星系间磁场受费米/TeV blazar 1ES 0229+200的大面积望远镜观测

摘要

来自距离相对较远的Blazar的TeV光子与光学-红外宇宙背景相互作用，有效地转换为电子-正电子对。产生的对是极为相对论的（洛伦兹因子10级⁶– 10⁷)并通过微波宇宙背景光子的逆康普顿散射迅速失去能量，产生GeV波段的发射。这种再处理发射的光谱和通量水平严重依赖于星系间磁场的强度，B类，这可以在大立体角上偏转稀释本征发射的对。我们推导了稳定源的再处理光谱的简单关系。我们将此处理应用于blazar 1ES0229+200，其固有的非常硬的TeV光谱预计将近似稳定。将预测的再处理排放量与费米/大面积望远镜，我们限制星系间磁场的值大于B类≃ 5 × 10⁻¹⁵G、 这取决于河外背景光的模型。

1引言

尽管宇宙磁场在所有尺度上都存在，并且可能在塑造宇宙中发挥着不可忽视的作用，但我们对它们的了解仍然相当贫乏。特别是，宇宙尺度上的磁场（>1 Mpc）仍然难以捉摸（例如。Kronberg 2001年;Neronov&Semikoz 2009年). 从理论角度来看，星系间空间可以包含宇宙初始阶段产生的磁场痕迹（例如。Grasso&Rubinstein 2001年)也可能被星系和类星体（例如。Furlanetto&Loeb 2001年). 基于无线电波段旋转测量的方法将星系间磁场（IGMF）的强度限制在以下B类< 10⁻¹¹–10⁻⁹G（例如。Kronberg 2001年以及其中的参考），但这些值取决于字段的高度不确定的相关长度。

如前所述普拉加（1995），可以使用基于IGMF对电子-正电子对的影响的间接方法来探测IGMF，电子-正电子对是通过来自宇宙学源的TeV光子与光学-红外（IR）宇宙背景的低能光子的相互作用产生的。产生的对通过逆康普顿散射（IC）迅速失去能量，其中宇宙微波背景（CMB）的光子以γ射线（GeV）能量增强。磁场的存在，即使是上述措施所建议的微小强度，也会改变γ射线发射的特性，导致可观察到的效应（例如时间延迟。戴鲁2002; 延伸γ射线晕的形成，Aharonian，Coppi&Voelk 1994年;Neronov等人，2010年)可以用来推断B类（例如。Neronov&Semikoz 2009年以及其中的参考）。也有人提出将blazars的多TeV发射再处理为GeV–MeV发射，这可能对观测到的γ射线背景有贡献(Coppi&Aharonian 1997年;Venters 2010年).

在这封信中，我们使用了一种基于高度吸收的BL-Lac（1ES0229+200）GeV发射的观测水平的方法，其固有TeV光谱预计几乎稳定且非常硬(Aharonian等人，2007年;Tavecchio等人，2009年). 几篇论文讨论了应用于γ射线爆发发射的类似方法（例如。戴鲁2002;Razzaque、Mészáros和Zhang，2004年;Takahashi等人，2008年). blazars的类似方法已经在Dai等人（2002）和Murase等人（2008），但这些作品集中讨论了变量GeV发射，是对快速燃烧的blazar的初级TeV发射进行再处理的副产品。相反，我们在这里提出了一种简化的初级TeV源稳态发射情况的处理方法，适用于描述1ES0229+200的情况。基本上，我们的方法基于这样一个事实，即随着IGMF值的增加，MeV–GeV波段的预期再处理发射水平降低，因为初级通量的总量分布在较大的立体角上。再处理通量和GeV能量下通量的预期水平之间的比较费米/因此，大面积望远镜（LAT）提供了IGMF强度的值（或下限）。

我们使用符号问=问_X（X）10^X（X）以cgs为单位。

这项工作完成后，发表了一篇关于同一论点的论文(Neronov&Vovk 2010年). 作者通过考虑级联发展的全面处理，得出了与此处得出的值非常接近的磁场值。然而，他们隐含地假设该源正在发射TeV辐射各向同性地在这种情况下，再处理排放的总通量不取决于IGMF。IGMF的唯一作用是降低再处理发射的预期表面亮度，磁场值越大，表面亮度越低。相反，在我们的工作中，我们假设来自blazar的初级高能光子，正如通常假设的那样，是强束的，因为它们是在狭窄的相对论喷流中产生的。在这种情况下，IGMF的作用是以大于原始波束角的立体角传播再处理发射，从而减少观测到的总通量，即使源仍然未被解析。

2再处理光谱

γ射线与能量的相互作用E类= 1E类_TeV公司带有河外背景光（EBL）低频（光学–IR）光子的TeV产生了一个带有洛伦兹因子γ≃的电子-正电子对E类/2米_电子c（c）²≃ 10⁶E类_TeV公司（为了简单起见，并且由于1ES0229+200的红移很小，我们在这里和下面忽略了光子能量的红移依赖性）。反过来，这些对将IC散射CMB的光子，产生（观测到的）能量εγ的γ射线²小时ν_招商银行至2.8千吨_招商银行γ²= 0.63E类²_TeV公司GeV公司。在下文中，我们假设通过IC散射产生的光子的最大能量ε_最大值低于EBL的吸收阈值（约高于400–500 GeVz（z）=0.14（对于大多数EBL模型）。对于更高的ε_最大值将形成电磁级联，需要进行完整的数值处理（例如。Coppi&Aharonian 1997年;d'Avezac，Dubus&Giebels 2007年; 但请看第4节).

因此，至少对于能量最大的对，我们可以将转换区和发射区近似为薄片（另请参见2008年井上一木和高桥). 电子将具有完全冷却的分布，N个(γ) ∝γ⁻²，相应的再处理发射将由光谱表征F类(ε) ∝ε^−0.5这个幂律可以扩展到能量ε_最大值由产生对的最大洛伦兹因子决定，反过来取决于E类_最大值，blazar发射的γ射线的最大能量，ε_最大值至63(E类_最大值/10 TeV）²GeV公司。

我们采用的几何图形已绘制在图1由于blazar发射物被强烈准直为具有半孔径θ的圆锥_c（c）～1/Γ，其中Γ是射流的体积洛伦兹因子，我们可以近似地假设源（位于圆锥体顶点）均匀照亮图1光子被转换成成对，在圆锥体底部产生GeV发射。这种几何形状不同于其他工程中的几何形状（例如。Neronov&Vovk 2010年)其中，假设主要TeV发射是各向同性的。在这种情况下，从源记录的总通量不取决于IGMF的强度：只有表面亮度取决于它，因为更大的IGMF的作用是加宽再处理的“光晕”的（依赖于能量的）大小。相反，在我们的场景中，再处理排放物在天空上的延伸不能大于θ_v（v）≈θ_c（c）d日_γ/(D类−d日_γ)，其中d日_γ是γ–γ光学厚度为一的距离（距光源），以及D类是地球-源距离。

更复杂的是中间情况，磁场使得具有不同洛伦兹因子的电子偏离不同的角度。在这种情况下，再处理的发射被发射到不同的立体角Ω_γ=2π（1−cosθ_γ)以不同的能量。角度θ_γ可以假设它是电子速度矢量在冷却长度中变化的角度来估计计算机断层扫描_凉爽的: θ_γ∼计算机断层扫描_凉爽的/第页_L（左）= 1.17B类₋₁₅（1）+z（z）_第页)⁻⁴γ⁻²₆，其中第页_L（左）=γ米_电子c（c）²/(电子商务) ≃ 2 × 10²⁴γ₆B类⁻¹₋₁₅cm是电子的拉莫尔半径。

为了简单起见，在方程（6）我们不包括来自后退射流的贡献，这对于能量对几乎完全各向同性的能量是可见的。在各向同性情况下，这一贡献将使通量加倍，在我们在本文中讨论的情况下，在光谱区域内，通量加倍。

3应用于1ES 0229+200

3.1 LAT数据

1ES0229+200不在费米LAT观测(Abdo等人，2009年). 因此，我们在公开可用的数据中搜索检测结果。¹我们选择了从2008年8月4日（MJD 54682）到2010年3月31日（MQD 55286）收集的能量范围为0.1–100 GeV的第3类（漫反射）光子，总共耗时19个月。使用科学工具9.15.2对这些数据进行了分析，其中包括银河漫反射和各向同性背景以及仪器响应函数（IRF）P6 V3 diffuse。在选择了有用的事件和良好的时间间隔后，特别考虑到天顶角<105°以避免地球反照率和距离源无线电位置10°半径的感兴趣区域（ROI）内的光子，我们绘制了ROI的计数图。然后，我们在地图上搜索ROI内其他可能的污染源，因为我们必须在模型中考虑它们。我们将所有光源建模为单幂定律，通量和光子指数可以自由变化。以下步骤用于计算实时、曝光贴图和漫反射响应。掌握了所有这些信息后，我们使用无约束似然算法进行了分析，并计算了相应的测试统计量[TS公司; 看见Mattox等人（1996年）对于的定义TS公司; 这里值得注意的是，重要性σ大致等于]。没有一个能量箱显示的显著性大于TS公司= 25; 因此，只能得出上限（尽管对于10–30 GeV箱，在级别）。以下Abdo等人（2010a），根据满足2Δlog的通量计算了上限(L（左）)=4，当从最小化可能性的值增加通量时L（左）.

测量的通量和光子指数是19个月分析数据的平均值。由于这里研究的光谱能量分布（SED）是用非同时数据建立的，而1ES0229+200是一个弱γ射线源，因此我们没有研究检测源的可变性，只使用了平均值。结果总结如下表1LAT的最新可用校准表明存在系统误差，必须将其添加到引用的统计误差中表1在100 MeV时的值为10%，在500 MeV时为5%，在10 GeV时为20%(Rando等人，2009年).

3.2结果

图2显示了1ES0229+200的高能SED，包括来自H.E.S.S.的TeV数据（红色）和使用低SFR的模型Kneiske等人（2004年）。我们假设固有谱由硬幂定律很好地表示（虚线），F类_E类∝E类^1/3（请参见Tavecchio等人，2009年以证明此选择的合理性）。黑色虚线是使用Kniske等人（2004年）模型。灰色区域表示吸收的焊剂，可用于再加工。只要内禀光谱是硬的，吸收能量的多少只取决于最高能量箱的内禀亮度E类_最大值IGMF的最保守极限对应于最低的再处理辐射量，而再处理辐射又对应于最小的固有亮度。为此，我们使用EBL模型，在10TeV左右提供最低的不透明度。

我们报告了0.1–1、1–10和10–30 GeV波段的LAT上限(表1). 实线和点-虚线报告了假设IGMF的三个不同值和内在blazar发射的两个不同波束角（0.05和0.1 rad，分别对应体洛伦兹因子Γ=20和10）的预期再处理发射。黑线为与上限一致的磁场最小值，B类= 5 × 10⁻¹⁵G.请注意，由于非常硬的再处理光谱，最严格的上限是在最高能量下，10–30 GeV。梁角度θ_c（c）小于此处假设的值（对应于较大的喷气体洛伦兹系数）将导致B类（请参见方程式6).

我们注意到，与基于无线电波段中旋转测量估计的方法不同（例如。Kronberg 2001年)，利用它可以导出IGMF的上限，此方法允许我们将下限在B类如果在最高能量箱中检测到的提示是真实的，我们有两种可能性：要么是再处理的辐射，在这种情况下，它给出了一个测量属于B类或者它仍然是blazar的初级发射（即使属于不同于在TeV能量下观察到的成分；例如。Tavecchio等人，2009年)在这种情况下，我们的限制仍然有效。

4讨论

这里导出的磁场值的下限，B类> 5 × 10⁻¹⁵G、 可以认为是IGMF有史以来导出的最严格的值之一。该值主要受10GeV以上LAT上限的限制，其中源暂定在4σ水平上检测。我们注意到，因为我们推导了B类即使这样费米/LAT测量被认为是一个上限——结论不变。

本函中采用的主要假设如下：（i）再处理能量的量由H.E.S.S测量的观测光谱水平得出(Aharonian等人，2007年)，（ii）我们使用低SFRKneiske等人（2004年）计算光学深度的模型和（iii）我们假设本征吸收的最大能量为11 TeV。

假设（i）得到了H.E.S.S.在2005-2006年观测期间观察到的极小变化的支持。当然，blazar固有发射的任何变化都会反映到再处理发射中。理想情况下，需要同时进行TeV和GeV观测，以考虑可变性，并利用固有TeV和再处理GeV发射之间的延迟所携带的信息（见Dai等人，2002年;Murase等人，2008年供讨论）。然而，在1ES0229+200的特定情况下，这种方法被非常小的GeV通量阻止，在18个月的观察后仍处于LAT的检测极限。此外，在其他TeV波段更明亮的TeV BL-Lac中，需要几天的积分来检测GeV发射（例如。Abdo等人2010b). 此外，在这些物体中，本征GeV发射比预期的再处理辐射发光得多。这些特征使得即使在明亮的耀斑期间也很难揭示再处理的辐射。

使用特定的吸收模型是不可避免的。然而，一些最近的EBL模型在10μm以上的波长处收敛，这些模型决定了能量低于10TeV的γ射线的不透明度。特别是Franceschini、Rodighiero和Vaccari（2008）,Gilmore等人（2009年）和Finke、Razzaque和Dermer（2010年）很好地同意（例如，参见Finke等人，2010年)并且与切伦科夫望远镜最近的观测结果所表明的EBL的低水平一致（例如。Aharonian等人，2006年;Mazin&Raue 2007年; 另请参见Kneiske&Dole 2010年). 此处采用的模型(低SFR属于Kneiske等人，2004年)提供与所有其他更新型号类似的光学深度，能量高达4-5TeV。对于较大的能量，预测的光学深度为降低与其他型号相比（另请参阅Tavecchio等人，2009年). 我们再次强调，这意味着要最小化再处理辐射的亮度，因此导出的下限为B类是一个保守值。

假设的本征发射的最大能量（第（iii）点）有些关键，因为它决定了GeV波段中再处理和再发射的能量总量，以及级联的可能发展。第一点很清楚：由于固有光谱相当困难，再处理辐射的总光度（及其最大能量）取决于E类_最大值.假设频谱与E类^1/3，再处理排放的归一化为（参见方程式6)k个∝E类^4/3_最大值/ε_最大值∝E类^2/3_最大值因此，中报告的所有曲线图2将按此因素向上移动。我们认为，在远高于几十TeV的能量下，光谱不间断地延伸，因此校正因子不可能比几个因子大得多。无论如何，我们再次指出，由于E类_最大值将是到增加导出的下限值（较大B类将需要降低曲线的位移），我们的极限也可以在这方面被视为保守值。当考虑电磁级联的可能作用时，同样的论点也适用。对于的值E类_最大值大于～30 TeV时，大量再处理通量将在～500 GeV以上发射（能量高于该值时，对转换的光学深度超过1），然后再被吸收，进而产生新的对，从而引发级联。在这种情况下，除了产生不同的光谱外，再处理组分的总通量将大于此处简单估算的值；因此，在这种情况下，我们的价值B类可视为保守值。

最后，我们注意到，在我们的推导中，我们隐含地假设磁场方向垂直于相对论对的方向。实际上，IGMF可能是随机定向的，在大小为～1 Mpc（例如。Neronov&Semikoz 2009年). 在我们的计算中包括场的几何形状将导致IGMF的限制略大于此处推导的限制。同样，我们推断的B类那就是保守派了。

致谢

我们感谢裁判的宝贵意见。我们感谢L.Costamante的有益评论和讨论。这项工作得到2007年COFIN-MiUR赠款的部分资助。

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