Краткий анализ наблюдений сильных радио‑ и гамма‑излучений у сверхновых остатков (SNR) и критерии для различения ускорения космических лучей в ударных волнах SNR и в аккреционных/джетовых потоках активных ядер галактик (AGN).
Ключевые физические соображения (формулы):
- Спектр при стандартном диффузионном ударном ускорении (тест‑частица) определяется сжатием $r$: $\gamma =\frac{r+2}{r-1}$ (для интенсивного нерелятивистского удара $r\approx 4$ даёт $\gamma \approx 2$).
- Максимальная энергия по Хилласу: $E_{\max }\simeq ZeBR\beta$.
- Время ускорения примерно: $t_{\mathrm{acc}}\sim \frac{D}{u_s^2}$ (где $D$ — диффузионный коэффициент, $u_s$ — скорость удара).
- Синхротронное охлаждение электронов: $t_{\mathrm{syn}}=\frac{6\pi m_{e}c}{{\sigma }_T{B}^2{\gamma }_e}$.
- Пион‑декей даёт характерный «пик/поворот» в гамма‑спектре около $E_{\gamma }\sim 100$ MeV (нейтральный пи0 массой 135 MeV → фотонная особенность).
Наблюдательный набор критериев для различения (практически применимые):
1) Морфология и пространственное соответствие
- SNR: оболочечная (shell) геометрия: немонотонное, расширенное излучение, гамма/X‑/радио‑пики по краю шела. Ко‑локализация немонотермального рентгена (узкие синхротронные «кромки») и гамма‑излучения поддерживает ускорение на ударе.
- AGN/аккреция/джеты: компактное ядро, коллинеарные джеты/пики, сильно асимметричная структура; VLBI/Chandra покажут компактные ядра и узкие струи.
2) Временная изменчивость
- SNR: эволюция медленная — месяцы‑годы для заметных изменений; быстрое (дни‑часы) изменение маловероятно.
- AGN (особенно близар‑тип): быстрые вариации (часы‑дни) в гамма и радио из‑за компактных размеров и доплеровского бустинга. Поэтому быстрые флуктуации → AGN.
3) Гамма‑спектральная форма: хадронный vs лептонный
- Наличие «пион‑бампа»/поворота около $\sim 100$ MeV сильно указывает на адронное происхождение (протоны→${\pi }^0$→$\gamma$).
- Гладкая спектральная форма с характерными купами/двумя компонентами, соответствующая синхротрон + inverse Compton (IC), чаще указывает на лептонную природу (электроны) — типично для PWNe и AGN.
- Индекс: для классического DSA ожидается $\gamma \sim 2$ (энерг. спектр $N(E)\propto E^{-\gamma }$); мягкий индекс ($\gamma >2.5$) может указывать на сильные потери или иные механизмы (аккреция/турбулентность).
4) Мультиволновая корреляция (SED)
- SNR‑шела: радио (синхротрон) — немонотермальный рентген (синхротрон от ТэВ‑электронов) и гамма: если гамма коррелирует с газовыми облаками (CO/HI), то вероятна адронная компонента (CR протоны сталкиваются с плотной материией → ${\pi }^0$ → $\gamma$).
- AGN: две купольные SED (синхротрон + IC/фото‑пион) с сильной корреляцией между оптическим/радио и гамма при флейрах; доплеровское усиление смещает пики и изменяет соотношения.
5) Пространственная корреляция с молекулярными облаками и плотностью газа
- Повышенная гамма‑яркость, чётко совпадающая с плотными облаками, — сильный маркер адронного происхождения (столкновения протонов с газом). Для AGN такая корреляция не ожидается на SNR‑масштабах.
6) Поляризация и магнитная структура
- Радио‑линейная поляризация: высокоупорядоченная и быстро изменяющаяся поляризация (EVPA) — типично для джетов AGN (доплеровский бустинг, шоки в струе).
- В SNR поляризация обычно более размытая; тонкие синхротронные кромки с сильным магнитным усилением указывают на локальное усиление поля в ударе.
7) Энергетический баланс и требуемая эффективность
- Если гамма‑люминесценция требует нереалистично большой энергии в электронах (с учётом синхротронных потерь), более вероятно, что основную роль играют протоны (хадронный механизм). Сопоставление требуемой энергии частиц с доступной кинетической энергией удара/аккреции даёт критерий.
8) Максимальные энергии и PeVatron‑проверка
- Для SNR: молодые остатки с усиленным B теоретически могут быть PeVatron‑ами ($E_{\max }\sim$ PeV). Проверка наличия непрерывного ТэВ—ПэВ спектра без раннего срезания указывает на SNR‑PeVatron.
- Для AGN: возможность достижения UHECR‑энергий выше PeV; но внутренняя интеракция и потеря фотонов могут вызывать ранние ограничения и характерные признаковые спектральные разрывы.
9) Нейтрино
- Совместная детекция коррелированных нейтронных сигналов (IceCube) с гамма‑флейром — прямой маркер адронного ускорения. Появление нейтрино одновременно с гамма‑флуксом указывает на столкновения протонов → ${\pi }^{\pm }$ → нейтрино.
Практическая схема диагностики (шаги для наблюдений)
1. Измерить пространственное распределение гамма и радиосигналов (совместимость с оболочкой vs с ядром/джетом).
2. Построить SED: ищем «пион‑бамп» около $\sim 100$ MeV; сравнить модельные IC‑ и ${\pi }^0$‑компоненты.
3. Сопоставить гамма‑яркость с картой газа (CO/HI) — корреляция → хадроны.
4. Оценить время вариабельности: быстрые флейры → AGN, стабильное/медленное → SNR.
5. Измерить поляризацию, тонкие рентгеновские кромки (магнитное усиление) и оценить $E_{\max }$ через форму спектра.
6. Искать нейтрино‑сигнатуры и требуемую энергоэффективность: если энергия требуемая для электронов нереалистична, предпочесть адронный сценарий.
Краткое резюме:
- Признаки, однозначно указывающие на ускорение в ударных волнах SNR: оболочечная морфология, узкие синхротронные рентгеновские кромки (усиленное B), корреляция гамма‑излучения с молекулярными облаками, наличие пион‑структуры в спектре, медленная вариабельность.
- Признаки, указывающие на AGN/аккреционные источники: компактное/джетовое излучение, быстрые флуктуации, сильный доплеровский эффект и переменная поляризация, SED типа «двухгорбый», отсутствие корреляции с местной плотностью газа.
Если нужно, могу предложить конкретный набор наблюдений (инструменты, полосы частот, требуемое разрешение/чувствительность) для проверки данных критериев для заданного объекта.