On the Gamma-Ray Nebula of Vela Pulsar. I. Very Slow Diffusion of Energetic Electrons within the TeV Nebula
脉冲星风星云（PWNe）中的高能粒子输运在解释多波长观测所揭示的特征方面起着至关重要的作用。本文将Vela X PWN中的TeV γ射线发射电子近似为由于SNR反向激波与PWN相互作用而形成茧时的脉冲注入。通过解析求解扩散损失方程，我们同时再现了宽带光谱能量分布和表面亮度轮廓。TeV电子和正电子的扩散系数受TeV星云的光谱和空间性质的约束，因而被确定为：对于10，TeV电子和正电子，为$1 \times 10^{26}$，cm $^{2}$，s $^{-1}$.这个系数比星际介质低三个数量级以上，这与最近从HAWC对与Geminga脉冲星相关的TeV星云的观测中获得的约束一致。这些结果表明，高能量粒子的缓慢扩散可能是常见的PWNe。
2019-07-03 astro-ph.HE
Pulsars in a Bubble? Following Electron Diffusion in the Galaxy with TeV Gamma Rays
TeV晕是TeV γ射线辐射在中年恒星周围的扩展区域，最近被确定为γ射线天文学中的一类新的源。这些晕圈被归因于相对论电子和正电子离开了靠近脉冲星的加速区，并在周围介质中扩散。测量TeV Halos的形态首次能够在数十秒差距的尺度上直接测量电子扩散。有迹象表明，相对论性粒子的存在影响了恒星周围环境中的扩散速率。了解电子扩散是必要的，以限制在几十GeV的宇宙射线正电子的明显的“过剩”的起源。TeV Halos也可以用来寻找未对准的脉冲星，以及研究银河系脉冲星群的某些特性。未来的VHE伽马射线仪器将探测到更多的TeV晕，并确定这些晕对观测到的宇宙射线电子和正电子通量有多大贡献，以及它们如何影响环境中的扩散。
2019-03-18 astro-ph.HE
Signatures of anisotropic diffusion around PeVatrons in 100 TeV gamma-ray data
西藏AS $γ$合作组报告了一个来自银道面的弥散$γ$射线发射信号。我们考虑的可能性，从外银河平面在最高能量的漫射发射产生的宇宙射线传播从一个单一的超新星型源无论是在本地或英仙座的银河系臂。我们表明，多PeV宇宙射线沿银河磁场的各向异性扩散可以产生一个扩展的源，在天空中跨越十（s）度，与西藏AS $γ$测量一致的通量每单位立体角。这种新型的非常广泛的源的观测，并测量其形态，可以用来表征PeV宇宙射线在银河系磁场的各向异性扩散，并约束过去PeVatrons的位置和属性。
2022-03-21 astro-ph.HE
An alternative solution to the gamma-ray Gradient problem
费米-LAT合作最近证实了EGRET的发现，即观测到的银河系伽马射线漫发射的纵向剖面与GALPROP计算的不一致，GALPROP假设宇宙射线是由银河系超新星遗迹产生的。精确的费米-LAT测量使得这种异常很难用传统的扩散方案来解释。在这里，我们使用DRAGON数值扩散代码来实现一个物理动机的情况下，扩散系数是空间相关的源密度。我们表明，在这些条件下，我们能够再现所观察到的平坦的发射率分布在外星系，而不需要改变源项，扩散晕高度，或CO-H2转换因子（XCO）相对于他们的首选值/分布。我们还表明，我们的模型与Fermi-LAT测量的伽马射线纵向剖面兼容，并且仍然对所有观察到的次级与初级比率（例如B/C和反质子/质子）提供了令人满意的拟合。
2011-11-08 astro-ph.HE
Imprints of PeV cosmic-ray sources on the diffuse gamma-ray emission
本文建立基于单个源离散注入宇宙线的甚高能银河伽马辐射模型，通过均匀与非均匀扩散两种情景解释LHAASO探测到的少量强子型PeVatron及气体分布与伽马通量的差异。
2025-01-10 astro-ph.HE
Suppressed diffusion and gamma-ray emission from the Cygnus bubble
Gran Sasso Science Institute (GSSI)（格兰萨索科学研究所）；INFN-Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS)（意大利国家核物理研究所格兰萨索国家实验室）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔天文台）
本研究通过数值求解非热粒子输运方程，探讨了天鹅座OB2星团中粒子加速机制（激波或中心源）及抑制扩散对LHAASO观测到的PeV伽马射线能谱和形态的影响。
2026-08-07 astro-ph.HE
CTA and cosmic-ray diffusion in molecular clouds
分子云是宇宙射线相互作用的主要目标，预计这些相互作用的副产品会发出伽马射线。事实上，在HE和VHE伽马射线中探测到的几个伽马射线源（HE：100 MeV < E < 100 GeV; VHE：E > 100 GeV）已经直接或间接地与分子云有关。从观测到的γ射线信号中可以推断出局部扩散系数和局部宇宙射线粒子数的信息。在这项工作中，我们集中在即将到来的切伦科夫望远镜阵列天文台（CTA）提供这样的测量的能力。我们研究了云托管加速器的预期发射，探索不同模式的加速，源的年龄，云密度分布和宇宙射线扩散系数的参数空间。我们提出了一些最有趣的案例CTA关于这个科学主题。模拟的伽马射线通量强烈依赖于输入参数。在某些情况下，从CTA数据将有可能限制加速器的属性和宇宙射线在云中的传播模式。
2012-11-13 astro-ph.HE
On the potential of the Cherenkov Telescope Array for the study of cosmic-ray diffusion in molecular clouds
分子云是宇宙射线相互作用的主要目标，预计这些相互作用的副产品会发出伽马射线。事实上，在HE和VHE伽马射线中探测到的几个伽马射线源（HE：100 MeV < E < 100 GeV; VHE：E > 100 GeV）已经直接或间接地与分子云有关。局部扩散系数和宇宙射线的人口信息可以从观测到的伽马射线信号推断。在这项工作中，我们将探讨即将到来的切伦科夫望远镜阵列天文台（CTA）提供这样的测量能力。我们调查的预期发射云托管加速器，测量参数空间的不同模式的加速，年龄的源，云密度分布，和宇宙射线扩散系数。我们提出了一些最有趣的案例CTA关于这个科学主题。模拟的伽马射线通量强烈依赖于输入参数。在几种情况下，我们发现，它将有可能约束的加速器的属性和宇宙射线在云中的传播模式，从CTA数据单独。
2013-01-22 astro-ph.HE
Impact of anisotropic cosmic-ray transport on the gamma-ray signatures in the Galactic Center
本研究通过三维各向异性扩散模型模拟银河系中心伽马射线分布，发现扩散接近各向同性且三个点源更优，未来需更精细的气体和磁场数据。
2024-04-18 astro-ph.HE
Pair Cascades at the Edge of the Broad-Line Region Shaping the Gamma-Ray Spectrum of 3C 279
耀变体3C 279发射出的伽马射线通量在时间尺度上是可变的，其时间尺度短至光穿过其中心黑洞的事件视界的时间。通常的报道是，光谱能量分布（SED）没有显示出对衰减的迹象，由于伽马射线与周围的紫外光子的相互作用，得出的结论是，伽马射线必须起源于宽线区域（BLR）以外的射流中的子结构。我们解决的光谱签名印记的原子发射线的γ射线光谱产生的逆康普顿对级联的光子场的BLR。利用MJD 58129 - 58150的费米大面阵望远镜数据，高精度地测定了3C 279的γ射线自相关谱，并模拟了三种不同注入项下的对级联谱。得到了与观测数据的满意拟合。所获得的SED显示的特征印记对生产原子发射线光子由于光学厚辐射传输，但缺乏进一步的指数衰减预期，如果发射区域将深埋在BLR。3C 279的SED与没有指数外部对吸收的逆康普顿对级联光谱一致。我们的研究结果支持了3C 279的伽马射线发射起源于BLR边缘的观点。
2021-08-02 astro-ph.HE
Testing the influence of anisotropic CR transport and the Galactic magnetic field structure on the all-sky gamma-ray emission
本研究使用CRPropa代码求解银河系宇宙射线的各向异性扩散输运，并利用HERMES框架计算全天伽马射线发射，揭示了扩散各向异性和磁场几何结构对伽马射线通量空间分布及光谱能量分布的强烈影响。
2025-07-16 astro-ph.HE
Cosmic Ray Diffusion and the Origin of Very High Energy Gamma-Ray Emission in Young Massive Stellar Clusters
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da USP（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）；Sorbonne Université, Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS（索邦大学巴黎天体物理学研究所（CNRS））
本研究结合磁流体模拟与宇宙线传播计算，验证磁镜加散射的慢扩散机制可解释大质量年轻星团的甚高能伽马射线辐射，指出扩散模式而非源位置决定辐射特征。
2026-08-17 astro-ph.HE
Gamma-ray emission revealed at the western edge of SNR G344.7-0.1
我们报告了最近使用费米伽马射线空间望远镜上的大面积望远镜（LAT）发现的一个非常高能量（VHE）的银河伽马射线源的调查。这个天体2FHL J1703.4-4145在2FHL星表中显示出一个非常硬的> 50 GeV的光谱，光子指数约为1.2，因此是2FHL子样本中最极端的来源之一。对现有多波长数据的详细分析表明，该源位于超新星遗迹（SNR）G344.7- 0.1的西边缘，以及扩展的TeV源HESS J1702-420。观测和光谱能量分布模型支持这样一种情况，即该伽马射线源是SNR冲击和周围致密介质之间相互作用的副产品，逃逸的宇宙射线（CR）扩散到致密环境中并与大型本地云相互作用，产生观测到的TeV发射。如果得到证实，SNR CR和附近的云之间的相互作用将使2FHL J1703.4-4145成为另一个有希望的2FHL银河系样本有效粒子加速的候选者，继我们之前对船帆座SNR西边缘可能发生的激波-云相互作用进行调查的第一个候选者之后。
2020-10-05 astro-ph.HE
Gamma-rays from molecular clouds illuminated by accumulated diffusive protons. II: interacting supernova remnants
最近的观测表明，在与分子云相互作用的银河系γ射线超新星遗迹中，~GeV的谱折是普遍存在的，并且大多数超新星遗迹都有一个从谱折向低能延伸的谱（$E^2dF/dE$）“平台”。在论文I（Li & Chen 2010）中，我们通过考虑在SNR扩展的整个历史中从冲击波阵面逃逸的扩散质子的积累，建立了一个累积扩散模型。在本文中，我们改进了模型，将有限体积的MCs，证明了粒子扩散参数和云大小的模型的依赖性，并将其应用到9个相互作用的SNR（W28，W 41，W 44，W 49 B，W51 C，天鹅座圈，IC 443，CTB 37 A，和G349.7+0.2）。这个改进的模型自然解释了GeV的光谱突变，特别是“平台”，连同可用的TeV数据。我们发现，扩散系数δ的指数在0.5-0.7之间，与银河系的平均值相近，而SNRs附近的宇宙射线扩散系数比银河系的平均值低两个数量级，这是SNRs附近宇宙射线扩散受到抑制的一个很好的指示。
2011-11-28 astro-ph.HE
Positron flux and gamma-ray emission from Geminga pulsar and pulsar wind nebula
附近的恒星被认为是地球上$\sim$ TeV $e^+/e^-$宇宙射线（CR）过剩的来源。高海拔水切伦科夫天文台（HAWC）在附近的两个中年恒星Geminga和PSR B 0656 +14的方向上探测到了扩展的TeV发射区。通过将TeV发射模拟为电子-正电子对在星际介质（ISM）中扩散的逆康普顿发射，HAWC合作得出了两个恒星附近的扩散系数远小于标准值，这使得它们不太可能是正电子过剩的起源。我们认为观测到的$γ$射线辐射来自遗迹脉冲星风星云。星云中慢扩散和ISM中快扩散的双区扩散模型可以同时解释HAWC表面亮度轮廓和正电子过剩。中年脉冲星周围的$γ$射线发射区的低效率扩散可能是一种普遍现象，可以通过未来的观测来检验。ISM中隐含的扩散系数小于标准CR传播模型所建议的扩散系数，但它与螺旋臂模型的预测完全一致。
2018-08-07 astro-ph.HE
Features of the gamma-ray pulsar halo HESS J1831$-$098
伽玛射线脉冲星晕是宇宙射线在银河系局部区域传播和脉冲星风星云电子注入的理想指示器。HESS~J1831 $-$ 098是两个H.E.S.S.观测到的候选脉冲星晕。HAWC实验我们采用H.E.S.S.的通量图。银道面巡天和H.E.S.S.的光谱测量。和\textit{Fermi} -LAT研究HESS~J1831 $-$ 098。我们发现HESS~J1831 $-$ 098符合脉冲星晕的所有标准。晕内的扩散系数和从脉冲星自旋下降能量到电子能量的转换效率与典型的脉冲星晕Geminga相似。注入光谱可以很好地描述指数截止的幂律。然而，所需的幂律项是非常困难的$p\lesssim1$，如果扩散系数是空间和时间独立的。考虑到慢扩散环境的可能来源，我们采用了两区扩散模型和时滞慢扩散模型。两种模型都能解释H.E.S.S.而\textit{Fermi} -LAT结果为较温和的$p$。修改的注射时间曲线可以具有类似的效果。
2022-07-27 astro-ph.HE
Systematic search for gamma-ray emitting molecular clouds in the vicinity of supernova remnants
对超新星遗迹（SNR）的甚高能量（VHE）伽马射线发射的观测表明，它们是能量高达100 TeV的加速粒子的来源。VHE辐射的主导过程-轻子过程或强子过程-在大多数SNR中仍然没有得到证实。在SNR附近的分子云（MCs）提供了大量的目标材料的加速粒子逃逸的SNR，从而使MCs潜在的伽马射线源。预测的伽马射线通量MCs偏移SNR冲击依赖于所应用的VHE粒子的扩散模型和SNR和MC属性，遇到很大的不确定性。虽然银河系的平均扩散系数的估计，空间分辨的VHE宇宙射线的传播特性是未知的。γ射线发射MCs提供了一个独特的可能性，以获得新的信息VHE粒子通过ISM的传播和加速的强子在SNR。在本文中，我们提出了一个战略和第一个结果的TeV伽马射线发射MC在银河平面区域的信噪比附近的系统搜索。基于理论模型和现有的信噪比（SNR）和微扰（MC）目录，得到了现有成像大气切伦科夫望远镜（IACTs）的可探测参数空间（如扩散系数、信噪比年龄）。这允许识别潜在的伽马射线发射区域。
2013-07-22 astro-ph.HE
Gamma-ray halos as a measure of intergalactic magnetic fields: a classical moment problem
弱星系际磁场的存在可以通过它们对宇宙辐射背景中多TeV γ射线引起的电磁级联的影响来研究。随着级联的发展，次级电子和正电子的小偏转扩展了遥远TeV伽马射线源的发射区域的表观尺寸。这些伽马射线晕可以在成像大气切伦科夫望远镜中分辨出来，并作为星系际磁场强度和相干长度的量度。本文提出了一种把级联中的磁偏转看作扩散过程来计算各向同性源的γ射线晕的方法。有了这个计算公式，晕的矩就可以从一组简单的扩散级联方程得到。角分布的重建则相当于一个经典的矩问题。我们提出了一个简单的解决方案，使用Pade近似的时刻的生成函数。
2011-04-27 astro-ph.HE
Mirror diffusion of cosmic rays in highly compressible turbulence near supernova remnants
最近的γ射线观测揭示了宇宙射线在星际介质中的不均匀扩散。这是预期的，因为CR的扩散取决于湍流的性质，而湍流的性质在多相ISM中可能变化很大。我们专注于镜像扩散所产生的高度可压缩的湍流分子云（MC）周围的超新星遗迹（SNRs），磁镜像效应的结果在显着抑制CR源附近的CR扩散。由于慢扩散，通过质子-质子相互作用的显著能量损失使低能CR谱变陡，而由于镜像扩散对CR能量的强烈依赖，使高能CR谱变陡。由此产生的CR的破幂律谱与从SNR/MC系统观察到的伽马射线谱很好地匹配，例如，IC 443和W 44。
2021-10-15 astro-ph.HE
Modelling the Gamma-Ray Morphology of HESS J1804-216 from Two Supernova Remnants in a Hadronic Scenario
HESS J1804-216是迄今为止发现的最明亮但最神秘的TeV伽马射线源之一。先前对这个TeV伽马射线源周围的星际介质（ISM）进行的弧分尺度研究表明，HESS J1804-216可能是由成熟的超新星遗迹（SNR）或脉冲星提供动力的，因此它的起源仍然不确定。在本文中，我们专注于扩散逃逸宇宙射线质子从潜在的SNR加速器。这些宇宙射线与ISM相互作用产生TeV伽马射线。我们利用从壳层逸出的粒子的各向同性扩散方程解来模拟质子进入ISM的能量依赖性逸出和传播。这项工作是第一次尝试模拟HESS J1804-216的伽马射线的空间形态，使用了Mopra和南银河平面巡天的弧分ISM观测。给出了附近两个潜在SNR对应物SNR G8.7-0.1和PSR J1803-2137的原始SNR的伽马射线光谱和空间分布。我们改变扩散参数和粒子谱，并使用网格搜索方法来找到模型参数的最佳组合。我们的结论是，适度缓慢的扩散是必要的两个候选人。最有希望的候选人是供电的TeV伽马射线从HESS J1804-216在强子的情况下是祖SNR的PSR J1803-213。
2022-01-27 astro-ph.HE
Effect of magnetic field correlation length on the gamma-ray pulsar halo morphology under anisotropic diffusion
本文研究了各向异性扩散下磁场关联长度对伽马射线脉冲星晕形态的影响，通过半解析方法求解传播方程，发现有限关联长度场景下的晕形态与无限关联长度场景存在差异，可由当前实验验证。
2023-04-10 astro-ph.HE
2FHL J0826.1-4500: Discovery of a possible shock-cloud interaction on the Western edge of the Vela SNR
我们报告了最近使用费米-LAT上的大面积望远镜（LAT）发现的一个非常高能量（VHE）的银河伽马射线源的调查。这个天体2FHL J0826.1-4500显示了2FHL目录中最硬的> 50 GeV光谱（伽马射线光子指数~1.6）之一，XMM-牛顿的后续观测发现了伽马射线源位置的漫射，柔和的热发射。对现有多波长数据的详细分析表明，该源位于船帆座超新星遗迹（SNR）的西部边缘：观测和光谱能量分布模型支持这样一种情况，即该伽马射线源是SNR冲击和中性氢云之间相互作用的副产品。如果得到证实，这种激波云相互作用将使2FHL J0826.1-4500成为有效粒子加速的有希望的候选者。
2020-10-05 astro-ph.HE
Very-high-energy gamma rays from cosmic rays escaping from Galactic black hole binaries
该研究通过求解黑洞双星周围宇宙射线扩散，提出统一模型解释五个微类星体的甚高能伽马射线，表明其逃逸宇宙射线谱相同，支持银河系PeV宇宙射线源于此类双星。
2025-07-16 astro-ph.HE
Self-consistent interpretations of the multi-wavelength gamma-ray spectrum of LHAASO J0621$+$3755
LHAASO J 0621 $+$ 3755是由LHAASO-KM 2A新发现的TeV γ射线晕。它很可能是由PSR J 0622 $+$ 3749周围慢扩散区中捕获的电子通过逆康普顿散射产生的。当对LHAASO-KM 2A的γ能谱进行拟合时，由常用的单区正态扩散电子传输模型得到的GeV通量明显高于Fermi-LAT的上限。本文分别采用单区超扩散模型和两区正扩散模型来解决这一矛盾。对于超扩散情形，我们发现具有超扩散指数$α\lesssim1.2$的模型可以满足Fermi-LAT观测的约束条件.对于双区扩散情景，慢扩散区的大小需要小于$\sim50$ pc，这与理论预期一致。未来对Geminga晕的精确测量可能会进一步区分脉冲星晕中电子传播的这两种情况。
2021-07-05 astro-ph.HE hep-ph
Confinement and diffusion time-scales of CR hadrons in AGN-inflated bubbles
虽然富星系团是X射线的强大来源，但这些大型宇宙结构的伽马射线发射尚未被探测到。在松弛的星系团的中心区域，X射线辐射能量的损失是如此之强，以至于人们需要考虑特殊的能量来源，可能是活动星系核的反馈，以抑制气体的灾难性冷却。我们考虑一个活动星系核的反馈模型，假设活动星系核通过膨胀相对论等离子体的气泡向气体提供能量，其能量含量主要由宇宙射线（CR）强子决定。如果这些强子中的大多数都能迅速逃离气泡，那么CRs与团内介质（ICM）中的热质子的碰撞应该会导致强烈的伽马射线发射，除非CRs的快速扩散将它们从团中移除。因此，缺乏现代伽马射线望远镜的探测限制了CR强子在气泡中的约束时间和ICM中的CR扩散传播。
2017-07-17 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
Reconciling the diffuse Galactic gamma-ray and the cosmic ray spectra
大部分银河系GeV的伽马射线辐射是由宇宙射线（CR）质子与ISM质子碰撞产生的。因此，观测到的伽马射线和CR的光谱应该是密切相关的。最近对费米-LAT的观测显示，在人马座和船底座切线之间，伽马射线谱在100 GeV左右硬化，在银河平面上下几度进一步硬化。然而，标准的CR传播模型，假设一个时间无关的源分布和一个位置无关的扩散不能产生一个空间依赖的CR（因此伽马射线）光谱斜率。在这里，我们考虑一个动态的螺旋臂模型中，CR源的分布集中在（动态）螺旋臂，我们研究这种模型的$π^0$衰变产生的γ射线谱的影响。在这个模型中，在银河臂附近，观测到的伽马射线光谱斜率与CR注入光谱和扩散系数的能量依赖性并不无关紧要。我们发现独特的签名，同意费米-LAT的意见。该模型还提供了一个物理解释的差异之间的局部CR光谱斜率和CR斜率推断的平均伽玛射线谱。
2017-01-10 astro-ph.HE
Slow diffusion is necessary to explain the gamma-ray pulsar halos
这表明Geminga周围的$γ$射线晕可能不能用慢扩散解释。如果考虑电子/正电子传播的弹道机制，即使扩散系数很大，也可以解释Geminga晕。在这项工作中，我们研究这种效果，通过采取广义Jüttner传播近似相对论格林函数的扩散，并发现Geminga晕的形态可以勉强适合在快速扩散的情况下。然而，最近在LHAASO的PSR J 0622 $+$ 3749周围发现的$γ$射线晕不能用相同的效应来解释，缓慢扩散是唯一的解决方案。此外，如果用这种弹道输运效应来解释，这两个脉冲星晕都要求从脉冲星自旋下降能量到高能电子/正电子的转换效率远大于100%.因此，我们的结论是，慢扩散是必要的，以占周围的$γ$射线晕恒星。
2022-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Contribution to diffuse gamma-ray emission coming from self-confined CRs around their Galactic sources
最近对费米-LAT卫星的银河系弥散伽马射线发射的观测表明，与假设整个银河系宇宙射线（CR）具有相同扩散特性的模型存在显著偏差。我们探讨的可能性，这种弥漫的银河系发射的一小部分可能是由于强子相互作用的CRs自我封闭在其来源周围的区域。事实上，扩散离开加速区域的新加速的CR可以触发能够放大磁扰动并减少粒子扩散的流动不稳定性。当这种情况发生时，CR被捕获在近源区域的时间比预期的长，并且在每个源周围产生扩展的伽马射线晕。在这里，我们计算了由于其中几个扩展晕沿视线重叠而对漫射伽马射线背景的贡献。我们发现，如果中性粒子的密度是低的，晕可以占费米-LAT观察到的漫发射的相当大的一部分，这取决于相对于银河系中心的方向的视线的方向。
2017-08-16 astro-ph.HE
Simulation of diffusive particle propagation and related TeV gamma-ray emission at the Galactic Center
用高能立体观测系统（H.E.S.S.）对银河系中心（GC）区域进行甚高能（VHE，>100 GeV）伽马射线观测，导致在2006年探测到扩散伽马射线辐射的扩展区域。到目前为止，这种发射的确切来源仍然不清楚，虽然中央分子区（CMZ）的分子材料的密度分布和观测到的伽马射线过剩点的形态之间的紧密空间相关性朝向强子产生场景。在这篇文章中，我们提出了一个数值研究的高能宇宙射线（CR）的传播通过一个动荡的环境，如GC区域。在我们的分析中，我们推导出一个依赖于能量的扩散系数的参数化，我们使用我们的模拟在GC的扩散伽马射线发射。假设强子CRs已被释放的一个单一的脉冲事件在我们的银河系的中心，我们探讨的问题是否扩散强子与周围物质的相互作用过程可以解释所观察到的扩散伽玛射线过剩。我们的结果不赞成这种情况下，我们的分析表明，扩散过程是，在时间尺度上相比，在GC区域的典型质子寿命，太慢，无法解释所观察到的发射的扩展。
2016-07-14 astro-ph.HE
X-ray and gamma-ray variability of Mrk 421
在含时单区同步辐射自康普顿模型的框架下，给出了动量扩散方程中电子谱演化的一般情形，并研究了Mrk 421耀斑的能谱和含时性质.在该模型中，电子通过强磁湍流被加速到超相对论能量并随时间演化，同步辐射光子通过同步辐射和逆康普顿散射产生非热光子。此外，在耀斑前的非热光子产生的相对论电子在稳定状态和耀斑期间产生的电子，其注入率在一定的时间间隔内发生变化。我们将该模型应用于Mrk 421中耀斑的能谱和随时间变化的性质，通过再现爆发前的源谱和改变玻姆扩散（q=1）和硬球近似（q=2）的情况下，分别注入率。我们的结果表明，玻姆扩散的情况下导致硬光子谱，硬球的情况下近似似乎再现的能量谱和耀斑的时间依赖性更好。
2016-08-01 astro-ph.HE
Cosmic Ray Diffusion in the Turbulent Interstellar Medium: Effects of Mirror Diffusion and Pitch Angle Scattering
本研究结合3D MHD与测试粒子模拟，揭示了镜像扩散在宇宙线平行磁场扩散中的关键作用，表明其与回旋共振散射结合会导致类Levy飞行传播，并据此修正了传统扩散系数估计。
2025-07-12 astro-ph.HE
Constraining the Origin of Local Positrons with HAWC TeV Gamma-Ray Observations of Two Nearby Pulsar Wind Nebulae
HAWC伽马射线天文台报告发现TeV伽马射线辐射在Geminga和B0656+14恒星周围延伸几度。假设这些伽马射线是由反康普顿散射产生的低能量光子在电子晕周围的恒星，我们确定了电子和正电子在本地星际介质的扩散。我们将介绍这两个VHE伽马射线源的形态和光谱研究以及在地球上得到的正电子谱。
2017-08-28 astro-ph.HE
A signature of anisotropic cosmic-ray transport in the gamma-ray sky
银河系宇宙线传输的一个重要过程是与星际湍流磁场相互作用引起的空间扩散。通常，CR扩散被假定为在整个银河系中是均匀和各向同性的。然而，这幅图显然是不准确的：几个数据驱动和理论论证，以及专门的数值模拟，表明扩散相对于背景（有序）磁场的方向表现出高度各向异性的性质（即，平行或垂直于它）。在本文中，我们专注于最近发现的异常的强子CR谱推断的费米-LAT γ射线数据在银河系中的不同位置，即在低银河系中心半径的质子斜率逐渐硬化。我们提出的想法，这一功能可以被解释为在复杂的银河系磁场各向异性扩散的签名：特别是，在我们的情况下，在银河系内部的更难的斜率是由于平行扩散逃逸沿极向分量的大规模，定期，磁场。我们实现了这个想法的数值框架，基于DRAGON代码，并进行详细的数值测试，我们的设置的准确性。我们讨论了如何提出的效果取决于相关的自由参数。基于低能量外推的几个集中的数值模拟，旨在确定各向异性扩散系数的缩放，我们最终提出了一套合理的模型，再现的行为推断的CR质子斜率的伽马射线数据。
2017-10-15 astro-ph.HE hep-ph
Interpretation of the puzzling gamma-ray spectrum of the Geminga halo
Geminga周围的γ射线晕是由于Geminga PWN释放的电子缓慢扩散而形成的。最新的HAWC和HESS观测显示出Geminga晕TeV γ射线谱的复杂特征。我们首先表明，新的结果不能解释常用的简单模型，其中一个单一的幂律注入谱和能量指数$δ=1/3$的扩散系数被假定。然后，我们提出了一个两个人口的电子注入模型的基础上的X射线观测的Geminga PWN，其中包括人口的新鲜加速的电子逃离PWN通过快速流出和人口被困在PWN内更长的时间之前逃逸。两种群模型较好地解释了HAWC和HESS数据，与单一幂律注入模型相比，拟合的拟合优度有显著提高。它还预测了一个不同的能量依赖的伽玛射线轮廓从单一的幂律模型，这可能是测试LHAASO在不久的将来。我们注意到，需要一个略大于1的$δ$来一致地拟合HAWC和HESS数据。我们还讨论了可能的改进，采用两区扩散模型。
2022-03-03 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic Rays in the Inner Galaxy and the Diffusion Properties of the Interstellar Medium
最近测量的宇宙伽马射线强度高达TeV的能量已被用来估计的光谱形状的母宇宙射线粒子存在于星际介质。这种情况下，在内部星系的粒子谱是平坦的比本地和外部星系。在各种可能的解释中，我们认为粒子的传播在更动荡的内星系星际介质中是不同的。内星系异常扩散的特征参数α可能小于局部值，相应的宇宙线粒子γ的幂律谱指数也可能不同于局部值。参数有利于一个值的α低于当地的约三角洲α = 0.2，其结果是三角洲γ = 0.1的母粒子。
2012-12-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Understanding the spectral hardenings and radial distribution of Galactic cosmic rays and Fermi diffuse gamma-rays with spatially-dependent propagation
最近的直接测量银河宇宙射线光谱的气球/星载探测器显示光谱硬化的所有主要核素在几百个GV的刚性。费米大面积望远镜测量的全天弥漫伽马射线发射也显示了宇宙射线强度和光谱指数的空间变化。这些新的观测挑战了传统的简单加速和/或银河系宇宙射线的传播方案。在这项工作中，我们提出了一个空间依赖的扩散方案来解释所有这些现象。假设扩散系数与源分布反相关，这是带电粒子在湍流磁场中输运的自然预期。空间相关扩散模型也给出了较低水平的宇宙射线的各向异性，这与地下μ子和空气簇射实验的观测结果一致。该模型能较好地再现整个银河系中宇宙射线的光谱变化。
2018-02-26 astro-ph.HE hep-ph
Gamma-ray Pulsar Halos in the Galaxy
脉冲星晕是电子和正电子从脉冲星风星云（PWNe）逃逸产生的扩展伽马射线结构，被认为是一类新的伽马射线源。它们是宇宙射线在银河系局部区域传播和PWNe粒子逃逸过程的理想指标。由脉冲星晕推断的宇宙线扩散系数比银河系平均值小两个数量级以上，引起了广泛的讨论。本文综述了脉冲星晕研究的最新进展，包括这类源的特征、已知的脉冲星晕、极慢扩散的可能机制、脉冲星晕在宇宙线传播和PWNe电子注入研究中的关键作用以及对宇宙正电子过剩和扩散TeV γ射线过剩问题的启示。最后，基于对更大样本的脉冲星晕和更深层次的亮源观测的期望，对这一方向的研究进行了展望。
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gamma-ray emission from galaxy cluster outskirts versus radio relics
星系团外围设备提供了关于ICM/IGM连接性质的重要信息。在本文中，我们考虑潜在的未来观测在伽玛射线域在集群边缘涉及无线电遗迹现象。我们专注于γ辐射的光谱特征，应该是显而易见的费米-LAT的能量范围内，即$\gtrsim 10^{-1}$ GeV和CTA的能量范围$\sim$ $ 10^{2}$ GeV。光谱特征是由IC和$ π^{0} $在星团边缘衰变产生的可比较的伽马射线通量产生的，其光谱位置是磁场和质子和电子加速的相对效率的函数。我们的目的是提请注意的伽玛射线结构的磁场值的依赖性。作为例子，我们分析了两类非热漫射射电辐射：A2256的射电遗迹和后发座星系团的射电晕。我们认为，在这两种情况下，预期的空间相关的伽马射线谱应该有一个特征结构，取决于当地的磁场的强度。在这两个星系团中，我们计算了伽马辐射的组合通量，从所使用的观测值的实际观测值。所揭示的光谱对磁场的依赖性将使我们能够将未来的光谱观测，特别是伽马射线特征的位置，与星系团及其连接细丝之间边界区域的磁场值联系起来，这可能会限制估计的粒子加速在星系团边缘的相对效率。
2016-10-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic-ray transport and gamma-ray emission in M31
我们研究的可能性，扩展的宇宙射线轻子和/或强子晕是在仙女座星系（M31）检测到的大规模伽马射线发射的起源。我们考虑一个广泛的合奏的非均匀扩散的情况下，宇宙射线注入源。我们发现，宇宙射线电子和质子可能是，而且很可能是，负责部分或全部的伽马射线发射从M31，包括从星系中心超过100千秒差距。我们还模拟了M31脉冲星可能的发射，并考虑了宇宙线加速点周围高度低效扩散区域的影响，正如最近切伦科夫望远镜的TeV晕观测所表明的那样。
2020-12-28 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Fermi-bubble bulk and edge analysis reveals dust, cooling breaks, and cosmic-ray diffusion, facilitating a self-consistent model
本文通过费米气泡从射电到γ射线的宽频带边缘分析，发现尘埃成分掩盖约35 GHz冷却拐折，并用Kraichnan扩散解释射电软化，从而支持强激波电子加速的自洽模型。
2024-03-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the use of X-ray and gamma-ray telescopes for identifying the origin of electrons and positrons observed by ATIC, Fermi, and PAMELA
X射线和伽马射线观测可以帮助理解ATIC、PAMELA、PPB-BETS和费米报告的电子和正电子信号的起源。目前还不清楚观测到的高能电子和正电子是由遗迹粒子产生的，还是由一些天体物理来源产生的。为了区分这两种可能性，我们可以将本星系附近的电子数量与矮球状星系中的电子数量进行比较，矮球状星系中预计不会有那么多的恒星和其他天体物理源。这可以通过对矮球状星系的X射线和伽马射线观测来实现。假设Fermi和ATIC探测到的信号来自于暗物质，以Draco矮球状星系的暗物质分布为例，计算了电子通过逆康普顿散射产生的光子谱。由于对矮球状星系中的磁场知之甚少，我们考虑了带电粒子在有扩散和无扩散情况下的传播。扩展对Draco的费米合作的分析，我们发现，对于一个质量约为10亿太阳质量的晕，即使在没有扩散的情况下，伽马射线信号也会超过上限。这一结论受到与晕质量相关的不确定性的影响。如果矮球状星系拥有局部磁场，电子的扩散就可以产生一个信号，可以被未来的X射线望远镜探测到。
2011-08-08 astro-ph.HE hep-ph
The Fermi Bubbles. II. The Potential Roles of Viscosity and Cosmic Ray Diffusion in Jet Models
费米伽马射线太空望远镜最近在银河系内部探测到的费米气泡的起源是神秘的。在Guo和Mathews的配套论文（论文I）中，我们使用流体动力学模拟来表明它们可能是由最近一次强大的活动星系核喷流事件产生的。在这里，我们进一步探讨这种情况下，研究剪切粘度和宇宙射线（CR）扩散的气泡的形态和CR分布的潜在作用。我们发现，即使是相对较低的粘度水平（μ_{visc} >~ 3 g cm^{-1} s^{-1}，或约0.1% - 1%的Braginskii粘度在这种情况下）可以有效地抑制发展的Kelvin-Helmholtz不稳定性的气泡表面，导致光滑的气泡边缘观察。此外，粘度降低了气泡内的循环运动，否则会将气泡边缘附近的CR携带射流回流与气泡内部混合。因此，粘性自然地产生边缘有利的CR分布，这是产生所观察到的平坦伽马射线表面亮度分布的重要成分。一般来说，这样的CR分布经常产生边缘增亮的伽马射线强度分布。然而，我们表明，通过将CR扩散，这是强烈抑制整个气泡表面（从尖锐的气泡边缘推断），但在气泡内部接近规范值，我们得到一个合理的平坦的伽马射线强度分布。由此产生的CR泡与观察到的费米泡的相似性加强了我们以前的结果，在文件I中，费米泡是由最近的活动星系核喷流事件。研究附近的费米泡可能提供了一个独特的机会，研究等离子体粘度和CR扩散的AGN喷流和气泡的演化的潜在作用。
2012-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Self-Generated Cosmic-Ray Confinement in TeV Halos: Implications for TeV Gamma-Ray Emission and the Positron Excess
最近的观测发现，年轻和中年恒星周围有TeV的伽马射线辐射。与典型的星际介质相比，这些“TeV晕”的形态需要宇宙射线扩散被局部抑制约100-1000倍。目前没有模型解释这种抑制。我们发现，宇宙射线自约束可以显着抑制扩散附近的恒星。陡峭的宇宙线梯度产生阿尔芬波，共振散射相同的宇宙线人口，抑制扩散在约20 pc的恒星小于100 kyr。在这个模型中，TeV晕演化经历了两个阶段，一个是阿尔芬波共振产生的生长阶段，宇宙射线扩散越来越受到抑制，另一个是随后的弛豫阶段，扩散系数恢复到标准的星际值。有趣的是，在TeV晕演化的早期，宇宙射线并没有受到强烈的限制，这使得相当大一部分注入的e+e-逃逸。如果这些e+e-也从周围的超新星遗迹中逸出，它们将为PAMELA和AMS-02观察到的正电子过剩提供自然的解释。最近产生的TeV宇宙射线被限制在TeV晕中，与HAWC和H.E.S.S.的观测结果相匹配。虽然我们的默认模型弛豫太快，无法解释TeV宇宙射线在成熟星系（如Geminga）周围的约束，但利用Kraichnan湍流谱的模型的弛豫要慢得多。因此，观测成熟恒星周围的TeV晕可能会为我们理解星际湍流提供一个探索。
2018-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
Fermi bubble edges: spectrum and diffusion function
目前对$γ$ -射线费米泡（FB）的测量是基于依赖于模型的示踪剂，具有很大的系统不确定性，并且彼此之间存在一定的张力。我们表明，梯度过滤器挑选出FB的边缘，这被发现顺利连接到双极X射线结构从银河系中心发出，从而支持解释的FB作为一个银河系尺度的现象。尖锐的边缘有利于直接的，无模型的测量外围FB频谱。结果是惊人的相似，全FB集成频谱，软化指数$η\simeq (0.2\mbox{--}0.3)$的幂律。在强子和轻子模型中，如果宇宙射线在边缘注入，并在更高的能量$E$优先扩散，这是自然解释的。在（更合理的）轻子模型$D(E)\simeq 10^{29.5}(E/10\mbox{ GeV})^{0.48\pm0.02}\mbox{ cm}^2\mbox{ s}^{-1}$中推断的平均扩散函数与Kraichnan型湍流的估计一致。我们的结果，特别是$η$的微小空间变化，表明FB边缘是一个强的、马赫数为$\gtrsim5$的前向激波。
2017-04-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bremsstrahlung gamma rays from light Dark Matter
我们讨论了经常被忽视的作用的韧致辐射过程的星际气体在计算间接签名的暗物质（DM）湮灭在银河系中，特别是轻DM候选人在现象学上有趣的O（10）GeV的质量范围。特别是从接近银道面的方向，预期的伽马射线谱通过两种效应被改变：直接地，通过在韧致辐射过程中由高能电子在星际气体上发射的光子，这些高能电子是DM湮灭副产品之一;间接地，通过修改相同的电子光谱，由于扩散损失方程中的额外能量损失过程（例如，所得到的逆康普顿发射被改变）。我们量化的重要性的韧致辐射的能量范围内的GeV，表明它是γ射线光谱的某些情况下的主要组成部分。我们还发现，在区域中，韧致辐射占主导地位的能量损失，相关的伽马射线发射只是适度敏感的气体密度可能大的变化。尽管如此，我们强调，为了计算精确的光谱（分）GeV范围内，重要的是要获得一个可靠的描述内星系气体分布以及计算自洽的伽马发射和扩散损失方程的解决方案。例如，这些都是重要的问题，量化和有意义地解释伽马射线地图“残差”方面的（轻）DM湮灭。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
