고에너지 감마선의 미지 세계: Local Group 내 일반 은하 탐사 초록 전체 번역 및 정리 (

은하계 외부의 고에너지 감마선 방출의 의외의 원천들이 서서히 그 그림자를 드러내고 있다. Fermi/LAT 협업은 최근 우리 은하의 이웃인 안드로메다 은하(M31)에서 고에너지 감마선을 발견했다고 보고했다 [1]. 더 강력한 원천, 특히 상대론적 제트를 지향하는 활동은하핵(AGN), 즉 블azar는 Fermi/LAT을 통해 탐지된 외부 원천의 대부분을 차지한다 (예: [2]).

그러나 약한 원천인 스타버스트 은하와 일반 은하는 GeV 및 TeV 범위에서 고에너지 방출원으로 밝혀지고 있다. M82 [3, 4] 와 NGC 253 [3, 5] 같은 스타버스트 은하가 대표적인 예이다. 과거에는 스타버스트, 세이페트 은하 및 일반 은하가 외계 확산 감마선 방출에 미치는 기여도가 미미하다고 여겨졌지만, 최근 연구는 이러한 기여도가 블azar의 방출량과 비교하여 크게 의미있는 수준일 수 있음을 시사한다 (예: [7]).

본 연구에서는 AGN이 아닌 은하 내 간섭에 의한 우주선 상호작용의 흔적을 찾기 위해, Local Group 내 일반적인 근처 은하에서 고에너지 감마선 방출을 탐색하는 것을 목표로 한다.

Local Group 내 일부 은하에서 고에너지 방출이 보고된 바 있다: 작은 마젤란 구름 (SMC) [8], 큰 마젤란 구름 (LMC) [9], 안드로메다 은하 (M31) [1], 스타버스트 은하 M82와 NGC 253 [3], 그리고 Cen A [10, 11]. 본 연구에서는 지금까지 고에너지 방출이 보고되지 않은 Local Group 내 주요 은하들을 조사한다: M81, M83, IC342, Maffei 1, Maffei 2, 그리고 M94.

Fermi/LAT 데이터 분석은 2008년 8월 4일부터 2011년 1월 1일까지의 공개 데이터를 사용하여 수행되었다. 우리는 과학 도구 버전 v9r18p6에서 제공되는 비분산 가능성 분석 [12]를 활용했다. 200 MeV-200 GeV 에너지 범위에서 확산 클래스 이벤트 데이터는 P6 V3 기기 응답 함수를 사용하여 선택되었다. 은하계 외래 확산 방출과 잔류 기기 배경을 설명하기 위해 isotropic iem v02 모델이 사용되었으며, 은하계 확산 방출의 기여도를 설명하기 위해 gll iem v02 모델이 사용되었다. 관심 영역은 각 샘플 원천의 명목 위치 주변 반지름 10°의 원형 영역으로 설정되었고, 1FGL [13] 카탈로그에 있는 11개월 포인트 소스까지 고려하여 원천 재구성 시 모델링되었다. gtlike 도구는 연구 대상 물체의 감지 수준을 평가하는데 사용되었으며, 모든 경우 Test Statistics (TS)가 25 미만으로, 의미있는 감지가 이루어지지 않았다. 따라서 2σ 신뢰 수준의 상한선이 각 물체의 플럭스에 대해 계산되었다. 이러한 한계는 특정 에너지 스펙트럼을 가정하지 않고 계산되었으며, eConf C110509 그림 1: 샘플 및 다른 알려진 스타버스트와 일반 은하에서 고에너지 방출량 (또는 2σ 신뢰 수준의 상한선)과 초신성 발생률과 총 가스 질량의 곱. 빨간색 사각형 점은 [17] 모델을 사용하여 예측된 방출량을 나타내며, 이는 RSN과 Mgas 불확실성을 고려한다.

각 원천의 광자 지수는 모델에서 자유롭게 변수화된다. 표 1은 M81, M83, IC342, Maffei 1, Maffei 2, M94에 대한 본 연구 결과 요약 및 이전 NGC 1068과 NGC 4945 [14] 및 우리 은하, LMC, SMC, M31, M33, M82, NGC 253 (참고: [15] 및 참고 문헌) 에 대한 결과를 제시한다. 샘플 원천에 대한 자세한 내용은 [15]를 참조한다.

별의 잔해에서 가속된 우주선의 간섭과 주변 은하 내 간질 매질은 스타버스트 및 일반 은하에서 고에너지 감마선 방출을 생성할 것으로 예상된다. 이는 피온 붕괴로 인한 하드론 우주선의 경우와 역컴프턴 및 브렘스레이로 인한 전자 우주선의 경우에 모두 가능하다.

전문 한국어 번역:

레프톤 우주선(예시: [16])에서 유래한 방사선에 대한 연구([17])에 따르면, 초신성 발생률 R_SN과 특정 은하 내의 총 가스 질량 M_gas는 예상 γ-선 밝기와 밀접한 관련이 있습니다. 이 관계는 다음과 같이 표현됩니다:

(1) 밀도 지수는 우리은하의 초신성 발생률 R_MW_SN과 고려 중인 은하의 거리 d에 비례합니다.

그림 1은 페르미/LAT를 통해 측정한 고에너지 방출 성운 및 일반 은하들의 γ-선 밝기와 R_SN × M_gas 사이의 관계를 보여줍니다. 또한, 여기서 연구된 물체들에 대한 상한선(검출되지 않은 경우)도 표시되어 있습니다. [17]의 모델에서 예상되는 밝기는 붉은 선으로 표시되었으며, R_SN과 M_gas에 대한 관측 불확실성을 고려하여 다양한 물체에 적용되었습니다. 비교를 위해, 최근 고에너지 방출로 발견된 세페르 2 은하 NGC 1068의 γ-선 밝기도 그래프에 추가되었습니다([14]). NGC 1068도 중심부에 성운 지역을 가지고 있지만, [14]에서 고에너지 방출은 주로 활동성 은하핵(AGN) 활동에 기인한다고 주장했습니다.

그림 1을 통해 M33에 대한 페르미/LAT 협회의 상한선([1])이 고에너지 플럭스와 R_SN × M_gas 사이의 직접적인 연관성이 예상되는 경우 매우 엄격한 제약 조건을 준다는 것을 알 수 있습니다. 즉, 고에너지 방출이 우주선과의 상호작용으로 인해 오직 간접적으로 발생하고 다른 기여가 없는 경우입니다. 이러한 상황에서 페르미/LAT를 통해 M33의 검출은 임박한 일로 보입니다. 향후 몇 년간 M33의 비검출은 특히 전자 탈출이 효율적이어서 고에너지 방출이 부분적으로 억제되는 것을 시사할 수 있습니다. 그림 1에서 M83도 곧 페르미/LAT를 통해 검출될 것으로 예상됩니다. NGC 1068의 특이한 경우를 제외하고, 다른 물체에 대한 관측은 [17]의 모델에 부합합니다.

정상 은하의 고에너지 방출에 대한 대체 시나리오도 고려할 수 있습니다. 최근 [18]은 우리은하 내부에 거대 γ-선 버블이 존재함을 보고했으며, 그 기원에 대한 다양한 가능성들은 [19]에서 자세히 논의되고 있습니다. 이러한 거대 버블의 방출은 주로 은하계 우주선의 고에너지 전자에 대한 역산란으로 인해 발생할 가능성이 높으며, 이는 WMAP을 통해 관찰된 미파 안개와도 연관될 수 있습니다([20]). 다른 정상 은하에서도 이러한 버블의 신호가 감지된다면, 현 모델([17])에서 예상되는 것보다 더 높은 γ-선 플럭스를 초래할 것입니다. M33의 경우, 이미 보고된 상한선이 이러한 가설을 배제합니다.

고에너지 방출은 세 번째 가능성에서도 발생할 수 있습니다. 은하 내 소스들의 집단 방출, 예를 들어 펄사, 펄사 풍성 또는 초신성 잔해는 근처 은하에서 감지될 수 있습니다. 이러한 방출의 기여도를 평가하기 위해, 현재 페르미/LAT를 통해 감지된 펄사와 펄사 풍성의 γ-선 밝기를 사용하여 모형화된 집단 방출 플럭스를 추정했습니다(자세한 내용은 [15] 참조). 이 모델은 호주적인 조건을 가정하여 3 Mpc 거리에 위치한 가상의 은하 내에 이러한 은하 소스가 1000개 존재한다고 가정했습니다. 심지어 이러한 낙관적인 조건에서도, 펄사의 집단 방출 플럭스는 F(E > 100 MeV) ≈ 5 × 10^-14 erg cm^-2 s^-1이고, 펄사 풍성의 플럭스는 F(E > 100 MeV) ≈ 10^-13 erg cm^-2 s^-1로 계산됩니다. 이러한 추정치는 현재 우리 은하에서 페르미/LAT를 통해 감지된 유사한 물체 수(약 60개, [21, 22])에 비해 훨씬 높습니다.

…(본문이 길어 생략되었습니다. 전체 내용은 원문 PDF를 참고하세요.)…