An Enigmatic PeVatron in an Area around H ii Region G35.6−0.5
Authors: Cao Zhen , Aharonian F. , Axikegu  , Bai Y. X. , Bao Y. W. , Bastieri D. , Bi X. J. , Bi Y. J. , Bian W. , Bukevich A. V. , Cao Q. , Cao W. Y. , Cao Zhe , Chang J. , Chang J. F. , Chen A. M. , Chen B. Q. , Chen E. S. , Chen H. X. , Chen Liang , Chen Lin , Chen Long , Chen M. J. , Chen M. L. , Chen Q. H. , Chen S. , Chen S. H. , Chen S. Z. , Chen T. L. , Chen Y. , Cheng N. , Cheng Y. D. , Chu M. C. , Cui M. Y. , Cui S. W. , Cui X. H. , Cui Y. D. , Dai B. Z. , Dai H. L. , Dai Z. G. , Danzengluobu  , Dong X. Q. , Duan K. K. , Fan J. H. , Fan Y. Z. , Fang J. , Fang J. H. , Fang K. , Feng C. F. , Feng H. , Feng L. , Feng S. H. , Feng X. T. , Feng Y. , Feng Y. L. , Gabici S. , Gao B. , Gao C. D. , Gao Q. , Gao W. , Gao W. K. , Ge M. M. , Ge T. T. , Geng L. S. , Giacinti G. , Gong G. H. , Gou Q. B. , Gu M. H. , Guo F. L. , Guo J. , Guo X. L. , Guo Y. Q. , Guo Y. Y. , Han Y. A. , Hannuksela O. A. , Hasan M. , He H. H. , He H. N. , He J. Y. , He Y. , Hor Y. K. , Hou B. W. , Hou C. , Hou X. , Hu H. B. , Hu Q. , Hu S. C. , Huang C. , Huang D. H. , Huang T. Q. , Huang W. J. , Huang X. T. , Huang X. Y. , Huang Y. , Huang Y. Y. , Ji X. L. , Jia H. Y. , Jia K. , Jiang H. B. , Jiang K. , Jiang X. W. , Jiang Z. J. , Jin M. , Kang M. M. , Karpikov I. , Khangulyan D. , Kuleshov D. , Kurinov K. , Li B. B. , Li C. M. , Li Cheng , Li Cong , Li D. , Li F. , Li H. B. , Li H. C. , Li Jian , Li Jie , Li K. , Li S. D. , Li W. L. , Li W. L. , Li X. R. , Li Xin , Li Y. Z. , Li Zhe , Li Zhuo , Liang E. W. , Liang Y. F. , Lin S. J. , Liu B. , Liu C. , Liu D. , Liu D. B. , Liu H. , Liu H. D. , Liu J. , Liu J. L. , Liu M. Y. , Liu R. Y. , Liu S.M. , Liu W. , Liu Y. , Liu Y. N. , Luo Q. , Luo Y. , Lv H. K. , Ma B. Q. , Ma L. L. , Ma X. H. , Mao J. R. , Min Z. , Mitthumsiri W. , Mu H. J. , Nan Y. C. , Neronov A. , Ng K. C. Y. , Ou L. J. , Pattarakijwanich P. , Pei Z. Y. , Qi J. C. , Qi M. Y. , Qiao B. Q. , Qin J. J. , Raza A. , Ruffolo D. , Sáiz A. , Saeed M. , Semikoz D. , Shao L. , Shchegolev O. , Sheng X. D. , Shu F. W. , Song H. C. , Stenkin Yu. V. , Stepanov V. , Su Y. , Sun D. X. , Sun Q. N. , Sun X. N. , Sun Z. B. , Takata J. , Tam P. H. T. , Tang Q. W. , Tang R. , Tang Z. B. , Tian W. W. , Wan L. H. , Wang C. , Wang C. B. , Wang G. W. , Wang H. G. , Wang H. H. , Wang J. C. , Wang Kai , Wang Kai , Wang L. P. , Wang L. Y. , Wang P. H. , Wang R. , Wang W. , Wang X. G. , Wang X. Y. , Wang Y. , Wang Y. D. , Wang Y. J. , Wang Z. H. , Wang Z. X. , Wang Zhen , Wang Zheng , Wei D. M. , Wei J. J. , Wei Y. J. , Wen T. , Wu C. Y. , Wu H. R. , Wu Q. W. , Wu S. , Wu X. F. , Wu Y. S. , Xi S. Q. , Xia J. , Xiang G. M. , Xiao D. X. , Xiao G. , Xin Y. L. , Xing Y. , Xiong D. R. , Xiong Z. , Xu D. L. , Xu R. F. , Xu R. X. , Xu W. L. , Xue L. , Yan D. H. , Yan J. Z. , Yan T. , Yang C. W. , Yang C. Y. , Yang F. , Yang F. F. , Yang L. L. , Yang M. J. , Yang R. Z. , Yang W. X. , Yao Y. H. , Yao Z. G. , Yin L. Q. , Yin N. , You X. H. , You Z. Y. , Yu Y. H. , Yuan Q. , Yue H. , Zeng H. D. , Zeng T. X. , Zeng W. , Zha M. , Zhang B. B. , Zhang F. , Zhang H. , Zhang H. M. , Zhang H. Y. , Zhang J. L. , Zhang Li , Zhang P. F. , Zhang P. P. , Zhang R. , Zhang S. B. , Zhang S. R. , Zhang S. S. , Zhang X. , Zhang X. P. , Zhang Y. F. , Zhang Yi , Zhang Yong , Zhao B. , Zhao J. , Zhao L. , Zhao L. Z. , Zhao S. P. , Zhao X. H. , Zheng F. , Zhong W. J. , Zhou B. , Zhou H. , Zhou J. N. , Zhou M. , Zhou P. , Zhou R. , Zhou X. X. , Zhou X. X. , Zhu B. Y. , Zhu C. G. , Zhu F. R. , Zhu H. , Zhu K. J. , Zou Y. C. , Zuo X. ,   (The LHAASO Collaboration)
Published: January 2025

Identifying Galactic PeVatrons (PeV particle accelerators) from ultrahigh-energy (UHE, >100 TeV) γ-ray sources plays a crucial role in revealing the origin of Galactic cosmic rays. The UHE source 1LHAASO J1857+0203u is suggested to be associated with HESS J1858+020, which may be attributed to the possible PeVatron candidate supernova remnant (SNR) G35.6−0.4 or H ii region G35.6−0.5. We perform detailed analysis on the very-high-energy and UHE γ-ray emissions toward this region with data from the Large High Altitude Air Shower Observatory (LHAASO). 1LHAASO J1857+0203u is detected with a significance of 11.6σ above 100 TeV, indicating the presence of a PeVatron. It has an extent of ∼0

.

°

18 with a power-law (PL) spectral index of ∼2.5 at 1–25 TeV and pointlike emission with a PL spectral index of ∼3.2 above 25 TeV. Using archival CO and H i data, we identify some molecular and atomic clouds that may be associated with the TeV γ-ray emissions. Our modeling indicates that the TeV γ-ray emissions are unlikely to arise from clouds illuminated by the protons that escaped from SNR G35.6−0.4. In the scenario in which H ii region G35.6−0.5 could accelerate particles to the UHE band, the observed GeV–TeV γ-ray emission could be well explained by a hadronic model with a PL spectral index of ∼2.0 and cutoff energy of ∼450 TeV. However, an origin in an evolved pulsar wind nebula cannot be ruled out.