TeV-PeV Gamma-ray and Neutrino Emission in the Galactic Plane

Resumen Técnico: Emisión de Rayos Gamma y Neutrinos de TeV–PeV en el Plano Galáctico

Planteamiento del Problema
El origen de la emisión difusa de rayos gamma de TeV–PeV en el plano galáctico sigue siendo una cuestión abierta en la astrofísica de altas energías. Aunque esta emisión se interpreta ampliamente como un calorímetro de los rayos cósmicos (CR) galácticos interactuando con campos de radiación y gas interestelar, las contribuciones relativas de los procesos hadrónicos (colisiones protón-protón) y los procesos leptónicos (dispersión Compton inversa de nebulosas de viento de púlsar o PWNe no resueltas) no están plenamente constreñidas. Una incertidumbre sistemática crítica reside en la distribución radial del campo de radiación interestelar (ISRF), particularmente en su componente infrarrojo (IR) en la Galaxia interior. Las variaciones en la densidad del ISRF afectan la profundidad óptica para la producción de pares $\gamma\gamma$ (fotón-fotón), lo que atenúa los rayos gamma de alta energía, e influyen en las tasas de enfriamiento por Compton inversa de los electrones. Este artículo investiga cómo las incertidumbres en los perfiles de densidad de fotones IR en la Galaxia interior impactan la interpretación de los datos de rayos gamma difusos de LHAASO y la asociada predicción del flujo de neutrinos.

Metodología
Los autores modelan el espectro de rayos gamma difusos de LHASO como la superposición de dos componentes:

1. Emisión Leptónica: Emisión no resuelta de PWNe y halos de púlsares. Los autores generan una población sintética de púlsares parentales basada en el catálogo ATNF, aplicando fracciones de formación de haz dependientes de la edad y relaciones empíricas entre la potencia de rotación ($\dot{E}$) y el flujo de rayos gamma. El flujo resultante se distribuye sobre el cielo, enmascarado para excluir fuentes brillantes conocidas, y se suma para estimar la contribución no resuelta.
2. Emisión Hadrónica: Emisión difusa de protones de CR inyectados por supernovas que se propagan a través de la Galaxia. Los autores resuelven la ecuación de transporte en estado estacionario para protones de CR en coordenadas cilíndricas, incorporando coeficientes de difusión espacialmente dependientes y pérdidas por interacción $pp$. La distribución de fuentes sigue el perfil radial de los remanentes de supernova (SNR) de Case & Bhattacharya (1996).

Para abordar la incertidumbre del ISRF, los autores adoptan la distribución de polvo base de Misiriotis et al. (2006) e introducen cuatro perfiles radiales alternativos (M1–M4) que aumentan la densidad de polvo (y, por tanto, la densidad de fotones IR) hacia el Centro Galáctico por factores que van desde unos pocos hasta casi dos órdenes de magnitud. Estos perfiles se normalizan para coincidir con el modelo base en la vecindad solar. Los autores calculan la profundidad óptica $\gamma\gamma$ para estos modelos de ISRF variables y ajustan la normalización hadrónica a los datos de la región interna de LHAASO ($15^\circ < \ell < 125^\circ$, $|b| < 5^\circ$) mediante la minimización de $\chi^2$. El componente hadrónico resultante se utiliza entonces para predecir el flujo de neutrinos $pp$ asociado para todo el cielo y para la Cresta Galáctica ($|l| < 30^\circ$, $|b| < 2^\circ$).

Resultos Clave

• Impacto en el Ajuste de Rayos Gamma Difusos: Los modelos alternativos de ISRF, que aumentan significativamente las densidades de fotones IR en la Galaxia interior, afectan de manera modesta al ajuste difuso de LHASO. El análisis excluye la dirección del Centro Galáctico y aplica máscaras de fuentes, limitando la sensibilidad a las variaciones radiales más internas. La calidad del ajuste ($\chi^2_\nu$) permanece comparable entre los modelos, siendo el modelo base el que arroja $\chi^2_\nu \approx 0.5$ y el perfil más extremo (M4) el que arroja $\chi^2_\nu \approx 0.8$.
• Contribución Leptónica: El componente de PWN no resuelto representa aproximadamente el 20% del flujo a unos pocos TeV, aumentando a $\sim30\%$ a decenas de TeV, y disminuyendo a $\sim10\%$ en las energías más altas en el modelo base. Esto es consistente con las estimaciones basadas en datos.
• Predicciones de Neutrinos: Utilizando la normalización hadrónica derivada del ajuste de LHAASO, el flujo de neutrinos de todo el cielo predicho es consistente con las mediciones de IceCube. El flujo de neutrinos predicho de la Cresta Galáctica es compatible con las restricciones actuales de ANTARES y KM3NeT, situándose por debajo del flujo de mejor ajuste de ANTARES por un factor de aproximadamente dos.
• Fuentes Puntuales de la Galaxia Interior: Aunque el ajuste difuso es robusto frente a las variaciones del ISRF, los autores encuentran que los perfiles IR aumentados modifican significativamente la distribución de energía espectral (SED) de las fuentes puntuales cerca de la Zona Central Molecular (CMZ). En escenarios dominados por IC, los perfiles IR centrados pueden causar un endurecimiento espectral en la banda WCDA (1–25 TeV), pero conducen a una atenuación aguda (cortes) por encima de $\sim10$ TeV debido al aumento de la opacidad $\gamma\gamma$.

Significación y Reivindicaciones
El artículo sostiene que las mediciones actuales de LHAASO sobre rayos gamma difusos, debido a su cobertura de longitud y al enmascaramiento de fuentes, no son lo suficientemente sensibles para constreñir estrictamente la distribución radial del ISRF en la Galaxia interior. En consecuencia, la normalización hadrónica inferida de los datos de LHAASO sigue siendo robusta frente a estas incertidumbres específicas del ISRF. Sin embargo, los autores enfatizan que estas incertididades son críticas para la interpretación de fuentes individuales cerca del Centro Galáctico. El estudio concluye que las futuras observaciones multimensajero, específicamente combinando los datos de neutrinos de KM3NeT con las mediciones de rayos gamma de fuentes individuales, serán necesarias para desentrañar el componente hadrónico y constreñir la distribución radial del ISRF cerca del Centro Galáctico. El trabajo también destaca que el flujo de la Galaxia exterior es subestimado por el modelo base, lo que sugiere la presencia de componentes faltantes, tales como poblaciones de fuentes adicionales o modificaciones en la distribución de fuentes de CR.