2009年脉冲星天文学暑期讲习班 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

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？ 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。 实验：电离随高 度增加。 结论：辐射进 入地球。 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。

2、宇宙线能谱 能谱延伸超出1020 eV (=1011 GeV =100 EeV)。 能谱： Ucr(1GeV)=1 eV/cm3 E=1 GeV – 几PeV, E-2.7 E=几PeV-1EeV, E-3.0 能谱延伸超出1020 eV (=1011 GeV =100 EeV)。 GeV TeV PeV EeV

3、我们所处的地方 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。 当电荷Ze和动量p的一粒子的Larmor半径为 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。

4、宇宙线的可能起源 宇宙线物理+（高能）天体物理 knee ankle SNRs pulsars, galactic wind AGN, top-down ?? knee ankle 宇宙线物理+（高能）天体物理

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。

二、高能宇宙线的观测 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。 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 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。 间接测量 直接测量

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。 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。 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。

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

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。 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。 ARGO MILAGRO

Cherenkov望远镜: 诸如CANGAROO III, H. E. S. S 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) Stars L 10 km 104 km 1 a.u. 1 Mpc Hubble size Stars

这里主要考虑银河宇宙线的起源 SNRs pulsars, galactic wind knee ankle 宇宙线物理+（高能）天体物理

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 质量守恒 动量守恒 被加速粒子的扩散对流方程 v Shock Front Undisturbed Medium subshock Precursor 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

各种模型被用于解释SNRs的TeV辐射：含时的或稳态的。 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 。 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。 RX J1713.7-3946 as seen by H.E.S.S. (colors) and by ASCA in the 1-3 keV energy band (contours).

含时演化模型 Zhang & Fang 2007, ApJ Fang & Zhang, 2008, MNRAS Zhang & Fang, 2008, ApJL Fang, Zhang et al. 2008, A&A Fang, Zhang et al. 2009, MNRAS

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！ 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！

π0 γγ π± μνμ e±νeνμ 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 中微子震荡 νe

IC Brem SYN SN 1006 轻子起源。 PP

预计中微子事例数：7.6 同步辐射 PP （5年，能量>1 TeV） Distance: 1.0 kpc nISM: 10 cm-3 BISM: 10 μG PP RX J1713.7-3946 预计中微子事例数：7.6 （5年，能量>1 TeV） Distance: 1.0 kpc nISM: 10 cm-3 BISM: 10 μG Kep: 0.001

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

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。 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？ 稳态模型 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

M0 = 8, pmax = 1.3 × 105mpc, pp ngas,0 = 0.12 cm−3, Kep = 3.92 × 10−5. RX J1713.7-3946 pp BSNR = 10μG, Emax,e = 100 TeV, ngas,0 = 0.03 cm−3, Kep = 1.23 × 10−3. RX J1713.7-3946 IC

仍存在的问题： 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。 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。

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。 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, ApJ Yang & Zhang, 2009, A&A Zhang, Jiang & Lin, 2009, ApJ Zhang & Yang, 2009, ApJL

对一给定的脉冲星，自转变慢功率的演化满足 （2）PWNe的TeV辐射的轻子起源 （cf. Zhang et al. 2008) 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

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

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。 （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。

结论：直到约10TeV有轻子起源，轻子和强子的贡献可相比。 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？

结论：Vela X的TeV辐射有强子起源。 中微子谱 结论：Vela X的TeV辐射有强子起源。

模型：hadronic-leptonic 模型。 （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！