Cosmic Rays Masquerading as Hot CGM Gas: An Inverse-Compton Origin for Diffuse X-ray Emission in the Circumgalactic Medium
California Institute of Technology（加州理工学院）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究发现银河系际介质中的X射线弥漫晕源于逆康普顿散射的宇宙射线电子，揭示了CR能量密度与CGM压力的关系。
2025-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Cosmic Ray Transport in the Giant Circumgalactic Medium Halo
Deutsches Elektronen Synchrotron (DESY)（德国电子同步加速器）；Humboldt University of Berlin（柏林洪堡大学）
研究银河系巨型CGM晕中宇宙线的输运，发现源区内与常规小晕模型类似，但远处出现1/r空间尾和更宽年龄分布，且与次级/初级CR测量一致。
2026-06-23 astro-ph.HE
Diffuse Ultra-High Energy Neutrino Fluxes and Physics Beyond the Standard Model
我们研究了超高能中微子味通量在标准模型之外的物理作用下的光谱畸变。即使是在源处的味道之间的大的光谱差异也通过SM振荡在地球上被按摩成共同的形状，因此，任何显著的观察到的光谱差异都是传播期间振荡概率中存在的新物理的指示。中微子衰变和洛伦兹对称破坏（LV）是例子，并导致显着失真的通量和众所周知的界限，这可能允许UHE探测器探测寿命，质量层次和LV参数在很宽的范围内。
2010-06-10 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Multiple temperature components of the hot circumgalactic medium of the Milky Way
我们提出了一个深XMM-牛顿观测的银河系晕发射的耀变体1 ES 1553+113的方向。为了从漫射软X射线发射光谱中提取银河晕成分，准确地建模前景成分是至关重要的。在这里，我们提出了复杂的建模前景与前所未有的细节。对光谱的仔细分析产生了晕气体的两个温度分量（T $^{em}_1$ = 10 $^{6.25-6.42}$ K，T $^{em}_2$ = 10 $^{6.68-6.92}$ K）。我们发现，这些温度从发射光谱得到的是不一致的，从吸收光谱（T $^{ab}_1$ = 10 $^{6.07-6.13}$ K，T $^{ab}_2$ = 10 $^{6.96-7.15}$ K），不像以前的研究，发现只有一个温度分量的银河系环星系介质。这使我们对发射和吸收系统的性质有了有趣的了解。我们客观地讨论了几种可能性，并得出结论，最有可能的是，我们正在观察多个（3至4）离散温度之间的10 $^{5.5}$ K和$\geqslant$ 10 $^7$ K在银河系环星系介质。
2020-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gamma-ray and radio background constraints on cosmic rays in Milky Way circumgalactic medium
研究了宇宙射线（CR）与银河系弥散环星系气体相互作用产生的强子$γ-$射线辐射和射电同步辐射。我们的目标是约束我们的环银河系介质（CGM）的帮助下，所观察到的各向同性$γ$射线背景（IGRB），其各向异性和无线电连续的CR人口。我们修改了不同的模型CGM气体在流体静力平衡中讨论的文献中，包括宇宙线人口，参数化$η\equiv P_{\rm CR}/P_{\rm th}$。对于最简单的等温模型，虽然IGRB强度允许$η\lesssim 3$，但太阳系偏离中心位置（MW）导致的各向异性排除了所有$η$值。对于沉淀模型，其中CGM气体的冷却以冷却时间与自由下落时间的最佳比率进行调节，而观察到的IGRB强度允许$η\lesssim 230$，观察到的各向异性仅允许非常大的$η$值，为$\gtrsim 100$。射电连续谱限制了降水模型的$η\lesssim 400$，并且不约束等温模型，然而，这些约束通过与CR扩散时间尺度相当的同步辐射损失时间来减轻。这些界限是相关的，目前的数值模拟表明一个显着的CR人口CGM星系MW质量。
2020-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Resonant W and Z Boson Production in FSRQ Jets: Implications for Diffuse Neutrino Fluxes
Korea Space Weather Center, Korea AeroSpace Administration（韩国空间天气中心，韩国航空航天局）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天体与空间科学研究所）；North-Caucasus Center for Mathematical Research, North-Caucasus Federal University（北高加索数学研究中心，北高加索联邦大学）
研究FSRQ喷流中电子-正电子湮灭过程对高能电子-正电子相互作用的影响，探讨W和Z玻色子共振产生对弥漫中微子通量的贡献。
2026-02-05 astro-ph.HE hep-ph
A disk-dominated and clumpy circumgalactic medium of the Milky Way seen in X-ray emission
银河系被环星系介质（CGM）所包围，它可能在星系演化中扮演着关键角色，作为恒星形成的气体来源，以及恒星形成和核活动产生的金属和能量的储存库。CGM也可能是在早期宇宙中看到的重子的储存库，但在当地未被发现。在$2 \times 10^{6}$ ~K附近的温度下，CGM具有电离成分，主要在软X射线波段进行研究。在这里，我们报告的调查银河系南部的天空与软X射线光谱仪优化研究扩散软X射线发射。X射线的发射是最好的适合与盘状模型的基础上的径向轮廓的表面密度的分子氢，恒星形成的示踪剂，这表明X射线发射主要是从热等离子体产生的恒星反馈。X射线发射在$\sim10^{\circ}$角尺度上的强烈变化表明CGM是clusterous。此外，一个扩展的，可能是巨大的，晕组成部分是需要匹配的晕密度推断从其他观测。
2020-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Super-virial temperature or Neon overabundance?: Suzaku observations of the Milky Way circumgalactic Medium
我们分析了朱雀和钱德拉观测的软漫射X射线背景向四个视线的目标，从银河系环星系介质（CGM）的特征的X射线发射。我们确定了CGM的两个热分量，一个处于$\rm kT = 0.176\pm0.008 ~keV$的均匀温度，另一个处于$\rm kT = 0.65-0.90~ keV$之间的温度范围。均匀的低温成分与银河系的维里温度（$ \sim10^{6}~ K$）一致。较热组分的温度与最近发现的（$\rm \sim 10^{7}~ K$ ; Das等人）相似。在blazar 1 ES 1553 +113的视线中，靠近费米气泡。或者，光谱可以用一个具有超太阳氖丰度的低温成分来描述，再次类似于1 ES 1553 +113视线中发现的成分。在$>4σ$的意义上需要额外的热组分或过量的Ne，但我们不能区分这两种可能性。这些结果表明，超维里温度的气体或增强的Ne丰度的暖热气体在CGM中是普遍的，而这些并不一定与费米泡。
2021-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the origin of the $10^7$ K hot emitting gas in the Circumgalactic medium of the Milky Way
本文通过理想化流体动力学模拟提出，银河系环星系介质中约 $10^7$ K 的超维里发射气体源于银盘附近的恒星反馈，并揭示其与维里温气体共同构成持续演化的金属增丰面外盘状结构。
2024-09-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
High Energy Neutrino Astronomy
超高能中微子理论的简要回顾。讨论了超新星遗迹、伽马射线暴、活动星系核等加速源。自上而下的来源包括拓扑缺陷（TD），超重暗物质（SHDM）和镜像物质。扩散通量被认为是宇宙成因和自上而下的中微子。根据费米-LAT的高能γ辐射扩散数据，对中微子扩散通量的级联上限进行了研究。这是最普遍和严格的上限，适用于宇宙起源和自上而下的模型。目前，许多探测器的上限接近级联上限，5年冰立方上限将远低于它。
2011-02-17 astro-ph.HE
Radio wave scattering by circumgalactic cool gas clumps
本文研究了环星系介质中冷电离团（$T\sim 10^4\,$ K）对电波的散射效应。这种团块的存在是从干预类星体吸收系统中推断出来的，但长期以来一直是一个理论上的谜团。我们认为紧凑的无线电源的“雾状”的环星系介质的两相模型最近提出的麦考特等人的影响。（2018年）。在这个模型中，CGM由一个扩散的日冕气体（$T\gtrsim 10^6\,$ K）与许多$\lesssim 1\,$ pc尺度的冷团块或“云团”组成，这些气体在冷却不稳定性中破碎而形成。在$\gtrsim 10^{11.5} M_\odot$晕中，预计小云团的面积填充因子将超过1，随之而来的无线电波散射类似于银河系暖电离介质（WIM）中的湍流所引起的散射。如果$30\,$ %的宇宙重子是在CGM中，我们表明，对于一个冷气体的体积分数$f_{\rm v}\sim 10^{-3}$，在$z_{\rm s}\sim 1$源遭受角展宽$\sim 15\,μ$作为和时间展宽$\sim 1\,$ ms在$λ= 30\,$ cm，由于在干预CGM中的团块的散射。前一个预测将很难检验（角展宽将抑制银河闪烁只有$<10\,μ$ Jy紧凑型同步加速器源）。然而，后者的预测，局部快速射电爆发的时间展宽，可以约束的大小和冷电离气体团簇的质量分数作为晕质量和红移的函数，从而提供了一个测试的模型提出的McCourt等人。（2018年）。
2018-11-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutrino fluxes from different classes of galactic sources
本研究估算多类银河源的中微子通量，发现其约占 IceCube 弥散通量的20%，并指出 KM3NeT 有望分辨南天球源。
2024-05-10 astro-ph.HE hep-ph
Constraints on the origin of the ultra-high energy cosmic-rays using cosmic diffuse neutrino flux limits: An analytical approach
天体物理学上的中微子是在超高能宇宙射线与周围光子的相互作用中产生的。天体物理中微子的通量与宇宙线源的特性（如宇宙学分布）密切相关。我们研究可能的约束宇宙射线源的性质在一个模型无关的方式使用实验获得的扩散中微子通量超过100 PeV。导出了估算宇宙成因中微子通量随源演化参数和源延度红移变化的半解析公式。所得到的公式将中微子通量的上限转化为对宇宙线源的约束。结果表明，IceCube最近获得的宇宙成因中微子上限限制了超高能宇宙线源的强演化，而未来1 km^3尺度探测器的上限能够进一步限制超高能宇宙射线源的演化，其演化速率与宇宙恒星形成速率相当。
2012-02-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Exploring neutrino loss with diffuse astrophysical neutrino fluxes
University of the Basque Country UPV/EHU（巴斯克大学）；Pontificia Universidad Católica del Perú（秘鲁天主教 Pontificia 大学）；Stony Brook University（石溪大学）；Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学）；Institució Catalana de Recerca i Estudis Avancats (ICREA)（加泰罗尼亚高级研究学院）
研究IceCube观测到的高能中微子通量对新物理效应的敏感性，如中微子衰变或新相互作用，通过拟合IceCube高能起始事件量化约束，并探讨中微子损失对谱指数确定的影响。
2026-10-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Spectra of cosmic ray electrons and diffuse gamma rays with the constraints of AMS-02 and HESS data
最近，AMS-02报告了他们对宇宙射线（CR）的观测结果。除了AMS-02的数据，我们添加HESS数据，以估计CR电子和扩散的伽马射线以上TeV的光谱。在传统的扩散模型中，利用GALRPOP软件包对CR电子和扩散γ射线的光谱特征进行了全局分析。结果表明，简单的幂律定律不能完全再现CR电子主分量的谱结构，其对应的破缺约为100 GeV。在99% C.L.，裂缝以上的注入指数从2.54下降到2.35，而裂缝以下的注入指数仅在2.746 - 2.751之间。CR电子的谱也不需要加入TeV截止来匹配HESS数据的特征。基于CR电子通量与其主要成分之间的差异，预测的CR正电子过剩与脉冲星或暗物质的解释是一致的。利用AMS-02和HESS资料对银河系扩散γ射线进行了间接约束分析，发现在高纬地区，银河系扩散γ射线通量与Fermi-LAT的GeV资料一致。结果表明，从高纬到低纬，逆康普顿散射（IC）分别在几百GeV到几十TeV的能量范围内占主导地位，在20 TeV能量范围内，银河系各区域的漫射γ射线通量均小于CR电子通量。
2015-10-05 astro-ph.HE
Gamma-rays from the circumgalactic medium of M31
根据最近在距离仙女座星系盘$\sim 5.5-120$ kpc的环形区域探测到的$γ$-射线，讨论了仙女座星系盘（M31）环星系介质（CGM）中宇宙线（CR）产生$γ$-射线的问题。我们认为，由于M31盘中的恒星形成，CR被加速，由于外流和CR扩散，这些CR被平流提升到CGM。平流的时间尺度，由于大量的气体流动所引发的恒星形成活动在M31光盘是可比的（$\sim$陀螺仪）的扩散时间尺度与扩散系数$\ge10^{29}$厘米$^2$的$^{-1}$的CR质子的传播能量$\sim 412$ GeV，负责观察到的最高能量的光子。由于逆康普顿时间尺度（$\sim$ Myr）比平流时间尺度（$\sim$ Gyr）低得多，达到$120$ kpc，因此，从宇宙线（CR）电子出发的$γ$ -射线的轻子起源是困难的.在$\sim100-120$ kpc的CGM中，由吸积激波加速的CR电子的散射没有帮助，因为它会导致未观察到的扩散X射线特征。因此，我们研究的产生$γ$ -射线通过CR质子和CGM气体之间的强子相互作用的数值双流体（热+ CR）流体动力学模拟的帮助下。我们发现，这些机制的组合，这是在M31的最后$\sim $ Gyr的恒星形成过程，随着扩散和强子相互作用，可以解释所观察到的流量从CGM的M31。
2022-05-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffuse flux of galactic neutrinos and gamma rays
我们计算了银河系中宇宙射线与星际物质相互作用产生的中微子和伽马射线的通量。我们使用EPOS-LHC、SIBYLL和GHEISHA计算了动能在1 ~ 10^8 GeV的质子、氦和铁碰撞中这些粒子的产额，并将宇宙线密度与银河系盘和晕中的平均磁场强度进行了关联。我们发现，在E>1 PeV的流量非常强烈地依赖于宇宙射线的组成，而在1-5 GeV的主要来源的不确定性是宇宙射线光谱的日光层。我们表明，银河中微子的扩散通量变得大于传统的大气在E>1 PeV，但在所有的冰立方能量，它是4倍小于大气通量的前向魅力衰变。
2017-02-28 astro-ph.HE hep-ph
The ANTARES Collaboration: Contributions to ICRC 2017 Part I: Neutrino astronomy (diffuse fluxes and point sources)
中微子天文学论文（漫通量和点源），为第35届国际宇宙线大会（红十字国际委员会，2017年，韩国釜山）准备，由ANTARES合作组织撰写
2017-11-03 astro-ph.HE astro-ph.IM
High-Energy Neutrino Fluxes from Hard-TeV BL Lacs
耀变体被认为是有希望的高能中微子源，尽管其机制仍在争论中。具有硬TeV能谱的耀变体，轻子模型很难解释，但在强子模型中可以得到成功的解释。最近，Aguilar等人提出了一个轻强子双带模型来解释6个最著名的极端BL Lac的多波长观测，并表明强子成分主要可以解释甚高能（VHE）发射。在这项工作中，我们应用这个强子模型来描述的VHE伽马射线通量的14个极端BL Lac和估计各自的HE中微子通量的电荷π衰变产物。最后，我们将我们的结果与IceCube望远镜观测到的漫射通量进行了比较，表明来自这些物体的中微子通量可以忽略不计。
2023-03-23 astro-ph.HE
The consequence of a new ISRF model of the Milky Way on predictions for diffuse gamma-ray emission
我们研究了Popescu等人最近发表的银河系ISRF模型对宇宙射线输运模型中CR电子和正电子的影响。我们还研究预测弥漫银河伽马辐射和强调的重要性，增加ISRF intensity.We使用PICARD代码求解CR输运方程，以获得预测的基础上银河宇宙射线电子通量。我们表明，新的ISRF产生的伽马射线强度增加，特别是在银河系中心和银河系平面。在220 GeV左右的能量下，影响最大。
2018-11-30 astro-ph.HE
Searches for ultra-high energy photons and neutrinos with the Pierre Auger Observatory
皮埃尔俄歇天文台是目前最大的天体粒子实验。作为对带电超高能（UHE）宇宙射线测量的补充，它为UHE光子和中微子的探测提供了非常好的灵敏度。由于光子和中微子通量与带电粒子的加速机制相关，因此对这些中性粒子的搜索增强了对UHE宇宙射线源和瞬态天体物理现象的多信使理解。此外，对扩散通量的搜索可能会带来关于奇异场景的信息，例如假设的超重暗物质在星系晕中的衰变。在这方面的贡献，我们目前的UHE光子和中微子的搜索在天文台的概述，并讨论了最新的结果。我们报告严格的限制UHE光子和中微子扩散和点状通量超过1017 eV，这导致强约束的理论模型描述的性质的暗物质候选人和宇宙中最有活力的粒子的来源。
2022-12-14 astro-ph.HE
"Discrepant hardenings" in cosmic ray spectra: a first estimate of the effects on secondary antiproton and diffuse gamma-ray yields
CREAM最近的数据似乎证实了早期的建议，即初级宇宙线（CR）光谱在几TeV/核子比在10-100 GeV范围内更难。此外，氦和更重的原子核光谱出现系统硬比质子通量在相应的能量。我们在这里注意到，如果测量反映的星际通量（相对于本地的影响）的内在功能，预计在sub-TeV范围内的次级产额，如反质子和弥漫的伽马射线的可观的修改。目前，对这些特征的起源的无知代表了天体物理参数提取以及间接暗物质搜索的背景估计中的系统误差。我们发现，光谱的修改是明显的100 GeV以上，并可以负责~30%的影响，反质子的能量接近1 TeV或伽马的能量接近300 GeV，相比目前考虑的预测的基础上简单的外推输入通量从低能量的数据。或者，如果该特征来自本地源，则不相关的光谱变化可能会出现在反质子和高能伽马射线中，后者可能依赖于视线。
2011-01-19 astro-ph.HE hep-ph
Search for a diffuse flux of high-energy neutrinos with the Baikal neutrino telescope NT200
我们提出了一个新的数据分析的结果，在1998年至2002年寻找高能地外中微子。分析是基于一个完整的重建的高能量级联参数：顶点坐标，能量和到达方向。所有中微子的口味，预测的几个模型的活动星系核的中微子源的扩散通量的上限推导。对于中微子谱的${\bf E^{-2}}$行为，我们的极限是在中微子能量范围${\bf 2 \times 10^4 ÷2 \times 10^7}$ GeV上的${\bf E^{2} F_ν(E) < 2.9 \times 10^{-7}}$ cm ${\bf ^{-2}}$ s ${\bf ^{-1}}$ sr ${\bf ^{-1}}$ GeV。该限度比先前分析获得的限度严格2.8倍。
2009-09-30 astro-ph.HE
Systematics in the Interpretation of Aggregated Neutrino Flux Limits and Flavor Ratios from Gamma-Ray Bursts
中微子望远镜上的伽马射线暴分析通常基于漫射或堆叠（即，聚合）中微子通量，因为预期从一个单一的爆发事件的数量是小的。聚集通量限制的解释意味着新的系统学不存在一个单一的爆发，如通过整合参数分布（扩散通量），或通过小爆发样本（叠加通量）的低统计。我们模拟参数分布的Monte Carlo方法计算的光谱突发的突发，相比传统的Monte Carlo积分。通过这种方法，我们可以预测扩散极限以及低统计堆积样本中的通量行为，例如最近IceCube数据分析中使用的。我们还包括在检测器的味道组成（μ子轨道和级联之间的比例）到我们的考虑。我们表明，光谱特征，如来自光强子相互作用，风味混合，和磁场效应的特征多峰结构，通常存在，即使在扩散中微子通量，如果只考虑源的红移分布，与z \simeq 1占主导地位的中微子通量。另一方面，我们表明，洛伦兹助推的变化只能解释在一个依赖于模型的方式，并可以作为一个模型？例如，我们说明，在聚集通量的光谱特征的观察将不赞成常用的假设，即小洛伦兹因子的爆发占主导地位的中微子通量，而它将是一致的假设，即爆发具有相似的属性，在共动框架。
2012-04-13 astro-ph.HE hep-ph
Constraining Cosmic-ray Transport with Observations of the Circumgalactic Medium
最近的理论研究预测，低红移的$\sim L_*$星系周围的环星系介质（CGM）可能有大量的非热压力支持的形式宇宙射线。然而，这些预测是敏感的宇宙射线传输的具体模型，这是理论和观测不足的约束。在这项工作中，我们提出了一个新的观测约束计算的径向平均，有效的宇宙射线传输率，$κ_{\rm min}^{\rm eff}$的下限。在广泛的假设下（只要宇宙射线在银盘中不损失其能量的显著部分，无论宇宙射线压力在CGM中是否重要），我们证明了$κ_{\rm min}^{\rm eff}$和三个可观测的星系属性之间的明确关系：总氢柱密度，平均恒星形成率和气体圆周速度。我们使用一套FIRE-2星系模拟与各种宇宙射线传输物理证明，我们的分析模型的$κ_{\rm min}^{\rm eff}$是一个强大的下限的真实宇宙射线传输率。然后，我们应用我们的新模型来计算星系中的COS-Halos样本的$κ_{\rm min}^{\rm eff}$，并确认这已经揭示了有力的证据，有效的传输率迅速上升远离星际介质的值$κ_{\rm min}^{\rm eff}\gtrsim 10^{30-31}\,{\rm cm}^2\,{\rm s}^{-1}$（对应于各向异性流速度的$v^{\rm stream}_{\rm eff} \gtrsim 1000\,{\rm km}\,{\rm s}^{-1}$）在弥漫CGM，在碰撞…
2023-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Gamma Ray Background from Interactions of Cosmic Rays
各种研究证实了伽马射线观测可以作为探测宇宙射线源、研究宇宙射线密度分布和探索星际介质的平均性质（如星际介质的气体密度分布）的独特探测器。利用DRAGON程序，结合实际的源分布、银河系磁场（GMF）和气体密度分布，研究了不同的质子传输模型，并通过对局部观测的CR谱进行拟合，得到了银河系中质子的空间分布和能量分布。这里还显示了用于研究CR传播的模型参数的不确定性。我们得到的质子分布，然后被用来计算质子-质子相互作用产生的扩散伽玛射线通量的星系晕。我们比较了我们的漫射γ射线通量与以前的结果和各向同性的γ射线背景（IGRB）在亚TeV的能量制度测量的\textit{Fermi} -LAT。结果表明，IGRB的能量密度远小于IGRB，说明IGRB主要起源于河外。最后，我们使用我们得到的质子分布来计算单个银河系分子云（GMC）的γ射线通量，并将这些通量与GMC的\textit{Fermi} -LAT观测进行比较。
2020-01-07 astro-ph.HE
Properties of the Circumgalactic Medium in Cosmic Ray-Dominated Galaxy Halos
在FIRE-2模拟中，我们研究了宇宙射线（CR）对环星系介质（CGM）的影响，研究了超微弱的矮星系到银河系（MW）质量晕的恒星形成（SF）星系。我们的CR治疗包括注入超新星，各向异性流和扩散沿磁场，碰撞和流的损失，与恒定的平行扩散率$κ\sim3\times10^{29}\,\mathrm{cm^2\ s^{-1}}$选择匹配$γ$ -射线观测。因此，CR在较大的晕质量和较低的红移中变得更加重要，并在$z\lesssim 1-2$的MW质量晕中主导CGM中的压力。在这些“CR主导”晕中的气体与没有CR的运行显著不同：气体主要是冷的（几个$\sim10^{4}\,$ K），冷相是体积填充的，并且具有低于维里或局部热压平衡所需的热压。在该扩散冷气体中的“低”和“中”离子的电离由光电离主导，其中O VI柱$\gtrsim 10^{14.5}\,\mathrm{cm^{-2}}$位于距离$\gtrsim 150\,\mathrm{kpc}$处。CR和热气体压力是局部反相关的，保持总压力平衡，并且CGM气体密度分布由CR压力梯度和重力的平衡决定。忽略CR，相同的晕主要是暖/热（$T\gtrsim 10^{5}\,$ K）与热平衡重力的压力，碰撞电离占主导地位，O VI柱较低，Ne VIII较高，冷相被限制在与热相局部热压力平衡的致密细丝。
2020-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Common origin of the diffuse high energy backgrounds of gamma rays, neutrinos and cosmic ray positrons?
我们发现观测到的天文中微子、γ射线和宇宙射线正电子的高能扩散背景的通量、光谱和天空分布满足简单的关系，这是从它们在高能宇宙射线（CR）与扩散物质的强子碰撞中的共同产生所预期的。这提供了令人信服的证据，高能中微子，伽马射线和正电子背景有一个共同的起源-强子介子生产的宇宙射线在我们的银河系和外部星系，而不是通过衰变/湮灭的暗物质粒子。
2016-02-12 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic-Ray Boosted Diffuse Supernova Neutrinos
针对宇宙射线散射增强中微子通量的研究热点，本文分析了宇宙射线与未被探测的弥散超新星中微子背景散射产生的增强通量，发现其远低于多种已知中微子通量。
2025-09-04 astro-ph.HE hep-ph
Diffuse Galactic Gamma Rays at Intermediate and High Latitudes, Constraints on ISM Properties
利用费米合作组最近公布的中高纬度（|b| > 10）、能量为1-100 GeV的银河系弥散γ射线的光谱数据，对银河系γ射线发射率进行了新的研究。我们专注于分析宇宙射线（CR）的传播特性，使用公开可用的DRAGON代码。我们严格解决一些模型的星际HI和H2气体分布在文献中常用的，以及测试各种传播模型。每个模型假设一个独特的全球配置文件的扩散和再加速的CR。拟合传播参数，以及测量的本地CR，如B/C比，质子，反质子和电子，正电子通量，我们评估的伽马射线谱在中高纬度地区，以进一步限制这些传播模型。
2011-10-26 astro-ph.HE
Measurement of the Diffuse Astrophysical Muon-Neutrino Spectrum with Ten Years of IceCube Data
冰立方中微子天文台在几个探测通道中测量了高能天体物理中微子的通量。的能谱拟合为不间断的幂律，但不同的最佳拟合参数，在不同的分析，涵盖不同的能量范围之间的几个TeV到10 PeV。在这里，我们提出了一个更新的分析，通过从北半球的μ介子中微子。它被扩展到近十年的数据和改进的处理系统的不确定性对大气通量的实施。假设能量谱为幂律，则更新后的天体物理通量最佳拟合参数为$Φ_{astro}=1.44$和$γ_{astro}=2.28$。我们将介绍光谱拟合的结果，并讨论测量的通量与其他IceCube结果的比较。
2019-08-26 astro-ph.HE
Giant cosmic ray halos around M31 and the Milky Way
最近，从仙女座方向探测到了1-100 GeV $γ$射线的扩散发射。辐射以星系为中心，并延伸到距离中心$\sim 100-200$千秒差距的地方。在注入银盘或银河系中心的宇宙射线逃逸的标准情景框架内解释扩展的$γ-$射线发射是有问题的。在本文中，我们认为，宇宙射线的起源（无论是轻子或强子）的$γ$射线发射是可能的非标准的宇宙射线传播的框架方案或在粒子加速发生在星系的晕的情况下。这意味着在M31周围存在一个巨大的宇宙射线晕，可能是由星系核活动或星系际气体的吸积提供动力。值得注意的是，如果像在M31周围观察到的那样，宇宙射线晕是星系的共同特征，包括我们自己的星系，宇宙射线质子和银河系环星系气体之间的相互作用也可以解释冰立方观测到的中微子的各向同性扩散通量。
2021-01-13 astro-ph.HE
Galactic diffuse gamma rays --- recalculation based on the new measurements of cosmic electron spectrum
在这项工作中，我们重新审视了全天银河弥漫$γ$ -射线辐射考虑到新的测量宇宙射线电子/正电子谱的PAMELA，ATIC和费米，这表明超出预期的流量在传统的模型中的宇宙电子/正电子过剩。由于额外电子/正电子的来源尚不清楚，我们考虑三种不同的情况来解释过量：天体物理来源，如银河系天体，暗物质衰变和湮灭。此外，还采用了Fermi-LAT中银河系外扩散$γ$射线的新结果。与费米-LAT观测相比，没有新来源的背景宇宙射线给出较低的漫射$γ$射线，这与先前的分析一致。天体物理源的方案预测扩散的$γ$ -射线与背景的差异很小。费米扩散$γ$射线数据不支持具有$τ^{\pm}$终态的暗物质湮灭模型，而衰减暗物质场景只有很少的约束。此外，由于终态辐射，在暗物质的漫射$γ$射线谱的较高能量（$\sim$ TeV）处，这些总是一个凸起。最后，我们发现，费米-LAT扩散$γ$射线数据可以通过简单地扩大电子光谱的归一化而不引入任何新的来源来解释，这可能表明，在给定精确的背景估计的情况下，当前对暗物质模型的约束可以强得多。
2010-07-04 astro-ph.HE
Chandra Observations of 3C Radio Sources with z<0.3: Nuclei, Diffuse Emission, Jets and Hotspots
我们报告我们的钱德拉周期9计划，以观察60（钱德拉未观察到的）3C无线电源在z<0.3的一半，每个8千秒。在这里，我们给出了基本的数据：原子核的X射线强度和与射电结构相关的任何特征，如喷流中的热点和结。我们已经测量了软，中，硬带的通量，从而能够隔离源显着的固有列密度。对于较强的核，我们应用了标准谱分析，它提供了X射线谱指数和柱密度的最佳拟合值。我们发现，有三分之一的源的柱密度超过了10^{22} cm^{-2}，存在本征吸收的证据。
2010-03-11 astro-ph.HE
SimProp v2r2: a Monte Carlo simulation to compute cosmogenic neutrino fluxes
我们提出了一个更新版本的SimProp蒙特卡罗代码：一个模拟计划，研究超高能宇宙射线通过弥漫的河外背景辐射的传播。新版本的代码提出了两个重要的更新：（一）它在一个完整的随机方法处理所有的相互作用通道，涉及超高能宇宙射线和（二）它考虑到生产的二次（宇宙成因）中微子。这个新版本的SimProp针对不同的模拟代码进行了测试，特别是将次级中微子的产生与Engel，Seckel和Stanev情景中预期的通量进行了比较。
2015-05-06 astro-ph.HE hep-ph
Unified model for cosmic rays above $10^{17}$ eV and the diffuse gamma-ray and neutrino backgrounds
我们调查如何在“逃逸模型”中得到的河外质子成分可以解释天体物理来源。我们认为可能的宇宙线（CR）源正常/星暴星系和射电大声活动星系核（AGN）。我们发现，从正常和星暴星系的河外质子总流量的贡献是次显性的，并不适合逃逸模型推导出的光谱形状。在无线电响亮AGN的情况下，我们表明，完整的河外质子谱可以解释由一个单一的源人口，BL Lac/FR I，在这些来源的任何潜在的加速网站。我们计算了这些CR质子与其源内气体相互作用产生的扩散中微子和$γ$射线通量。对于光谱斜率的CR接近$α=2.1-2.2$建议的冲击加速，我们发现，这些UHECR源贡献的各向同性$γ$射线背景和冰立方观测到的天体物理中微子信号的河外部分的主要部分。
2015-10-15 astro-ph.HE
Investigating binary-neutron-star mergers as production sites of high-energy neutrinos
本研究受GW170817事件启发，探究双中子星并合作为高能中微子产生源的可能性，通过建模宇宙线相互作用与中微子产生、传播过程，结合观测数据约束了被加速重子的占比与相关弥漫中微子流强。
2024-12-09 astro-ph.HE
Dark matter component decaying after recombination: constraints from diffuse gamma-ray and neutrino flux measurements
我们考虑的方案，暗物质由两个部分组成，稳定的部分占主导地位，一个较小的不稳定的部分，这已经衰变后的重组时代。在参考文献[arxiv：1505.03644]中已经提出，上述情况可能会缓解高红移（CMB各向异性）和低红移（造父变星和SNe Ia，星团计数）宇宙学测量之间的紧张关系。通过比较该过程产生的二次$γ$和$ν$通量与最近的扩散$γ$和$ν$通量测量结果，我们推导出上述情景中重遗迹分支为$q\bar{q}$、$e^+e^-$、$μ^+μ^-$、$τ^+τ^-$、$ν_e\bar{ν_e}$、$ν_μ\bar{ν_μ}$、$W^+W^-$和$γγ$的约束条件。
2019-06-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Implications of a High Cosmic-Ray Ionization Rate in Diffuse Interstellar Clouds
弥漫的星际云显示出大量的H_3^+，只有通过H_2的高电离率才能维持。宇宙射线是这种环境中的主要电离机制，因此大的电离率意味着高的宇宙射线通量，以及大量的能量驻留在宇宙射线中。在本文中，我们发现标准传播宇宙射线谱预测的电离率比从H_3^+推断的电离率低得多。低能（~10 MeV）宇宙射线是电离氢的最有效的射线，但不能被直接探测到;因此，低能宇宙射线通量的不可观测的增强为H_3^+的结果提供了一个合理的解释。除了电离，宇宙射线还通过分裂原子核和激发原子核状态与星际介质相互作用。这些过程产生轻元素Li、Be和B，以及伽马射线。为了测试增强的低能宇宙射线通量的后果，我们采用了两个物理动机的宇宙射线光谱的建设再现电离率推断在弥漫的云，并调查这些光谱的影响致密的云电离率，轻元素丰度，伽马射线通量，和能量。这里提出的一个光谱提供了一个解释，在弥漫云中看到的高电离率，同时似乎仍然与其他观测数据大致一致，但这个光谱的形状表明，超新星遗迹可能不是低能宇宙射线的主要加速器。
2009-01-08 astro-ph.HE
The Impact of Cosmic Ray Transport on the $γ$-Ray Luminosity of Diffuse Gas
本研究通过模拟探究不同宇宙线输运机制对湍流多相弥散气体γ射线光度的影响，发现快速输运可使光度低两个数量级，且冷云凝聚引发的宇宙线再加速会显著提升光度，解释了星系周介质等弥散气体γ射线观测匮乏的现象。
2025-10-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Resonant scattering of the OVII X-ray emission line in the circumgalactic medium of TNG50 galaxies
本研究通过蒙特卡罗辐射转移分析TNG50模拟中的星系周介质OVII共振散射，发现散射可大幅提升热CGM的X射线面亮度，为下一代X射线任务探测热CGM提供了靶向依据。
2023-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The GeV-TeV Galactic gamma-ray diffuse emission I. Uncertainties in the predictions of the hadronic component
银河伽马射线漫发射目前被费米卫星以前所未有的精度观测到，能量范围在GeV-TeV。了解这个成分是至关重要的，因为它提供了许多不同信号的背景，如河外源或湮灭暗物质。现在是重新调查它是如何计算的，并评估可能影响预测准确性的各种不确定性的时候了。银河系的γ射线漫发射主要是由几个GeV以上的宇宙线原色撞击星际物质相互作用产生的。通过探索各种潜在的不确定性来源，推导出该分量的理论误差。特别注意宇宙射线的传播。核截面、地球上的质子和氦通量、超新星遗迹的银河系径向轮廓和氢分布也会严重影响信号。宇宙射线物种在整个银河系的传播是在一个半解析的两区扩散/对流模型的框架。这允许将由硼-碳数据设置的约束转换为扩散排放的理论不确定性。新的去卷积的HI和CO的天空图也被用来得到银河系内的氢分布。宇宙线扩散晕的厚度被发现有一个显着的影响银河伽玛射线扩散发射，而扩散和对流之间的相互作用对信号的影响不大。与核截面和地球上的初级宇宙线通量有关的不确定性很大。超新星遗迹沿银河平面的径向分布被证明是一个关键因素。正如预期的那样，这些预测对银河系内氢的空间分布非常敏感。
2011-08-10 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Where is the Supervirial Gas? III. Insights from X-ray Shadow Observations and a revised Model for the Soft Diffuse X-ray Background
本文利用朱雀卫星六条视线的X射线阴影观测，排除了SDXB中NVII发射线和超维里温度热成分的本地起源，确认其来自银河系CGM，并提出修正的软弥散X射线背景模型。
2025-07-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gamma-Ray Constraints on Maximum Cosmogenic Neutrino Fluxes and UHECR Source Evolution Models
倾角模型假设10 $^{18}$ eV以上的超高能宇宙射线（UHECR）仅由质子组成，并且与HiRes测量的光谱和成分一致。在这里，我们提出的宇宙成因中微子通量的范围内的倾角模型，这是兼容的河外甚高能量（VHE）的伽马射线扩散背景来自2.5年的费米/LAT数据的最近确定。我们表明，在倾角模型预测的最大通量将检测IceCube在约10年的观测和ARA项目的几年的观测范围内。在不完全的UHECR模型中，质子被假定只在10 $^{19}$ eV以上占主导地位，宇宙成因中微子通量可能是2或3倍。在这些能量下，UHECR中任何一部分较重的核都会减少最大宇宙成因中微子通量。我们还考虑了特殊的演化模型，其中UHECR源被假定为具有相同的演化，无论是恒星形成率（SFR），或伽马射线暴（GRB）率，或在宇宙中的活动星系核（AGN）率，并发现后两个是不利的（和在倾角模型拒绝）由新的VHE伽玛射线背景。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraining the position of the knee in the galactic cosmic ray spectrum with ultra-high-energy diffuse $γ$-rays
最近在西藏AS的$γ$实验中测量到了高达$957$ TeV的$γ$射线扩散发射。假设它是由宇宙线核与星际介质之间的强子相互作用产生的，它要求宇宙线核的加速应远远超过PeV能量。目前，对不同物种的宇宙线谱的测量显示出不同的结果。西藏实验表明，质子加氦的谱在PeV以下有一个早期的膝。如果这是正确的话，弥漫的$γ$射线辐射将表明在PeV能量以上的银河宇宙射线的额外成分。这第二个组成部分可能来自最近的超高能$γ$射线观测所揭示的所谓PeVatron的源群，并可能有助于宇宙射线通量达到第二个膝盖的能量。另一方面，KASCADE测量表明质子的膝关节高于PeV。在这种情况下，由西藏天文台观测到的弥散$γ$ -射线可以很好地解释为只有一个宇宙射线成分。这两个人（即。Tibet膝和KASCADE膝）可以通过漫射$γ$射线和宇宙线核的光谱结构来区分。未来HERD和LHAASO实验对单个原子核光谱的测量以及LHAASO对扩散$γ$射线的测量可以共同约束这两种情况。
2022-11-06 astro-ph.HE hep-ph
High-energy fluxes of atmospheric neutrinos
宇宙线粒子与空气核碰撞产生的介子衰变产生的高能中微子是天体物理中微子探测不可缺少的背景。需要对高能中微子谱进行更精确的计算，因为冰立方实验中的测量达到了有趣的能量区域，在那里应该发现瞬发中微子和/或天体物理中微子的贡献。本文在QGSJET II-03和SIBYLL 2.1强子模型的基础上，计算了大气中μ介子和电子中微子的高能谱。计算是使用三个参数化的宇宙线光谱，其中包括膝盖区域。计算结果与Frejus和IceCube的大气中微子测量结果进行了比较。Kaidalov和Piskunova用夸克-胶子弦模型（QGSM）对粲产生的瞬发中微子通量的预言与IceCube的测量和天体物理学μ中微子通量的上限并不矛盾。从IceCube数据中提取的中微子味比（$ϕ_{ν_ mu}/ϕ_{ν_e}$）在$0.1 - 5$ TeV能量范围内降低，这与人们从传统中微子通量中预期的相反。这种行为的可能原因是：i）早期出现的贡献，从粲粒子衰变，不同于目前的模型的预测，ii）揭示了天体物理电子中微子的扩散通量。在IceCube实验中探测到的与PeV中微子事件有关的天体物理中微子的可能扩散通量导致能量低于10 TeV的风味比的降低，这与IceCube数据中获得的风味比的粗略近似定性一致。
2013-06-27 astro-ph.HE hep-ph
Radio Galaxies Dominate the High-Energy Diffuse Gamma-Ray Background
有人认为，未解决的射电星系和射电类星体（有时被称为未对准的活动星系核）可能是观测到的弥散伽马射线背景的重要组成部分。在这项研究中，我们使用费米伽马射线太空望远镜的最新数据来表征来自51个射电星系样本的伽马射线发射。除了以前使用费米数据检测到的那些源之外，我们在这里报告了来自射电星系3C 212，3C 411和B3 0309+411B的伽马射线发射的第一次统计显著检测。结合这一信息与无线电通量，无线电光度函数，和红移分布的这类源，我们发现，射电星系占主导地位的弥漫伽马射线背景，产生$77.2^{+25.4}_{-9.4}\%$的这种发射在能量高于$\sim$ 1 GeV。我们讨论了这一结果的影响，并指出，它提供了支持的情况下，冰立方的高能天体物理中微子也来自同一人口的射电星系。
2016-08-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Unveiling Neutrino Nature with the Diffuse Supernova Background
Università del Salento（萨莱诺大学）；INFN-Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Lecce（意大利国家核物理研究所莱切分部）；Niels Bohr International Academy and DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所及尼尔斯·玻尔国际学院与DARK）
该研究提出利用弥散超新星中微子本底（DSNB），结合Hyper-Kamiokande与JUNO的20年联合观测，可在特定条件下揭示中微子是狄拉克型还是马约拉纳型的本质。
2026-08-18 astro-ph.HE hep-ph
Hadronic Emissions from the Microquasar V4641 Sgr, SS433, and its implications in the Diffuse Galactic Emission
Presidency University（总统大学）；Gran Sasso Science Institute（格兰萨索科学研究所）；INFN/Laboratori Nazionali del Gran Sasso（意大利国家核物理研究所/格兰萨索国家实验室）；Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES)（阿亚巴哈观测科学研究所）；University of Johannesburg（约翰内斯堡大学）；Central University of Kashmir（克什米尔中央大学）
研究发现微Quasar通过电离过程产生高能伽马射线，并揭示其在银河系PeV加速器中的重要作用。
2025-12-05 astro-ph.HE hep-ph
The potential of diffuse Galactic Ridge neutrino measurements to constrain dark matter
Instituto de Fisica Teorica UAM-CSIC, Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学理论物理研究所）；Departamento de Fisica Teorica, M-15, Universidad Autonoma de Madrid（马德里自治大学理论物理系）；Department of Information Technology, Escuela Politécnica Superior, Universidad San Pablo-CEU（圣巴勃罗ceu大学高等理工学院信息技术系）
利用最新ANTARES银河脊中微子测量数据，研究其对间接暗物质探测的约束作用，比较湮灭和衰变暗物质模型下的中微子通量，并预测未来中微子观测站的结果。
2026-07-23 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
The Role and Detectability of the Charm Contribution to Ultra High Energy Neutrino Fluxes
人们普遍认为，粲介子的产生和衰变可能在中微子的高能天体物理来源中起着重要作用，特别是那些富含重子的中微子，提供了有利于pp相互作用的环境。以慢喷流超新星（SJS）为例，我们研究了高能中微子的可探测性，特别注意那些产生的粲介子。我们强调重要的显着特点，在超高能中微子通量，这将作为标记的魅力在源中的作用。特别是，魅力导致显着的事件率在较高的能量，在传统的（π，K）中微子通量下降。我们计算事件发生率附近的单个源和扩散SJS通量的IceCube-like探测器。通过比较μ介子事件率的常规和提示通量在不同的能量箱，我们证明了惊人的能量依赖性的魅力的存在引起的利率。我们还表明，它会导致一个依赖于能量的流量比的淋浴μ子事件，提供了一个额外的重要诊断工具的存在提示中微子。受粲衰变注入高能量反电子中微子到通量的启发，我们还研究了由于这些源的可探测性。
2009-08-27 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Diffuse gamma ray constraints on annihilating or decaying Dark Matter after Fermi
我们认为，从费米第一年的观测扩散伽马射线数据，并将它们的伽马射线通量预测的暗物质湮灭或衰变（无论是从即时发射和逆康普顿散射），不同的观测区域的天空和一系列的暗物质质量，湮灭/衰变通道和暗物质星系的配置文件。我们发现，数据排除大区域的暗物质参数空间不受约束，否则，并讨论未来改进的可能方向。此外，我们进一步限制暗物质解释的e+e- PAMELA/费米光谱异常，无论是湮灭和衰变的暗物质的情况下：在非常保守的假设下，只有模型生产占主导地位的mu+mu-和假设核心的暗物质星系配置文件可以适合轻子数据质量约2 TeV。
2010-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffuse Supernova Neutrino Background and Neutrino Non-Radiative Decay: a Bayesian Perspective
本文从贝叶斯视角探讨中微子非辐射两体衰变对弥散超新星中微子背景的影响，结合多个实验探测通道与超新星模拟，首次通过贝叶斯分析评估区分衰变存在与否的能力。
2024-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Decomposing the Origin of TeV-PeV Emission from the Galactic Plane: Implications of Multi-messenger Observations
本文通过多信使关联分析银河系平面中微子与γ射线数据，发现IceCube观测到的银河系中微子通量超过已分辨源贡献，表明其可能由宇宙线海和未分辨强子源主导，并指出LHAASO弥散辐射可能主要源于强子相互作用。
2023-10-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
