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

技術要約：銀河面におけるTeV–PeVガンマ線およびニュートリノ放射

問題提起
銀河面における拡散TeV–PeVガンマ線放射の起源は、高エネルギー天体物理学における未解決の課題である。この放射は、銀河宇宙線（CR）が星間ガスや放射場と相互作用することによるカロリーメーターとして広く解釈されているが、ハドロン過程（陽子-陽子衝突）とレプトン過程（未分解のパルサー風星雲（PWN）からの逆コンプトン散乱）の相対的な寄与については、まだ完全には制約されていない。重要な系統誤差の一つは、特に銀河系内縁部における星間放射場（ISRF）の動径分布にある。ISRF密度の変動は、ガンマ・ガンマ（$\gamma\gamma$）対生成によるガンマ線の減衰（光学的厚さ）に影響を与えるとともに、電子の逆コンプトン（IC）冷却率にも影響を及ぼす。本論文では、銀河系内縁部の赤外線（IR）光子密度プロファイルの不確実性が、LHAASOの拡散ガンマ線データの解釈および関連するニュートリノフラックスの予測にどのような影響を与えるかを調査する。

手法
著者らは、LHAASOの拡散ガンマ線スペクトルを以下の2つの成分の重ね合わせとしてモデル化している：

1. レプトン放射： 未分解のPWNおよびパルサー・ヘイローからの未分解放射。著者らはATNFカタログに基づき、年齢依存的なビームング・フラクションと、スピンダウン・パワー（$\dot{E}$）とガンマ線フラックスの間の経験的な関係を適用して、親パルサーの合成集団を生成する。得られたフラックスは空全体に分布させ、既知の明るいソースを除外するためにマスク処理を施した後、それらを合算して未分解成分の推定を行う。
2. ハドロン放射： 銀河内を伝播する超新星注入の宇宙線陽子からの拡散放射。著者らは、空間依存的な拡散係数と$pp$相互作用による損失を取り入れ、円筒座標系において宇宙線陽子の定常状態輸送方程式を解く。ソース分布は、Case & Bhattacharya (1996) による超新星残骸（SNR）の動径プロファイルに従う。

ISRFの不確実性に対処するため、著者らはMisiriotis et al. (2006) のベースラインとなるダスト分布を採用し、銀河中心方向に向けてダスト密度（およびそれに伴うIR光子密度）を数倍からほぼ2桁増大させた4つの代替動径プロファイル（M1–M4）を導入する。これらのプロファイルは、太陽近傍においてベースラインモデルと一致するように正規化される。著者らは、これら変化するISRFモデルに対する$\gamma\gamma$光学的厚さを計算し、$\chi^2$最小化を用いてLHAASOの内側領域データ（$15^\circ < \ell < 125^\circ$, $|b| < 5^\circ$）に対してハドロン成分の正規化をフィットさせる。得られたハドロン成分を用いて、全天および銀河隆起領域（$|l| < 30^\circ$, $|b| < 2^\circ$）に関連する$pp$ニュートリノフラックスを予測する。

主な結果

• 拡散ガンマ線のフィットへの影響： 銀河中心方向のIR光子密度を大幅に増加させる代替ISRFモデルは、LHAASOの拡散フィットに対してはわずかな影響しか与えない。解析では銀河中心方向を除外し、ソースマスクを適用しているため、最も内側の動径方向の変化に対する感度が制限されている。フィットの質（$\chi^2_\nu$）はモデル間で同等であり、ベースラインモデルは$\chi^2_\nu \approx 0.5$、最も極端なプロファイル（M4）は$\chi^2_\nu \approx 0.8$を示した。
• レプトン成分： 未分解のPWN成分は、数TeVにおいて拡散フラックスの約20%を占め、数十TeVでは約30%に上昇し、最高エネルギー域ではベースラインモデルにおいて約10%に減少する。これはデータ駆動型の推定値と一致している。
• ニュートリノ予測： LHAASOのフィットから導出されたハドロン正規化を用いると、予測される全天ニュートリノフラックスはIceCubeの測定値と一致する。予測される銀河隆起領域からのニュートリノフラックスは、ANTARESおよびKM3NeTによる現在の制約と互換性があり、ANTARESの最良フィット・フラックスよりも約2分の1低い値にある。
• 銀河系内の点源： 拡散フィットはISRFの変動に対して頑健であるが、著者らは、強化されたIRプロファイルが中央分子雲（CMZ）付近の点源のスペクトルエネルギー分布（SED）を著しく変えることを見出した。IC優勢のシナリオでは、中心にピークを持つIRプロファイルはWCDAバンド（1–25 TeV）においてスペクトルの硬化を引き起こすが、$\gamma\gamma$不透明度の増大により、約10 TeV以上で急激な減衰（カットオフ）をもたらす。

意義と主張
本論文は、現在のLHAASOの拡散測定は、その経度範囲とソースマスクの影響により、銀河系内縁部におけるISRFの動径分布を厳密に制約するには十分ではないと主張している。したがって、LHAASOのデータから推論されるハドロン正規化は、これらの特定のISRFの不確実性に対して頑健である。しかし、著者らは、これらの不確実性が銀河中心付近の個々のソースを解釈する際には極めて重要であることを強調している。本研究は、将来のマルチメッセンジャー観測、具体的にはKM3NeTのニュートリノデータと個々のソースのガンマ線測定を組み合わせることが、ハドロン成分を分離し、銀河中心付近のISRFの動径分布を制約するために必要であると結論付けている。また、本研究は、外側銀河のフラックスがベースラインモデルによって過小評価されていることを指摘しており、これは追加のソース集団や宇宙線源分布の修正といった、欠落している可能性のある成分を示唆している。