HADAR實驗對Fermi-LAT伽馬射線源觀測的預期研究*

孫惠英 錢祥利? 陳天祿 單增羅布 馮有亮 高啟 茍全補 郭義慶4)? 胡紅波4) 康明銘 厲海金 劉成 劉茂元 劉偉 喬冰強 王旭 王振 辛廣廣 姚玉華8) 袁強 張毅

1) (山東管理學院智能工程學院,濟南 250357)

2) (西藏大學宇宙線教育部重點實驗室,拉薩 850000)

3) (中國科學院高能物理研究所粒子天體中心,北京 100049)

4) (中國科學院大學,北京 100049)

5) (四川大學物理學院,成都 610064)

6) (上海交通大學李政道研究所,上海 200240)

7) (蘇州空天信息研究院,蘇州 215000)

8) (重慶大學物理學院,重慶 401331)

9) (中國科學院紫金山天文臺暗物質(zhì)與空間天文重點實驗室,南京 210023)

1 引言

宇宙線被認為是組成非熱宇宙的重要成分,然而由于宇宙線是帶電粒子,在傳播過程中受到銀河系內(nèi)磁場的作用容易發(fā)生偏轉(zhuǎn),因此很難確定其起源.當帶電粒子被加速到相對論能量時,會通過多種相互作用過程產(chǎn)生伽馬射線,而伽馬射線是電中性,在傳播過程中不受磁場影響偏轉(zhuǎn),可以指向伽馬射線的產(chǎn)生區(qū)域,因此伽馬射線尤其是甚高能(very high energy,VHE;E≥ 30 GeV)伽馬射線成為研究宇宙線產(chǎn)生和加速的重要手段.對非熱輻射過程產(chǎn)生的VHE 伽馬射線及其輻射體的探測成為探測宇宙結(jié)構(gòu)及其電磁成分的重要探針.除此之外,通過VHE 伽馬射線還可以研究各種天體輻射源的輻射機制及其輻射區(qū)域信息,也是研究伽馬射線暴、洛倫茲破缺及間接測量暗物質(zhì)的重要手段.

過去二十多年,已經(jīng)觀測到超過270 個不同類型的VHE 伽馬射線源.這主要得益于地面成像大氣切倫科夫望遠鏡陣列實驗(imaging atmospheric Cherenkov telescopes,IACTs)和地面空氣簇射陣列(extensive air shower detector array,EAS)實驗的發(fā)展,且實驗的探測靈敏度逐漸提高.以對蟹狀星云(Crab Nebula)的觀測為例,現(xiàn)代IACT 陣列實驗,比如H.E.S.S.[1],MAGIC[2]和VERITAS[3],只需幾分鐘時間就可以探測到該源5 倍顯著性超出.下一代的切倫科夫望遠鏡陣列實驗(Cherenkov telescope array,CTA)[4],將在靈敏度和分辨率方面有顯著提高,將靈敏度再提高1 個量級,不到1 min 便可探測到Crab 源的顯著性超出.因此,隨著IACTs 和EAS 實驗靈敏度的提高,預計會有更多VHE 伽馬射線源被探測到.

VHE 伽馬射線來源于多種宇宙線源,像超新星遺跡(supernova remnant,SNR)[5]、脈沖星風星云(pulsar wind nebula,PWN)[6]、脈沖星(pulsar,PSR)等,這些源主要集中在銀河系內(nèi).銀河系外的VHE 伽馬射線源也被觀測到,主要產(chǎn)生于活動星系核(active galactic nuclei,AGN)的相對論性噴流,或者恒星快速形成區(qū)域(star-forming region,SFR),比如星暴星系(starburst galaxies,SBG)和伽馬射線暴(gamma-ray bursts,GRBs)的余輝輻射等.還有一些未確定類型(unknown,UNK)的伽馬射線源,這些源主要分布在銀道面上,其類型尚未被其他波段觀測實驗確定.

對銀河系內(nèi)伽馬射線源的觀測,銀道面是主要觀測區(qū)域,現(xiàn)代IACT 實驗都對其進行了觀測.位于南半球的H.E.S.S.實驗以小于1.5% Crab 流強的靈敏度和0.08°的角分辨對銀道面區(qū)域進行了掃描觀測[7],共觀測到78 個VHE 源和47 個未確定類型的源.位于北半球的VERITAS 實驗對Cygnus區(qū)域進行了詳細觀測[8],將延展源VER J2019+368 區(qū)分為兩個候選源(VER J2018+367*和VER J2020+368*),并且對超新星遺跡區(qū)域Gamma-Cygni 的形態(tài)輪廓進行了詳細觀測研究.位于北半球的水切倫科夫觀測實驗HAWC 對北天區(qū)進行了觀測[9],共發(fā)現(xiàn)65 個TeV 以上的源,其中大部分位于銀道面,且有脈沖星對應(yīng)體.

銀河系外的伽馬射線主要來自AGN 產(chǎn)生的輻射,AGN 主要包括耀變體(blazar)、未確定類型的耀變體候選體(blazar candidates of uncertain type,BCUs)、射電星系(radio galaxies,RDGs)、類星體(quasar)和賽弗特星系(seyfert galaxy,SEY)等類別,其中大部分是耀變體.耀變體是一類活動非常劇烈的AGN,通過具有大洛倫茲因子(≥ 10)的相對論性噴流產(chǎn)生伽馬射線,且噴流的方向與視線的夾角較小,具有快速光變、高偏振、強輻射等特征.關(guān)于耀變體的輻射模型,人們普遍接受的是相對論噴流、黑洞、吸積盤三者相統(tǒng)一的輻射模型[10,11].耀變體的非熱輻射,被認為是黑洞通過吸積盤吸積物質(zhì),然后相對論粒子以接近光速噴流出來,并通過相互作用過程產(chǎn)生伽馬輻射.其中產(chǎn)生伽馬射線的輻射機制還不是完全清楚,大部分輻射屬于輕子起源,比如相對論電子在黑洞周圍磁場中的同步輻射,相對論電子與周圍軟光子場(光子來自同步輻射的光子和噴流以外的區(qū)域[12])的逆康普頓散射.還有一種輻射屬于強子起源,主要是噴流中的高能質(zhì)子與周圍的軟光子發(fā)生p-γ作用,產(chǎn)生級聯(lián)輻射,或者是質(zhì)子直接參與的同步輻射[13-16].除此之外,還有一些輕子-強子混合模型[17]也被用來解釋耀變體的VHE 能譜結(jié)構(gòu).

耀變體根據(jù)光譜發(fā)射線強度的等值寬度大小分為平譜射電類星體(FSRQ,強發(fā)射線)和蝎虎狀天體(BL Lacs,無或弱發(fā)射線)[18],根據(jù)同步輻射峰頻的位置分為低峰頻同步輻射峰(LSP,頻率 ＜1014Hz)(包含F(xiàn)SRQs 和LBLs)、中峰頻同步輻射峰(ISP,1014Hz ＜ 頻率 ＜ 1015Hz)(包含LBLs和IBLs)、高峰頻同步輻射峰(HSP,1015Hz ＜ 頻率 ＜ 1017Hz)和極高峰頻同步輻射峰(EHSP,頻率 ＞ 1017Hz)[19,20](大部分是HBLs).耀變體的光譜遍布整個電磁波譜,從射電波段、光學、X 射線到伽馬射線波段.耀變體的一個主要特征是具有顯著的光變,時間周期從幾分鐘到幾年不等.耀變體的譜能量分布(spectral energy distribution,SED)在 logν-logνFν呈現(xiàn)一個典型的雙峰結(jié)構(gòu),其結(jié)構(gòu)可以由噴流中高能相對論粒子的非熱輻射機制進行解釋.對耀變體的觀測,在過去幾十年里已經(jīng)成功探測到耀變體的高能(E＞ 100 MeV)伽馬射線輻射,通過高能伽馬射線實驗望遠鏡(EGRET)和費米空間望遠鏡搭載的大面積望遠鏡(Fermi large area telescope,Fermi-LAT)的巡天觀測,很多伽馬射線的源表和AGN 源表已經(jīng)發(fā)布.

然而Fermi-LAT 等空間望遠鏡由于接收面積有限(約1 m2),不適合觀測能量高于100 GeV 的伽馬射線.VHE 能量伽馬射線的觀測主要是通過IACTs 和EAS 實驗來完成.IACTs 具有大的有效面積(約105m2)、好的角分辨和能量分辨,因此在觀測短時標變化的伽馬射線源方面具有一定優(yōu)勢.然而,由于觀測視場相對較小(～3.5°—5°)、占空比較小(＜ 10%),只能對單一的源進行觀測,對一些快速瞬變源不能及時跟蹤觀測,且不能長期觀測.地面EAS 實驗雖然具有大的觀測視場,能對視場內(nèi)的源進行連續(xù)觀測,但往往觀測閾能偏高(幾百GeV)、角分辨較差.因此,一種具有大視場、低閾能的地面望遠鏡實驗陣列——高海拔天體輻射探測實驗(high altitude detection of astronomical radiation,HADAR)被提出.HADAR 由我國科研人員自主提出,是一種采用新技術(shù)的成像大氣切倫科夫望遠鏡陣列,采用折射式透鏡聚焦宇宙線和伽馬射線產(chǎn)生的大氣切倫科夫光,以實現(xiàn)對10 GeV至10 TeV 伽馬射線輻射的觀測.

HADAR 是地面式的寬視場望遠鏡,具有寬視場優(yōu)勢,能以較高靈敏度對其天空視場區(qū)域進行連續(xù)掃描觀測,包括點源、暫現(xiàn)源和時變源等.這非常有利于對耀變體這類流強連續(xù)變化的源進行觀測,可以充分研究耀變體的耀變行為,研究其能譜結(jié)構(gòu)、噴流的輻射機制等.除了流強快速變化的伽馬射線源外,對一些空間上擴展的源,寬視場探測器HADAR 在觀測這類源方面也有優(yōu)勢,這是窄視場的IACTs 實驗所不具備的.

本文利用HADAR 實驗的性能,基于Fermi-LAT 對伽馬射線源的觀測數(shù)據(jù),模擬研究HADAR對銀河系內(nèi)和銀河系外伽馬射線源的觀測預期.第2 節(jié)簡單介紹HADAR 實驗及其性能;第3 節(jié)介紹基于Fermi-LAT 源的能譜外推方法;第4 節(jié)講述HADAR 對河外源的預期能譜;第5 節(jié)給出源的觀測顯著性預期;第6 節(jié)是結(jié)論.

2 HADAR 實驗

HADAR 實驗是一個由廣角切倫科夫透鏡和閃爍體探測器組成的復合陣列,陣列結(jié)構(gòu)如圖1(a)所示,通過探測宇宙線和伽馬射線產(chǎn)生的切倫科夫光,以達到探測和區(qū)分伽馬射線的目的.單個廣角切倫科夫透鏡(水透鏡)的結(jié)構(gòu)如圖1(b)所示,與現(xiàn)代IACT 采用反射式透鏡不同,HADAR 采用新型水透式折射透鏡,以克服傳統(tǒng)反射式望遠鏡視場小、離軸大角度時成像差等缺點.整個系統(tǒng)由折射透鏡、水介質(zhì)、光聚焦系統(tǒng)和圓柱形罐體4 部分組成.透鏡設(shè)計為球冠形狀,直徑為5 m,以實現(xiàn)大的視場角,用來收集切倫科夫光.透鏡材質(zhì)采用亞克力玻璃材質(zhì).折射后的光經(jīng)過高透射率的高純水后到達望遠鏡聚焦成像系統(tǒng),成像系統(tǒng)放置在透鏡的焦平面上,以實現(xiàn)對切倫科夫光成像的探測,透鏡的焦距為6.8 m,望遠鏡的視場角為60°.望遠鏡系統(tǒng)的各部分結(jié)構(gòu)尺寸如圖1(b)所示.

圖1 HADAR 陣列示意圖(a)陣列分布圖;(b)單個水透鏡詳細結(jié)構(gòu)圖[21]Fig.1.Schematic of HADAR: (a) Layout of the HADAR experiment;(b) detailed design of a water-lens telescope[21].

HADAR 的有效面積、角分辨、時間分辨等性能模擬可以參考文獻[21-23],HADAR 實驗覆蓋的天區(qū)面積遠大于IACTs 等實驗,因此在巡天觀測伽馬射線源方面具有重要優(yōu)勢.圖2 是HADAR與Fermi[24],MAGIC[25],H.E.S.S.[7],ARGO-YBJ[26],HAWC[27],Tibet-ASγ[28],LHAASO[29]和 CTA[4]的靈敏度曲線對比圖,IACT 實驗的曝光時間為50 h,EAS 實驗的曝光時間為1 a.從圖2 可以看出,在HADAR 的低能段,其靈敏度好于Fermi-LAT 衛(wèi)星實驗;在高能段,其靈敏度好于HAWC 等地面EAS 實驗,與IACT 實驗MAGIC 和H.E.S.S.的靈敏度相當,因此可以彌補已有地面實驗和衛(wèi)星實驗的能段空缺.HADAR 在1 TeV 的靈敏度約為1% Crab 流強[22],雖然該靈敏度沒有超過MAGIC和H.E.S.S.實驗,但是HADAR 具有IACT 實驗所沒有的寬視場優(yōu)勢,十分有利于對視場內(nèi)的點源、瞬變源進行連續(xù)觀測.表1 列出了HADAR 與其他實驗的性能參數(shù)對比.

表1 HADAR 及其他IACT 和EAS 實驗的性能對比,表中列出了各實驗的名稱、覆蓋天區(qū)、視場、能量閾值、角分辨、觀測點源的靈敏度和參考文獻Table 1.Comparison of the performance of HADAR and other IACT/EAS experiments.For each experiment,the name,spatial coverage,field of view,energy threshold,angular resolution,point-source ssensitivity and reference are given.

圖2 HADAR 及其他伽馬射線實驗的靈敏度曲線對比圖[23]Fig.2.Comparisons of the sensitivity of HADAR with other γ-ray instruments[23].

HADAR 實驗計劃布置在海拔4300 m 的西藏羊八井宇宙線觀測站,比IACT 實驗海拔更高,探測閾能相對更低,有潛力探測幾十GeV 能量的伽馬輻射.實驗硬件建設(shè)方面,2016 年已完成0.9 m口徑球冠薄透鏡原理樣機系統(tǒng)的驗證,成功觀測到宇宙線事例[30,31],在可行性方面得到初步驗證.第二步實驗計劃,用2 個或3 個直徑2 m 的半球作為透鏡主體進行實驗,目前透鏡主體已經(jīng)加工完成,探測實驗將在近期展開.第三步將進行HADAR四個5 m 口徑望遠鏡的計劃.

3 Fermi-LAT 源能譜的外推方法

為了正確估計HADAR 對河內(nèi)和河外伽馬射線源的觀測能力,我們基于現(xiàn)有Fermi-LAT 的觀測數(shù)據(jù),利用其能譜信息,結(jié)合HADAR 實驗的觀測性能進行合理估計.Fermi-LAT 的能量范圍主要集中在低能段,而HADAR 可以觀測至10 TeV能量,因此對甚高能段源的能譜,需要進行能譜外推.外推一方面要基于伽馬射線輻射產(chǎn)生的物理機制,另一方面伽馬光子與河外背景光(extragalactic background light,EBL)相互作用導致的伽馬射線的衰減(不透明度)也需要正確估計.

3.1 Fermi-LAT 數(shù)據(jù)

費米伽馬射線空間望遠鏡于2008 年發(fā)射,Fermi-LAT[32]開始在GeV 能段進行連續(xù)巡天觀測,合作組2022 年發(fā)布了最新的四期源表4FGL-DR3[33]和4LAC-DR3[34],提供了50 MeV—1 TeV能段12 年間的伽馬射線觀測結(jié)果.其中,4FGLDR3 包含6658 個置信水平在4σ以上的源,包括河內(nèi)源和河外源.相比于4FGL (4FGL-DR1)[35]源表,4FGL-DR3 對所有源的譜參數(shù)、譜能量分布、年光變曲線和關(guān)聯(lián)體等做了更新,對脈沖星采用了更優(yōu)化的參數(shù)化擬合,增加了1607 個新的點源和一些新關(guān)聯(lián)的源[33].

4LAC (4LAC-DR1)[36]是基于與4FGL 相同的數(shù)據(jù),重點介紹河外源AGN,并對源的性質(zhì)做了一些補充,例如增加了河外源的紅移估計和耀變體分類信息等,是AGN 類伽馬射線源數(shù)據(jù)的重要參考.在4FGL-DR3 包含的6658 個源中,共分為27類,其中AGN (4LAC-DR3)包含3814 個源,9 個子類,包括792 個FSRQ,1458 個BL Lacs,1493 個BCUs 和71 個非耀變體類型的AGN (Nonblazar AGN,包含6 個子類).4LAC-DR3 相比于4LACDR1 新增了591 個AGNs 源,其中包含587 個耀變體(75 個FSRQs、117 個BL Lacs 和395 個BCUs)和4 個射電星系.新增加的BCUs 中大部分具有較軟的譜指數(shù),因此FSRQs 類型可能占的比例要大些,這一特征在4LAC-DR1 中是沒有的,原因可能是由于FSRQs 具有較強的耀變活動.

3.2 EBL 吸收

在VHE 伽馬射線從源處產(chǎn)生到傳播至地球的過程中,將穿過EBL 輻射場并與EBL 光子發(fā)生相互作用,導致正負電子對的產(chǎn)生,即γVHE+γEBL→e++e-.該相互作用將導致觀測的伽馬射線能譜的衰減,即對VHE 光子的不透明度,該不透明度跟伽馬射線的能量、源的紅移和EBL 強度(由EBL模型預測)有關(guān).圖3 是伽馬射線衰減因子隨伽馬射線能量的變化圖[37],分別給出了不同紅移下的曲線,可以看出,隨著紅移的增加,吸收效應(yīng)變大,但在低能段(＜50 GeV)吸收效應(yīng)相對較弱.由于Fermi-LAT 觀測到的大部分伽馬輻射發(fā)生在能量小于50 GeV 的區(qū)域,因此基本上不受EBL 吸收的影響,尤其是對紅移z≤1 的源.因此,Fermi-LAT 伽馬射線源的能譜可以認為是未被吸收的內(nèi)稟譜.在此基礎(chǔ)上對VHE 源能譜進行預期,需要加入EBL 吸收效應(yīng).該效應(yīng)可用公式表示為

圖3 伽馬射線衰減因子與能量的關(guān)系圖,分別對應(yīng)紅移為0.03,0.1,0.25,0.5 和1.0 處的源.實線代表基于威爾金森微波各向異性探測器衛(wèi)星(WMAP5)數(shù)據(jù)的模型,作為對比,基于固定參數(shù)的WMAP5 模型(紫色點劃線)和Domínguez模型[38] (紅色點劃線)也分別畫出.可以看出伽馬射線的衰減主要集中在甚高能段,隨著紅移的增加吸收效應(yīng)逐漸變強,且衰減逐漸向低能段發(fā)展.低紅移時在1—10 TeV 能量區(qū)間存在一個較平緩的變化[37]Fig.3.Attenuation e-τ of gamma-rays versus gamma-ray energy,for sources at z=0.03,0.1,0.25,0.5 and 1.0.Results are compared for Wilkinson microwave anisotropy probe 5-year (WMAP5,solid) and WMAP5+fixed (dashdotted violet) models,as well as the model of Domínguez[38](dash-dotted red).Increasing distance causes absorption features to increase in magnitude and appear at lower energies.A plateau can be seen between 1-10 TeV at low redshift[37].

3.3 伽馬射線源SED 的外推

基于Fermi-LAT 伽馬射線源的能譜數(shù)據(jù)估計HADAR 對這些源的觀測能力,需要將源能譜的能量外推至甚高能段.對河外源耀變體來說,大多數(shù)耀變體的流強是變化的,在許多情況下對同一個耀變體可以觀測到不同耀發(fā)態(tài)時的多個能譜,同時,不同時間段觀測到的能譜可能也不一樣.但總體來說,源的大部分時間是處在穩(wěn)態(tài),耀發(fā)態(tài)的持續(xù)時間較短且不規(guī)則.Fermi-LAT 的觀測數(shù)據(jù)一般是幾年觀測的平均輻射,而IACTs 實驗觀測到的一般是在幾小時或幾天時間內(nèi)的耀發(fā)態(tài)時的輻射.這里將Fermi-LAT 的SED 進行外推,由于Fermi-LAT 的內(nèi)稟譜存在多種模型,作為對比,將這幾種內(nèi)稟譜模型分別加上EBL 吸收效應(yīng)來進行外推.同時,為了更好地評估SED 外推到VHE高能段的可靠性,將某些源已有的VHE 實驗觀測數(shù)據(jù)與Fermi-LAT 外推的能譜進行了對比,VHE數(shù)據(jù)主要采用VERITAS 實驗的VTSCat 數(shù)據(jù)[39],該數(shù)據(jù)分別包含穩(wěn)態(tài)和耀發(fā)態(tài)時的數(shù)據(jù).

Fermi-LAT 采用的內(nèi)稟譜函數(shù)模型主要有以下4 種.

冪律譜型(power law,PL):

對數(shù)拋物線型(log parabola,LP):

帶指數(shù)能量截斷的冪律譜型(PL with exponential cut-off,PLEC):

帶指數(shù)能量截斷的對數(shù)拋物線型(LP with exponential cut-off,ELP):

其中,F0是參考能量E0下的歸一化流強,Γ是能譜指數(shù),β是log 拋物線譜型的曲率參數(shù),Ecut是能譜在高能段的截斷能量.模擬中,對不同類型的耀變體Ecut設(shè)置了不同的能量截斷值[40,41].

圖4 是能量外推得到的伽馬射線源譜能量分布圖,分別列舉了3C 66A,1ES 1218+304,PKS 1424+240 和PG 1553+113 共4 個源,這些源都位于HADAR 視場內(nèi).能譜中藍色數(shù)據(jù)點是Fermi-LAT 源表的數(shù)據(jù),黃色數(shù)據(jù)點是VTSCat 的數(shù)據(jù),分別列舉了低態(tài)和耀發(fā)態(tài)時的數(shù)據(jù).不同的線條代表不同的內(nèi)稟譜函數(shù)模型,譜的模型采用Fermi-LAT 的模型參數(shù)信息,能譜中加入EBL 吸收效應(yīng),EBL 模型采用Domínguez 模型[38].將外推的吸收能譜與VHE 能段的觀測數(shù)據(jù)進行對比,可以看出采用內(nèi)稟譜函數(shù)和EBL 吸收外推的能譜能較好地描述VHE 能段的實驗數(shù)據(jù),能譜外推的方法是可行的.表2 列出了這4 個源的具體參數(shù)信息,其中每個源列出的是Fermi-LAT 提供的最佳能譜模型及其在該模型下的參數(shù)信息.

表2 HADAR 視場內(nèi)4 個AGN 源的性質(zhì)參數(shù),譜的模型參數(shù)從4LAC/4FGL 導出.表中從左到右分別為: 4FGL 源名稱、源對應(yīng)體、AGN 類型、SED 分類、紅移、模型,該譜模型下的能量參考值、對應(yīng)在能量 E0 處的微分流強、譜指數(shù)Γ 和曲率參數(shù)βTable 2.Property parameters for four AGN sources,where the spectral model parameters are based on 4LAC or 4FGL.Columns from left to right are as follows: 4FGL source name,counterpart,type,class,redshift,model,E0,differential flux at E0 with the fit model,spectral index Γ,curvature parameter β.

圖4 外推得到的源3C 66A,1ES 1218+304,PKS 1424+240 和PG 1553+113 的寬能量段伽馬射線譜能量分布圖,可以看出,采用內(nèi)稟譜函數(shù)加EBL 吸收的譜模型能較好地描述能譜的實驗觀測數(shù)據(jù).其中低能段為Fermi-LAT 4FGL 的實驗數(shù)據(jù)(藍色菱形),VHE能段為VERITAS 的實驗數(shù)據(jù)(黃色圓圈代表低態(tài),黃色圓點代表不同耀發(fā)態(tài)的數(shù)據(jù)).三種不同的紅色虛線分別代表不同的譜函數(shù)模型,實線代表Fermi-LAT 采用的譜函數(shù).縱坐標代表觀測的流強,其中包含了EBL 的吸收效應(yīng)Fig.4.Gamma-ray spectral energy distribution for the sources 3C 66A,1ES 1218+304,PKS 1424+240,and PG 1553+113 obtained over a wide energy range by extrapolation.The resulting data show that the spectral models using the intrinsic spectral function and EBL absorption fit the experimental data well.The Fermi-LAT 4FGL data is represented by blue diamonds in the low-energy band,while in the VHE band the VERITAS data is depicted by yellow circles for the low state and yellow dots for the different flaring states.Three different red dashed lines represent different spectral function models,while the solid line represents the Fermi-LAT preferred function.The y-axis represents the flux,which includes the absorption effect of EBL.

對于VHE 數(shù)據(jù)低態(tài)和耀發(fā)態(tài)的確定,由于同一個耀變體在不同時間段會觀測到不同的流強,因此,對實驗給出的不同VHE 能譜數(shù)據(jù)點,可以采用積分的形式來確定譜的低態(tài)或耀發(fā)態(tài).具體做法是將每一個VHE 源觀測的不同能譜數(shù)據(jù)與外推的Fermi-LAT 能譜函數(shù)進行最小二乘擬合,根據(jù)擬合出的譜微分曲線與能量進行積分,以得到不同VHE 譜時積分流強的大小,根據(jù)積分流強的大小確定耀變體的不同形態(tài),最小的確定為低態(tài),其余為耀發(fā)態(tài).

4 河外源的預期能譜

根據(jù)3.3 節(jié)所述的能譜外推方法,本節(jié)將對所有Fermi-LAT 4LAC-DR3 源表數(shù)據(jù)進行能譜外推.考慮到計算EBL 的吸收效應(yīng)需要紅移參數(shù),選取了在HADAR 視場內(nèi)且有紅移記錄的源,共992 個源(高銀緯958 個,低銀緯34 個),其中包括492 個BL Lacs,376 個FSRQs,88 個BCUs 和36 個Nonblazar AGN.外推得到的觀測能譜如圖5 所示,圖中藍色實線為BL Lacs,紅色虛線為FSRQs,綠色實線為BCUs,黑色實線為Nonblazar AGN,其中EBL 采用了Domínguez 模型.為了直觀地展示HADAR 對這些源的觀測能力,將這些源的能譜與HADAR 運行1 a 的靈敏度曲線進行了比較,可以看出HADAR 預期觀測到的河外源主要為BL Lacs 和Nonblazar AGN,FSRQs和BCUs 數(shù)量很少.這與這些源的能譜指數(shù)與紅移特點有關(guān),因為BL Lacs 的能譜指數(shù)比FSRQs 的能譜指數(shù)偏硬,且紅移偏小,與預期一致.

圖5 河外源的預期能譜圖,圖中藍色實線為BL Lacs,紅色虛線為FSRQs,綠色實線為BCUs,黑色虛線為Nonblazar AGN,黑色實線為HADAR 運行1 a 的靈敏度曲線Fig.5.Expected energy spectrum for extragalactic sources.The blue solid line represents BL Lacs,the red dashed line represents FSRQs,the green solid line represents BCUs,the black dashed line represents Nonblazar AGN,and the black solid line indicates the sensitivity of HADAR operating for 1 a.

5 HADAR 對伽馬射線源的觀測顯著性預期

5.1 模擬方法

HADAR 作為地面陣列望遠鏡實驗,可以掃描其視場內(nèi)的伽馬射線源,由于每個源在HADAR天空視場內(nèi)所處的位置不同,隨著地球的運動會形成一條源的軌跡.因此,對源顯著性的觀測,就是正確估計每個源在不同天頂角處的背景數(shù)(宇宙線本底)和伽馬射線信號數(shù).本文采用基于等天頂角的全天區(qū)掃描分析方法進行顯著性估計,該方法的具體介紹可以參看文獻[22,23,42],這里給出大體計算步驟.

1)合理估計HADAR 對Fermi-LAT 源的觀測時間.由于HADAR 只能在晴朗無月夜進行切倫科夫光的觀測,因此必須正確計算每個源的每天有效觀測時間,每天有效觀測時間累加后為一年的有效觀測時間.

2)建立天球坐標系和地平坐標系,分別細分成單元格,利用處在同一天頂角但不同方位角上單元格的背景事例來正確估計宇宙線本底.

3)根據(jù)Fermi-LAT 源的能譜信息,計算伽馬射線事例的超出,來計算源的統(tǒng)計顯著性.其中,宇宙線背景事例數(shù)的計算表達式為

伽馬射線事例的計算可表示為

式中,ACR(θ,E) 和Aγ(θ,E) 分別是對入射角度為θ、能量為E的宇宙線和伽馬事例的微分有效面積,NCR(E) 是宇宙線能譜,Nγ(E) 是Fermi-LAT 源的能譜,Ω是陣列角分辨所對應(yīng)的立體角大小,εγ(Ω)取68%,ηCR是通過伽馬/質(zhì)子鑒別后宇宙線的存活率,ηγ是通過伽馬/質(zhì)子鑒別后伽馬事例的存活率,δt是觀測時間的采樣時間間隔.在計算河內(nèi)源時不需要考慮衰減因子 e-τ(E,z).

5.2 結(jié)果

表3 列出了基于Fermi-LAT 4FGL-DR3 和4LAC-DR3 源表,HADAR 分別運行1 a 和5 a 預期觀測到的銀河系內(nèi)和銀河系外伽馬射線源的數(shù)量.HADAR 運行1 a 預期有39 個銀河系外的伽馬射線源以大于5 倍的顯著性標準偏差被觀測到,其中大部分為BL Lacs 類型.39 個源中有34 個為BL Lacs 類型,2 個為FSRQs 類型(CTA 102,3C 454.3),3 個為非耀變體類型的AGN (分別為射電星系NGC 1275,M87 和B2 1447+27).未觀測到星暴星系和一般星系類型的源.有45 個銀河系內(nèi)的伽馬射線源可被觀測到,其中34 個為脈沖星類型,10 個為脈沖星風星云和超新星遺跡,1 個為恒星形成區(qū).另外還有3 個未知類型的源和6 個未關(guān)聯(lián)類型的源(unassociated sources)預期被觀測到.表4 和表5 分別列出了每個河外源和河內(nèi)源的詳細信息,兩維的顯著性天圖如圖6 所示,下面重點對河外源的觀測做一些討論.

表3 HADAR 預期觀測到的Fermi-LAT 源的種類和數(shù)目Table 3.Types and numbers of Fermi-LAT sources that HADAR is expected to detect.

表4 HADAR 視場內(nèi)Fermi-LAT 河外源的能譜參數(shù)及觀測信息,譜的參數(shù)從4LAC-DR3 導出.表中從左到右分別為:4FGL 源名稱,源對應(yīng)體,赤經(jīng),赤緯,SED 分類,紅移,擬合模型,該譜模型下的能量參考值,對應(yīng)在能量 E0 處的微分流強,譜指數(shù)Γ,曲率參數(shù)β,有效觀測時間,觀測顯著性Table 4.Property parameters for extragalactic sources in HADAR FOV,where the spectral model parameters are derived from 4LAC-DR3.Columns from left to right are as follows: 4FGL source name,counterpart,right ascension,declination,class,redshift,model,E0,differential flux at E0 with the fit model,spectral index Γ,curvature parameter β,live time and significance.

表5 HADAR 視場內(nèi)Fermi-LAT 河內(nèi)源的能譜參數(shù)及觀測信息,譜的參數(shù)從4FGL-DR3 導出.表中從左到右分別為:4FGL 源名稱,源對應(yīng)體,赤經(jīng),赤緯,SED 分類,擬合模型,該譜模型下的能量參考值,對應(yīng)在能量 E0 處的微分流強,譜指數(shù)Γ,曲率參數(shù)β,有效觀測時間,觀測顯著性Table 5.Property parameters for galactic sources in HADAR FOV,where the spectral model parameters are derived from 4FGL-DR3.Columns from left to right are as follows: 4FGL source name,counterpart,right ascension,declination,class,model,E0,differential flux at E0 with the fit model,spectral index Γ,curvature parameter β,live time and significance.

圖6 赤道坐標系(J2000 坐標)下HADAR 對Fermi-LAT 源的觀測顯著性預期天圖,上面標注為河外源,下面標注為河內(nèi)源及未知類型和未關(guān)聯(lián)的源,顯著性顯示范圍為-3—15Fig.6.Expected significance sky map of HADAR observations with respect to Fermi-LAT sources in the equatorial coordinates(J2000 epoch).The map is annotated with extragalactic sources above,and with galactic sources,unknown sources,and unassociated sources below.Significance levels are displayed in the range of -3 to 15.

5.2.1 耀變體

根據(jù)AGN 統(tǒng)一模型,不同類型的AGN 其物理本質(zhì)是一樣的,由于對AGN 觀測角度的不同(正對或偏離噴流方向)導致產(chǎn)生不同類型的AGN 類型[11].耀變體是一類噴流與視線夾角較小的AGN,因此存在多普勒放大因子.對耀變體的觀測,在VHE能段已經(jīng)探測到80 個耀變體①http://tevcat.uchicago.edu/,其中大部分類型是HBL,FSRQ 的觀測主要依靠IACTs 實驗,目前為止僅有9 個FSRQs 被觀測到.耀變體的一個重要觀測特征是在不同時間尺度具有明顯的流強變化,現(xiàn)代IACTs 實驗的靈敏度可以觀測到百分之幾甚至小于1%的Crab 流強,因此一些流強較弱的源也已經(jīng)被觀測到,比如RBS0413[43],1ES 0414+009[44]和1ES 1312-423[45]等.耀變體的光變周期從幾分鐘到幾年不等,對較長時間尺度(天或小時)的耀變現(xiàn)象可以通過傳統(tǒng)的激波加速理論來解釋,然而對快速光變(分鐘量級或更小),經(jīng)典理論已不再適合,尤其是在FSRQs 觀測到的短光變VHE 能段的耀變,比如在PKS 1222+21,MAGIC觀測到約10 min 光變的耀變[46].

耀變體SED 一般具有非熱輻射的雙峰結(jié)構(gòu),低能峰主要是由噴流中相對論電子的同步輻射產(chǎn)生的,第二個峰的起源一直存在爭論,可能是輕子起源、強子起源或兩者的混合模型.大部分耀變體能譜都可以用單區(qū)輕子模型(one-zone synchrotron self-compton,SSC)解釋,但是也有一些觀測發(fā)現(xiàn),某些源無法用SSC 模型解釋,例如1ES 1101-232[47]和1ES 0229+200[48],譜指數(shù)偏硬(Γ＜ 1.5),逆康普頓散射峰在幾個TeV 處.對這些源能譜機制的解釋還需要更多多波段的聯(lián)合觀測.HADAR運行1 a 預期能觀測到36 個耀變體,包括34 個BL Lacs 和2 個FSRQs.結(jié)合HADAR 在觀測AGN 方面的優(yōu)勢,通過對耀變體的光變及能譜觀測,將有助于進一步研究耀變體的伽馬輻射起源及粒子加速機制.

5.2.2 射電星系

現(xiàn)在已經(jīng)證實鄰近的射電星系也是一種伽馬射線源,然而射電星系產(chǎn)生伽馬射線的輻射機制還不是完全清楚.射電星系提供了AGN 中產(chǎn)生伽馬射線輻射區(qū)域的重要信息,伽馬射線很可能產(chǎn)生于核區(qū)附近或噴流的結(jié)點處,射電瓣也是可能的候選位置.Fermi-LAT 已觀測到GeV 能段的射電星系有46 個[36],在甚高能段到目前為止僅有6 個射電星系的VHE 伽馬輻射被探測到,分別是PKS 0625-35,M87,NGC 1275,Cen A,IC 310 和3C 264,大部分源的耀變周期是不確定的.通過對射電星系IC 310 和Cen A 的觀測,已經(jīng)證實在這些星系產(chǎn)生的伽馬射線輻射很可能起源于黑洞附近.其中,MAGIC 于2014 年在IC 310 觀測到連續(xù)兩個5 min 時間尺度的快速光變[49],該結(jié)果進一步限制了噴流內(nèi)部輻射區(qū)域的大小,認為該輻射區(qū)域可能比中心黑洞的引力半徑更小.在這種情況下,活動星系噴流的標準輻射模型不再適用,一種解釋是輻射可能與相對論粒子穿過位于射電噴流位置磁層時的電場加速有關(guān)[49].對Cen A 的觀測,H.E.S.S.在2020 年探測到了大尺度噴流結(jié)構(gòu)的TeV 輻射[50].這些觀測證實了在活動星系核大尺度噴流上存在被加速到極端高能的粒子.對M87 的觀測,VERITAS 在2009 年觀測到伴隨射電流強變化的強烈VHE 伽馬射線耀變,證實了帶電粒子在黑洞附近被加速到VHE 能量[51].

這些射電星系在靜態(tài)期時TeV 能段的流強大小約為20 mCrab,根據(jù)預期,有3 個射電星系NGC 1275,M87 和B2 1447+27 可以被HADAR 觀測到,具體信息見表4.通過HADAR 實驗對這些射電星系的長期觀測,有助于我們了解其光變特征,更好地理解射電星系產(chǎn)生伽馬射線的輻射機制,同時了解射電星系的伽馬輻射在整個活動星系伽馬輻射中所占的比例.隨著HADAR 的長時間運行,預計也可能有更多的射電星系伽馬射線輻射被探測到.

5.2.3 星暴星系

星暴星系是一個大質(zhì)量恒星形成率高的快速暴發(fā)區(qū),宇宙線能量密度遠高于普通星系.宇宙線質(zhì)子和周圍星際物質(zhì)相互作用產(chǎn)生伽馬射線.現(xiàn)有觀測數(shù)據(jù)顯示伽馬射線的輻射機制更傾向于強子起源.對星暴星系的伽馬射線觀測對研究宇宙線強子的非熱輻射過程以及恒星形成過程具有重要意義,比如可以通過伽馬射線的光度研究星系的宇宙線能量密度,在高恒星形成率的極端條件下研究宇宙線的起源等.兩個近鄰的星暴星系NGC253 和M82已經(jīng)在HE 和VHE 能段被探測到,其中NGC253最早被H.E.S.S.觀測到[52],之后H.E.S.S.和Fermi-LAT 進行了聯(lián)合觀測分析,得出其能譜可用一個冪律譜描述,傾向于強子模型[53].M82 的伽馬射線輻射最早被VERITAS 以4.8σ顯著性觀測到[54],后來也被Fermi-LAT 在HE 能段觀測到[55].NGC253和M82 都展示了較弱的輻射水平,分別為3 和9 mCrab 流強水平,這兩個源基本上是星暴星系中最亮的兩個伽馬射線星系.除這兩個源外,Fermi-LAT 還觀測到NGC1068 和NGC4945 星暴星系,這些源都沒有顯著光變,能譜可以用冪律譜很好地描述(?！?.2).位于HADAR 視場內(nèi)的星暴星系有3 個,分別是NGC 3424,Arp 299 和Arp 220,但是由于流強水平較弱,沒有預期到有顯著的伽馬射線輻射可以被HADAR 探測到.

5.2.4 未關(guān)聯(lián)源的分類類型討論

在4FGL-DR3 源表中還存在2157 個未關(guān)聯(lián)的源,這些源由于沒有其他波段的對應(yīng)體,其類型往往不能確定.根據(jù)文獻[33],不同已知類型源的能譜分布呈現(xiàn)不同特征,因此可以從已知源的光譜指數(shù)、光變指數(shù)和譜曲率等方面的能譜特征對未關(guān)聯(lián)源進行分類討論.

從未關(guān)聯(lián)源的譜指數(shù)隨銀緯的變化可以看出,低銀緯源(|b|＜ 10°)的譜指數(shù)普遍軟于高銀緯源.對高銀緯未關(guān)聯(lián)源,考慮到BCUs 的譜指數(shù)分布特點,高銀緯源的譜指數(shù)分布與BCUs 的譜指數(shù)分布類似,因此可以得出高銀緯未關(guān)聯(lián)源大部分屬于耀變體類型.如果進一步考慮這些源的統(tǒng)計顯著性特點,發(fā)現(xiàn)大部分高統(tǒng)計顯著性的源傾向于毫秒脈沖星(millisecond pulsars,MSP)類型,而低統(tǒng)計顯著性的源傾向于BCU 類型[33].

對低銀緯未關(guān)聯(lián)源,從源的數(shù)目隨銀緯的分布來看,靠近銀道面的未關(guān)聯(lián)源具有一個顯著的簇狀分布,分布寬度較窄,與年輕脈沖星分布類似,且譜的曲率參數(shù)β也與脈沖星相似,因此低銀緯未關(guān)聯(lián)源傾向于脈沖星類型.但是這些源也存在一些區(qū)別于脈沖星的特征,比如整體銀緯分布寬于脈沖星分布、處于低銀緯源的數(shù)目明顯多于脈沖星卻未被其他波段實驗探測到等.因此還需要對這些未關(guān)聯(lián)源做進一步探測和研究.在HADAR 視場內(nèi)的未關(guān)聯(lián)源有592 個,在利用HADAR 對這些未關(guān)聯(lián)源進行觀測預期時,我們并未考慮EBL 的吸收效應(yīng),預期可以觀測到6 個未關(guān)聯(lián)的源.

6 結(jié)論

隨著地面和空間伽馬射線實驗的發(fā)展,近二十幾年來,大量伽馬射線源已經(jīng)被觀測到,包括低能和高能段,河內(nèi)和河外源.這些源的發(fā)現(xiàn)和觀測增加了我們對伽馬射線天文物理機制的理解,包括脈沖星輻射機制、AGN 的噴流輻射機制等.HADAR實驗創(chuàng)新性地采用純水作為介質(zhì)構(gòu)造半球型透鏡成為廣角的切倫科夫望遠鏡,以實現(xiàn)低閾能、高靈敏度和大視場的優(yōu)勢,具有傳統(tǒng)IACTs 實驗所不具備的大視場優(yōu)勢,因此將成為伽馬天文爆發(fā)源和時變源的理想搜尋探測器和全天伽馬源的觀測儀器.

本文基于Fermi-LAT 的最新4FGL-DR3 和4LAC-DR3 源表,對HADAR 實驗對這些源的觀測能力進行了詳細研究.對銀河系外的源,將這些源HE 能段的能譜外推至VHE 能段,同時加入EBL 的吸收效應(yīng),通過與現(xiàn)有VHE 實驗數(shù)據(jù)對比,證明該外推方法可行.通過對這些源的顯著性進行模擬,HADAR 運行一年預期共有93 個伽馬射線源以大于5 倍的顯著性標準偏差被觀測到,包括45 個銀河系內(nèi)的源,39 個銀河系外的源,3 個未知類型的源和6 個未關(guān)聯(lián)的源.

HADAR 可以對其視場內(nèi)的源進行連續(xù)監(jiān)測,隨著實驗的運行,將提高對已有伽馬射線源的觀測顯著性,同時也會增加探測新源的可能性.對這些源的長期觀測將為我們提供豐富的能譜數(shù)據(jù),以研究伽馬射線源的能譜特點、光變特點及物理產(chǎn)生機制等.除了對伽馬射線天體源本身性質(zhì)的研究外,HADAR 的長期觀測也將對基礎(chǔ)物理的研究,比如EBL 的研究、量子引力效應(yīng)及搜尋暗物質(zhì)等發(fā)揮重要作用.