高能宇宙线观测与银河宇宙线起源

张 力云南大学

2009 年 7 月 30 日，国家天文台

2009 年脉冲星天文学暑期讲习班

提 纲

一、引言二、高能宇宙线观测三、宇宙线起源四、总结和讨论

宇宙线是来自宇宙空间的各种高能微观粒子，已观测到的最高能量达 1020 电子伏以上。

一、引言1 、宇宙线？

1912 年 Victor Hess 用气球把验电器带到海拔 5 千米的高度并测量到一种神秘的来自于太空而不是地面的电离辐射时，宇宙线拉开了它的帷幕。

•实验：电离随高 度增加。•结论：辐射进 入地球。

几 GeV 之下的宇宙线可由太阳和其风产生或受影响。

能谱：

能谱延伸超出

1020 eV (=1011 GeV

=100 EeV) 。

2 、宇宙线能谱

E=1 GeV – 几 PeV, E-

2.7

E= 几 PeV-1EeV, E-

3.0

GeV TeV PeV EeV

Ucr(1GeV)=1 eV/cm3

银河系：大部分恒星以旋臂的形式集中于高度 h ≈ 300 pc 的银盘中。该盘充满原子气体（ 90% 的 H 和10% 的 He 组成且有一平均密度 n ～ 1/cm3 。）它也包含强度 B ～ 3μG 的一有序的磁场。银晕： n ～0.01/cm3 和一湍动的磁场，延伸距离约 (10 − 15) kpc 。

当 RL ＝ h, 能量近似标记宇宙线扩散和直线传播之间的一个过渡。

3 、我们所处的地方

当电荷 Ze 和动量 p 的一粒子的 Larmor 半径为

宇宙线物理 + （高能）天体物理

4 、宇宙线的可能起源SNRs pulsars, galactic wind AGN, top-down ??

knee ankle

对高能宇宙线的观测和其起源的现状做一综述。特别强调伽玛射线天文的作用。

　 一系列不同的技术已经使得宇宙线观测的能量范围达到了 109-1020eV 。

二、高能宇宙线的观测

在能量小于 1014eV 的情况下，用气球和太空实验可以直接探测宇宙线。

1 、宇宙线的直接测量

观测到的特征：

A. 主要成分是质子，此外约10% helium 和更小的较重元素的混合。

B. GCR 与太阳系元素丰度的比较：具有质子和中子的偶数的较紧束缚的核更为丰富（奇偶效应）。

主要差别是 Li-Be-B group (Z = 3 − 5) 和 Sc-Ti- V-Cr-Mn (Z = 21 − 25) group 在宇宙线中比太阳系中的丰富得多。

解释：元素 Li-Be-B group 作为在银河系中宇宙线相互作用的次级被产生。

C. 大于几个 GeV 的谱为幂律

在几个 GeV 到 100TeV 能区， α ≈ 2.7 。在约1015 eV (“knee”) ，谱从 α ≈ 2.7 变陡到 α ≈ 3.0 。D. 不同元素的幂律的指数 α中的小差别是可见的：重元素的相对贡献随能量增加。

E. 在能量 E <1015 eV 处关于 δ 的大部分实验探测或限制处于范围 10−4< δ<10−3 。

大于 1014eV ，对于太空探测而言宇宙线流量太低，通过观测宇宙线的大气簇射来进行研究。

2 、宇宙线的间接测量

直接测量

间接测量

一高能粒子在大气顶处相互作用并引发一级联。地面上观测到的宇宙线仅是在该级联中产生的次级。

CASKADE 实验测量到的膝区的化学成份。

磁场并不折射光子，故光子对发射源位置具有很好近似的指向。因为在一强子级联中，光子可获得起起源的质子的能量的约 10% ，所以高能光子可是研究强子起源的宇宙线产生的好仪器。

尽管质子是宇宙线的最丰富的分量，但因为其在磁场中会发生偏转，故其起源很难确定。

3 、伽玛射线天文的探测技术

不同光子能量的大气透明度和可能的探测技术。

主要探测装置

A.卫星 : 卫星上的探测器的主要优点是其有效面积，能量分辨，空间或角分辨和时间分辨。诸如EGRET ， AGILE 和 GLAST这样的高能伽玛射线卫星探测小于地面上望远镜的能量处的原初光子。

GLAST卫星。

271 个源

B. 地面上的探测器 : 诸如MILAGRO, ARGO, CANGAROO, H.E.S.S., MAGIC 和 VERITAS这样的地面上的 VHE望远镜探测能量高于卫星观测到原初的原初质子和宇宙线产生的大气簇射的次级粒子。

EAS 探测器 : 诸如MILAGRO 和 ARGO这样的EAS 探测器由对大气簇射产生的荷电次级粒子敏感的大探测器阵列组成。

ARGOMILAGRO

Cherenkov望远镜 : 诸如 CANGAROO III, H.E.S.S., MAGIC 和 VERITAS这样的成像大气 Cherenkov望远镜(IACTs) 探测在大气簇射中荷电的，局部超明亮的粒子所产生的 Cherenkov光子。

IACT采用的观测技术。 HESS望远镜

2008 年已知的 VHE 源。统计到 6 月，已有 76 个 VHE 源。

三、宇宙线的起源

M. Hillas Diagram (1984)

L10 km 104 km 1 a.u. 1 Mpc

Hubble size

Stars

宇宙线物理 + （高能）天体物理

这里主要考虑银河宇宙线的起源SNRs pulsars, galactic wind

knee ankle

问题 : 由于银河磁场折射和各向同性化，从而 CR的达到方向并不指回到其加速器的真实位置。

因为人们预期伽玛射线在天体源的激波处宇宙线的加速期间和在其随后的星际介质中的传播期间中产生。而光子不受磁场偏转，伽玛射线天文学中的近期发展为我们提供了深入洞察银河宇宙线起源的问题。

1 、银河宇宙线起源的超新星假说 假设： 1934 年， Baade 和 Zwicky首先提出超新星是银河 CRs 的源：如果银河超新星的动能的一小部分（百分之几）被转化为 CRs ，则观测到的 CR就可在目前水平上被维持。

假定：（ 1 ）超新星每约 30 yr 一次，以机械能的形式释放约 1051 erg；（ 2 ）该能量的约 10%转化为相对论性质子；（ 3 ）粒子通过扩散激波加速被加速到超相对论性能量，具有微分能量分布NCR ∝E−2 的，则一 SNR 的预期的伽马射线为（ Drury et al. 1994)

这些预期的流量一般与在 TeV 能量处观测到的 SNRs 的流量一致。

2 、超新星遗迹的激波加速一般认为 SNRs 中的加速机制为扩散激波加速机制。

试验粒子近似：不考虑被加速的粒子对激波的反作用，从而被加速粒子的谱为一幂律分布且谱指数只与激波压缩比有关（综述见Drury 1983 ； Blandfoed & Eichler 1987 ； Torres et al. 2003) 。

非线性激波加速：考虑了被加速的粒子对激波的反作用。

A. 考虑被修正激波处粒子加速的几种方法

Two-Fluid Models 背景等离子体和 CRs 被处理为两个分离的流体。它们的热力学模型不提供关于粒子谱的任何信息（如Malkov et al. 2002 ）。

Kinetic Approaches 求解 CRs 的精确的传播方程和守恒方程。这些模型提供

了所有的信息（如 Blasi 2002 ； Amato et al. 2006) 。

Numerical and Monte Carlo Approaches 方程被数值求解。粒子在激波处注入并跟随它们扩散和修正激波 ( 如 Berezhko et al. 1999; Ellision et al. 2002) 。

被修正激波的基本的物理S

hoc

k F

ron

t

Un

dis

turb

ed M

ediu

m v

subshock Precursor

0 0 ρ x u x ρ u

2 20 0 0 g, g CRρ u +P ρ x u x +P x +P x

1

3

f f f du f= D u + p +Q x, p,tt x x x dx p

质量守恒动量守恒

被加速粒子的扩散对流方程

宇宙线修正的激波处粒子加速的主要预期

• 上游等离子体中一 Precursor 的形成；

• 总压缩因子颗超出 4 。在压激波处的压缩比是<4；

• 能量守恒表明激波在加热下游气体中不有效；

• 该 Precursor 与随 p 增加的扩散系数一起 -> 非幂律谱！低能处较软且高能处较硬。

修正的激波处的谱（ Amato et al. 2005)

该方法在能量空间设一上限—然后粒子被允许从系统的任何部分逃逸，存在 Pmax＝？问题。

考虑粒子在一空间边界上逃逸（ Reville et al. 2008 ）

Yang & Zhang, 2009, in preparation

３、超新星遗迹的伽玛射线：强子或轻子？

3 颗具有明显壳型形态的年轻的 SNRs 已由 HESS在 TeV 伽马射线处被探测到： RX J1713.7-3946 ，RX J0852.0 - 4622 和 RCW 86 。

RX J1713.7-3946 as seen by H.E.S.S. (colors) and by ASCA in the 1-3 keV energy band (contours).

各种模型被用于解释SNRs 的 TeV 辐射：含时的或稳态的。

多波段研究方法最为常用。

含时演化模型Zhang & Fang 2007, ApJFang & Zhang, 2008, MNRASZhang & Fang, 2008, ApJLFang, Zhang et al. 2008, A&AFang, Zhang et al. 2009, MNRAS

Distance: 1.0 kpc

nISM: 10 cm-3

BISM: 5 μG

Kep: 0.001

随着超新星遗迹年龄的增长，次级电子对的辐射越来越重要！

TeV 的轻子起源：高能电子和周围软光子的逆Compton 散射。

TeV 的强子起源：中性 pion衰变。

p-p 相互作用中产生的次级稳定粒子

π0 γγ

π± μνμ

e±νeνμ

νμ ντ

νe

中微子震荡

SN 1006

轻子起源。

SYN ICBrem

PP

RX J1713.7-3946Distance: 1.0 kpc

nISM: 10 cm-3

BISM: 10 μG

Distance: 1.0 kpc

nISM: 10 cm-3

BISM: 10 μG

Kep: 0.001

PP同步辐射

预计中微子事例数：7.6

（ 5 年，能量 >1 TeV ）

1000 yr ， 0.3 kpc 。RX J0852.0-4622 ， HESS及 CANGAROO都观测到了TeV 辐射。

X-ray （ ASCA ）明显呈现为幂律形式（ 2.7±0.2 ）。

nISM: 7 cm-3

BISM: 30 μG

Kep: 0.002

Fang et al. (2008, A&A)

TeV 光子为强子起源。射电非热 X-ray主要来自初级电子的同步辐射。

预计中微子事例数： 11.3

HESS J1834-087 HESS 对银盘内部巡天中发现

与 G23.3-0.3位置一致。MAGIC 光指数约为 -2.5.

年龄约 105 yr ，距离 3.9-4.5 kpc 。（ Tian et al. 2007; Leahy & Tian 2008 ）

80000 yr ， 4.2 kpc nISM: 10 cm-3

BISM: 7 μG

Kep: 0.2

次级电子的辐射明显超过初级粒子的。

TeV 光子为强子起源。射电来自初级电子的同步辐射。

预计中微子事例数： 0.5 (Fang et al. 2008, A&A)

问题： RX J1713.7-3946 的 TeV真是强子起源吗？

Suzaku卫星近期观测表明在 X 射线谱中一谱截断，这直接与母电子的能谱截断有关。

我们利用非线性激波加速理论（ Blasi 2002 ）重新研究（ Fang et al. 2009, MNRAS) 。稳态模型

ppRX J1713.7-3946

ICRX J1713.7-3946

M0 = 8, pmax = 1.3 × 105mpc,ngas,0 = 0.12 cm−3, Kep = 3.92 × 10−5.

BSNR = 10μG, Emax,e = 100 TeV,ngas,0 = 0.03 cm−3, Kep = 1.23 × 10−3.

X 射线观测解释了显示与 TeV 伽马射线成像显著形态学相似的非热同步辐射发射的存在。

仍存在的问题：

这样一种相关自然地在轻子模型中被预期，其中 X 射线和伽玛射线由相同的电子族分别通过同步辐射和逆 Compton 散射被发射。

也可在强子模型内出现，如果通过 π0衰变的伽玛射线和同步辐射 X 射线的大部分发射来自由磁场和气体密度描述的区域（ Gabici 2008 ）。

SNR RX J1713.7-3946缺乏热X 射线。该亮 TeV 源的TeV 伽马射线发射不是强子起源 (Katz & Waxman 2008) 。

Drury et al. (2008)通过物理分析已说明 post-shock的温度可小到压制 SNRs 的热X 射线发射。

4 、超新星遗迹中产生的伽玛射线和宇宙线 Brezhko ， Ellision及其合作者的系列文章中对SNRs 中产生的伽玛射线和宇宙线做了一系列的研究工作。他们的非线性激波模型基于一完全时间相关的 CR 传播方程和球对称下的气体动力学方程（如综述见Brezhko ， 2005 ）。

该理论预期作为和 CRs 有效加速的结果， SNRs 中存在强放大的磁场：

其中 Pc 是激波阵面处的 CR压力， B0 >> BISM 是上游磁场。这已被放大，从而远超出在周围 ISM 中的磁场值 BISM ≈5 lG 。

RX J1713.7-3946

Brezhko & Volk (2006)

Brezhko & Volk (2007)

4 、 PWNe 产生的 TeV 伽玛射线和高能宇宙线

银河系中另一类 TeV 源： PWNe 。目前已观测到可能与PWNe 成协的 TeV 源有 21 个 （ Hessels et al. 2008, arXiv:0806.1200) 。

观测表明：脉冲星及其风云中存在把粒子加速到超高能量的机制。

（ 1 ）脉冲星磁球及其星云的粒子加速磁球中粒子的直接加速可获得的最大能量为

这样一年轻的快速转动的脉冲星表现为一很好的粒子加速器。

问题： A. 实际可用的粒子加速的势差△φ很小，且存在如曲率辐射之故极端的能损。B. 作为 UHECRs 的主要源的脉冲星应预期 UHECR 强度的一强的各向异性，因为中子星集中于银面。

另一种可能性－ Blasi et al.模型 (2000,ApJ, 533, L23) ：超高能宇宙线由年轻的强磁化的中子星通过相对论性MHD 风加速铁核产生。

粒子最大能量：

被加速的 CR 的典型能量：

由于中子星通过偶极辐射使得自旋变慢，故Omega与时间有关，从而 Ecr 与时间有关。

加速UHECR 谱：由转动频率随时间演化确定

本组主要工作：Zhang, Chen, Fang, 2008, ApJYang & Zhang, 2009, A&AZhang, Jiang & Lin, 2009, ApJZhang & Yang, 2009, ApJL

（ 2 ） PWNe 的 TeV 辐射的轻子起源

对一给定的脉冲星，自转变慢功率的演化满足

其中 L0 和 P0 为初始自转变慢功率和周期， n 为制动指数，I为转动惯量。 光柱内产生的相对论性电子被注入到 PWN ，部分在 PWN 中被进一步加速，从而有两分量：radio electrons 和 wind electrons 。注入到PWN 的谱为

（ cf. Zhang et al. 2008)

电子能谱：

Tage 为 PWN 年龄， tau_eff 为有效电子能损：同步辐射＋逃逸。

（ 3 ） PWNe 的 TeV 辐射的强子起源(cf. Bednarek et al. 2003, Yang & Zhang 2009)

来自中子星表面的重核在磁球中被加速，

它们与磁球中热光子相互作用产生光致裂变，最后形成质子和电子。

正电子在 PWN 的电子－正电子重离子激波中被加速。

被加速的质子：直接的和中子衰变产生的。被加速的轻子：直接的和中子衰变产生的电子，激波加速的正电子，次级正负电子对。

Crab Nebula Crab Nebula

结论：直到约 10TeV 有轻子起源，轻子和强子的贡献可相比。

Crab Nebula

中微子谱

Vela X ：轻子起源？

Vela X

Vela X

中微子谱

结论： Vela X 的 TeV 辐射有强子起源。

（ 4 ）来自银河脉冲星的宇宙线（ Bednarek & Bartosik 2004)

模型： hadronic-leptonic 模型。

结果：银河脉冲星所加速的宇宙线的能谱和质量成份 可说明观测到的几个 PeV(knee) 到几个 EeV (ankle) 间的宇宙线。

Yang & Zhang, 2009, in preparation

Best fits

要求：<log P(ms)>=2.6<log B (G)>=12.3诞生率 1/100 年。

四、讨论

尽管 Cherenkov望远镜在 TeV 伽马射线中的SNRs 的探测允许我们能以以前不能进行的精度来研究这些天体中粒子加速的几个方面，但 CR 起源问题的解决有赖于伽玛射线天文学的进一步发展。

虽然 SNRs 的形态和谱研究似乎有利于伽马射线发射的一强子起源，但轻子模型仍不能被排除。来自SNRs 方向的中微子的探测应不含糊地解决该问题，且证明 SNRs确实可加速 CR 质子。

扩散激波加速的非线性理论已成功地应用于模型来自 SNRs 的多波段发射。但激波处 CR驱动的磁场放大完全自恰的处理仍没有。

寻找宇宙线 PeVatrons ： 寻找在这样谱中一截断，从而探索在银河系中最极端的粒子加速器。而且具有直到 knee 的能量的 CRs 的源被预期显示在伽马射线谱的该区中的一个截断。这表明在数 TeV 区中的观测可最终确定 CR PeVatrons 的性质。

银河 CRs 起源的长期问题的解决：要求整个银河系中 CR 谱和空间分布的完善知识和理解包括激波处 CRs 的加速，从 SNRs 的 CRs 的逃逸和在银河系中其传播。

谢谢！