【儀表網 儀表研發(fā)】一個由中國科學院紫金山天文臺、日本京都大學、日本理化學研究所、美國加州大學洛杉磯分校等機構科研人員組成的合作團隊對高能立體望遠鏡系統(tǒng)(H.E.S.S.)觀測到的來自銀河系中心的能量約為1TeV(1012電子伏特)以上的高能伽馬光子作出理論解釋，并對高能伽馬射線望遠鏡(如切倫科夫望遠鏡陣列CTA、高海拔宇宙射線探測器LHAASO)和中微子探測器(如南極冰立方中微子天文臺IceCube)對銀河系內恒星形成區(qū)及銀心區(qū)域的探測作出預言。這項工作發(fā)表在《天體物理雜志》(The Astrophysical Journal)。
 

　　H.E.S.S.觀測到來自銀心的能量高于約10TeV的高能伽馬光子，其輻射與銀心附近的分子云分布成協(xié)，暗示銀心附近可能存在一個PeV(1015電子伏特)宇宙射線加速器(PeVatron)。該團隊提出假設，認為銀心處過去形成的極超新星(Hypernova)是可能的加速器，其爆發(fā)能量及噴流速度都遠高于普通超新星，產生的極超新星遺跡能夠加速宇宙射線質子到能量高于1PeV。被加速的高能宇宙射線被注入到中心分子云區(qū)域(Central Molecular Zone)及銀心區(qū)域周圍的星系際介質中，在其中傳播并與之反應，產生高能伽馬光子和中微子。
 

　　紫金山天文臺副研究員賀昊寧等人首先采用流體力學數(shù)值模擬結合非線性彌散激波加速模擬了極超新星遺跡超過1000年的演化，并得到其向銀河系中心注入的高能宇宙射線的演化能譜；估算了極超新星遺跡注入銀心區(qū)域的高能宇宙射線在銀心區(qū)域的擴散，進而計算了其與銀心區(qū)域分子云及星系際介質反應產生的伽馬射線與中微子輻射強度。這一模型解釋了H.E.S.S.觀測到的能量約為1TeV以上的伽馬射線輻射。將來的高能伽馬射線望遠鏡CTA望遠鏡南站50小時曝光的觀測即可對這一模型作出限制。目前高海拔宇宙線觀測站(LHAASO)的1/2陣列正在運行中，該工作預測LHAASO完全建成后運行一個月即可能觀測到來自銀心方向的高能伽馬光子或對模型作出限制。
 

　　合作團隊計算了冰立方十年積分后可能觀測到的來自銀心方向的中微子數(shù)目，并預測了銀心方向的中微子分布模版，可以幫助冰立方更有效地分辨出來自銀心的中微子信號。該工作還預言在約7-20年冰立方探測時間內可以探測到1個高能起始事件(HESE)，與觀測相符。目前，雖然冰立方基于6年的觀測報道了離銀心1.2度的一個高能起始事件(HESE)，然而由于這一個級聯(lián)型事件的重建角度不確定性很大，目前仍不能聲稱發(fā)現(xiàn)了銀心方向的中微子源。