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

यह शोध पत्र गैलेक्टिक प्लेन में विसरित (diffuse) TeV–PeV गामा किरणों के LHAASO के अवलोकन को लेप्टोनिक और हैड्रोनिक उत्सर्जन के संयोजन के रूप में मॉडल करता है, यह प्रदर्शित करते हुए कि आंतरिक आकाशगंगा के इन्फ्रारेड विकिरण क्षेत्र में अनिश्चितताओं का समग्र फिट और न्यूट्रिनो बाधाओं पर केवल मामूली प्रभाव पड़ता है, जबकि भविष्य के मल्टी-मैसेंजर अवलोकनों की क्षमता को रेखांकित करता है जो आंतरिक-आकाशगंगा की कॉस्मिक-रे आबादी और अंतरतारकीय विकिरण क्षेत्र वितरण की जांच कर सकते हैं।

मूल लेखक: Saikat Das, Nayantara Gupta, Siyao Xu

प्रकाशित 2026-06-23

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Saikat Das, Nayantara Gupta, Siyao Xu

मूल पेपर CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) के तहत लाइसेंस किया गया है। ✨ नीचे दिए गए पेपर की यह व्याख्या AI से तैयार की गई है। इसे लेखकों ने न तो लिखा है, न इसका समर्थन किया है। तकनीकी सटीकता के लिए मूल पेपर देखें। पूरा डिस्क्लेमर पढ़ें

कल्पना कीजिए कि हमारी मिल्की वे आकाशगंगा एक विशाल, हलचल भरे शहर की तरह है। दशकों से, खगोलशास्त्री यह समझने की कोशिश कर रहे हैं कि इस शहर का "शोर" कहाँ से आ रहा है। विशेष रूप से, वे आकाशगंगा के तल (galactic plane) से पृथ्वी पर गिरने वाली उच्च-ऊर्जा वाली रोशनी (गामा किरणें) और भूतिया कणों (न्यूट्रिनो) पर नज़र रख रहे हैं।

यह शोध पत्र एक जासूस की तरह इस रहस्य को सुलझाने की कोशिश कर रहा है: क्या यह शोर कुछ गिने-चुने शोर मचाने वाले व्यक्तिगत स्रोतों (जैसे विशिष्ट कारखाने) से आ रहा है, या यह पूरे शहर से आने वाली एक सामान्य गूँज है?

यहाँ लेखक द्वारा किए गए कार्यों की सरल व्याख्या दी गई है:

1. शोर के दो प्रकार

लेखक प्रस्तावित करते हैं कि जो उच्च-ऊर्जा वाली रोशनी हम देखते हैं, वह दो मुख्य "मशीनों" से आती है:

लेप्टोनिक मशीन (पल्सर विंड नेबुला): इन्हें आकाशगंगा में बिखरे हुए हजारों छोटे, अनसुलझे लाइटहाउस (पल्सर) के रूप में सोचें। वे तेज़ी से घूमते हैं और कणों को बाहर निकालते हैं जो रोशनी पैदा करते हैं। लेखकों ने इन्हें रोशनी के एक "कोहरे" के रूप में मॉडल किया क्योंकि हम हर एक लाइटहाउस को व्यक्तिगत रूप से नहीं देख सकते।
हैड्रोनिक मशीन (सुपरनोवा अवशेष): यह पुराने विस्फोटों (सुपरनोवा) का "धुआं" है। जब ये विस्फोट होते हैं, तो वे प्रोटॉन (परमाणु नाभिक) बाहर फेंकते हैं जो गैस के बादलों से टकराते हैं। ये टकराव एक अलग प्रकार की रोशनी पैदा करते हैं और न्यूट्रिनो भी उत्पन्न करते हैं।

2. धुंधली खिड़की की समस्या (ISRF)

आकाशगंगा के माध्यम से स्पष्ट रूप से देखने के लिए, आपको धूल और रोशनी से भरी एक "खिड़की" के माध्यम से देखना होगा। खगोल विज्ञान में, इसे इंटरस्टेलर रेडिएशन फील्ड (ISRF) कहा जाता है।

समस्या: लेखकों को यकीन नहीं था कि आकाशगंगा के बिल्कुल केंद्र में यह "कोहरा" (धूल और इन्फ्रारेड प्रकाश) कितना घना है।
प्रयोग: उन्होंने आकाशगंगा का एक मॉडल बनाया और फिर इस "कोहरे" के विभिन्न संस्करणों के माध्यम से देखने की कोशिश की। कुछ संस्करणों में केंद्र में थोड़ा अधिक धूल थी; अन्य में बहुत अधिक धूल (जैसे कि एक घना स्मॉग) थी।
परिणाम: आश्चर्यजनक रूप से, इससे कोई फर्क नहीं पड़ा कि उन्होंने कोहरे का कौन सा संस्करण उपयोग किया। क्योंकि टेलीस्कोप (LHASO) एक विशिष्ट क्षेत्र को देख रहा था और आकाशगंगा के बिल्कुल केंद्र (जहाँ कोहरा सबसे घना है) को अनदेखा कर रहा था, इसलिए "कोहरे" ने विसरित प्रकाश (diffuse light) की समग्र तस्वीर को बहुत अधिक नहीं बदला। मुख्य संकेत वही रहा।

3. भूतिया कण (न्यूट्रिनो)

जब "हैड्रोनिक मशीन" (टकराते हुए प्रोटॉन) काम करती है, तो वह न केवल रोशनी बनाती है; वह न्यूट्रिनो भी बनाती है। ये भूतिया कण हैं जो सब कुछ पार कर जाते हैं।

लेखकों ने गणना की कि "गैलेक्टिक रिज" (शहर के व्यस्त केंद्र) से कितने भूत आने चाहिए।
जांच: उन्होंने अपने अनुमान की तुलना अन्य डिटेक्टरों (IceCube, ANTARES, KM3Net) से की जो अब तक देख चुके हैं।
फैसला: उनका अनुमान पहले से ज्ञात जानकारी के साथ पूरी तरह फिट बैठता है। उनके द्वारा गणना किए गए "भूतों" की मात्रा सुरक्षित है; यह किसी मौजूदा नियम को तोड़ती नहीं है और न ही अन्य टेलीस्कोपों द्वारा देखी गई मात्रा से अधिक है।

4. विशेष मामला: बिल्कुल केंद्र

जबकि "कोहरा" पूरी आकाशगंगा की बड़ी तस्वीर को नहीं बदलता है, लेखकों ने महसूस किया कि यदि हम आकाशगंगा के बिल्कुल केंद्र (सेंट्रल मॉलिक्यूलर ज़ोन के पास) में किसी एक विशिष्ट प्रकाश स्रोत को देख रहे होते, तो यह मायने रखता।

उपमा: एक घने कोहरे में एक अकेले चमकीले स्ट्रीट लैंप की कल्पना करें। यदि कोहरा घना होता है, तो रोशनी मंद हो जाती है और उसका रंग बदल जाता है।
निष्कर्ष: यदि केंद्र में बहुत अधिक धूल है, तो यह विशिष्ट स्रोतों से आने वाली उच्च-ऊर्जा वाली रोशनी को अवशोषित कर लेगी और उनके स्वरूप को बदल देगी। इसका मतलब है कि यदि हम भविष्य में केंद्र के पास व्यक्तिगत स्रोतों को देखते हैं, तो हम उन्हें धूल की मोटाई के आधार पर अलग दिखते हुए देख सकते हैं।

5. गायब हिस्सा

लेखकों ने गौर किया कि उनका मॉडल आकाशगंगा के आंतरिक भाग के लिए तो अच्छी तरह काम करता है, लेकिन उच्चतम ऊर्जाओं पर आकाशगंगा के बाहरी भाग से आने वाली रोशनी को थोड़ा कम आंकता है।

सुराग: यह सुझाव देता है कि बाहरी आकाशगंगा में कुछ और भी है जो शोर में योगदान दे रहा है जिसे उनका वर्तमान मॉडल अभी तक पकड़ नहीं पा रहा है। शायद "कारखाने" (सुपरनोवा) उनके अनुमान से अलग तरह से वितरित हैं, या वहां अन्य स्रोत हैं जिन्हें हमने अभी तक पहचाना नहीं है।

मुख्य निष्कर्ष

लेखकों ने हमारी आकाशगंगा से आने वाली उच्च-ऊर्जा वाली रोशनी और भूतिया कणों की व्याख्या करने के लिए एक मॉडल बनाया। उन्होंने परीक्षण किया कि आकाशगंगा के केंद्र में मौजूद "धूल" की मात्रा दृश्य को कितना बदलती है।

बड़ी तस्वीर के लिए: केंद्र में धूल की मात्रा मुख्य निष्कर्ष को बहुत अधिक नहीं बदलती है।
विवरण के लिए: यदि हम केंद्र के पास के विशिष्ट स्रोतों को देखते हैं, तो धूल बहुत मायने रखती है।
भविष्य: नए टेलीस्कोप (जैसे KM3Net) हमें प्रकाश से "भूतिया" कणों को अलग करने में मदद करेंगे, जिससे हमें यह समझने में मदद मिलेगी कि हमारी आकाशगंगा के केंद्र में "कारखाने" वास्तव में कैसे काम कर रहे हैं और ब्रह्मांडीय कोहरा वास्तव में कितना घना है।

तकनीकी सारांश: गैलेक्टिक प्ले में TeV–PeV गामा-रे और न्यूट्रिनो उत्सर्जन

समस्या विवरण
गैलेक्टिक प्ले से होने वाले विसरित (diffuse) TeV–PeV गामा-रे उत्सर्जन की उत्पत्ति उच्च-ऊर्जा खगोल भौतिकी में एक खुला प्रश्न बना हुआ है। हालांकि इस उत्सर्जन को व्यापक रूप से अंतरतारकीय गैस और विकिरण क्षेत्रों के साथ परस्पर क्रिया करने वाले गैलेक्टिक कॉस्मिक किरणों (CRs) के कैलोरीमीटर के रूप में व्याख्यायित किया जाता है, लेकिन हैड्रोनिक प्रक्रियाओं (प्रोटॉन-प्रोटॉन टकराव) और लेप्टोनिक प्रक्रियाओं (अनसुलझे पल्सर विंड नेबुला (PWNe) से इन्वर्स-कॉम्प्टन स्कैटरिंग) के सापेक्ष योगदान को पूरी तरह से निर्धारित नहीं किया जा सका है। एक महत्वपूर्ण व्यवस्थित अनिश्चितता अंतरतारकीय विकिरण क्षेत्र (ISRF) के रेडियल वितरण, विशेष रूप से आंतरिक आकाशगंगा में इसके इन्फ्रारेड (IR) घटक में निहित है। ISRF घनत्व में परिवर्तन गामा-गामा ( $\gamma\gamma$ ) पेयर प्रोडक्शन के लिए ऑप्टिकल डेप्थ को प्रभावित करता है, जो उच्च-ऊर्जा गामा किरणों को कम (attenuate) करता है, और इलेक्ट्रॉनों के इन्वर्स-कॉम्प्टन (IC) कूलिंग दरों को भी प्रभावित करता है। यह शोध पत्र इस बात की जांच करता है कि कैसे आंतरिक-आकाशगंगा के IR फोटॉन घनत्व प्रोफाइल की अनिश्चितताएं LHAASO विसरित गामा-रे डेटा और उससे जुड़े न्यूट्रिनो फ्लक्स अनुमानों की व्याख्या को प्रभावित करती हैं।

कार्यप्रणाली (Methodology)
लेखक LHAASO विसरित गामा-रे स्पेक्ट्रम को दो घटकों के सुपरपोजिशन के रूप में मॉडल करते हैं:

लेप्टोनिक उत्सर्जन: PWNe और पल्सर हेलो से होने वाला अनसुलझा उत्सर्जन। लेखक ATNF कैटलॉग के आधार पर पैरेंट पल्सरों की एक सिंथेटिक आबादी उत्पन्न करते हैं, जिसमें आयु-निर्भर बीमिंग अंश (beaming fractions) और स्पिन-डाउन पावर ( $\dot{E}$ ) एवं गामा-रे फ्लक्स के बीच अनुभवजन्य संबंधों को लागू किया जाता है। परिणामी फ्लक्स को आकाश में वितरित किया जाता है, ज्ञात चमकीले स्रोतों को बाहर करने के लिए मास्क किया जाता है, और अनसुलझे योगदान का अनुमान लगाने के लिए उन्हें जोड़ा जाता है।
हैड्रोनिक उत्सर्जन: गैलेक्सी के माध्यम से प्रसारित होने वाले सुपरनोवा-इंजेक्टेड CR प्रोटॉन से होने वाला विसरित उत्सर्जन। लेखक बेलनाकार निर्देशांकों (cylindrical coordinates) में स्थानिक रूप से निर्भर डिफ्यूजन गुणांकों और $pp$ इंटरेक्शन लॉस को शामिल करते हुए CR प्रोटॉनों के लिए स्टेडी-स्टेट ट्रांसपोर्ट समीकरण को हल करते हैं। स्रोत वितरण सुपरनोवा अवशेषों (SNRs) के रेडियल प्रोफाइल (Case & Bhattacharya 1996 के अनुसार) का अनुसरण करता है।

ISRF अनिश्चितता को संबोधित करने के लिए, लेखक Misiriotis et al. (2006) के बेसलाइन डस्ट वितरण को अपनाते हैं और चार वैकल्पिक रेडियल प्रोफाइल (M1–M4) पेश करते हैं जो गैलेक्टिक सेंटर की ओर धूल के घनत्व (और इस प्रकार IR फोटॉन घनत्व) को कुछ गुना से लेकर लगभग दो क्रम (two orders of magnitude) तक बढ़ा देते हैं। इन प्रोफाइल्स को सौर पड़ोस में बेसलाइन मॉडल से मेल खाने के लिए सामान्यीकृत (normalize) किया गया है। लेखक विभिन्न ISRF मॉडलों के लिए $\gamma\gamma$ ऑप्टिकल डेप्थ की गणना करते हैं और $\chi^2$ मिनिमाइजेशन का उपयोग करके LHAASO के आंतरिक-क्षेत्र डेटा ( $15^\circ < \ell < 125^\circ$ , $|b| < 5^\circ$ ) के लिए हैड्रोनिक नॉर्मलाइजेशन को फिट करते हैं। प्राप्त हैड्रोनिक घटक का उपयोग फिर ऑल-स्काई और गैलेक्टिक रिज ( $|l| < 30^\circ$ , $|b| < 2^\circ$ ) के लिए संबद्ध $pp$ न्यूट्रिनो फ्लक्स की भविष्यवाणी करने के लिए किया जाता है।

मुख्य परिणाम

विसरित गामा-रे फिट पर प्रभाव: वैकल्पिक ISRF मॉडल, जो आंतरिक आकाशगंगा में IR फोटॉन घनत्व को काफी बढ़ा देते हैं, LHAASO विसरित फिट को केवल मामूली रूप से प्रभावित करते हैं। विश्लेषण गैलेक्टिक सेंटर दिशा को बाहर करता है और सोर्स मास्क लागू करता है, जिससे आंतरिक रेडियल विविधताओं के प्रति संवेदनशीलता सीमित हो जाती है। फिट की गुणवत्ता ( $\chi^2_\nu$ ) मॉडलों के बीच तुलनीय रहती है, जिसमें बेसलाइन मॉडल $\chi^2_\nu \approx 0.5$ और सबसे चरम प्रोफाइल (M4) $\chi^2_\nu \approx 0.8$ देता है।
लेप्टोनिक योगदान: अनसुलझा PWN घटक कुछ TeV पर विसरित फ्लक्स का लगभग 20% हिस्सा है, जो कुछ दसियों TeV पर $\sim30\%$ तक बढ़ जाता है, और उच्चतम ऊर्जाओं पर बेसलाइन मॉडल में $\sim10\%$ तक घट जाता है। यह डेटा-संचालित अनुमानों के अनुरूप है।
न्यूट्रिनो भविष्यवाणियाँ: LHAASO फिट से प्राप्त हैड्रोनिक नॉर्मलाइजेशन का उपयोग करते हुए, अनुमानित ऑल-स्की न्यूट्रिनो फ्लक्स IceCube के मापों के साथ सुसंगत है। गैलेक्टिक रिज से अनुमानित न्यूट्रिनो फ्लक्स ANTARES और KM3NeT के वर्तमान प्रतिबंधों के अनुकूल है, जो ANTARES के बेस्ट-फिट फ्लक्स से लगभग दो के कारक से नीचे है।
आंतरिक-आकाशगंगा पॉइंट सोर्सेज: जबकि विसरित फिट ISRF विविधताओं के प्रति मजबूत (robust) है, लेखक पाते हैं कि एन्हांस्ड IR प्रोफाइल सेंट्रल मॉलिक्यूलर ज़ोन (CMZ) के पास स्थित पॉइंट सोर्सेज के स्पेक्ट्रल एनर्जी डिस्ट्रीब्यूशन (SED) को महत्वपूर्ण रूप से संशोधित करते हैं। IC-डोमिनेटेड परिदृश्यों में, सेंट्रली पीक्ड IR प्रोफाइल WCDA बैंड (1–25 TeV) में स्पेक्ट्रल हार्डनिंग का कारण बन सकते हैं, लेकिन बढ़ी हुई $\gamma\gamma$ ओपेसिटी के कारण $\sim10$ TeV से ऊपर तीव्र क्षीणन (cutoffs) पैदा कर सकते हैं।

महत्व और दावे
यह शोध दावा करता है कि वर्तमान LHASO विसरित माप, अपने देशांतर कवरेज और सोर्स मास्किंग के कारण, आंतरिक आकाशगंगा में ISRF के रेडियल वितरण को कड़ाई से प्रतिबंधित करने के लिए पर्याप्त संवेदनशील नहीं हैं। फलस्वरूप, LHAASO डेटा से प्राप्त हैड्रोनिक नॉर्मलाइजेशन इन विशिष्ट ISRF अनिश्चितताओं के विरुद्ध सुदृढ़ रहता है। हालांकि, लेखक इस बात पर जोर देते हैं कि ये अनिश्चितताएं गैलेक्टिक सेंटर के पास व्यक्तिगत स्रोतों की व्याख्या करने के लिए महत्वपूर्ण हैं। अध्ययन निष्कर्ष निकालता है कि भविष्य के मल्टी-मैसेंजर अवलोकन, विशेष रूप से KM3NeT न्यूट्रिनो डेटा को व्यक्तिगत स्रोतों के गामा-रे मापों के साथ जोड़कर, हैड्रोनिक घटक को अलग करने और गैलेक्टिक सेंटर के पास ISRF के रेडियल वितरण को प्रतिबंधित करने के लिए आवश्यक होंगे। यह कार्य यह भी रेखांकित करता है कि बाहरी-आकाशगंगा (outer-Galaxy) का फ्लक्स बेसलाइन मॉडल द्वारा कम अनुमानित (underpredicted) है, जो संभावित रूप से अतिरिक्त स्रोत आबादी या CR स्रोत वितरण में संशोधनों जैसे लापता घटकों का सुझाव देता है।