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

Resumo Técnico: Emissão de Raios Gama e Neutrinos de TeV–PeV no Plano Galáctico

Enunciado do Problema
A origem da emissão difusa de raios gama de TeV–PeV no plano galáctico permanece uma questão em aberto na astrofísica de altas energias. Embora a emissão seja amplamente interpretada como um calorímetro de raios cósmicos (CRs) galácticos interagindo com campos de radiação e gás interestelar, as contribuições relativas de processos hádrônicos (colisões próton-próton) e processos leptônicos (espalhamento Compton inverso proveniente de nebulosas de vento de pulsar [PWNe] não resolvidas) não estão totalmente restringidas. Uma incerteza sistemática crítica reside na distribuição radial do campo de radiação interestelar (ISRF), particularmente em seu componente infravermelho (IR) no interior da Galáxia. Variações na densidade do ISRF afetam a profundidade óptica para a produção de pares $\gamma\gamma$ (fóton-fóton), o que atenua os raios gama de alta energia, e influenciam as taxas de resfriamento por Compton inverso (IC) de elétrons. Este artigo investiga como as incertezas nos perfis de densidade de fótons IR no interior da Galáxia impactam a interpretação dos dados de raios gama difusos do LHAASO e as associações de previsões de fluxo de neutrinos.

Metodologia
Os autores modelam o espectro de raios gama difusos do LHASO como a superposição de dois componentes:

1. Emissão Leptônica: Emissão não resolvida de PWNe e halos de pulsar. Os autores geram uma população sintética de pulsares progenitores baseada no catálogo ATNF, aplicando frações de beaming dependentes da idade e relações empíricas entre o poder de frenagem (spin-down power $\dot{E}$) e o fluxo de raios gama. O fluxo resultante é distribuído pelo céu, mascarado para excluir fontes brilhantes conhecidas, e somado para estimar a contribuição não resolvida.
2. Emissão Hádrônica: Emissão difusa de prótons de CR injetados por supernovas que se propagam pela Galáxia. Os autores resolvem a equação de transporte em estado estacionário para prótons de CR em coordenadas cilíndricas, incorporando coeficientes de difusão espacialmente dependentes e perdas por interação $pp$. A distribuição de fontes segue o perfil radial de remanescentes de supernova (SNRs) de Case & Bhattacharya (1996).

Para abordar a incerteza do ISRF, os autores adotam a distribuição de poeira de base de Misiriotis et al. (2006) e introduzem quatro perfis radiais alternativos (M1–M4) que aumentam a densidade de poeira (e, portanto, a densidade de fótons IR) em direção ao Centro Galáctico por fatores que variam de alguns poucos até quase duas ordens de magnitude. Esses perfis são normalizados para corresponder ao modelo de base na vizinhança solar. Os autores calculam a profundidade óptica $\gamma\gamma$ para esses modelos variados de ISRF e ajustam a normalização hádrônica aos dados da região interna do LHAASO ($15^\circ < \ell < 125^\circ$, $|b| < 5^\circ$) usando minimização de $\chi^2$. O componente hádrônico resultante é então utilizado para prever o fluxo de neutrinos $pp$ associado para todo o céu e para a Crista Galáctica (Galactic Ridge) ($|l| < 30^\circ$, $|b| < 2^\circ$).

Principais Resultados

• Impacto no Ajuste de Raios Gama Difusos: Os modelos alternativos de ISRF, que aumentam significativamente as densidades de fótons IR no interior da Galáxia, afetam apenas modestamente o ajuste difuso do LHAASO. A análise exclui a direção do Centro Galáctico e aplica máscaras de fontes, limitando a sensibilidade às variações radiais mais internas. A qualidade do ajuste ($\chi^2_\nu$) permanece comparável entre os modelos, com o modelo de base produzindo $\chi^2_\nu \approx 0,5$ e o perfil mais extremo (M4) produzindo $\chi^2_\nu \approx 0,8$.
• Contribuição Leptônica: O componente de PWN não resolvido responde por aproximadamente 20% do fluxo em alguns TeV, subindo para $\sim30\%$ em dezenas de TeV, e diminuindo para $\sim10\%$ nas energias mais altas no modelo de base. Isso é consistente com estimativas baseadas em dados.
• Previsões de Neutrinos: Usando a normalização hádrônica derivada do ajuste do LHASO, o fluxo de neutrinos previsto para todo o céu é consistente com as medições do IceCube. O fluxo de neutrinos previsto da Crista Galáctica é compatível com as restrições atuais do ANTARES e KM3NeT, situando-se abaixo do fluxo de melhor ajuste do ANTARES por um fator de aproximadamente dois.
• Fontes Pontuais do Interior da Galáxia: Embora o ajuste difuso seja robusto contra variações de ISRF, os autores descobrem que perfis IR aumentados modificam significativamente a distribuição de energia espectral (SED) de fontes pontuais próximas à Zona Molecular Central (CMZ). Em cenários dominados por IC, perfis IR centralmente concentrados podem causar endurecimento espectral na banda WCDA (1–25 TeV), mas levam a uma atenuação acentuada (cortes/ cutoffs) acima de $\sim10$ TeV devido ao aumento da opacidade $\gamma\gamma$.

Significância e Alegações
O artigo afirma que as medições atuais de difusão do LHAASO, devido à sua cobertura de longitude e máscara de fontes, não são suficientemente sensíveis para restringir rigorosamente a distribuição radial do ISRF no interior da Galáxia. Consequentemente, a normalização hádrônica inferida dos dados do LHAASO permanece robusta contra essas incertezas específicas de ISRF. No entanto, os autores enfatizam que essas incertezas são críticas para interpretar fontes individuais próximas ao Centro Galáctico. O estudo conclui que observações multimessageiras futuras, especificamente combinando dados de neutrinos do KM3NeT com medições de raios gama de fontes individuais, serão necessárias para separar o componente hádrônico e restringir a distribuição radial do ISRF próximo ao Centro Galáctico. O trabalho também destaca que o fluxo no exterior da Galáxia é subestimado pelo modelo de base, sugerindo potenciais componentes ausentes, como populações de fontes adicionais ou modificações na distribuição de fontes de CR.