費米大面積望遠鏡(Fermi-Large Area Telescope, Fermi-LAT)自發射升空以來, 已持續在軌運行超過17年. 隨著觀測數據的不斷積累, 人們對銀河系外伽馬射線輻射源的認知逐漸深化, 如射電強活動星系核(active galactic nucleus, AGN)、恒星形成星系等, 這些發現不斷革新著人們對伽馬射線輻射機制的理解. 然而, 來自射電寧靜活動星系核冕區的伽馬射線輻射卻一直沒有被探測到 [ 1 , 2 ] . 最近, 我們通過分析Fermi-LAT長達15年的累積數據, 首次在射電寧靜活動星系核( 圖1(a) )中探測到顯著的來自冕區的伽馬射線輻射信號, 其中發現的“延展冕區”數百GeV的伽馬射線輻射也有可能來自核區星團(nuclear star cluster, NSC) [3] . 本文將簡要介紹這一研究進展.

圖 1 (a) 射電寧靜活動星系核的平均能譜分布 [ 3 , 9 ] . (b) 活動星系核模型示意圖. 觀測到的伽馬射線輻射來自于致密冕區和延展冕區

星系核心通常隱藏著超大質量黑洞(supermassive black hole, SMBH), 它們通過吸積過程釋放巨大能量, 表現為活動星系核. 其中射電強活動星系核的輻射覆蓋從射電到伽馬射線的整個電磁波譜. 在高能波段, 源自超大質量黑洞的相對論性噴流是公認的強伽馬射線輻射源. 然而, 對于缺乏射電噴流的寧靜活動星系核, 雖然理論預言其超大質量黑洞周圍的冕區可產生伽馬射線輻射, 但近三十年來大量的觀測嘗試仍未獲得確鑿證據. 超大質量黑洞周圍的冕區是位于黑洞附近幾個引力半徑范圍內的磁約束體系 [4] , 磁場強度約為10 G [5] . X射線觀測已證實其中存在熱電子氣體, 射電觀測也揭示了非熱電子的存在 [5] . 這些非熱電子可能來源于激波加速或磁重聯過程 [6] , 隨后通過逆康普頓散射與來自吸積盤上的光學/紫外光子作用, 可產生伽馬射線輻射 [7] . 除上述輕子過程外, 理論研究表明, 激波或磁重聯過程同樣可以加速質子. 高能質子通過與光子或其他質子的碰撞(強子過程)也可產生伽馬射線輻射 [6] .

我們以基于Swift-爆發預警望遠鏡(Burst Alert Telescope, BAT)開展的活動星系核光譜巡天(BAT AGN Spectroscopic Survey, BASS)第二次數據釋放樣本中的射電寧靜活動星系核為研究對象 [8] , 對其冕區再次開展了系統的伽馬射線輻射搜索. 選取這類天體的原因在于, 它們通常在超硬X射線波段(BAT能段: 14~195?keV) 輻射較強, 暗示其冕區可能具備產生伽馬射線輻射的條件. 我們從BASS樣本中篩選出射電寧靜的非耀變體活動星系核, 將其與Fermi-LAT發布的4FGL-DR4星表進行交叉匹配, 并對相應的伽馬射線數據進行了系統分析. 由此獲得一個包含624個射電寧靜非耀變體活動星系核的樣本, 分析表明這些源均未達到Fermi-LAT對單個伽馬射線源的探測靈敏度. 為在Fermi-LAT的探測靈敏度與樣本容量之間取得平衡, 我們選取了距離在 60?Mpc 以內的鄰近塞弗特星系. 同時, 考慮到活動星系核冕區的活動水平通常與X射線流量呈正相關, 我們進一步篩選出其中X射線輻射較強的源. 最終, 我們得到了一個由37個鄰近、超硬X射線輻射強的射電寧靜非耀變體活動星系核構成的樣本.

為探測該子樣本的伽馬射線輻射并研究其平均性質, 我們將所有源在 1~300?GeV 能段的檢驗統計量(test statistic, TS)輪廓進行疊加分析, 首次在該樣本中探測到顯著的伽馬射線信號. 樣本的平均距離為 36.4?Mpc, 對應的平均伽馬射線光度為 L 1?300GeV= 1.5×1040?erg?s?1. 為排除所觀測到的伽馬射線輻射可能來自活動星系核冕區之外的其他起源, 我們進行了多項檢驗. 首先, 我們從BASS樣本中選取了27個源構建對照組, 其選取標準與子樣本相同, 但具有較低的X射線流量, 以對應相對較低的冕區活動水平. 在該對照組中未檢測到顯著的伽馬射線輻射. 此外, 我們隨機選取了37個空天區位置進行背景疊加分析, 同樣未檢測到顯著信號, 表明子樣本中探測到的信號并非來自背景漲落. 最后, 我們逐一評估并排除了其他可能的過程對觀測伽馬射線輻射的貢獻. 基于BPT圖的分析, 我們確保了樣本中不含恒星形成星系, 8~1000?μm 紅外積分光度估算出, 即使存在較弱的恒星形成活動, 其所貢獻的伽馬射線輻射光度僅為 2.16×1039?erg?s?1, 遠低于實際探測值. 其次, 盡管子樣本中的源均為射電寧靜的活動星系核, 仍不能完全排除微弱的噴流活動. 然而, 我們發現其射電光度與X射線光度之比滿足 L 1.4 GHz/ L 14?195?keV~ 10?5的趨勢, 表明射電輻射很可能源自冕區而非噴流. 此外, 對照樣本具有與子樣本相近的射電光度(分別為1037.5與 1037.4?erg?s?1), 但并未探測到伽馬射線輻射, 這說明即便存在弱噴流, 其所能產生的伽馬射線光度也不足以解釋當前的探測結果. 最后, 雖有理論提出活動星系核的外流與星際介質相互作用可產生伽馬射線輻射, 但該機制迄今缺乏觀測證據, 且子樣本中的源并未表現出很強的外流特征, 因此我們亦不傾向于以外流模型來解釋所觀測到的伽馬射線輻射.

如 圖1(a) 所示, 我們得到了該樣本的平均多波段光譜能量分布(spectral energy distribution, SED) [ 3 , 9 ] . 活動星系核冕區的幾何結構對解釋SED具有關鍵作用, 目前已有多種模型被提出, 包括燈塔模型、平面平行與半球形模型, 以及斑塊冕模型. 我們采用最簡單的球對稱幾何進行分析. 傳統冕區具有約10倍引力半徑的尺度(以下簡稱“致密冕區”), 其中熱電子占主導地位, 會產生高密度的軟X射線光子, 導致能量?10?GeV的伽馬射線光子極易通過電子對產生過程( γγ ′→ e + e ?)被吸收, 從而無法逃逸. 因此, 我們引入一個尺度約為2.7×106倍引力半徑的延展區域(以下簡稱“延展冕區”), 用以解釋能量高于 10?GeV 的伽馬射線(示意圖見 圖1(b) . 在延展冕區內, 非熱電子占主導地位, X射線光子密度隨冕區尺度 R 呈平方反比下降, 從而顯著抑制了電子對產生過程. 致密冕區的探測結果為長期存在的理論預期提供了有力的觀測支持, 而延展冕區的存在則是一個意外發現. 一種頗具前景的解釋是: 類似伽馬射線暴中的火球爆炸機制, 致密X射線冕區中產生的電子-正電子對會發生膨脹, 從而形成延展冕區結構.

盡管觀測結果可能暗示X/伽馬射線冕區存在兩個獨立的空間結構, 其具體形成機制目前尚不明確. 實際上, 已有證據顯示活動星系核冕區可發生膨脹, 表明其并非處于嚴格的靜態平衡狀態 [10] . 膨脹冕區在物理本質上區別于靜態冕區, 其膨脹過程可能由電子對產生效應所驅動, 并以類似伽馬射線暴中火球的方式向外擴展, 從而在延展冕區與致密冕區之間建立物理關聯 [11] . 在此模型框架下, 電子可在冕區膨脹過程中被周圍介質產生的激波再次加速. 未來有必要對冕區膨脹過程開展更深入研究, 以便將電子對等離子體理論模型與觀測到的 ?10?GeV 能譜進行定量比較. 一方面, 對該樣本在數百GeV至TeV能段進行觀測, 有望對可能的理論模型施加更強約束, 并為理解超大質量黑洞的相關物理參數(如自旋等)提供新線索 [12] . 另一方面, 在TeV以上能段, 借助高海拔宇宙線觀測站(Large High Altitude Air Shower Observatory, LHAASO)以及未來的切倫科夫望遠鏡陣列(Cherenkov Telescope Array, CTA)等設備開展進一步探測, 將擴展射電寧靜活動星系核的能譜測量范圍, 并對其中粒子加速所能達到的最高能量給出更強約束. 此外, 熱冕中高能質子碰撞產生的伽馬射線輻射及其可能伴隨的中微子貢獻亦不可忽視. 這類高能輻射也可能源自活動星系核宿主星系中的核區星團(典型尺度?10秒差距) [13] . 未來對活動星系核冕區伽馬射線與射電輻射光變特征的聯合研究, 也將有助于深入理解其動態演化過程, 并揭示其中電子對產生機制在聯系致密和延展冕區中的具體作用.

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