空间依赖的宇宙线 传播模型研究 报告人：郭义庆 （合作者：胡红波，田珍，靳超等） 第12届全国粒子物理学术会议 2016/08/24—合肥，中科大 各位老师，同学，大家上午好，我报告题目是“空间依赖的宇宙线传播模型研究”，主要是和胡老师，田珍，靳超等一起完成的。

主要内容 宇宙线传播模型 最近实验观测结果 硬成分宇宙线对次级粒子超出贡献 产生硬成分一个机制：空间依赖 5. 总结 5. 总结 这是主要内容，首先简单介绍一下宇宙线的传播模型，给出一些宇宙线的特征，然后介绍一下最近的宇宙线观测结果，用来检验目前的传播模型存在问题，根据存在问题，介绍一下我们的银盘硬成份模型，然后介绍一下这个硬成份一个可能的来源“空间依赖的宇宙线传播模型”，最后是一个简单的总结。

宇宙线能谱 能量: 能谱: 近似幂率 空间实验 地面实验 银河系 河外 研究三个基本问题: 1. 宇宙线来自于哪里? 范围:109 – 1020 eV 最高能量: 3×1020eV 能谱: 近似幂率 年龄：~107 年 能量密度：1eV/cm3 亮度：1041ergs/s 能谱结构： 0. ~200 GeV: 能谱变 1. ~4 PeV:“膝” 2. ~30PeV:“第二膝” 3. ~4 EeV: “踝” 4. ~40EeV: GZK 截断 空间实验 地面实验 研究三个基本问题: 1. 宇宙线来自于哪里?  起源问题 2. 怎么样获得能量?  加速问题 3. 怎么样到达地球?  传播问题 银河系 河外 2n particles Except e- 这张图是在地球上观测到的宇宙线全粒子，各个成份及次级粒子能谱，刘四明老师已经做过很详细的介绍，再从宇宙线传播角度简单介绍一下，宇宙线有几个结构：1.200GV能谱变硬，2. 4PeV 膝区，30PeV的第二膝，以及踝和GZK截断，一般是把膝区以下认为是银河宇宙线，下面的是除电子谱外，由原初宇宙线与星际介质相互作用产生的次级粒子，如e+,pbar,gamma,大气中微子，那么这些宇宙线是从哪来的，如何加速到高能的？昨天陈阳老师已经讲过目前普遍认为是超新星，那么他们是怎么样走到地球并被我们观测到的，这就是宇宙线的传播研究了。

宇宙线传播图像 PPT: 来自于 Galprop 作者：Igor V. Moskalenko (Stanford U.) ISM X,γ e 42 sigma (2003+2004 data) HESS Preliminary SNR RX J1713-3946 PSF ISM X,γ e + - synchrotron Chandra B IC P He CNO ISRF diffusion energy losses reacceleration convection etc. bremss gas e + - π π + - GLAST gas Flux P _ π + - p 这就是宇宙线传播的物理图像图，首先，它们在超新星遗迹中加速，然抛射到星际空间，带电粒子如质子，正负电子由于磁场会失去源的方向，而中性的伽马，中微子能够保持原来的方向，一小部分到达地球并被探测到，也就是说中性粒子可以用来寻找源的位置。带电粒子如质子，正负电子由于磁场会失去源的方向，在银河系内随机游走，正负电子在磁场和星际辐射场中会损失能量产生伽马射线，而核子会与星际物质发生相互作用，产生次级的粒子，而失去能量（当然也存在重加速而获得能量），产生次级粒子再进行传播，最后部分的带电粒子到达太阳系，经过太阳调制后部分粒子被探测到，这些探测就是我们上一页图中所说的观测，这仅仅是一个传播图像，实际上我们需要的是一个数学上的描述，能够近似的计算出各个粒子产生，并最后重现出我们的观测结果。 LiBeB He CNO e + - 20 GeV/n BESS CR species: Only 1 location modulation PAMELA ACE AMS helio-modulation PPT: 来自于 Galprop 作者：Igor V. Moskalenko (Stanford U.)

sources (SNR, nuclear reactions…) diffusive reacceleration 宇宙线传播方程 sources (SNR, nuclear reactions…) diffusion convection diffusive reacceleration E-loss convection 这个数学描述就是传播方程，首先这是注入源项，比如超新星等源，这就是空间扩散项，这是能量损失（比如刚才的电子在磁场中的同步辐射和IC损失能量），这是重加速获得能量，这是一些重核发生碎裂和辐射衰变。这个方程看上去有些复杂，没有把宇宙线主要特征表现出来，需要近似的求解这个方程，比如使用“稳态”解决方法。同时忽略重加速，能损等因素，传播方程就演变成一个简单的扩散过程，可以比较容易的解出了。 fragmentation radioactive decay ψ(r,p,t) – density per total momentum PPT: 来自于Galprop 作者：Igor V. Moskalenko (Stanford U.)

传统传播模型中宇宙线能谱 DXX = β D0(ρ/ρ 0)-δ 稳态解决方法: = 0 空间“各向同性”传播: = 0 空间“各向同性”传播: DXX = β D0(ρ/ρ 0)-δ 3. 宇宙线注入能谱: q(r,E) = J0*E-β 4. 得到“整个银河系”单一幂率能谱: (1) 原初宇宙线： F(E) ~ q(r,E)/DXX ~ JE-β-δ (2) 次级粒子与原初粒子比例：~ E-δ (随能量快速下降) 需要观测验证 这个解就是传统的传播模型给出的解，当然这需要实验观测的检验。在以前这个模型可以很好的解释实验观测数据，近几年来实验有了高精度的观测，我们再看看是否还能解释的很好。 8

原初宇宙线能谱变硬 结果来自于丁肇中先生 2015在AMSDays报告 X. Li, et al., 2015, PhLB, 749,267 首先是原初的核子，这是各个实验观测质子谱，这是PAMELA实验结果和这是高精度的AMS02实验给出的teV以下能区结果，同样在TeV以上ATiC和CREAM也给出了观测结果，发现在200GV地方能谱发现了一个变硬的趋势，同样这是HE谱，也在200GV发现了能谱变硬的趋势，也就是说原初核子谱能谱发生了变化，如果使用传统传播模型的话会有一个单米率的谱。也就是说原来的传播模型遇到了麻烦。 结果来自于丁肇中先生 2015在AMSDays报告 X. Li, et al., 2015, PhLB, 749,267 Q. Yuan, et al., 2013, PhLB, 727,1-7

研究热点: 正电子超出 Diffuse Flux 起源: 暗物质, 宇宙线, Pulsar ，其它? 研究热点: 正电子超出 正电子超出是大家关注的一个热点研究，这是AMS02 测量的正电子谱，这个使用传播模型给出结果。 Diffuse Flux 起源: 暗物质, 宇宙线, Pulsar ，其它? 8

B/C与正反质子比 arXiv:1504.04276 AMS02 观测到正反质子比与传统模型不一致的分布 ，B/C比需要TeV以上能区的观测结果。

银盘弥散γ射线超出 Break @ ~10 GeV ApJ,2009,ZhangJ Ackermann,ApJ,2012,750,3 伽马银盘超出 ApJ,2009,ZhangJ Ackermann,ApJ,2012,750,3 A&A,2012,538,71

银晕观测与传统传播模型一致 “超出”仅仅在银盘！ Ackermann,ApJ,2012,750,3

IceCube 中微子 中微子: 1. 总事例数: 54 2. 本底: ~22 3. 天体中微子: ~32 4. 显著性: 6.5σ 3. 天体中微子: ~32 4. 显著性: 6.5σ 到达方向: 1. 各项同性: PRL,2014,arxiv:1405.5303 2. 各向异性: 银盘超出？ Aguilar , RICAP,2016

IceCube 中微子能谱 包括TeV能量：2.46 (2) 能量从30TeV: 2.0-2.3 (3) 传统模型中pp碰撞: ~2.6 中微子能谱超出 包括TeV能量：2.46 (2) 能量从30TeV: 2.0-2.3 (3) 传统模型中pp碰撞: ~2.6

宇宙线粒子“超出”可能的起源 天体源: Pulsar, SNRs, … 新物理: Dark Matter … 双区域宇宙线传播: Disk & Halo

双Halo模型中宇宙线能谱 银盘成分 Halo 成分 (Tomassetti, 2012, ApJ, 752,13)

银盘弥散伽马射线超出 银盘：模型与实验观测符合很好 CYGNUS区： 比FermiLat低25%, 与ARGO,MILAGO 测量一致。

弥散中微子 硬成分宇宙线贡献~60% IceCube 中微子（依赖于 我们能谱外推方法） (2) 能谱测量误差还较大 河外贡献 (2) 能谱测量误差还较大 河外贡献 LHAASO 将来观测能给出很好的限制。

传统传播模型宇宙线相互作用产生中微子 传统传播模型宇宙线相互作用产生中微子贡献~10%  银河宇宙线贡IceCube中微子在10%--60%之间 Guo Y.Q.,Hu H.B., Yuan Q., et al., ApJ, 2014, 795,100

正反质子& B/C比 excess excess? 传统模型正反质子比随能量 快速下降. (2) “年轻” 宇宙线:正反质子比 随能量平直分布，与AMS02 最新测量结果一致！ 期望 TeV能区观测。 1. 传统模型: 不能出现拐折，分布 随能量快速下降 硬成分宇宙线: 能产生拐折，分布 随能量平直变化。 期待AMS02结果验证，尤其是 TeV能区。 excess?

正电子超出 硬成分宇宙线贡献部分正电子，主要原因是电子能损，如果不考虑能损，很好解释正电子超出（有研究讨论了这个问题） 2. 临近源? 2. 临近源? 进一步研究：硬成分宇宙线+双Halo模型中空间依赖传播同时解释原初与次级粒子超出 18

空间依赖的宇宙线传播 (Jin C., et al., arXiv:1504.06903) (1) 传统传播模型： (2) 双Halo模型：

空间依赖传播模型同时解释原初强子与电子能谱变硬 22

进一步工作：根据源分布 研究传播系数 (Guo Y.Q., Tian Z., Jin C., 2016，ApJ, 819,54) Yang R.Z., 2016,PRD, 93,123007 Recchia & Molino,arxiv:1604.07682 (Guo Y.Q., Tian Z., Jin C., 2016，ApJ, 819,54)

空间依赖的宇宙线传播(II) 1. 重复原初质子200GV拐折 解释正反质子比的“flat”分布， 需要AMS02 TeV以上能谱观测 的继续检验。 预期B/C在TeV以上存在拐折， 期望将来AMS02在TeV以上观 测的检验。

宇宙线各向异性问题 (Blasi, et al., 2012,JCAP, 752,1,1) 我们的结果 25

总 结 宇宙线能谱变硬，银盘宇宙线存在硬成分 ，可以解释次级粒子超出。 空间依赖传播：可以理解硬成分的来源， 同时解释原初，次级粒子超出。 总 结 宇宙线能谱变硬，银盘宇宙线存在硬成分 ，可以解释次级粒子超出。 空间依赖传播：可以理解硬成分的来源， 同时解释原初，次级粒子超出。 空间依赖的传播可以更好的描述宇宙线的 各向异性的幅度。 对正电子需要考虑旋臂结构及含时传播 目前高能部分伽马射线观测有限，未来 LHAASO高能观测能够很好的限制传播参 数。

谢谢大家 !