우주선이 만들어내는 은하의 미세한 빛

은하 형성 은하인 우리 은하(MW)의 밝기는 자외선(UV)에서 원적근 적외선(FIR)에 이르는 상대적으로 좁은 스펙트럼 에너지 분포(SED)의 특성으로 인해 지배됩니다. 이는 항성 방출과 간척 매질(ISM) 내 먼지 재처리에서 기인합니다. 거대 항성의 탄생과 사멸과 관련된 우주선(CR)은 ISM 전체에 퍼져 있습니다(예로, Strong et al., 2007을 참조하십시오). CR과 ISM, 간척 복사장(ISRF, UV-FIR 성분의 은하 SED), 자기장의 다양한 상호작용으로 발생하는 확산 복사는 라디오 주파수에서 고에너지 감마선(>100 MeV)까지 스펙트럼을 아우르지만, 항성과 먼지 구성분에 비해 강도가 낮습니다. 이러한 광대역 복사는 현재 우리 은하와 다른 은하 내 CR 강도와 스펙트럼을 추적하는 가장 좋은 방법입니다. 감마선은 이 에너지 범위가 ISM 가스에서 CR 핵의 불활성 충돌로 인해 발생하는 피 0 -붕괴 방사선을 관측함으로써 CR의 지배적인 하드론 성분을 접근할 수 있기 때문에 특히 유용합니다. CR 주입과 전파 과정에 관련된 전체 에너지 예산 이해하고, 에너지가 전자기 스펙트럼 전반에 걸쳐 어떻게 분포되는지는 Helou et al. (1985), Murphy et al. (2006)의 라디오/원적근 적외선 관계, 은하 칼로리미터(예로, Völk 1989), 외갈락지 배경 예측(예로, Thompson et al. 2007, Murphy et al. 2008) 등 다양한 연구에 필수적입니다.

트라이오 A. 포터

우리 은하는 AGN 지배를 받지 않는 가장 잘 연구된 은하 형성 은하이며, CR 강도와 스펙트럼에 대한 직접적인 측정이 가능한 유일한 은하입니다. 그러나 우리가 은하 중심에 위치했기 때문에, 전체 특성을 도출하는 것은 직간접적인 모델링을 필요로 합니다. 최근 Strong et al. (2010)의 연구에서 GALPROP(예로, Strong et al. 2000, Moskalenko et al. 2002; 또한 http://galprop.stanford.edu 참조)와 FRaNKIE(간척 복사 수치 코드 - Porter et al. 2008) 코드를 사용하여 우리 은하의 광대역 SED를 처음으로 계산했습니다. 항성과 먼지의 방출과 함께 다양한 CR 전파 모델에 따른 확산 복사가 포함되었습니다. 그림 1 (왼쪽)은 은하 전체의 광대역 밝기 스펙트럼을 보여주며, 여기에는 4 kpc 크기의 할로에 대한 CR 입력 밝기가 포함됩니다. Strong et al. (2010)은 2-10 kpc 사이 다양한 할로 크기를 고려했습니다. 이 범위에서 주입된 CR 중성자와 헬륨의 밝기 감소는 약 10%입니다. 더 작은 할로 크기의 경우, CR이 더 빨리 탈출하므로 지역 CR 스펙트럼을 유지하기 위해 더 많은 에너지가 필요합니다. 또한, 더 큰 할로 크기의 경우, 더 멀리 위치한 CR 원천이 지역 스펙트럼에 기여하게 되어 정상화 조건이 충족되므로 필요한 에너지는 줄어듭니다. CR 핵과는 달리, 주입된 1차 CR 전자의 밝기는 z_h 증가함에 따라 증가합니다. 이는 할로 내에서 더 긴 탈출 시간으로 인해 역산란(IC) 에너지 손실이 증가하기 때문입니다. CR 핵에서 감마선과 다른 2차 생산에 채널링되는 에너지는 전체 입력 에너지의 매우 작은 부분일 뿐입니다. 모델의 경우, 1차 전자의 합계 스펙트럼(상대론적 동역학, IC, 브렘스스트래밍)은 CR 유도 확산 복사의 총 밝기의 절반 이상을 차지합니다. 주목할 점은 IC 방출이 감마선 에너지에서 대부분의 에너지 손실을 초래한다는 것입니다. 2차 전자/양전자 생산에 기여를 포함하면, 이러한 입자는 전체 감마선 출력의 약 반을 제공하지만, 전체 입력 에너지의 약 2%만을 차지합니다.

전문 한국어 번역:

주입된 에너지에 대한 고려는 은하가 중력파 생성기(AGN)에 의해 지배되지 않는 경우에도 매우 우수한 레프톤 칼로미터가 될 수 있음을 보여줍니다.

최근까지, 우리은하(MW)는 고에너지 감마선(γ-ray)에서 해결된 유일한 은하였습니다. 그러나 페르미 대형 영역 망원경(LAT)의 관측은 아노말리 구름(Magellanic Clouds)을 포함한 해결된 항성 형성 은하의 샘플을 확장했습니다 (Abdo et al., 2010).

그림 2 (왼쪽)는 배경을 뺀 카운트 맵을 보여줍니다. 20° × 20°의 관심 영역(ROI)은 작은 은하(LMC)를 둘러싸고 있습니다. 남은 특징은 LMC 경계 내에 국한된 공간적 확산 방출입니다. 이는 중성 수소(H I)의 밀도 곡선 N H = 1×10^21 cm^-2로 추적됩니다 (Kim et al., 2005). LMC의 감마선 방출은 여러 구성 요소로 분해될 수 있습니다. 가장 밝은 방출 특징은 약 (05h 40m, -69° 15′)에 위치하며, 이는 거대한 항성 형성 지역인 30 도르아두스(30 Dor) 근처입니다. 이 두 개의 게일 펄서인 PSR J0540-6919와 PSR J0537-6910가 있습니다. 30 Dor의 북쪽과 서쪽으로도 과도한 감마선 방출이 관찰됩니다. 이러한 밝은 지역은 약 5° × 5°의 영역에 걸쳐 있는 더 확장되고 희미한 빛에 잠겨 있습니다. LMC의 대부분의 가스는 중성 수소와 헬륨 형태로 존재하며, 총 질량의 약 1%만이 이온화되었습니다. 그러나 H II 분포는 관찰된 감마선 방출에 가장 잘 맞습니다. 이는 30 Dor 근처에서 강렬한 방출 피크를 나타내며, 이는 이 매우 활동적인 지역에서 거대한 별의 강력한 이온화 복사에 기인합니다. 심지어 30 Dor 방출을 고려하더라도, H II 분포는 잔류 방출에 대한 중성 가스의 추적자보다 여전히 훨씬 더 우수합니다. 이는 우리은하와 대조됩니다. 여기서 대부분의 확산 감마선 방출은 중성 가스에 의해 추적되는 것으로 보입니다. Abdo et al. (2010)은 LMC의 감마선 방출의 기원에 대한 두 가지 가설을 테스트했습니다: (H1) 모든 LMC 감마선 방출은 확산 방출에서 CR 상호작용에 기인하며, (H2) 디스크 형태의 구성 요소에서만 CR 상호작용으로 인한 방출이 발생하고 30 Dor의 감마선은 다른 원인에 기인합니다. 이 두 가설에 따른 LMC의 방출 효율 스펙트럼은 그림 2 (오른쪽)에 표시되어 있습니다. LMC의 >100 MeV 통합 방출 효과는 지역적으로 유도된 방출 효율의 약 2-4배 낮습니다 (그림에도 표시). 유사한 분석을 통해 SMC (Abdo et al., 2010)와 M31 (Abdo et al., 2010)은 각각 약 6-7배와 2배 낮은 >100 MeV 방출 효율을 도출했습니다. 이러한 값들은 MW와 유사한 비율의 양성자-전자 비율을 가정하고 모든 방출이 확산 과정에 기인한다고 가정할 때, 방출 강도가 별 형성률에 비례하는 CR 원천에 의해 주입되는 에너지에 의해 제어된다는 일반적인 그림을 제시합니다. 감마선, 라디오 및 기타 데이터를 결합한 미래 연구는 이러한 은하들의 광범위한 SED(은하 에너지 분포)를 생성하여 20개 이상의 주파수 대역을 아우르며, 이를 통해 MW 이외의 은하에서 에너지 주입과 순환에 관한 다양한 현상을 조사할 수 있습니다.