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高能宇宙线观测与 银河 宇宙线起源

高能宇宙线观测与 银河 宇宙线起源. 2009 年脉冲星天文学暑期讲习班. 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. 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 10 20 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。.

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高能宇宙线观测与 银河 宇宙线起源

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  1. 高能宇宙线观测与银河宇宙线起源 2009年脉冲星天文学暑期讲习班 张 力 云南大学 2009年7月30日，国家天文台

  2. 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

  3. 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。

  4. 2、宇宙线能谱 Ucr(1GeV)=1 eV/cm3 几GeV之下的宇宙线可由太阳和其风产生或受影响。 能谱： 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

  5. 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。

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

  7. 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。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。

  8. 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 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。 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。

  9. 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。

  10. 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 。

  11. 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

  12. 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。

  13. 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。

  14. 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。

  15. 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。

  16. 271个源

  17. 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

  18. 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

  19. 2008年已知的VHE源。统计到6月，已有76个VHE源。2008年已知的VHE源。统计到6月，已有76个VHE源。

  20. 三、宇宙线的起源 M. Hillas Diagram (1984) Stars L Hubble size 10 km 104 km 1 Mpc 1 a.u.

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

  22. 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。

  23. 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。

  24. 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)。

  25. 非线性激波加速：考虑了被加速的粒子对激波的反作用。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)。

  26. 被修正激波的基本的物理 v Undisturbed Medium Shock Front subshock Precursor 质量守恒 动量守恒 被加速粒子的扩散对流方程

  27. 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。

  28. 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。

  29. 考虑粒子在一空间边界上逃逸（Reville et al. 2008） Yang & Zhang, 2009, in preparation

  30. 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).

  31. 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

  32. Distance: 1.0kpc nISM: 10cm-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！

  33. TeV的轻子起源：高能电子和周围软光子的逆Compton散射。TeV的轻子起源：高能电子和周围软光子的逆Compton散射。 p-p相互作用中产生的次级稳定粒子 TeV的强子起源：中性pion衰变。 π0 γγ π± μνμ e±νeνμ νμ ντ 中微子震荡 νe

  34. IC Brem SYN SN 1006 轻子起源。 PP

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

  36. 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)

  37. 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。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

  38. 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。

  39. 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)

  40. 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

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