孫惠英 錢祥利? 陳天祿 單增羅布 馮有亮 高啟 茍全補(bǔ) 郭義慶4)? 胡紅波4) 康明銘 厲海金 劉成 劉茂元 劉偉 喬冰強(qiáng) 王旭 王振 辛廣廣 姚玉華8) 袁強(qiáng) 張毅

1) (山東管理學(xué)院智能工程學(xué)院,濟(jì)南 250357)

2) (西藏大學(xué)宇宙線教育部重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室,拉薩 850000)

3) (中國科學(xué)院高能物理研究所粒子天體中心,北京 100049)

4) (中國科學(xué)院大學(xué),北京 100049)

5) (四川大學(xué)物理學(xué)院,成都 610064)

6) (上海交通大學(xué)李政道研究所,上海 200240)

7) (蘇州空天信息研究院,蘇州 215000)

8) (重慶大學(xué)物理學(xué)院,重慶 401331)

9) (中國科學(xué)院紫金山天文臺(tái)暗物質(zhì)與空間天文重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室,南京 210023)

1 引言

宇宙線被認(rèn)為是組成非熱宇宙的重要成分,然而由于宇宙線是帶電粒子,在傳播過程中受到銀河系內(nèi)磁場(chǎng)的作用容易發(fā)生偏轉(zhuǎn),因此很難確定其起源.當(dāng)帶電粒子被加速到相對(duì)論能量時(shí),會(huì)通過多種相互作用過程產(chǎn)生伽馬射線,而伽馬射線是電中性,在傳播過程中不受磁場(chǎng)影響偏轉(zhuǎn),可以指向伽馬射線的產(chǎn)生區(qū)域,因此伽馬射線尤其是甚高能(very high energy,VHE;E≥ 30 GeV)伽馬射線成為研究宇宙線產(chǎn)生和加速的重要手段.對(duì)非熱輻射過程產(chǎn)生的VHE 伽馬射線及其輻射體的探測(cè)成為探測(cè)宇宙結(jié)構(gòu)及其電磁成分的重要探針.除此之外,通過VHE 伽馬射線還可以研究各種天體輻射源的輻射機(jī)制及其輻射區(qū)域信息,也是研究伽馬射線暴、洛倫茲破缺及間接測(cè)量暗物質(zhì)的重要手段.

過去二十多年,已經(jīng)觀測(cè)到超過270 個(gè)不同類型的VHE 伽馬射線源.這主要得益于地面成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列實(shí)驗(yàn)(imaging atmospheric Cherenkov telescopes,IACTs)和地面空氣簇射陣列(extensive air shower detector array,EAS)實(shí)驗(yàn)的發(fā)展,且實(shí)驗(yàn)的探測(cè)靈敏度逐漸提高.以對(duì)蟹狀星云(Crab Nebula)的觀測(cè)為例,現(xiàn)代IACT 陣列實(shí)驗(yàn),比如H.E.S.S.[1],MAGIC[2]和VERITAS[3],只需幾分鐘時(shí)間就可以探測(cè)到該源5 倍顯著性超出.下一代的切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列實(shí)驗(yàn)(Cherenkov telescope array,CTA)[4],將在靈敏度和分辨率方面有顯著提高,將靈敏度再提高1 個(gè)量級(jí),不到1 min 便可探測(cè)到Crab 源的顯著性超出.因此,隨著IACTs 和EAS 實(shí)驗(yàn)靈敏度的提高,預(yù)計(jì)會(huì)有更多VHE 伽馬射線源被探測(cè)到.

VHE 伽馬射線來源于多種宇宙線源,像超新星遺跡(supernova remnant,SNR)[5]、脈沖星風(fēng)星云(pulsar wind nebula,PWN)[6]、脈沖星(pulsar,PSR)等,這些源主要集中在銀河系內(nèi).銀河系外的VHE 伽馬射線源也被觀測(cè)到,主要產(chǎn)生于活動(dòng)星系核(active galactic nuclei,AGN)的相對(duì)論性噴流,或者恒星快速形成區(qū)域(star-forming region,SFR),比如星暴星系(starburst galaxies,SBG)和伽馬射線暴(gamma-ray bursts,GRBs)的余輝輻射等.還有一些未確定類型(unknown,UNK)的伽馬射線源,這些源主要分布在銀道面上,其類型尚未被其他波段觀測(cè)實(shí)驗(yàn)確定.

對(duì)銀河系內(nèi)伽馬射線源的觀測(cè),銀道面是主要觀測(cè)區(qū)域,現(xiàn)代IACT 實(shí)驗(yàn)都對(duì)其進(jìn)行了觀測(cè).位于南半球的H.E.S.S.實(shí)驗(yàn)以小于1.5% Crab 流強(qiáng)的靈敏度和0.08°的角分辨對(duì)銀道面區(qū)域進(jìn)行了掃描觀測(cè)[7],共觀測(cè)到78 個(gè)VHE 源和47 個(gè)未確定類型的源.位于北半球的VERITAS 實(shí)驗(yàn)對(duì)Cygnus區(qū)域進(jìn)行了詳細(xì)觀測(cè)[8],將延展源VER J2019+368 區(qū)分為兩個(gè)候選源(VER J2018+367*和VER J2020+368*),并且對(duì)超新星遺跡區(qū)域Gamma-Cygni 的形態(tài)輪廓進(jìn)行了詳細(xì)觀測(cè)研究.位于北半球的水切倫科夫觀測(cè)實(shí)驗(yàn)HAWC 對(duì)北天區(qū)進(jìn)行了觀測(cè)[9],共發(fā)現(xiàn)65 個(gè)TeV 以上的源,其中大部分位于銀道面,且有脈沖星對(duì)應(yīng)體.

銀河系外的伽馬射線主要來自AGN 產(chǎn)生的輻射,AGN 主要包括耀變體(blazar)、未確定類型的耀變體候選體(blazar candidates of uncertain type,BCUs)、射電星系(radio galaxies,RDGs)、類星體(quasar)和賽弗特星系(seyfert galaxy,SEY)等類別,其中大部分是耀變體.耀變體是一類活動(dòng)非常劇烈的AGN,通過具有大洛倫茲因子(≥ 10)的相對(duì)論性噴流產(chǎn)生伽馬射線,且噴流的方向與視線的夾角較小,具有快速光變、高偏振、強(qiáng)輻射等特征.關(guān)于耀變體的輻射模型,人們普遍接受的是相對(duì)論噴流、黑洞、吸積盤三者相統(tǒng)一的輻射模型[10,11].耀變體的非熱輻射,被認(rèn)為是黑洞通過吸積盤吸積物質(zhì),然后相對(duì)論粒子以接近光速噴流出來,并通過相互作用過程產(chǎn)生伽馬輻射.其中產(chǎn)生伽馬射線的輻射機(jī)制還不是完全清楚,大部分輻射屬于輕子起源,比如相對(duì)論電子在黑洞周圍磁場(chǎng)中的同步輻射,相對(duì)論電子與周圍軟光子場(chǎng)(光子來自同步輻射的光子和噴流以外的區(qū)域[12])的逆康普頓散射.還有一種輻射屬于強(qiáng)子起源,主要是噴流中的高能質(zhì)子與周圍的軟光子發(fā)生p-γ作用,產(chǎn)生級(jí)聯(lián)輻射,或者是質(zhì)子直接參與的同步輻射[13-16].除此之外,還有一些輕子-強(qiáng)子混合模型[17]也被用來解釋耀變體的VHE 能譜結(jié)構(gòu).

耀變體根據(jù)光譜發(fā)射線強(qiáng)度的等值寬度大小分為平譜射電類星體(FSRQ,強(qiáng)發(fā)射線)和蝎虎狀天體(BL Lacs,無或弱發(fā)射線)[18],根據(jù)同步輻射峰頻的位置分為低峰頻同步輻射峰(LSP,頻率 ＜1014Hz)(包含F(xiàn)SRQs 和LBLs)、中峰頻同步輻射峰(ISP,1014Hz ＜ 頻率 ＜ 1015Hz)(包含LBLs和IBLs)、高峰頻同步輻射峰(HSP,1015Hz ＜ 頻率 ＜ 1017Hz)和極高峰頻同步輻射峰(EHSP,頻率 ＞ 1017Hz)[19,20](大部分是HBLs).耀變體的光譜遍布整個(gè)電磁波譜,從射電波段、光學(xué)、X 射線到伽馬射線波段.耀變體的一個(gè)主要特征是具有顯著的光變,時(shí)間周期從幾分鐘到幾年不等.耀變體的譜能量分布(spectral energy distribution,SED)在 logν-logνFν呈現(xiàn)一個(gè)典型的雙峰結(jié)構(gòu),其結(jié)構(gòu)可以由噴流中高能相對(duì)論粒子的非熱輻射機(jī)制進(jìn)行解釋.對(duì)耀變體的觀測(cè),在過去幾十年里已經(jīng)成功探測(cè)到耀變體的高能(E＞ 100 MeV)伽馬射線輻射,通過高能伽馬射線實(shí)驗(yàn)望遠(yuǎn)鏡(EGRET)和費(fèi)米空間望遠(yuǎn)鏡搭載的大面積望遠(yuǎn)鏡(Fermi large area telescope,Fermi-LAT)的巡天觀測(cè),很多伽馬射線的源表和AGN 源表已經(jīng)發(fā)布.

然而Fermi-LAT 等空間望遠(yuǎn)鏡由于接收面積有限(約1 m2),不適合觀測(cè)能量高于100 GeV 的伽馬射線.VHE 能量伽馬射線的觀測(cè)主要是通過IACTs 和EAS 實(shí)驗(yàn)來完成.IACTs 具有大的有效面積(約105m2)、好的角分辨和能量分辨,因此在觀測(cè)短時(shí)標(biāo)變化的伽馬射線源方面具有一定優(yōu)勢(shì).然而,由于觀測(cè)視場(chǎng)相對(duì)較小(～3.5°—5°)、占空比較小(＜ 10%),只能對(duì)單一的源進(jìn)行觀測(cè),對(duì)一些快速瞬變?cè)床荒芗皶r(shí)跟蹤觀測(cè),且不能長期觀測(cè).地面EAS 實(shí)驗(yàn)雖然具有大的觀測(cè)視場(chǎng),能對(duì)視場(chǎng)內(nèi)的源進(jìn)行連續(xù)觀測(cè),但往往觀測(cè)閾能偏高(幾百GeV)、角分辨較差.因此,一種具有大視場(chǎng)、低閾能的地面望遠(yuǎn)鏡實(shí)驗(yàn)陣列——高海拔天體輻射探測(cè)實(shí)驗(yàn)(high altitude detection of astronomical radiation,HADAR)被提出.HADAR 由我國科研人員自主提出,是一種采用新技術(shù)的成像大氣切倫科夫望遠(yuǎn)鏡陣列,采用折射式透鏡聚焦宇宙線和伽馬射線產(chǎn)生的大氣切倫科夫光,以實(shí)現(xiàn)對(duì)10 GeV至10 TeV 伽馬射線輻射的觀測(cè).

HADAR 是地面式的寬視場(chǎng)望遠(yuǎn)鏡,具有寬視場(chǎng)優(yōu)勢(shì),能以較高靈敏度對(duì)其天空視場(chǎng)區(qū)域進(jìn)行連續(xù)掃描觀測(cè),包括點(diǎn)源、暫現(xiàn)源和時(shí)變?cè)吹?這非常有利于對(duì)耀變體這類流強(qiáng)連續(xù)變化的源進(jìn)行觀測(cè),可以充分研究耀變體的耀變行為,研究其能譜結(jié)構(gòu)、噴流的輻射機(jī)制等.除了流強(qiáng)快速變化的伽馬射線源外,對(duì)一些空間上擴(kuò)展的源,寬視場(chǎng)探測(cè)器HADAR 在觀測(cè)這類源方面也有優(yōu)勢(shì),這是窄視場(chǎng)的IACTs 實(shí)驗(yàn)所不具備的.

本文利用HADAR 實(shí)驗(yàn)的性能,基于Fermi-LAT 對(duì)伽馬射線源的觀測(cè)數(shù)據(jù),模擬研究HADAR對(duì)銀河系內(nèi)和銀河系外伽馬射線源的觀測(cè)預(yù)期.第2 節(jié)簡(jiǎn)單介紹HADAR 實(shí)驗(yàn)及其性能;第3 節(jié)介紹基于Fermi-LAT 源的能譜外推方法;第4 節(jié)講述HADAR 對(duì)河外源的預(yù)期能譜;第5 節(jié)給出源的觀測(cè)顯著性預(yù)期;第6 節(jié)是結(jié)論.

2 HADAR 實(shí)驗(yàn)

HADAR 實(shí)驗(yàn)是一個(gè)由廣角切倫科夫透鏡和閃爍體探測(cè)器組成的復(fù)合陣列,陣列結(jié)構(gòu)如圖1(a)所示,通過探測(cè)宇宙線和伽馬射線產(chǎn)生的切倫科夫光,以達(dá)到探測(cè)和區(qū)分伽馬射線的目的.單個(gè)廣角切倫科夫透鏡(水透鏡)的結(jié)構(gòu)如圖1(b)所示,與現(xiàn)代IACT 采用反射式透鏡不同,HADAR 采用新型水透式折射透鏡,以克服傳統(tǒng)反射式望遠(yuǎn)鏡視場(chǎng)小、離軸大角度時(shí)成像差等缺點(diǎn).整個(gè)系統(tǒng)由折射透鏡、水介質(zhì)、光聚焦系統(tǒng)和圓柱形罐體4 部分組成.透鏡設(shè)計(jì)為球冠形狀,直徑為5 m,以實(shí)現(xiàn)大的視場(chǎng)角,用來收集切倫科夫光.透鏡材質(zhì)采用亞克力玻璃材質(zhì).折射后的光經(jīng)過高透射率的高純水后到達(dá)望遠(yuǎn)鏡聚焦成像系統(tǒng),成像系統(tǒng)放置在透鏡的焦平面上,以實(shí)現(xiàn)對(duì)切倫科夫光成像的探測(cè),透鏡的焦距為6.8 m,望遠(yuǎn)鏡的視場(chǎng)角為60°.望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)的各部分結(jié)構(gòu)尺寸如圖1(b)所示.

圖1 HADAR 陣列示意圖(a)陣列分布圖;(b)單個(gè)水透鏡詳細(xì)結(jié)構(gòu)圖[21]Fig.1.Schematic of HADAR: (a) Layout of the HADAR experiment;(b) detailed design of a water-lens telescope[21].

HADAR 的有效面積、角分辨、時(shí)間分辨等性能模擬可以參考文獻(xiàn)[21-23],HADAR 實(shí)驗(yàn)覆蓋的天區(qū)面積遠(yuǎn)大于IACTs 等實(shí)驗(yàn),因此在巡天觀測(cè)伽馬射線源方面具有重要優(yōu)勢(shì).圖2 是HADAR與Fermi[24],MAGIC[25],H.E.S.S.[7],ARGO-YBJ[26],HAWC[27],Tibet-ASγ[28],LHAASO[29]和 CTA[4]的靈敏度曲線對(duì)比圖,IACT 實(shí)驗(yàn)的曝光時(shí)間為50 h,EAS 實(shí)驗(yàn)的曝光時(shí)間為1 a.從圖2 可以看出,在HADAR 的低能段,其靈敏度好于Fermi-LAT 衛(wèi)星實(shí)驗(yàn);在高能段,其靈敏度好于HAWC 等地面EAS 實(shí)驗(yàn),與IACT 實(shí)驗(yàn)MAGIC 和H.E.S.S.的靈敏度相當(dāng),因此可以彌補(bǔ)已有地面實(shí)驗(yàn)和衛(wèi)星實(shí)驗(yàn)的能段空缺.HADAR 在1 TeV 的靈敏度約為1% Crab 流強(qiáng)[22],雖然該靈敏度沒有超過MAGIC和H.E.S.S.實(shí)驗(yàn),但是HADAR 具有IACT 實(shí)驗(yàn)所沒有的寬視場(chǎng)優(yōu)勢(shì),十分有利于對(duì)視場(chǎng)內(nèi)的點(diǎn)源、瞬變?cè)催M(jìn)行連續(xù)觀測(cè).表1 列出了HADAR 與其他實(shí)驗(yàn)的性能參數(shù)對(duì)比.

表1 HADAR 及其他IACT 和EAS 實(shí)驗(yàn)的性能對(duì)比,表中列出了各實(shí)驗(yàn)的名稱、覆蓋天區(qū)、視場(chǎng)、能量閾值、角分辨、觀測(cè)點(diǎn)源的靈敏度和參考文獻(xiàn)Table 1.Comparison of the performance of HADAR and other IACT/EAS experiments.For each experiment,the name,spatial coverage,field of view,energy threshold,angular resolution,point-source ssensitivity and reference are given.

圖2 HADAR 及其他伽馬射線實(shí)驗(yàn)的靈敏度曲線對(duì)比圖[23]Fig.2.Comparisons of the sensitivity of HADAR with other γ-ray instruments[23].

HADAR 實(shí)驗(yàn)計(jì)劃布置在海拔4300 m 的西藏羊八井宇宙線觀測(cè)站,比IACT 實(shí)驗(yàn)海拔更高,探測(cè)閾能相對(duì)更低,有潛力探測(cè)幾十GeV 能量的伽馬輻射.實(shí)驗(yàn)硬件建設(shè)方面,2016 年已完成0.9 m口徑球冠薄透鏡原理樣機(jī)系統(tǒng)的驗(yàn)證,成功觀測(cè)到宇宙線事例[30,31],在可行性方面得到初步驗(yàn)證.第二步實(shí)驗(yàn)計(jì)劃,用2 個(gè)或3 個(gè)直徑2 m 的半球作為透鏡主體進(jìn)行實(shí)驗(yàn),目前透鏡主體已經(jīng)加工完成,探測(cè)實(shí)驗(yàn)將在近期展開.第三步將進(jìn)行HADAR四個(gè)5 m 口徑望遠(yuǎn)鏡的計(jì)劃.

3 Fermi-LAT 源能譜的外推方法

為了正確估計(jì)HADAR 對(duì)河內(nèi)和河外伽馬射線源的觀測(cè)能力,我們基于現(xiàn)有Fermi-LAT 的觀測(cè)數(shù)據(jù),利用其能譜信息,結(jié)合HADAR 實(shí)驗(yàn)的觀測(cè)性能進(jìn)行合理估計(jì).Fermi-LAT 的能量范圍主要集中在低能段,而HADAR 可以觀測(cè)至10 TeV能量,因此對(duì)甚高能段源的能譜,需要進(jìn)行能譜外推.外推一方面要基于伽馬射線輻射產(chǎn)生的物理機(jī)制,另一方面伽馬光子與河外背景光(extragalactic background light,EBL)相互作用導(dǎo)致的伽馬射線的衰減(不透明度)也需要正確估計(jì).

3.1 Fermi-LAT 數(shù)據(jù)

費(fèi)米伽馬射線空間望遠(yuǎn)鏡于2008 年發(fā)射,Fermi-LAT[32]開始在GeV 能段進(jìn)行連續(xù)巡天觀測(cè),合作組2022 年發(fā)布了最新的四期源表4FGL-DR3[33]和4LAC-DR3[34],提供了50 MeV—1 TeV能段12 年間的伽馬射線觀測(cè)結(jié)果.其中,4FGLDR3 包含6658 個(gè)置信水平在4σ以上的源,包括河內(nèi)源和河外源.相比于4FGL (4FGL-DR1)[35]源表,4FGL-DR3 對(duì)所有源的譜參數(shù)、譜能量分布、年光變曲線和關(guān)聯(lián)體等做了更新,對(duì)脈沖星采用了更優(yōu)化的參數(shù)化擬合,增加了1607 個(gè)新的點(diǎn)源和一些新關(guān)聯(lián)的源[33].

4LAC (4LAC-DR1)[36]是基于與4FGL 相同的數(shù)據(jù),重點(diǎn)介紹河外源AGN,并對(duì)源的性質(zhì)做了一些補(bǔ)充,例如增加了河外源的紅移估計(jì)和耀變體分類信息等,是AGN 類伽馬射線源數(shù)據(jù)的重要參考.在4FGL-DR3 包含的6658 個(gè)源中,共分為27類,其中AGN (4LAC-DR3)包含3814 個(gè)源,9 個(gè)子類,包括792 個(gè)FSRQ,1458 個(gè)BL Lacs,1493 個(gè)BCUs 和71 個(gè)非耀變體類型的AGN (Nonblazar AGN,包含6 個(gè)子類).4LAC-DR3 相比于4LACDR1 新增了591 個(gè)AGNs 源,其中包含587 個(gè)耀變體(75 個(gè)FSRQs、117 個(gè)BL Lacs 和395 個(gè)BCUs)和4 個(gè)射電星系.新增加的BCUs 中大部分具有較軟的譜指數(shù),因此FSRQs 類型可能占的比例要大些,這一特征在4LAC-DR1 中是沒有的,原因可能是由于FSRQs 具有較強(qiáng)的耀變活動(dòng).

3.2 EBL 吸收

在VHE 伽馬射線從源處產(chǎn)生到傳播至地球的過程中,將穿過EBL 輻射場(chǎng)并與EBL 光子發(fā)生相互作用,導(dǎo)致正負(fù)電子對(duì)的產(chǎn)生,即γVHE+γEBL→e++e-.該相互作用將導(dǎo)致觀測(cè)的伽馬射線能譜的衰減,即對(duì)VHE 光子的不透明度,該不透明度跟伽馬射線的能量、源的紅移和EBL 強(qiáng)度(由EBL模型預(yù)測(cè))有關(guān).圖3 是伽馬射線衰減因子隨伽馬射線能量的變化圖[37],分別給出了不同紅移下的曲線,可以看出,隨著紅移的增加,吸收效應(yīng)變大,但在低能段(＜50 GeV)吸收效應(yīng)相對(duì)較弱.由于Fermi-LAT 觀測(cè)到的大部分伽馬輻射發(fā)生在能量小于50 GeV 的區(qū)域,因此基本上不受EBL 吸收的影響,尤其是對(duì)紅移z≤1 的源.因此,Fermi-LAT 伽馬射線源的能譜可以認(rèn)為是未被吸收的內(nèi)稟譜.在此基礎(chǔ)上對(duì)VHE 源能譜進(jìn)行預(yù)期,需要加入EBL 吸收效應(yīng).該效應(yīng)可用公式表示為

圖3 伽馬射線衰減因子與能量的關(guān)系圖,分別對(duì)應(yīng)紅移為0.03,0.1,0.25,0.5 和1.0 處的源.實(shí)線代表基于威爾金森微波各向異性探測(cè)器衛(wèi)星(WMAP5)數(shù)據(jù)的模型,作為對(duì)比,基于固定參數(shù)的WMAP5 模型(紫色點(diǎn)劃線)和Domínguez模型[38] (紅色點(diǎn)劃線)也分別畫出.可以看出伽馬射線的衰減主要集中在甚高能段,隨著紅移的增加吸收效應(yīng)逐漸變強(qiáng),且衰減逐漸向低能段發(fā)展.低紅移時(shí)在1—10 TeV 能量區(qū)間存在一個(gè)較平緩的變化[37]Fig.3.Attenuation e-τ of gamma-rays versus gamma-ray energy,for sources at z=0.03,0.1,0.25,0.5 and 1.0.Results are compared for Wilkinson microwave anisotropy probe 5-year (WMAP5,solid) and WMAP5+fixed (dashdotted violet) models,as well as the model of Domínguez[38](dash-dotted red).Increasing distance causes absorption features to increase in magnitude and appear at lower energies.A plateau can be seen between 1-10 TeV at low redshift[37].

3.3 伽馬射線源SED 的外推

基于Fermi-LAT 伽馬射線源的能譜數(shù)據(jù)估計(jì)HADAR 對(duì)這些源的觀測(cè)能力,需要將源能譜的能量外推至甚高能段.對(duì)河外源耀變體來說,大多數(shù)耀變體的流強(qiáng)是變化的,在許多情況下對(duì)同一個(gè)耀變體可以觀測(cè)到不同耀發(fā)態(tài)時(shí)的多個(gè)能譜,同時(shí),不同時(shí)間段觀測(cè)到的能譜可能也不一樣.但總體來說,源的大部分時(shí)間是處在穩(wěn)態(tài),耀發(fā)態(tài)的持續(xù)時(shí)間較短且不規(guī)則.Fermi-LAT 的觀測(cè)數(shù)據(jù)一般是幾年觀測(cè)的平均輻射,而IACTs 實(shí)驗(yàn)觀測(cè)到的一般是在幾小時(shí)或幾天時(shí)間內(nèi)的耀發(fā)態(tài)時(shí)的輻射.這里將Fermi-LAT 的SED 進(jìn)行外推,由于Fermi-LAT 的內(nèi)稟譜存在多種模型,作為對(duì)比,將這幾種內(nèi)稟譜模型分別加上EBL 吸收效應(yīng)來進(jìn)行外推.同時(shí),為了更好地評(píng)估SED 外推到VHE高能段的可靠性,將某些源已有的VHE 實(shí)驗(yàn)觀測(cè)數(shù)據(jù)與Fermi-LAT 外推的能譜進(jìn)行了對(duì)比,VHE數(shù)據(jù)主要采用VERITAS 實(shí)驗(yàn)的VTSCat 數(shù)據(jù)[39],該數(shù)據(jù)分別包含穩(wěn)態(tài)和耀發(fā)態(tài)時(shí)的數(shù)據(jù).

Fermi-LAT 采用的內(nèi)稟譜函數(shù)模型主要有以下4 種.

冪律譜型(power law,PL):

對(duì)數(shù)拋物線型(log parabola,LP):

帶指數(shù)能量截?cái)嗟膬缏勺V型(PL with exponential cut-off,PLEC):

帶指數(shù)能量截?cái)嗟膶?duì)數(shù)拋物線型(LP with exponential cut-off,ELP):

其中,F0是參考能量E0下的歸一化流強(qiáng),Γ是能譜指數(shù),β是log 拋物線譜型的曲率參數(shù),Ecut是能譜在高能段的截?cái)嗄芰?模擬中,對(duì)不同類型的耀變體Ecut設(shè)置了不同的能量截?cái)嘀礫40,41].

圖4 是能量外推得到的伽馬射線源譜能量分布圖,分別列舉了3C 66A,1ES 1218+304,PKS 1424+240 和PG 1553+113 共4 個(gè)源,這些源都位于HADAR 視場(chǎng)內(nèi).能譜中藍(lán)色數(shù)據(jù)點(diǎn)是Fermi-LAT 源表的數(shù)據(jù),黃色數(shù)據(jù)點(diǎn)是VTSCat 的數(shù)據(jù),分別列舉了低態(tài)和耀發(fā)態(tài)時(shí)的數(shù)據(jù).不同的線條代表不同的內(nèi)稟譜函數(shù)模型,譜的模型采用Fermi-LAT 的模型參數(shù)信息,能譜中加入EBL 吸收效應(yīng),EBL 模型采用Domínguez 模型[38].將外推的吸收能譜與VHE 能段的觀測(cè)數(shù)據(jù)進(jìn)行對(duì)比,可以看出采用內(nèi)稟譜函數(shù)和EBL 吸收外推的能譜能較好地描述VHE 能段的實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù),能譜外推的方法是可行的.表2 列出了這4 個(gè)源的具體參數(shù)信息,其中每個(gè)源列出的是Fermi-LAT 提供的最佳能譜模型及其在該模型下的參數(shù)信息.

表2 HADAR 視場(chǎng)內(nèi)4 個(gè)AGN 源的性質(zhì)參數(shù),譜的模型參數(shù)從4LAC/4FGL 導(dǎo)出.表中從左到右分別為: 4FGL 源名稱、源對(duì)應(yīng)體、AGN 類型、SED 分類、紅移、模型,該譜模型下的能量參考值、對(duì)應(yīng)在能量 E0 處的微分流強(qiáng)、譜指數(shù)Γ 和曲率參數(shù)βTable 2.Property parameters for four AGN sources,where the spectral model parameters are based on 4LAC or 4FGL.Columns from left to right are as follows: 4FGL source name,counterpart,type,class,redshift,model,E0,differential flux at E0 with the fit model,spectral index Γ,curvature parameter β.

圖4 外推得到的源3C 66A,1ES 1218+304,PKS 1424+240 和PG 1553+113 的寬能量段伽馬射線譜能量分布圖,可以看出,采用內(nèi)稟譜函數(shù)加EBL 吸收的譜模型能較好地描述能譜的實(shí)驗(yàn)觀測(cè)數(shù)據(jù).其中低能段為Fermi-LAT 4FGL 的實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)(藍(lán)色菱形),VHE能段為VERITAS 的實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)(黃色圓圈代表低態(tài),黃色圓點(diǎn)代表不同耀發(fā)態(tài)的數(shù)據(jù)).三種不同的紅色虛線分別代表不同的譜函數(shù)模型,實(shí)線代表Fermi-LAT 采用的譜函數(shù).縱坐標(biāo)代表觀測(cè)的流強(qiáng),其中包含了EBL 的吸收效應(yīng)Fig.4.Gamma-ray spectral energy distribution for the sources 3C 66A,1ES 1218+304,PKS 1424+240,and PG 1553+113 obtained over a wide energy range by extrapolation.The resulting data show that the spectral models using the intrinsic spectral function and EBL absorption fit the experimental data well.The Fermi-LAT 4FGL data is represented by blue diamonds in the low-energy band,while in the VHE band the VERITAS data is depicted by yellow circles for the low state and yellow dots for the different flaring states.Three different red dashed lines represent different spectral function models,while the solid line represents the Fermi-LAT preferred function.The y-axis represents the flux,which includes the absorption effect of EBL.

對(duì)于VHE 數(shù)據(jù)低態(tài)和耀發(fā)態(tài)的確定,由于同一個(gè)耀變體在不同時(shí)間段會(huì)觀測(cè)到不同的流強(qiáng),因此,對(duì)實(shí)驗(yàn)給出的不同VHE 能譜數(shù)據(jù)點(diǎn),可以采用積分的形式來確定譜的低態(tài)或耀發(fā)態(tài).具體做法是將每一個(gè)VHE 源觀測(cè)的不同能譜數(shù)據(jù)與外推的Fermi-LAT 能譜函數(shù)進(jìn)行最小二乘擬合,根據(jù)擬合出的譜微分曲線與能量進(jìn)行積分,以得到不同VHE 譜時(shí)積分流強(qiáng)的大小,根據(jù)積分流強(qiáng)的大小確定耀變體的不同形態(tài),最小的確定為低態(tài),其余為耀發(fā)態(tài).

4 河外源的預(yù)期能譜

根據(jù)3.3 節(jié)所述的能譜外推方法,本節(jié)將對(duì)所有Fermi-LAT 4LAC-DR3 源表數(shù)據(jù)進(jìn)行能譜外推.考慮到計(jì)算EBL 的吸收效應(yīng)需要紅移參數(shù),選取了在HADAR 視場(chǎng)內(nèi)且有紅移記錄的源,共992 個(gè)源(高銀緯958 個(gè),低銀緯34 個(gè)),其中包括492 個(gè)BL Lacs,376 個(gè)FSRQs,88 個(gè)BCUs 和36 個(gè)Nonblazar AGN.外推得到的觀測(cè)能譜如圖5 所示,圖中藍(lán)色實(shí)線為BL Lacs,紅色虛線為FSRQs,綠色實(shí)線為BCUs,黑色實(shí)線為Nonblazar AGN,其中EBL 采用了Domínguez 模型.為了直觀地展示HADAR 對(duì)這些源的觀測(cè)能力,將這些源的能譜與HADAR 運(yùn)行1 a 的靈敏度曲線進(jìn)行了比較,可以看出HADAR 預(yù)期觀測(cè)到的河外源主要為BL Lacs 和Nonblazar AGN,FSRQs和BCUs 數(shù)量很少.這與這些源的能譜指數(shù)與紅移特點(diǎn)有關(guān),因?yàn)锽L Lacs 的能譜指數(shù)比FSRQs 的能譜指數(shù)偏硬,且紅移偏小,與預(yù)期一致.

圖5 河外源的預(yù)期能譜圖,圖中藍(lán)色實(shí)線為BL Lacs,紅色虛線為FSRQs,綠色實(shí)線為BCUs,黑色虛線為Nonblazar AGN,黑色實(shí)線為HADAR 運(yùn)行1 a 的靈敏度曲線Fig.5.Expected energy spectrum for extragalactic sources.The blue solid line represents BL Lacs,the red dashed line represents FSRQs,the green solid line represents BCUs,the black dashed line represents Nonblazar AGN,and the black solid line indicates the sensitivity of HADAR operating for 1 a.

5 HADAR 對(duì)伽馬射線源的觀測(cè)顯著性預(yù)期

5.1 模擬方法

HADAR 作為地面陣列望遠(yuǎn)鏡實(shí)驗(yàn),可以掃描其視場(chǎng)內(nèi)的伽馬射線源,由于每個(gè)源在HADAR天空視場(chǎng)內(nèi)所處的位置不同,隨著地球的運(yùn)動(dòng)會(huì)形成一條源的軌跡.因此,對(duì)源顯著性的觀測(cè),就是正確估計(jì)每個(gè)源在不同天頂角處的背景數(shù)(宇宙線本底)和伽馬射線信號(hào)數(shù).本文采用基于等天頂角的全天區(qū)掃描分析方法進(jìn)行顯著性估計(jì),該方法的具體介紹可以參看文獻(xiàn)[22,23,42],這里給出大體計(jì)算步驟.

1)合理估計(jì)HADAR 對(duì)Fermi-LAT 源的觀測(cè)時(shí)間.由于HADAR 只能在晴朗無月夜進(jìn)行切倫科夫光的觀測(cè),因此必須正確計(jì)算每個(gè)源的每天有效觀測(cè)時(shí)間,每天有效觀測(cè)時(shí)間累加后為一年的有效觀測(cè)時(shí)間.

2)建立天球坐標(biāo)系和地平坐標(biāo)系,分別細(xì)分成單元格,利用處在同一天頂角但不同方位角上單元格的背景事例來正確估計(jì)宇宙線本底.

3)根據(jù)Fermi-LAT 源的能譜信息,計(jì)算伽馬射線事例的超出,來計(jì)算源的統(tǒng)計(jì)顯著性.其中,宇宙線背景事例數(shù)的計(jì)算表達(dá)式為

伽馬射線事例的計(jì)算可表示為

式中,ACR(θ,E) 和Aγ(θ,E) 分別是對(duì)入射角度為θ、能量為E的宇宙線和伽馬事例的微分有效面積,NCR(E) 是宇宙線能譜,Nγ(E) 是Fermi-LAT 源的能譜,Ω是陣列角分辨所對(duì)應(yīng)的立體角大小,εγ(Ω)取68%,ηCR是通過伽馬/質(zhì)子鑒別后宇宙線的存活率,ηγ是通過伽馬/質(zhì)子鑒別后伽馬事例的存活率,δt是觀測(cè)時(shí)間的采樣時(shí)間間隔.在計(jì)算河內(nèi)源時(shí)不需要考慮衰減因子 e-τ(E,z).

5.2 結(jié)果

表3 列出了基于Fermi-LAT 4FGL-DR3 和4LAC-DR3 源表,HADAR 分別運(yùn)行1 a 和5 a 預(yù)期觀測(cè)到的銀河系內(nèi)和銀河系外伽馬射線源的數(shù)量.HADAR 運(yùn)行1 a 預(yù)期有39 個(gè)銀河系外的伽馬射線源以大于5 倍的顯著性標(biāo)準(zhǔn)偏差被觀測(cè)到,其中大部分為BL Lacs 類型.39 個(gè)源中有34 個(gè)為BL Lacs 類型,2 個(gè)為FSRQs 類型(CTA 102,3C 454.3),3 個(gè)為非耀變體類型的AGN (分別為射電星系NGC 1275,M87 和B2 1447+27).未觀測(cè)到星暴星系和一般星系類型的源.有45 個(gè)銀河系內(nèi)的伽馬射線源可被觀測(cè)到,其中34 個(gè)為脈沖星類型,10 個(gè)為脈沖星風(fēng)星云和超新星遺跡,1 個(gè)為恒星形成區(qū).另外還有3 個(gè)未知類型的源和6 個(gè)未關(guān)聯(lián)類型的源(unassociated sources)預(yù)期被觀測(cè)到.表4 和表5 分別列出了每個(gè)河外源和河內(nèi)源的詳細(xì)信息,兩維的顯著性天圖如圖6 所示,下面重點(diǎn)對(duì)河外源的觀測(cè)做一些討論.

表3 HADAR 預(yù)期觀測(cè)到的Fermi-LAT 源的種類和數(shù)目Table 3.Types and numbers of Fermi-LAT sources that HADAR is expected to detect.

表4 HADAR 視場(chǎng)內(nèi)Fermi-LAT 河外源的能譜參數(shù)及觀測(cè)信息,譜的參數(shù)從4LAC-DR3 導(dǎo)出.表中從左到右分別為:4FGL 源名稱,源對(duì)應(yīng)體,赤經(jīng),赤緯,SED 分類,紅移,擬合模型,該譜模型下的能量參考值,對(duì)應(yīng)在能量 E0 處的微分流強(qiáng),譜指數(shù)Γ,曲率參數(shù)β,有效觀測(cè)時(shí)間,觀測(cè)顯著性Table 4.Property parameters for extragalactic sources in HADAR FOV,where the spectral model parameters are derived from 4LAC-DR3.Columns from left to right are as follows: 4FGL source name,counterpart,right ascension,declination,class,redshift,model,E0,differential flux at E0 with the fit model,spectral index Γ,curvature parameter β,live time and significance.

表5 HADAR 視場(chǎng)內(nèi)Fermi-LAT 河內(nèi)源的能譜參數(shù)及觀測(cè)信息,譜的參數(shù)從4FGL-DR3 導(dǎo)出.表中從左到右分別為:4FGL 源名稱,源對(duì)應(yīng)體,赤經(jīng),赤緯,SED 分類,擬合模型,該譜模型下的能量參考值,對(duì)應(yīng)在能量 E0 處的微分流強(qiáng),譜指數(shù)Γ,曲率參數(shù)β,有效觀測(cè)時(shí)間,觀測(cè)顯著性Table 5.Property parameters for galactic sources in HADAR FOV,where the spectral model parameters are derived from 4FGL-DR3.Columns from left to right are as follows: 4FGL source name,counterpart,right ascension,declination,class,model,E0,differential flux at E0 with the fit model,spectral index Γ,curvature parameter β,live time and significance.

圖6 赤道坐標(biāo)系(J2000 坐標(biāo))下HADAR 對(duì)Fermi-LAT 源的觀測(cè)顯著性預(yù)期天圖,上面標(biāo)注為河外源,下面標(biāo)注為河內(nèi)源及未知類型和未關(guān)聯(lián)的源,顯著性顯示范圍為-3—15Fig.6.Expected significance sky map of HADAR observations with respect to Fermi-LAT sources in the equatorial coordinates(J2000 epoch).The map is annotated with extragalactic sources above,and with galactic sources,unknown sources,and unassociated sources below.Significance levels are displayed in the range of -3 to 15.

5.2.1 耀變體

根據(jù)AGN 統(tǒng)一模型,不同類型的AGN 其物理本質(zhì)是一樣的,由于對(duì)AGN 觀測(cè)角度的不同(正對(duì)或偏離噴流方向)導(dǎo)致產(chǎn)生不同類型的AGN 類型[11].耀變體是一類噴流與視線夾角較小的AGN,因此存在多普勒放大因子.對(duì)耀變體的觀測(cè),在VHE能段已經(jīng)探測(cè)到80 個(gè)耀變體①http://tevcat.uchicago.edu/,其中大部分類型是HBL,FSRQ 的觀測(cè)主要依靠IACTs 實(shí)驗(yàn),目前為止僅有9 個(gè)FSRQs 被觀測(cè)到.耀變體的一個(gè)重要觀測(cè)特征是在不同時(shí)間尺度具有明顯的流強(qiáng)變化,現(xiàn)代IACTs 實(shí)驗(yàn)的靈敏度可以觀測(cè)到百分之幾甚至小于1%的Crab 流強(qiáng),因此一些流強(qiáng)較弱的源也已經(jīng)被觀測(cè)到,比如RBS0413[43],1ES 0414+009[44]和1ES 1312-423[45]等.耀變體的光變周期從幾分鐘到幾年不等,對(duì)較長時(shí)間尺度(天或小時(shí))的耀變現(xiàn)象可以通過傳統(tǒng)的激波加速理論來解釋,然而對(duì)快速光變(分鐘量級(jí)或更小),經(jīng)典理論已不再適合,尤其是在FSRQs 觀測(cè)到的短光變VHE 能段的耀變,比如在PKS 1222+21,MAGIC觀測(cè)到約10 min 光變的耀變[46].

耀變體SED 一般具有非熱輻射的雙峰結(jié)構(gòu),低能峰主要是由噴流中相對(duì)論電子的同步輻射產(chǎn)生的,第二個(gè)峰的起源一直存在爭(zhēng)論,可能是輕子起源、強(qiáng)子起源或兩者的混合模型.大部分耀變體能譜都可以用單區(qū)輕子模型(one-zone synchrotron self-compton,SSC)解釋,但是也有一些觀測(cè)發(fā)現(xiàn),某些源無法用SSC 模型解釋,例如1ES 1101-232[47]和1ES 0229+200[48],譜指數(shù)偏硬(Γ＜ 1.5),逆康普頓散射峰在幾個(gè)TeV 處.對(duì)這些源能譜機(jī)制的解釋還需要更多多波段的聯(lián)合觀測(cè).HADAR運(yùn)行1 a 預(yù)期能觀測(cè)到36 個(gè)耀變體,包括34 個(gè)BL Lacs 和2 個(gè)FSRQs.結(jié)合HADAR 在觀測(cè)AGN 方面的優(yōu)勢(shì),通過對(duì)耀變體的光變及能譜觀測(cè),將有助于進(jìn)一步研究耀變體的伽馬輻射起源及粒子加速機(jī)制.

5.2.2 射電星系

現(xiàn)在已經(jīng)證實(shí)鄰近的射電星系也是一種伽馬射線源,然而射電星系產(chǎn)生伽馬射線的輻射機(jī)制還不是完全清楚.射電星系提供了AGN 中產(chǎn)生伽馬射線輻射區(qū)域的重要信息,伽馬射線很可能產(chǎn)生于核區(qū)附近或噴流的結(jié)點(diǎn)處,射電瓣也是可能的候選位置.Fermi-LAT 已觀測(cè)到GeV 能段的射電星系有46 個(gè)[36],在甚高能段到目前為止僅有6 個(gè)射電星系的VHE 伽馬輻射被探測(cè)到,分別是PKS 0625-35,M87,NGC 1275,Cen A,IC 310 和3C 264,大部分源的耀變周期是不確定的.通過對(duì)射電星系IC 310 和Cen A 的觀測(cè),已經(jīng)證實(shí)在這些星系產(chǎn)生的伽馬射線輻射很可能起源于黑洞附近.其中,MAGIC 于2014 年在IC 310 觀測(cè)到連續(xù)兩個(gè)5 min 時(shí)間尺度的快速光變[49],該結(jié)果進(jìn)一步限制了噴流內(nèi)部輻射區(qū)域的大小,認(rèn)為該輻射區(qū)域可能比中心黑洞的引力半徑更小.在這種情況下,活動(dòng)星系噴流的標(biāo)準(zhǔn)輻射模型不再適用,一種解釋是輻射可能與相對(duì)論粒子穿過位于射電噴流位置磁層時(shí)的電場(chǎng)加速有關(guān)[49].對(duì)Cen A 的觀測(cè),H.E.S.S.在2020 年探測(cè)到了大尺度噴流結(jié)構(gòu)的TeV 輻射[50].這些觀測(cè)證實(shí)了在活動(dòng)星系核大尺度噴流上存在被加速到極端高能的粒子.對(duì)M87 的觀測(cè),VERITAS 在2009 年觀測(cè)到伴隨射電流強(qiáng)變化的強(qiáng)烈VHE 伽馬射線耀變,證實(shí)了帶電粒子在黑洞附近被加速到VHE 能量[51].

這些射電星系在靜態(tài)期時(shí)TeV 能段的流強(qiáng)大小約為20 mCrab,根據(jù)預(yù)期,有3 個(gè)射電星系NGC 1275,M87 和B2 1447+27 可以被HADAR 觀測(cè)到,具體信息見表4.通過HADAR 實(shí)驗(yàn)對(duì)這些射電星系的長期觀測(cè),有助于我們了解其光變特征,更好地理解射電星系產(chǎn)生伽馬射線的輻射機(jī)制,同時(shí)了解射電星系的伽馬輻射在整個(gè)活動(dòng)星系伽馬輻射中所占的比例.隨著HADAR 的長時(shí)間運(yùn)行,預(yù)計(jì)也可能有更多的射電星系伽馬射線輻射被探測(cè)到.

5.2.3 星暴星系

星暴星系是一個(gè)大質(zhì)量恒星形成率高的快速暴發(fā)區(qū),宇宙線能量密度遠(yuǎn)高于普通星系.宇宙線質(zhì)子和周圍星際物質(zhì)相互作用產(chǎn)生伽馬射線.現(xiàn)有觀測(cè)數(shù)據(jù)顯示伽馬射線的輻射機(jī)制更傾向于強(qiáng)子起源.對(duì)星暴星系的伽馬射線觀測(cè)對(duì)研究宇宙線強(qiáng)子的非熱輻射過程以及恒星形成過程具有重要意義,比如可以通過伽馬射線的光度研究星系的宇宙線能量密度,在高恒星形成率的極端條件下研究宇宙線的起源等.兩個(gè)近鄰的星暴星系NGC253 和M82已經(jīng)在HE 和VHE 能段被探測(cè)到,其中NGC253最早被H.E.S.S.觀測(cè)到[52],之后H.E.S.S.和Fermi-LAT 進(jìn)行了聯(lián)合觀測(cè)分析,得出其能譜可用一個(gè)冪律譜描述,傾向于強(qiáng)子模型[53].M82 的伽馬射線輻射最早被VERITAS 以4.8σ顯著性觀測(cè)到[54],后來也被Fermi-LAT 在HE 能段觀測(cè)到[55].NGC253和M82 都展示了較弱的輻射水平,分別為3 和9 mCrab 流強(qiáng)水平,這兩個(gè)源基本上是星暴星系中最亮的兩個(gè)伽馬射線星系.除這兩個(gè)源外,Fermi-LAT 還觀測(cè)到NGC1068 和NGC4945 星暴星系,這些源都沒有顯著光變,能譜可以用冪律譜很好地描述(?！?.2).位于HADAR 視場(chǎng)內(nèi)的星暴星系有3 個(gè),分別是NGC 3424,Arp 299 和Arp 220,但是由于流強(qiáng)水平較弱,沒有預(yù)期到有顯著的伽馬射線輻射可以被HADAR 探測(cè)到.

5.2.4 未關(guān)聯(lián)源的分類類型討論

在4FGL-DR3 源表中還存在2157 個(gè)未關(guān)聯(lián)的源,這些源由于沒有其他波段的對(duì)應(yīng)體,其類型往往不能確定.根據(jù)文獻(xiàn)[33],不同已知類型源的能譜分布呈現(xiàn)不同特征,因此可以從已知源的光譜指數(shù)、光變指數(shù)和譜曲率等方面的能譜特征對(duì)未關(guān)聯(lián)源進(jìn)行分類討論.

從未關(guān)聯(lián)源的譜指數(shù)隨銀緯的變化可以看出,低銀緯源(|b|＜ 10°)的譜指數(shù)普遍軟于高銀緯源.對(duì)高銀緯未關(guān)聯(lián)源,考慮到BCUs 的譜指數(shù)分布特點(diǎn),高銀緯源的譜指數(shù)分布與BCUs 的譜指數(shù)分布類似,因此可以得出高銀緯未關(guān)聯(lián)源大部分屬于耀變體類型.如果進(jìn)一步考慮這些源的統(tǒng)計(jì)顯著性特點(diǎn),發(fā)現(xiàn)大部分高統(tǒng)計(jì)顯著性的源傾向于毫秒脈沖星(millisecond pulsars,MSP)類型,而低統(tǒng)計(jì)顯著性的源傾向于BCU 類型[33].

對(duì)低銀緯未關(guān)聯(lián)源,從源的數(shù)目隨銀緯的分布來看,靠近銀道面的未關(guān)聯(lián)源具有一個(gè)顯著的簇狀分布,分布寬度較窄,與年輕脈沖星分布類似,且譜的曲率參數(shù)β也與脈沖星相似,因此低銀緯未關(guān)聯(lián)源傾向于脈沖星類型.但是這些源也存在一些區(qū)別于脈沖星的特征,比如整體銀緯分布寬于脈沖星分布、處于低銀緯源的數(shù)目明顯多于脈沖星卻未被其他波段實(shí)驗(yàn)探測(cè)到等.因此還需要對(duì)這些未關(guān)聯(lián)源做進(jìn)一步探測(cè)和研究.在HADAR 視場(chǎng)內(nèi)的未關(guān)聯(lián)源有592 個(gè),在利用HADAR 對(duì)這些未關(guān)聯(lián)源進(jìn)行觀測(cè)預(yù)期時(shí),我們并未考慮EBL 的吸收效應(yīng),預(yù)期可以觀測(cè)到6 個(gè)未關(guān)聯(lián)的源.

6 結(jié)論

隨著地面和空間伽馬射線實(shí)驗(yàn)的發(fā)展,近二十幾年來,大量伽馬射線源已經(jīng)被觀測(cè)到,包括低能和高能段,河內(nèi)和河外源.這些源的發(fā)現(xiàn)和觀測(cè)增加了我們對(duì)伽馬射線天文物理機(jī)制的理解,包括脈沖星輻射機(jī)制、AGN 的噴流輻射機(jī)制等.HADAR實(shí)驗(yàn)創(chuàng)新性地采用純水作為介質(zhì)構(gòu)造半球型透鏡成為廣角的切倫科夫望遠(yuǎn)鏡,以實(shí)現(xiàn)低閾能、高靈敏度和大視場(chǎng)的優(yōu)勢(shì),具有傳統(tǒng)IACTs 實(shí)驗(yàn)所不具備的大視場(chǎng)優(yōu)勢(shì),因此將成為伽馬天文爆發(fā)源和時(shí)變?cè)吹睦硐胨褜ぬ綔y(cè)器和全天伽馬源的觀測(cè)儀器.

本文基于Fermi-LAT 的最新4FGL-DR3 和4LAC-DR3 源表,對(duì)HADAR 實(shí)驗(yàn)對(duì)這些源的觀測(cè)能力進(jìn)行了詳細(xì)研究.對(duì)銀河系外的源,將這些源HE 能段的能譜外推至VHE 能段,同時(shí)加入EBL 的吸收效應(yīng),通過與現(xiàn)有VHE 實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)對(duì)比,證明該外推方法可行.通過對(duì)這些源的顯著性進(jìn)行模擬,HADAR 運(yùn)行一年預(yù)期共有93 個(gè)伽馬射線源以大于5 倍的顯著性標(biāo)準(zhǔn)偏差被觀測(cè)到,包括45 個(gè)銀河系內(nèi)的源,39 個(gè)銀河系外的源,3 個(gè)未知類型的源和6 個(gè)未關(guān)聯(lián)的源.

HADAR 可以對(duì)其視場(chǎng)內(nèi)的源進(jìn)行連續(xù)監(jiān)測(cè),隨著實(shí)驗(yàn)的運(yùn)行,將提高對(duì)已有伽馬射線源的觀測(cè)顯著性,同時(shí)也會(huì)增加探測(cè)新源的可能性.對(duì)這些源的長期觀測(cè)將為我們提供豐富的能譜數(shù)據(jù),以研究伽馬射線源的能譜特點(diǎn)、光變特點(diǎn)及物理產(chǎn)生機(jī)制等.除了對(duì)伽馬射線天體源本身性質(zhì)的研究外,HADAR 的長期觀測(cè)也將對(duì)基礎(chǔ)物理的研究,比如EBL 的研究、量子引力效應(yīng)及搜尋暗物質(zhì)等發(fā)揮重要作用.