所表明的那样。
2019-09-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of X-Ray-Emitting O-Ne-Mg-Rich Ejecta in the Galactic Supernova Remnant Puppis A
我们报告了在银河系富氧超新星遗迹船尾座A中发现的X射线-发射富O-Ne-Mg的喷出物。我们使用线的比率，以确定一个低电离灯丝运行平行的东北边缘的残留物，需要超太阳的丰度，特别是O，Ne和Mg，我们解释为从O-Ne-Mg丰富的喷出物。测得Ne/O、Mg/O和Fe/O的绝对辐射比分别为~2、~2和<0.3倍太阳值。我们的空间分辨光谱分析从东北边缘到西边缘，否则揭示了太阳下的丰度与那些在星际介质一致。灯丝是符合几个光学发射富O结与高速度。如果它们在物理上是相关的，那么这些丝状物将是喷出物的一个特殊碎片。另一方面，暗条的形态表明，它可能是由东北边缘附近密集的环境云层强烈反射的冲击加热的喷出物。
2010-04-23 astro-ph.HE
Cold Filaments Formed in Hot Wake Flows Uplifted by Active Galactic Nucleus Bubbles in Galaxy Clusters
通过流体动力学模拟，发现星系团中冷纤维可由AGN气泡抬升的热尾流凝聚形成，且其性质受喷流能量类型和参数显著影响。
2024-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The origin of the 6.4 keV line emission and H$_2$ ionization in the diffuse molecular gas of the Galactic center region
我们研究了最近由朱雀观测到的6.4keV弥散谱线的起源和银河中心区弥散分子气体中H_2电离的来源。结果表明，GC弥漫星际介质中的Fe原子和H_2分子不是被同一粒子电离的。铁原子很可能是在超大质量黑洞的前一次耀斑活动中被Sgr A* 发射的X射线光子电离的。如果Sgr A$* 过去的活动至少持续了几百年，并释放了平均2-100 keV的光度> 10^38} erg s^{-1}，那么测量到的6.4 keV弥散线发射的纵向强度分布就能得到最好的解释。扩散气体中的H_2分子不能被来自Sgr A* 的光子电离，因为软光子被中心黑洞周围的星际气体强烈吸收。GC区域的氢分子很可能是被低能宇宙射线电离的，可能是质子而不是电子，它们对6.4 keV谱线发射的贡献可以忽略不计。
2013-06-07 astro-ph.HE
Measuring the smearing of the Galactic 511 keV signal: positron propagation or supernova kicks?
我们使用15年的$γ$ -射线数据从INTEGRAL/SPI在一个精细的调查形态的银河系核球正电子湮没信号。我们的空间分析证实，信号的痕迹老恒星星族在隆起，并首次揭示了它的痕迹四四方方的隆起和核恒星隆起。使用3D平滑内核，我们发现，信号被涂抹在一个特征的长度尺度为$150 \pm 50\,$ PC，这表明无论是在原位湮灭在天体物理源踢形成或正电子传播远离源。前者是不利的，因为它需要不同的踢速度之间的银河核（$\gtrsim 50\,\mathrm{km\,s^{-1}}$）和更广泛的隆起（$\lesssim 15\,\mathrm{km\,s^{-1}}$）源。湮灭前的正电子传播可以解释正电子注入能量为$\lesssim 1.4\,$ MeV的511 keV信号的整体现象，表明核合成起源。
2021-09-08 astro-ph.HE
Dark Matter and Synchrotron Emission from Galactic Center Radio Filaments
银河系中心的内度包含了大量在射频下观测到的平行结构。这些被称为非热射电灯丝（NRFs）的粒子追踪磁场线，由于其硬同步辐射谱（S_v ~ -0.1 +/-0.4）而引起了人们的极大兴趣。这些细丝的起源仍然知之甚少。我们发现，通过湮灭一个相对轻（~5-10 GeV）的暗物质粒子与预测的截面一个简单的热遗迹可以提供一个令人信服的匹配的强度，光谱形状和通量变化的NRF的电子和正电子。此外，解释NRF同步辐射所需的暗物质粒子的特性，与费米-LAT观测到的银河系中心多余的伽马射线辐射，以及CoGeNT和DAMA/LIBRA观测到的直接探测信号所需的特性是一致的。
2011-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The properties of non-thermal X-ray filaments in young supernova remnants
上下文年轻的超新星遗迹（SNRs）表现出非热X射线发射的狭窄细丝，其宽度可以受到电子能量损失或磁场阻尼的限制。目标。我们想研究这些细丝的不同模型是否可以通过观测进行检验。方法.利用四个历史遗迹的观测参数，我们计算了暗条的轮廓，并将暗条的光谱与非热辐射的光谱进行了比较。为此，我们解决了一维稳态输运方程的各向同性微分数密度的电子。结果我们发现，之间的差异的光谱的细丝和总的非热辐射超过1千电子伏的阻尼模型比在能量损失模型更明显。结论.一个相当大的阻尼的磁场可以导致一个可观察到的差异之间的光谱的灯丝和总的非热发射，从而潜在地允许观察歧视之间的能量损失模型和阻尼模型的X射线灯丝。
2012-08-27 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Cluster Outskirts and Intercluster Filament in the Triple Merger Cluster Abell 98
本文介绍了Abell 98（A98）三重星系团系统和星系团间暗条的朱雀观测结果。这三个子星系团预计将沿着一条大尺度的宇宙细丝分布。与部分方位角覆盖的最北的集群，我们发现，推断的熵配置文件，这个相对较低的质量集群（$kT \approx 2.8$千电子伏）坚持从自相似的纯引力坍缩模型的维里半径的区域的预期。有证据表明，$r_{200}$以外的扩展结构，沿合并轴向最北集群的北部，与预期的温暖-热的银河系间介质（WHIM; $kT = 0.11_{-0.02}^{+0.01}$ keV，$n_e = {7.6 \times 10^{-5}}^{+3.6 \times 10^{-5}}_{-3.6 \times 10^{-5}}$ ~cm $^{-3}$）的性质一致。在远离合并轴的相同半径区域没有检测到这样的发射，这与这个三重系统的合并轴沿着大尺度宇宙细丝的预期一致。在A98 N和A98 S之间的桥区，有证据表明在$2.2σ$水平上有额外的发射，以及冷气体（$kT \sim 1$ keV）的试探性探测。这个星系团间暗条的熵分布表明，A98系统很可能更接近天空平面，而不是沿着视线排列。该系统北部以及A98 N和A98 S之间的结构表明这些星系团与一个至少跨越4 Mpc的更大规模结构相连。
2022-06-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Iron Fluorescent Line Emission from the mCvs and Hard X-ray Emitting Symbiotic Stars as a Source of the Iron Fluorescent Line Emission from the Galactic Ridge
银河脊X射线发射（GRXE）光谱在6.4、6.7和7.0 keV处具有强铁发射线，每一条线对应于中性（或低电离）、类氦和类氢铁离子。6.4 keV的荧光线是由硬X射线源照射中性（或低电离）物质（铁）产生的，表明银河平面内均匀存在冷物质。为了解决冷荧光物质的来源问题，我们研究了发射硬X射线的共生星（hSS）和磁激变变星（mCV）白矮星表面6.4 keV谱线对GRXE的贡献。在我们用朱雀号观测到的4~ hSS和19~ mCV的光谱分析中，我们能够分辨出三条铁发射线。我们发现hSS的6.4~keV谱线的等效宽度（EW）系统地高于mCV的，使得hSS和mCV的平均EW分别为$179_{-11}^{+46}$ ~eV和$93_{-3}^{+20}$ ~eV。与6.4keV谱线的典型EW相比，hSS的EW值在90- 300 eV之间，这取决于银河系的位置。hSS和mCV的平均6.4 keV谱线亮度分别为$9.2\times 10^{39}$和$1.6\times 10^{39}$ ~photons~s $^{-1}$，表明hSS本质上比mCV更有效的6.4 keV谱线发射体。我们将来自mCV的6.4 keV线的预期贡献与在$(l,b) \approx (28.5\arcdeg, 0\arcdeg$方向上观察到的GRXE 6.4 keV线通量进行比较。我们的结论是，几乎所有的6.4 keV线通量…
2015-12-08 astro-ph.HE
Discovery of an Apparent High Latitude Galactic Supernova Remnant
深H $α$图像显示，一个角度范围为4.0 x 5.5度的微弱发射复合体位于银河系平面的远处，l = 70.0度，b=-21.5度，显示出许多细丝状物，暗示着超新星遗迹的激波发射。覆盖波长范围4500 - 7500 A的低色散光谱仅示出了一个灯丝的巴耳末线发射，而其他三个灯丝示出了巴耳末主导的光谱以及弱的[N I] 5198、5200 A、[O I] 6300、6364 A、[N II] 6583 A、[S II] 6716 A、6731 A和在一种情况下[O III] 5007 A线发射。许多较亮的H $α$细丝在近紫外GALEX图像中可见，推测是由于C III] 1909 A线发射。这一区域的ROSAT全天巡天图像显示了一个暗淡的新月形X射线发射星云，与H $α$星云最接近银道面的部分重合。长而薄的巴耳末主导的发射丝与相关的紫外线发射和一致的X射线发射的存在表明，这个星云是一个高纬度的银河系超新星遗迹，尽管缺乏已知的相关非热无线电发射。某些暗条中的光线相对强度不同于通常观测到的[S II]/H $α$ > 0.4辐射激波暗条和超新星遗迹中典型的巴耳末暗条。我们讨论了不寻常的光学SNR光谱的可能原因。
2015-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Line and Continuum Emission from the Galactic Center. III. Origin of 6.4 keV Line Emission from Molecular Clouds in the Galactic Center
我们分析了分子云Sgr B2和源HESS J1745-303的6.4 keV谱线和连续谱发射，该源被认为是分子气体的复合物。从HESS的结果可以看出，Sgr A是高能质子的来源，它穿透分子云产生TeV的伽马射线通量。我们提出的论点，Sgr A也可能产生一个流量的subrelativistic质子产生的6.4千电子伏线和韧致辐射连续发射的云。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
An estimate of the electron density in filaments of galaxies at z~0.1
宇宙中的大多数重子都被认为包含在星系的细丝中，但是到目前为止，还没有一项研究公布了已知细丝的大样本的观测性质，以确定典型的物理特性，如温度和电子密度。本文介绍了一个全面的大规模搜索进行的X射线辐射的人口的41个真正的星系丝，以确定其X射线通量和电子密度。该样品由Pimbblet et al.的（2004）灯丝目录，这反过来又来源于2度场星系红移巡天（2dFGRS）。由于灯丝预计是非常微弱和非常低的密度，我们使用堆叠ROSAT全天巡天数据。对于1 keV等离子体，我们在0.9-1.3 keV能带中从细丝样本中检测到净表面亮度为（1.6 +/- 0.1）x 10^{-14} erg cm^{-2} s^{-1} arcmin^{-2}，这意味着n_{e}的电子密度=（4.7 +/- 0.2）x 10^{-4} h_{100} ^{1/2} cm^{-3}。最后，我们研究了一个超星系团的成员资格是否会导致Kull和Bohringer（1999）报道的电子密度的增加。我们认为，目前还不清楚，如果超星系团成员导致这样的增强。
2011-04-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Effects of Cosmic Ray Protons on Galactic Nonthermal Filaments
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合天文台）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Villanova University（维拉诺瓦大学）
研究银河系中心非热细丝的形成机制，通过MHD模拟比较质子主导和轻子主导的宇宙线注入，发现两者差异不大，提出湍流间歇结构作为第三种形成机制。
2026-09-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Electron-positron pair production near the Galactic Centre and the 511 keV emission line
最近的观测表明，在我们的银河系核球中存在着很高的正电子产生率（强511 keV线）和大量的过量GeV伽马射线。后一个问题可以用$\sim 40$ GeV暗物质通过$b \bar{b}$通道湮灭来解释，而前一个问题仍然是个谜。另一方面，最近的研究表明，百万年前银河系中心附近可能存在大量高密度气体，以解释从0.04 pc - 7 pc延伸的年轻大质量恒星。在本文中，我提出了一个新的方案，并表明40 GeV的暗物质湮灭模型也可以解释很久以前由于超大质量黑洞附近高密度气体云的存在而导致的核球中所需的正电子产生率（511 keV线）。
2015-11-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
G107.0+9.0: A New Large Optically Bright, Radio and X-Ray Faint Galactic Supernova Remnant in Cepheus
银河平面的宽视场H-α图像揭示了一个新的超新星遗迹（SNR），直径接近3度，中心位置为l = 107.0，b =+9.0。深度和更高分辨率的H-α和[O III] 5007 Ang图像显示，沿着残骸的北部，西部和西南部边缘有数十个H-α细丝，但很少有[O III]明亮的细丝。这个星云在弗吉尼亚理工大学的H-α光谱线巡天图像中被很好地探测到，它的许多更明亮的细丝甚至在数字巡天图像上也可以看到。几个灯丝的低色散光谱显示要么巴耳末为主，非辐射灯丝或更常见的SNR辐射灯丝与[S II]/H-α比高于0.5，符合冲击加热线发射。发射线比率表明，沿西翼的冲击速度小于70 km/s，沿西北边界的冲击速度约为100 km/s。虽然在ROSAT图像中没有看到相关的X射线发射，但微弱的1420兆赫无线电发射似乎与其西部和北部边缘一致。基于对残骸的空间分辨的H-α和[O III]发射的分析，我们估计残骸的距离约为1.5 - 2.0 kpc，这意味着一个物理上很大的（直径= 2.5 kpc）。75 - 100 pc）和旧的（90 - 110 x 10^3年）SNR，在其后Sedov辐射演化阶段膨胀成低密度星际介质（n = 0.05 - 0.2 cm^-3），位于银河平面上方约250 - 300 pc处。
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Where do the 3.5 keV photons come from? A morphological study of the Galactic Center and of Perseus
我们测试的3.5千电子伏线光子的起源，通过分析在该能量从银河系中心和英仙座星系团的发射形态。我们采用了各种不同的模板来模拟连续辐射，并分析由此产生的径向和方位角分布的残余发射。然后，我们进行像素的像素分箱似然分析，包括线发射模板和暗物质模板，并评估与这些模板的3.5千电子伏的发射的相关性。我们的结论是，径向和方位角分布的残余发射是不兼容的暗物质起源的银河系中心和英仙座;银河系中心3.5千电子伏线光子跟踪线的形态在可比的能量，而英仙座3.5千电子伏光子是高度相关的集群的冷核心，并表现出不兼容的形态与暗物质衰变。模板分析还使我们能够设置最严格的限制，以日期线在3.5千电子伏范围内从暗物质衰变。
2015-01-15 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
511 keV Galactic Photons from a Dark Matter Spike
本研究提出银河系中心黑洞周围的暗物质尖峰可解释核球511 keV谱线强度，符合宇宙学与观测约束，20 MeV以内暗物质可匹配观测轮廓，可通过未来银心弥散辐射观测验证。
2025-09-05 astro-ph.HE hep-ph
Strong limits on keV-scale galactic sterile neutrino dark matter with stray light from NuSTAR after 11 years of operation
利用NuSTAR望远镜11年杂散光数据，对银河系keV尺度惰性中微子暗物质的辐射衰变信号设定了接近理论预测下限的强限制，仅剩小片参数空间未被排除。
2024-12-27 astro-ph.HE hep-ph
Stellar flares cannot explain the Galactic 511 keV emission
Julius-Maximilians-Universität Würzburg（维尔茨堡大学）；Laboratoire d’Annecy de Physique Théorique (LAPTh), CNRS, USMB（安娜西理论物理实验室，法国国家科学研究中心，尚贝里大学）；University of Western Australia（西澳大利亚大学）；Kyoto University（京都大学）；RIKEN Nishina Center（理化学研究所仁科中心）；The University of Tokyo（东京大学）；Rheinische Friedrich-Wilhelms-Universität Bonn（波恩大学）
研究银河系511 keV辐射起源，通过构建模型估计耀斑恒星群体的511 keV光度等，与观测比较发现恒星耀斑无法解释该辐射，在正电子湮灭率及形态上均不相符，排除其为该辐射潜在来源。
2026-07-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
3.5 keV Galactic Emission Line as a Signal from the Hidden Sector
通过两次实验观测到星系团中能量为$E\sim 3.5$ keV的发射谱线。发射线与质量为$\sim 7$ keV的暗物质粒子的衰变一致。在这项工作中，我们讨论的可能性，负责发射的暗粒子是一个真正的标量（$ρ$）自然产生的$U(1)_X$ Stueckelberg的MSSM。在MSSM Stueckelberg扩展中，$ρ$只与其他携带$U(1)_X$量子数的标量耦合。在假设存在同时携带$SU(2)_L\times U(1)_Y$和$U(1)_X$量子数的类矢量轻子产生的条件下，计算了$ρ$通过标量三角环衰变为两个光子的过程. $ρ$的残余密度是通过在涉及标量的环能级上的衰变$H^0\to h^0+ ρ$和通过类矢量标量到$ρ+ h^0$的湮灭过程而产生的。结果表明，银河系的数据可以解释在一个多组分的暗物质模型中，7 keV的暗物质是一个次主导的组成部分，构成只有$(1-10)$ \%的物质遗迹密度与其余的超对称暗物质，如中性伴子。因此，直接检测实验仍然是可行的搜索WIMP。暗标量$ρ$与标准模型粒子没有相互作用，这一事实来自隐藏的$U(1)_X$的Stueckelberg扩展，这意味着3.5 KeV的银河系线发射是来自隐藏扇区的信号。
2014-08-07 astro-ph.HE hep-ph
Positron production scenarios and the angular profile of the galactic center 511-keV line
从银河系中心观察到的511 keV光子过剩的角分布可以让我们选择各种暗物质和其他正电子生产机制与各种模型的暗物质分布之间的组合。我们发现，遗迹衰变的情况下，给出了太平坦的角分布的任何暗物质分布在我们的调查，但一个暗物质-暗物质碰撞的情况下，或涉及粒子从一个本地化的中央源产生正电子的一些距离，可以匹配观察到的星系中心的角轮廓，如果暗物质分布既不太平坦也不太尖。此外，湮灭前的正电子迁移或扩散将角分布扩大到一个程度，即超过半千秒差距的平均迁移对于大多数暗物质分布是不可行的。所观察到的角度分布也是一致的，在过去的瞬态事件的发生，其次是各向同性正电子扩散。
2010-07-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Primordial black holes as a dark matter candidate are severely constrained by the Galactic Center 511 keV gamma-ray line
我们推导出最强的约束，可以组成的低质量的原始黑洞的暗物质的分数，通过使用银河系中心511 keV的伽马射线线的观测。质量为$\lesssim$ 10 $^{15}$ kg的原始黑洞会蒸发产生$e^\pm$对。正电子将在银河系中心失去能量，变得非相对论性，然后与周围的电子湮灭。我们推导出强大的和保守的界限，假设正电子注入通过原始黑洞蒸发的速率小于所需的解释银河系中心511千电子伏的伽马射线线的SPI/ INTEGRAL观测。根据原始黑洞质量函数和其他天体物理学的不确定性，这些约束是最严格的文献中，并表明原始黑洞贡献不到1\%的暗物质密度。我们的技术还探测了部分质量范围，这完全不受以前研究的限制。
2019-12-16 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
A possible link between the GeV excess and the 511 keV emission line in the Galactic Centre
在银河系中检测到的所谓GeV伽马射线过剩的形态和特征使我们推测大约10年前SPI实验绘制的511 keV线可能具有共同的起源。在本文的前一个版本中，我们假设30 GeV的暗物质粒子湮灭为$b \bar{b}$，并获得了与SPI观测一致的形态和511 keV的通量（~10 ^{-3} ph/cm^2/s）。然而，我们的估计假设了一个可以忽略不计的电子数密度的隆起，导致人为增加的通量（主要是由于在这种配置可以忽略不计的库仑损失）。假设数密度大于$n_e > 10^{-3} cm^{-3}$，我们现在得到一个511 keV的光子通量，它小于10 ^{-6} ph/cm^2/s，并且基本上与我们可以从暗物质湮灭注入$b \bar{b}$的正电子总数推断出的511 keV通量一致。因此，我们得出结论，即使存在30 GeV的暗物质粒子，也不可能在这两种信号之间建立联系，即使它们位于银河系中心相同的10度区域内。
2014-08-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Confronting the Galactic 511 keV emission with $B-L$ gauge boson dark matter
$B-L$的规范对称性源于跷跷板机制的成功产生和瘦生。我们表明，如果$B-L$规范玻色子构成的暗物质（DM）的一小部分，它可以解释银河系$511$千电子伏的发射通过衰变成一个电子-正电子对。我们发现模型的参数空间是符合跷跷板机制，宇宙学上可行的，并占银河系正电子线的振幅。从这个参数空间，我们得到了规范玻色子质量的上限，然后正电子注入能量$\lesssim3$ MeV的约束。这个导出的能量界限与观测到的注入能量上限是一致的。所得到的模型预测$B-L$断裂尺度在相对窄的范围内，即，$V_{B\textrm{--}L}\sim10^{15} \textrm{--} 10^{16} $ GeV，这与大统一（GUT）尺度的跷跷板机制一致。该模型在几种现象中是一致的，表明它们共同起源于B-L对称性破缺。
2022-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The positron density in the intergalactic medium and the galactic 511 keV line
511千电子伏的电子正电子湮没线，最近的特点是积分/SPI实验，是高度集中向银河系中心。尽管经过几十年的审查，它的起源仍然不明。我们提出了一个新的方案，其中已知的河外正电子源，如无线电喷流的活动星系核（AGN）填充星系际介质与MeV的e+e-对，然后吸积到银河系。我们发现，将弥散宇宙射电背景（CRB）解释为来自具有与观测到的强活动星系核喷流中的核心和射电瓣相似特征的射电源，表明星系际正电子-电子比可能高达10^{-5}，尽管如果CRB不是全部由对产生，或者如果不是所有正电子都逃逸到星系际介质中，那么这一比例可能会降低。假设银河系的物质以每年一个太阳质量的速度吸积，那么只有10^{-7}的正电子-电子比就足以解释银河系511 keV辐射的大部分。一个简单的球形吸积模型预测的排放曲线在中央隆起高度峰值，与积分观测一致。然而，一个角动量吸积的现实模型可能意味着盘上更广泛的发射，其不确定性取决于磁场结构和星系晕中的湍流。
2013-04-01 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Observational consistency and future predictions for a 3.5 keV ALP to photon line
出于解释3.5千电子伏线通过暗物质衰变到轴子状粒子，随后转换为光子的可能性，我们研究ALP光子转换的视线内通过银河系中心的50 PC。转换取决于银河系中心的磁场，这是非常不确定的。对于低或中等观测估计值（10- 100 $μ$ G）的磁场，不可能观测到信号。对于高范围的观测估计（一个普遍的极向mG场超过中央150 pc）的字段，它是可能的，以产生足够的信号来解释最近的观测3.5千电子伏线在银河系中心。在这种情况下，银河系中心线信号主要来自$z > 20$ pc区域，与钱德拉和XMM-牛顿X射线望远镜的结果一致。从暗物质到ALP再到光子的方案也自然地预言了在堆叠星系光谱中没有观测到3.5 keV线。我们进一步探讨预测的线通量在星系中，并建议一组星系，在这个模型中观察3.5千电子伏线优化。
2014-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
