PSR J1831 0952 주변에서 발견된 매우 높은 에너지 감마선 방출

H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System, 나미비아 고마 하이랜드에 위치한 4개의 대기 Cherenkov 영상 망원경 배열)는 2004년부터 은하계 평면 조사(GPS)를 통해 60개 이상의 고에너지(VHE) 감마선 원천을 밝혀냈습니다. 다변량 분석 기법의 고급 활용과 노출 시간의 누적 덕분에 H.E.S.S.는 GPS 핵심 지역(i.e. l = 282° ~ 60°)에서 Crab 네부보다 2% 이상의 감도성을 달성했습니다.[1]

Pulsar Wind Nebula (PWNe)는 젊은 껍질형 초신성 잔해(SNRs) 또는 오래된/상호작용한 잔해에 비해 원천 인구에서 압도적으로 우세한 비율을 차지합니다. H.E.S.S.의 약 3분의 1의 원천은 다른 파장에서 알려진 동반 천체가 없거나 명확한 방출 시나리오가 부족합니다. HESS J1831-098 데이터는 SNR 21.5-0.9/HESS J1833-105와 같은 근처 원천에 대한 전념된 관측 또는 l = 21° 근처의 GPS 확장에서 수집되었습니다. 이 데이터는 2004년 (5월10월), 2005년 (6, 7월), 2007년 (4, 7월), 2008년 (9월) 및 2009년 (47월)에 수집되었으며, HESS J1831-098의 총 관측 시간은 약 52시간입니다. H.E.S.S. 표준 데이터 품질 기준[2]을 하드웨어와 기상 조건에 기반하여 적용한 후, HESS J1831-098 데이터셋은 40시간의 유효 시간과 평균 지평각 22.8° 및 평균 오프셋 (FOV 중심으로부터) 1.30°를 가집니다. 평균 오프셋이 큰 이유는 이 원천에 대한 특정 관측이 이루어지지 않았기 때문입니다.

표준 Hillas H.E.S.S. 이벤트 재구성 스키마는 칼리브레이션 후 데이터에 적용되었습니다.[3] 우주선 샤워의 배제는 최근 개발된 다변량 분석[4]을 통해 이루어졌습니다. 하늘 지도는 80 전자광도(p.e.) 크기의 이미지 절단 및 Ring 배경 방법[5]을 사용하여 생성되었습니다. 여기서 각 하늘 위치의 배경은 주변 반지 모양 영역에서 평균 반경 0.7°로 추출됩니다. 스펙트럼 도출을 위해 이미지 크기 절단과 함께 반사 지역 절차는 배경 추정 후 적용되었으며, 이어서 포워드 폴딩 방법[6]이 사용되었습니다.

HESS J1831-098 주변 0.4° x 0.4° 지역의 과도 수 지도가 그림 1에 표시되어 있습니다. 지도는 약 0.12°의 가우시안 함수로 부드럽게 처리되었습니다. PSR J1831-0952 주변 남동쪽에서 감마선 방출이 관찰되었으며, 표준 통합 반경 θ = 0.22°를 사용하여 생성된 GPS 지도에서 피크 사전 시험 유의 수준은 7.9σ입니다. 원천에 대한 보수적인 시도 교정 후 유의 수준은 5.8σ입니다. 과도 지도를 2차원 대칭 가우시안 함수와 H.E.S.S. 포인트 스프레드 함수(PSF)로 합성한 결과, 원천 중심 위치는 α ~ 18h 31m 25s, δ ~ -9° 54’이며, 폭은 σ ~ 0입니다. 적합된 중심 위치가 방출 피크의 위치와 일치하지 않는 것은 모양이 가우시안에서 벗어났기 때문입니다.

최적의 신호 대 잡음 비율과 원천 형태 독립성 사이의 타협을 위해 반지름 0.3°의 원형이 선택되었습니다. 이 원형 내에서 484개의 과도 이벤트를 사용하여 에너지 스펙트럼이 결정되었습니다. 그림 2에 표시된 차분 스펙트럼은 1TeV 이상의 에너지에 이르기까지 절편된 지수 함수(dφ/dE = φ0 (E/1TeV) - Γ)를 나타내는 최적의 적합 곡선입니다. 1TeV 이상의 에너지 범위 내에서 절단 없이 통합된 흐름은 Crab 성운의 같은 에너지 범위에서 약 4%에 해당합니다.[2]

초기 다파장 검색 결과, HESS J1831-098의 고에너지 동반 천체는 PSR J1831-0952가 유일하게 발견되었습니다. 이 펄사는 H.E.S.S. 원천의 최적 적합 위치에서 약 0.05°의 작은 각도 오프셋을 가지고 있습니다.

한국어 번역:

방위 및 데이터 수집

PSR J1831-0952 주변의 고에너지 감마에 대한 탐색은 Chandra와 XMM-Newton의 X선 데이터(Fig. 1 참조)를 활용했지만, 관측 위치가 PSR에 대해 큰 편차를 보였기 때문에 유용성이 제한적이었습니다. 게르만 영역 망원경(LAT)이 장착된 페르미 우주선에서 약 33개월간의 공개 데이터(2008년 8월 4일(MJD 54682)부터 2011년 4월 10일(MJD 55661)까지 수집)를 사용하여 게르만 에너지 영역에서 탐색을 수행했습니다. 관심 영역(ROI)은 [10-100] GeV 범위에서 6° 반경으로 설정되었습니다. ROI 반경은 확신 가능한 정규화 값을 얻기 위해 충분히 크고, LAT PSF가 선택된 에너지에서 몇 배로 큰 값이 되도록 설정되었습니다. 약한 감마선 배경 오염을 최소화하기 위해, 표준 페르미 과학 도구를 사용하여 클래스 4 이벤트에 대한 분석이 수행되었습니다(권장 사항: 밝은 희미한 감마선 원천 연구용). 이 이벤트 클래스에 사용되는 표준 응답 함수로는 P6 V3 DATACLEAN [8]가 있습니다. 또한, 지평각 각도 > 105°와 같은 다른 표준 절단 조건이 적용되었습니다(지표면 반사 감마선 기여 감소 [9]).

핫스팟 발견

gttsmap을 사용하여 생성된 맵에서 H.E.S.S. 원천의 경계 내에서 TS=25의 핫스팟이 발견되었습니다(Fig. 4). 이 핫스팟은 TS=25의 0.01° x 2 픽셀과 몇 개의 인접 픽셀으로 구성되며, 낮은 TS 값을 가집니다. 시험 요인을 고려하여 보수적인 접근 방식을 채택했습니다. 즉, HESS 원천 원반(반경 0.15°)과 페르미 하늘 지도 픽셀 면적 사이의 비율이 사용되었습니다. 이는 후시 시험 중요도를 고려한 핫스팟의 사후 중요도 약 4.5σ를 제공합니다. [30-100] GeV 범위로 조사했을 때, 핫스팟의 중요도는 3.4σ 미만으로 감소합니다. 따라서, H.E.S.S. 원천의 LAT 영역에 대한 확장된 플럭스를 고려하여 상한선(UL)이 약 5 × 10^-11 ph cm^-2 s^-1로 계산되었습니다(스펙트럼 지수 = 2.1 가정). 이 UL은 H.E.S.S. 원천의 LAT 범위에 대한 확장된 플럭스(약 3.5 × 10^-11 ph cm^-2 s^-1)보다 높기 때문에, GeV 대응체의 존재를 배제하지 않습니다.

IV. 논의 및 요약

PSR J1831-0952는 에너지 회전 속도가 1.1 × 10^36 erg s^-1이고, 회전 속도 감소 연령이 약 128 kyr인 활기찬 펄사입니다. 또한, 회전 주기는 약 67ms이며, 분산 측정을 통해 추정된 거리는 4.32 kpc입니다 [10]. H.E.S.S. 원천을 가동시키기 위해서는 1-20 TeV 감마선으로의 회전 에너지 변환 효율이 약 1%가 필요합니다(다른 고에너지 펄사 핵분출원 후보와 유사한 수준). 약 0.05°(4 kpc 거리에서 투영된 거리 약 4kpc)의 각도 오프셋은 압축된 펄사 핵분출원의 관측 결과와 일치하며, HESS J1831-098의 투영 크기(약 20 kpc) 또한 잘 비교됩니다.

이러한 값과 고에너지 감마선 방출하는 펄사 핵분출원의 일반적인 오프셋 형태(예: HESS J1825-137, MSH 15-52, HESS 1718-385 및 HESS J1809-193)는 PSR J1831-0952와 연관된 펄사 핵분출원이 VHE 감마선 방출의 원인일 가능성이 높다는 해석을 뒷받침합니다. 이 시나리오에서는 전자들이 주변 복사장(2.7K 우주 마이크로파 배경 복사, 먼지와 별빛)을 역산란하여 감마선을 생성하고, 펄사가 네불라에 주입한 후 재가속되는 것으로 추정됩니다. VHE 피크의 펄서 위치와의 차이는 SNR/PWN이 불균일한 매질로 확장되었기 때문이거나(예: [13]) 펄사의 고유 운동 때문일 수 있습니다. 후자의 경우, 시스템 연령이 128 kyr의 특성 연령과 일치한다면, 약 300 km s^-1의 펄서 투영 속도는 합리적이며, 양쪽 분포에서 도출된 값과 잘 일치합니다 [14].

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