ИЗВЕСТИЯ РАН. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ, 2015, том 79, № 3, с. 362-364
УДК 524.8
КАСКАДНАЯ МОДЕЛЬ АНОМАЛИИ В СПЕКТРЕ БЛАЗАРОВ ПРИ ОЧЕНЬ ВЫСОКИХ ЭНЕРГИЯХ
© 2015 г. Т. А. Джатдоев
Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования "Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова"Научно-исследовательский институт
ядерной физики имени Д.В. Скобельцына E-mail: timur1606@gmail.com
Хорошо известно, что эффект поглощения гамма-квантов на фотонах внегалактического фона слабо выражен в спектрах некоторых блазаров. Показано, что вторичная компонента, вызванная электромагнитными каскадами, может существенно уменьшать статистическую значимость этой аномалии. Наблюдения указывают на присутствие каскадной компоненты в спектрах внегалактических гамма-источников, что является аргументом в пользу предложенной модели.
DOI: 10.7868/S0367676515030175
ВВЕДЕНИЕ
Долгое время считалось, что наклон гамма-спектров далеких источников в области очень высоких энергий (Very High Energy, VHE, E > 100 ГэВ) возрастает в результате процесса уу ^ e+e- [1, 2], происходящего на фотонах внегалактического фонового излучения (Extragalactic Background Light, EBL), в области энергий, где оптическая толщина для указанного процесса туу = 1. Однако для некоторых блазаров — активных ядер галактик, являющихся мощными источниками гамма-излучения, — отношение наблюдаемой к ожидаемой интенсивности K после учета эффекта поглощения возрастает при увеличении т^; K больше в интервале ту1 > 2, чем для т^ = (1, 2) [3]. Статистическая значимость этой аномалии составляет 4.2 а.
Эффект такого рода обсуждается уже около 15 лет [4, 5]; за это время были разработаны две популярные модели аномалии. Первая модель предполагает, что блазары являются источниками адронов, рождающих вторичные фотоны по пути к наблюдателю [6, 7]. При этом требуется хорошая коллимация пучка адронов (такая же, как и для гамма-квантов, т.е. 9/et ~ 1°); это условие непросто выполнить, так как на выходе из струи блазара, по-видимому, существует область хаотического магнитного поля, которое рассеивает ускоренные адроны. Вторая модель (например, [8]) постулирует процесс осцилляций гамма-квантов в экзотические нейтральные частицы в магнитном поле и затем обратно в фотоны; эффективность обратной конверсии должна быть достаточно велика независимо от направления на источник и, следовательно, от характеристик галактического магнитного поля в этом направлении.
Еще один возможный механизм, объясняющий отклонение величины K в оптически тол-
стом режиме от ожидаемого значения, — рождение вторичных частиц в электромагнитных каскадах [4, 9, 10]. Настоящая работа посвящена исследованию влияния каскадной компоненты на статистическую значимость описанной аномалии.
1. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОДИКА АНАЛИЗА
Исследование основано на выборке спектров объектов, наблюдавшихся черенковскими телескопами, приведенной в [3]. Для анализа отобраны спектры, содержащие 1) не менее 6 бинов туу <1 и туу > 1; 2) хотя бы один бин при tyy > 2, всего шесть объектов: Mkn 421 [11], Mkn 501 [4], H 1426 + 428 [12], 1ES 1101-232 [13], 1ES 0347-121 [14], 1ES 0414 + 009 [15] (красные смещения z от 0.031 до 0.287).
С использованием кода ELMAG 2.02 [16] и модели EBL [17] путем полного статистического моделирования получены спектры ~106 каскадов от гамма-квантов с первичной энергией E0 от 100 ГэВ до 100 ТэВ. Первичный спектр фотонов выбран в виде J = CE— exp(—E0/Ec), где C — некоторая константа, у — показатель наклона спектра, Ec — энергия, соответствующая области конца спектра. Использовано одномерное приближение, которое оправдано в рамках рассматриваемой модели, так как в указанной области энергий угловой радиус
каскадаI
'Jet-
Для выборки объектов тестировались различные гипотезы, для каждой из которых вычислялось ^-значение, которое затем конвертировалось в статистическую значимость ([18], разд. 2). Для расчета значимости использованы величины зарегистрированной и модельной интенсивностей в определенных областях туу ([18], разд. 5.1). При
КАСКАДНАЯ МОДЕЛЬ АНОМАЛИИ В СПЕКТРЕ БЛАЗАРОВ
363
E2dN/dE, ТэВ ■ см-2 ■ с-
E2dN/dE, ТэВ ■ см-2 ■ с-1
10
12
10
13
N 3
Ч > \ W4; v 2 • 1 4
5 i II б 1 1 1 1 1 i ill
10
1
1
E, ТэВ
Рис. 1. Иллюстрация анализа спектрального распределения энергии блазара 1ES 1101-232 (z = 0.186) [13] в отсутствие каскадной компоненты: 1 (кружки) — измеренный спектр 1ES 1101-232, 2 — коридор погрешностей измеренного спектра (astat + ст,^)0'5 с учетом статистической (ostat) и систематической (<Jy,st) неопределенностей; 3 — модельный первичный спектр; 4 — модель наблюдаемого спектра; 5 — вертикальная линия, соответствующая энергии, при которой т^у = 1 6 — то же, что и 5, но для т^у = 2.
10-
10
12
10
-13
i 4a 3
l.J^ 1 I I И | Г 2 1
i Л i ill ■ i i i i •Л \ i i i i i i 111 i i \ i
10-
1
10
E, ТэВ
этом предполагалось, что распределения измеренных значений в сторону увеличения и уменьшения гауссовы, но с различными параметрами; более последовательный анализ требует привлечения единого асимметричного распределения (например, [19, 20]).
2. АНОМАЛИЯ В ОТСУТСТВИЕ КАСКАДНОЙ КОМПОНЕНТЫ
Если каскадные электроны отклоняются внегалактическим магнитным полем (Extragalactic Magnetic Field, EGMF) на углы 0M > 0Jet, каскадная компонента в спектре практически отсутствует. Пример спектрального распределения энергии E2dN/dE одного из объектов в этом случае показан на рис. 1. Модель (кривая 4) не противоречит наблюдениям при т^ < 2, но в области т^ > 2 модельная интенсивность недостаточна. Гипотеза о том, что в отсутствие каскадной компоненты модель описывает экспериментальные данные в области туу > 2 для выборки шести объектов, была отвергнута на уровне значимости ZA = 3.1 а. Аналогичный результат для той же выборки, полученный в работе [3] другим методом, составляет 3.8 а. В целом эти результаты хорошо согласуются, так как систематическая неопределенность формы спектра, учтенная в настоящей работе, уменьшает значимость аномалии.
Рис. 2. Анализ спектра того же объекта, что и на рис. 1, но с учетом каскадной компоненты. Обозначения 1—6 соответствуют рис. 1; 4а — модель наблюдаемого спектра с учетом каскадной компоненты, кривая 7 качественно иллюстрирует возможное влияние EGMF на наблюдаемый спектр.
3. ВЛИЯНИЕ КАСКАДНОЙ КОМПОНЕНТЫ
НА СТАТИСТИЧЕСКУЮ ЗНАЧИМОСТЬ АНОМАЛИИ
Если напряженность EGMF B < 10-16 1с при длине корреляции Lc = 1 Мпк, каскадные фотоны вносят вклад в наблюдаемый спектр при E > 100 ГэВ (см. рис. 2). В то время как процесс уу ^ e+e- ввиду его порогового характера при E < 100 ТэВ происходит лишь на EBL, основной мишенью для электронов в актах обратного комптоновского рассеяния (Inverse Compton, IC) являются фотоны плотного реликтового фона (Cosmic Microwave Background, CMB), имеющие сравнительно малую энергию [9,16]. Тем самым IC-процесс происходит в режиме Томсона, поэтому фотоны следующего поколения приобретают лишь небольшую долю энергии первичного электрона. Эта особенность хорошо заметна на рис. 2: вторичная компонента от каскадных фотонов (кривая 4а на рис. 2) дает основной вклад при сравнительно низких энергиях, в оптически тонком режиме.
В рамках рассмотренной модели вклад каскадной компоненты при т^ > 1 не может объяснять аномалию в спектрах далеких блазаров (z > 0.2) при E >1 ТэВ. Однако вторичные фотоны влияют на интерпретацию данных косвенным образом: чтобы согласовать модель с наблюдениями, первичный спектр на рис. 2 выбран гораздо более жестким, чем на рис. 1, что, в свою очередь, приводит к значительному увеличению модельной интенсивности в области tyy > 2. Статистический анализ спектров, аналогичный описанному в разд. 2, но с учетом каскадной компоненты, дает значение ZA = 0.36 а (аномалия практически отсутствует).
ИЗВЕСТИЯ РАН. СЕРИЯ ФИЗИЧЕСКАЯ том 79 № 3 2015
364
ДЖАТДОЕВ
4. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
Анализ в настоящей работе проведен в предположении B < 10-16 Гс. Возможное влияние EGMF на спектр каскадной компоненты схематически показано кривой 7 на рис. 2. Подобная форма спектра уже была зарегистрирована в течение одной из вспышек блазара Mkn 501 [21], которая наблюдалась одновременно орбитальным инструментом Fermi LAT [22] и черенковским телескопом VERITAS [23]. Кроме того, в [21] было поставлено ограничение на длину фронта нарастания сигнала TF< 10 сут (90% C.L.) при E ~ 100 ГэВ; оценка B составила 10-16—10-17 Гс при Lc = 1 Мпк.
Если параметры B и Lc имеют близкие значения и для других пяти объектов выборки, характерное время переменности каскадной компоненты для них можно оценить как [4] (z/z(Mkn501)) TF = 10—80 сут в зависимости от г. В двух ближайших объектах выборки вклад каскадной компоненты мал; четыре блазара, имеющие г > 0.1, за время наблюдения не обнаруживали переменности с периодом менее нескольких месяцев. Это не позволяет поставить дополнительные ограничения на вклад каскадной компоненты, используя временную информацию.
Существующие ограничения на величину B (например, [24], где анализируется угловое распределение прихода фотонов, которое зависит от вклада каскадной компоненты) не противоречат предположениям рассмотренной модели. Инструменты, имеющие повышенную чувствительность (CTA [25]) или угловое разрешение (эмульсионный гамма-телескоп [26], прибор GAMMA-400 [27]), возможно, позволят измерить напряженность EGMF. Наконец, недавно обнаруженное указание на то, что объекты, наблюдаемые черен-ковскими телескопами и инструментом Fermi LAT, находятся преимущественно в направлении на крупномасштабные пустоты в распределении материи [28] и, следовательно, в области малых значений B, является прямым аргументом в пользу наличия в спектре блазаров каскадной компоненты.
ВЫВОДЫ
В настоящей работе впервые детально рассмотрен вопрос о возможности объяснения аномалии в спектре блазаров в области очень высоких энергий в рамках каскадной модели. Впервые показано, что влияние вторичных фотонов, приводящее к уменьшению статистической значимости аномалии, может носить косвенный характер: хотя эти фот
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.