张力高能宇宙线观测与银河宇宙线起源课件.ppt

1、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 20092009年脉冲星天文学暑期讲习班年脉冲星天文学暑期讲习班提 纲一、引言一、引言二、高能宇宙线观测二、高能宇宙线观测三、宇宙线起源三、宇宙线起源四、总结和讨论四、总结和讨论 宇宙线是来自宇宙空间的各种高能微观粒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子，已观测到的最高能量达10102020电子伏以上。电子伏以上。一、引言一、引言1 1、宇宙线？、宇宙线？19121912年年Victor HessVictor Hess用气球把验电器带用气球把验电器带到海拔到海拔5 5千米的高度并测量到一种神

2、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。射时，宇宙线拉开了它的帷幕。实验：电离随高实验：电离随高 度增加。度增加。结论：辐射进结论：辐射进 入地球。入地球。几几GeVGeV之下的宇宙之下的宇宙线可由太阳和其风线可由太阳和其风产生或受影响。产生或受影响。能谱：能谱延伸超出1020 eV(=1011 GeV=100 EeV)。2 2、宇宙线能谱、宇宙线能谱E=1 GeV 几几PeV,E-2.7E=几几PeV-1EeV,E-3.0GeVTeVPeVEeVUcr(1GeV)=1 eV/cm3 银河系：银河系：大部分恒星以旋臂的

3、形式集中于高度大部分恒星以旋臂的形式集中于高度h h 300 pc300 pc的的银盘银盘中。该盘充满原子气体（中。该盘充满原子气体（90%90%的的H H和和10%10%的的HeHe组成且有一平均密度组成且有一平均密度n n 1/cm1/cm3 3。）它也包含强度。）它也包含强度B B3G3G的一有序的磁场。的一有序的磁场。银晕：银晕：n n0.01/cm0.01/cm3 3和一湍动的磁场，和一湍动的磁场，延伸距离约延伸距离约(10(10 15)kpc 15)kpc。当当RLRLh,h,能量近似标记能量近似标记宇宙线扩散和直线传播宇宙线扩散和直线传播之间的一个过渡。之间的一个过渡。3 3、我

4、们所处的地方、我们所处的地方当电荷当电荷ZeZe和动量和动量p p的一粒子的的一粒子的LarmorLarmor半径为半径为宇宙线物理宇宙线物理+（高能）天体物理（高能）天体物理4 4、宇宙线的可能起源、宇宙线的可能起源SNRspulsars,galactic windAGN,top-down?kneeankle对高能宇宙线的观测和其起源的对高能宇宙线的观测和其起源的现状做一综述。特别强调伽玛射现状做一综述。特别强调伽玛射线天文的作用。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围达到了109-1020eV109-1020eV。二、高

5、能宇宙线的观测二、高能宇宙线的观测 在能量小于在能量小于1014eV1014eV的情的情况下，用气球和太空实验可况下，用气球和太空实验可以直接探测宇宙线。以直接探测宇宙线。1 1、宇宙线的直接测量、宇宙线的直接测量观测到的特征：观测到的特征：A.A.主要成分是质子，此外约主要成分是质子，此外约10%helium10%helium和更小的较重元和更小的较重元素的混合。素的混合。B.GCRB.GCR与太阳系元素丰度的比较：与太阳系元素丰度的比较：具有质子和中子的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）。偶数的较紧束缚的核更为丰富（奇偶效应）。主要差别是主要差别是Li-Be-B gro

6、up(Z=3 Li-Be-B group(Z=3 5)5)和和Sc-Ti-Sc-Ti-V-Cr-Mn(Z=21 V-Cr-Mn(Z=21 25)group 25)group在宇宙线中比太阳系中的在宇宙线中比太阳系中的丰富得多。丰富得多。解释：元素解释：元素 Li-Li-Be-B groupBe-B group作为作为在银河系中宇宙在银河系中宇宙线相互作用的次线相互作用的次级被产生。级被产生。C.C.大于几个大于几个GeVGeV的谱为幂律的谱为幂律在几个在几个GeVGeV到到100TeV100TeV能区，能区，2.7 2.7。在约。在约10101515 eV eV(“knee”)(“knee”)

7、，谱从，谱从 2.7 2.7变陡到变陡到 3.0 3.0。D.D.不同元素的幂律的指数不同元素的幂律的指数中中的小差别是可见的：重元素的的小差别是可见的：重元素的相对贡献随能量增加。相对贡献随能量增加。E.E.在能量在能量E 10E 1015 15 eVeV处关于处关于的大部分实验探测或限制的大部分实验探测或限制处于范围处于范围10104 4 10 103 3 。大于大于1014eV1014eV，对于太空探测而言宇宙线流量太，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。低，通过观测宇宙线的大气簇射来进行研究。2 2、宇宙线的间接测量、宇宙线的间接测量直接测量直接测量间接

8、测量间接测量 一高能粒子一高能粒子在大气顶处相互在大气顶处相互作用并引发一级作用并引发一级联。地面上观测联。地面上观测到的宇宙线仅是到的宇宙线仅是在该级联中产生在该级联中产生的次级。的次级。CASKADECASKADE实验测量到的实验测量到的膝区的化学成份。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得起起源的质子的能量的约10%10%，所以高能光子可，所以高能光子可是研究强子起源的宇宙线产生的好仪器。是研究强子起源的宇宙线产生的好

9、仪器。尽管质子是尽管质子是宇宙线的最丰富宇宙线的最丰富的分量，但因为的分量，但因为其在磁场中会发其在磁场中会发生偏转，故其起生偏转，故其起源很难确定。源很难确定。3 3、伽玛射线天文的探测技术、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。不同光子能量的大气透明度和可能的探测技术。主要探测装置主要探测装置 A.A.卫星卫星:卫星上的探测器的主要优点是其有效面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。诸如积，能量分辨，空间或角分辨和时间分辨。诸如EGRETEGRET，AGILE AGILE和和GLASTGLAST这样的高能伽玛射线卫星探测这样的高能

10、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。小于地面上望远镜的能量处的原初光子。GLASTGLAST卫星。卫星。271271个源个源B.B.地面上的探测器地面上的探测器:诸如诸如MILAGRO,ARGO,CANGAROO,MILAGRO,ARGO,CANGAROO,H.E.S.S.,MAGIC H.E.S.S.,MAGIC 和和VERITASVERITAS这样的地面上的这样的地面上的VHEVHE望远镜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。的大气簇射的次级粒子。EAS EAS 探测器探测器:诸如诸如MI

11、LAGROMILAGRO和和ARGOARGO这样的这样的EASEAS探测器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。组成。ARGOMILAGROCherenkovCherenkov望远镜望远镜:诸如诸如CANGAROO III,H.E.S.S.,MAGICCANGAROO III,H.E.S.S.,MAGIC和和VERITASVERITAS这样的成像大气这样的成像大气CherenkovCherenkov望远镜望远镜(IACTs)(IACTs)探测在大气簇探测在大气簇射中荷电的，局部超明亮的粒子所产生的射中荷电的，局部超明亮的粒子

12、所产生的CherenkovCherenkov光子。光子。IACTIACT采用的观测技术。采用的观测技术。HESS望远镜望远镜20082008年已知的年已知的VHEVHE源。统计到源。统计到6 6月，已有月，已有7676个个VHEVHE源。源。三、宇宙线的起源三、宇宙线的起源M.Hillas Diagram(1984)L10 km 104 km1 a.u.1 MpcHubble sizeStars宇宙线物理宇宙线物理+（高能）天体物理（高能）天体物理这里主要考虑银河宇宙线的起源这里主要考虑银河宇宙线的起源SNRspulsars,galactic windkneeankle 问题问题:由于银河磁场

13、折射和各向同性化，从而由于银河磁场折射和各向同性化，从而CRCR的达到方向并不指回到其加速器的真实位置。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。河宇宙线起源的问题。1 1、银河宇宙线起源的超新星假说、银河宇宙线起源的超新星假说 假设：假设：19341934年，

14、年，BaadeBaade和和ZwickyZwicky首先提出超新星是首先提出超新星是银河银河CRsCRs的源：如果银河超新星的动能的一小部分（百的源：如果银河超新星的动能的一小部分（百分之几）被转化为分之几）被转化为CRsCRs，则观测到的，则观测到的CRCR就可在目前水平就可在目前水平上被维持。上被维持。假定：假定：（1 1）超新星每约超新星每约30 yr30 yr一次，以机械能的一次，以机械能的形式释放约形式释放约10105151 erg erg；（；（2 2）该能量的约）该能量的约10%10%转化为相对转化为相对论性质子；（论性质子；（3 3）粒子通过扩散激波加速被加速到超相）粒子通过扩

15、散激波加速被加速到超相对论性能量，具有微分能量分布对论性能量，具有微分能量分布N NCRCR E E2 2的，则一的，则一SNRSNR的预期的伽马射线为（的预期的伽马射线为（Drury et al.1994)Drury et al.1994)这些预期的流量一般这些预期的流量一般与在与在TeVTeV能量处观测到能量处观测到的的SNRsSNRs的流量一致。的流量一致。2 2、超新星遗迹的激波加速、超新星遗迹的激波加速一般认为一般认为SNRsSNRs中的加速机制为扩散激波加速机制。中的加速机制为扩散激波加速机制。试验粒子近似：试验粒子近似：不考虑被加速的粒子对激波的反作用不考虑被加速的粒子对激波的反

16、作用，从而被加速粒子的谱为一幂律分布且谱指数只与激，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（综述见波压缩比有关（综述见Drury 1983Drury 1983；BlandfoedBlandfoed&EichlerEichler 1987 1987；Torres et al.2003)Torres et al.2003)。非线性激波加速：非线性激波加速：考虑了被加速的粒子对激波的反作用。考虑了被加速的粒子对激波的反作用。A.A.考虑被修正激波处粒子加速的几种方法考虑被修正激波处粒子加速的几种方法q Two-Fluid Models 背景等离子体和背景等离子体和CRsCRs被处理

17、为两个分离的流体。它们的热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（如力学模型不提供关于粒子谱的任何信息（如Malkov et Malkov et al.2002al.2002）。）。q 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)。q 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正激波(如如Berezhko et al

18、.1999;Ellision et al.Berezhko et al.1999;Ellision et al.2002)2002)。被修正激波的基本的物理被修正激波的基本的物理Shock FrontUndisturbed Mediumvsubshock Precursor 00 x u x u 220 00 g,gCRu+P x u x+P x+Px13fffduf=Du+p+Q x,p,ttxxxdxp质量守恒质量守恒动量守恒动量守恒被加速粒子的被加速粒子的扩散对流方程扩散对流方程宇宙线修正的激波处粒子加速的主要预期宇宙线修正的激波处粒子加速的主要预期 上游等离子体中一上游等离子体中一Pr

19、ecursorPrecursor的形成；的形成；总压缩因子颗超出总压缩因子颗超出4 4。在压激波处的压缩比是。在压激波处的压缩比是4-非幂律非幂律谱！低能处较软且高能处较硬。谱！低能处较软且高能处较硬。修正的激波处的谱（修正的激波处的谱（Amato et al.2005)Amato et al.2005)该方法在能量空间设一上限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然后粒子被允许从系统的任何部分逃逸，存在逃逸，存在PmaxPmax？问题。？问题。考虑粒子在一空间边界上逃逸（考虑粒子在一空间边界上逃逸（Reville et al.2008Reville et al.2008）Ya

20、ng&Zhang,2009,in preparation、超新星遗迹的伽玛射线：强子或轻子？、超新星遗迹的伽玛射线：强子或轻子？3 3颗具有明显壳型形态的年轻的颗具有明显壳型形态的年轻的SNRsSNRs已由已由HESSHESS在在TeVTeV伽伽马射线处被探测到：马射线处被探测到：RX J1713.7-3946 RX J1713.7-3946，RX J0852.0 RX J0852.0-4622-4622 和和RCW 86 RCW 86。RX J1713.7-3946 as seen by H.E.S.S.(colors)and by ASCA in the 1-3 keV energy ba

21、nd(contours).各种模型被用于解释各种模型被用于解释SNRsSNRs的的TeVTeV辐射：含时的或稳辐射：含时的或稳态的。态的。多波段研究方法最为常用。多波段研究方法最为常用。含时演化模型含时演化模型Zhang&Fang 2007,ApJZhang&Fang 2007,ApJFang&Zhang,2008,MNRASFang&Zhang,2008,MNRASZhang&Fang,2008,ApJLZhang&Fang,2008,ApJLFang,Zhang et al.2008,A&AFang,Zhang et al.2008,A&AFang,Zhang et al.2009,MNR

22、ASFang,Zhang et al.2009,MNRASDistance:1.0 kpcnISM:10 cm-3BISM:5 GKep:0.001随着超新星遗随着超新星遗迹年龄的增长迹年龄的增长，次级电子对，次级电子对的辐射越来越的辐射越来越重要！重要！TeVTeV的轻子起源：高能电子和周围软光子的逆的轻子起源：高能电子和周围软光子的逆ComptonCompton散射。散射。TeVTeV的强子起源：中性的强子起源：中性pionpion衰变。衰变。p-pp-p相互作用中产生的次级稳定粒子相互作用中产生的次级稳定粒子0 eee e中微子震荡中微子震荡SN 1006轻子起源。轻子起源。SYNICB

23、remPPRX J1713.7-3946Distance:1.0 kpcnISM:10 cm-3BISM:10 GDistance:1.0 kpcnISM:10 cm-3BISM:10 GKep:0.001PP同步同步辐射辐射 预计中微子事例数：预计中微子事例数：7.67.6 （5 5年，能量年，能量1 TeV1 TeV）1000 yr1000 yr，0.3 0.3 kpckpc。RX J0852.0-4622RX J0852.0-4622，HESSHESS及及CANGAROOCANGAROO都观测到了都观测到了TeVTeV 辐辐射。射。X-rayX-ray（ASCAASCA）明显呈现为幂）明

24、显呈现为幂律形式（律形式（2.72.70.20.2）。）。n nISMISM:7 cm:7 cm-3-3 B BISMISM:30:30 G G K Kepep:0.002:0.002 Fang et al.(2008,A&A)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：11.311.3HESS J1834-087 HESS J1834-087 HESSHESS对银盘内部对银盘内部巡天中发现巡天中发现与与G23.3-0.3G23.3-0.3位置一致。位置一致。MAGIC MAGIC 光指数约为光指数约为-2.5

25、.-2.5.年龄约年龄约10105 5 yr yr，距离，距离3.9-4.5 kpc3.9-4.5 kpc。（Tian et al.2007;Leahy&Tian et al.2007;Leahy&Tian 2008Tian 2008）80000 yr80000 yr，4.2 kpc4.2 kpc n nISMISM:10 cm:10 cm-3-3 B BISMISM:7:7 G G K Kepep:0.2:0.2 次级电子的辐射明显超过次级电子的辐射明显超过初级粒子的。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.2008,0.

26、5(Fang et al.2008,A&A)A&A)问题：问题：RX J1713.7-3946 RX J1713.7-3946 的的TeVTeV真是强子起源吗？真是强子起源吗？Suzaku Suzaku卫星近期观测表明在卫星近期观测表明在X X射线谱中一谱截断，这射线谱中一谱截断，这直接与母电子的能谱截断有关。直接与母电子的能谱截断有关。我们利用非线性激波加我们利用非线性激波加速理论（速理论（Blasi 2002Blasi 2002）重新研究（重新研究（Fang et Fang et al.2009,MNRAS)al.2009,MNRAS)。稳态模型稳态模型ppRX J1713.7-3946I

27、CRX J1713.7-3946M0=8,pmax=1.3 105mpc,ngas,0=0.12 cm3,Kep=3.92 105.BSNR=10G,Emax,e=100 TeV,ngas,0=0.03 cm3,Kep=1.23 103.X X射线观测解释了显示与射线观测解释了显示与TeVTeV伽马射线成像显著形态学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。相似的非热同步辐射发射的存在。仍存在的问题：仍存在的问题：这样一种相关自然地在轻子模型中被预期，其中这样一种相关自然地在轻子模型中被预期，其中X X射线和伽射线和伽玛射线由相同的电子族分别通过同步辐射和逆玛射线由相同的电子族分别通

28、过同步辐射和逆ComptonCompton散射散射被发射。被发射。也可在强子模型内出现，如果通过也可在强子模型内出现，如果通过0衰变的伽玛射线和同步辐衰变的伽玛射线和同步辐射射X射线的大部分发射来自由磁场和气体密度描述的区域（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 J1713.7-3946SNR RX J1713.7-3946缺乏热缺乏热X X射线。射线。该亮该亮TeVTeV源的源的TeVTeV伽马射线伽马射线发射不是强子起源发射不是强子起源(Katz&Waxman 2008)(Katz&Waxman 2008)。Drury et al.(2

29、008)Drury et al.(2008)通过物理分析已说明通过物理分析已说明post-shockpost-shock的温度的温度可小到压制可小到压制SNRsSNRs的热的热X X射线发射。射线发射。4 4、超新星遗迹中产生的伽玛射线和宇宙线、超新星遗迹中产生的伽玛射线和宇宙线 Brezhko Brezhko，EllisionEllision及其合作者的系列文章中对及其合作者的系列文章中对SNRsSNRs中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线性激波模型基于一完全时间相关的CRCR传播方程和

30、球对称下传播方程和球对称下的气体动力学方程（如综述见的气体动力学方程（如综述见BrezhkoBrezhko，20052005）。）。该理论预期作为和该理论预期作为和CRsCRs有效加速的结果，有效加速的结果，SNRsSNRs中存在强放大中存在强放大的磁场：的磁场：其中其中PcPc是激波阵面处的是激波阵面处的CRCR压力，压力，B0 BISM B0 BISM是上游磁场。这是上游磁场。这已被放大，从而远超出在周围已被放大，从而远超出在周围ISMISM中的磁场值中的磁场值 BISM 5 lG BISM 5 lG。RX J1713.7-3946Brezhko&Volk(2006)Brezhko&Vol

31、k(2007)4 4、PWNePWNe产生的产生的TeVTeV伽玛射线和高能宇宙线伽玛射线和高能宇宙线 银河系中另一类银河系中另一类TeVTeV源：源：PWNePWNe。目前已观测到可能与。目前已观测到可能与PWNePWNe成协成协的的TeVTeV源有源有2121个个 （Hessels et al.2008,arXiv:0806.1200)Hessels et al.2008,arXiv:0806.1200)。观测表明：脉观测表明：脉冲星及其风云冲星及其风云中存在把粒子中存在把粒子加速到超高能加速到超高能量的机制。量的机制。（1 1）脉冲星磁球及其星云的粒子加速）脉冲星磁球及其星云的粒子加速磁

32、球中粒子的直接加速可获得的最大能量为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。现为一很好的粒子加速器。问题：问题：A.A.实际可用的粒子加速的实际可用的粒子加速的势差势差很小，且存在如曲率辐很小，且存在如曲率辐射之故极端的能损。射之故极端的能损。B.B.作为作为UHECRsUHECRs的主要源的脉冲星的主要源的脉冲星应预期应预期UHECRUHECR强度的一强的各向异强度的一强的各向异性，因为中子星集中于银面。性，因为中子星集中于银面。另一种可能性另一种可能性Blasi et al.Blasi et al.模型模型

33、(2000,ApJ,533,(2000,ApJ,533,L23)L23)：超高能宇宙线由年轻的强磁化的中子星通过相对：超高能宇宙线由年轻的强磁化的中子星通过相对论性论性MHDMHD风加速铁核产生。风加速铁核产生。粒子最大能量：粒子最大能量：被加速的被加速的CRCR的典型能量：的典型能量：由于中子星通过偶极辐射使得自旋变慢，故由于中子星通过偶极辐射使得自旋变慢，故OmegaOmega与时与时间有关，从而间有关，从而EcrEcr与时间有关。与时间有关。加速加速UHECRUHECR谱：由转动频率随时间演化确定谱：由转动频率随时间演化确定本组主要工作：本组主要工作：Zhang,Chen,Fang,20

34、08,ApJYang&Zhang,2009,A&AZhang,Jiang&Lin,2009,ApJZhang&Yang,2009,ApJL（2 2）PWNePWNe的的TeVTeV辐射的轻子起源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对一给定的脉冲星，自转变慢功率的演化满足其中其中L L0 0和和P P0 0为初始自转变慢功率和周期，为初始自转变慢功率和周期，n n为制动指数，为制动指数，I I为转动惯量。为转动惯量。光柱内产生的相对论性电子被注入到光柱内产生的相对论性电子被注入到PWNPWN，部分，部分在在PWNPWN中被进一步加速，从而有两分量：中被进一步加速，从而有两分量：

35、radio radio electrons electrons 和和wind electronswind electrons。注入到。注入到PWNPWN的谱为的谱为（cf.Zhang et al.2008)电子能谱：电子能谱：TageTage为为PWNPWN年龄，年龄，tau_efftau_eff为有效电子能损：同步辐射逃逸。为有效电子能损：同步辐射逃逸。（3 3）PWNePWNe的的TeVTeV辐射的强子起源辐射的强子起源(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，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

36、互作用产生光致裂变，最后形成质子和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。电子。正电子在正电子在PWNPWN的电子正电子重离子激波中被加速。的电子正电子重离子激波中被加速。被加速的质子：被加速的质子：直接的和中子衰变产生的。直接的和中子衰变产生的。被加速的轻子：被加速的轻子：直接的和中子衰变产生的电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。子，激波加速的正电子，次级正负电子对。Crab NebulaCrab Nebula结论：直到约结论：直到约10TeV10TeV有轻子起源，轻子和强子有轻子起源，轻子和强子的贡献可相比。的贡献可相比。Crab Nebul

37、a中微子谱中微子谱Vela X：轻子起源？：轻子起源？Vela XVela X中微子谱中微子谱结论：结论：Vela XVela X的的TeVTeV辐射有强子起源。辐射有强子起源。（4 4）来自银河脉冲星的宇宙线）来自银河脉冲星的宇宙线（Bednarek&Bartosik 2004)模型：模型：hadronic-leptonic hadronic-leptonic 模型。模型。结果：银河脉冲星所加速的宇宙线的能谱和质量成份结果：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可说明观测到的几个PeV(knee)PeV(knee)到几个到几个EeV EeV (ankle)(ankle)

38、间的宇宙线。间的宇宙线。Yang&Zhang,2009,in preparationBest fits要求：要求：=2.6=12.3诞生率诞生率1/100年。年。四、讨论四、讨论 尽管尽管CherenkovCherenkov望远镜在望远镜在TeVTeV伽马射线中的伽马射线中的SNRsSNRs的的探测允许我们能以以前不能进行的精度来研究这些天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，但体中粒子加速的几个方面，但 CRCR起源问题的解决有赖起源问题的解决有赖于伽玛射线天文学的进一步发展。于伽玛射线天文学的进一步发展。虽然虽然SNRsSNRs的形态和谱研究似乎有利于伽马射

39、线发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。来自射的一强子起源，但轻子模型仍不能被排除。来自SNRsSNRs方向的中微子的探测应不含糊地解决该问题，且方向的中微子的探测应不含糊地解决该问题，且证明证明SNRsSNRs确实可加速确实可加速CRCR质子。质子。扩散激波加速的非线性理论已成功地应用于模型扩散激波加速的非线性理论已成功地应用于模型来自来自SNRsSNRs的多波段发射。但激波处的多波段发射。但激波处CRCR驱动的磁场放大驱动的磁场放大完全自恰的处理仍没有。完全自恰的处理仍没有。寻找宇宙线寻找宇宙线PeVatronsPeVatrons：寻找在这样谱中一截断

40、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，从而探索在银河系中最极端的粒子加速器。而且具有直到有直到kneeknee的能量的的能量的CRsCRs的源被预期显示在伽马射线的源被预期显示在伽马射线谱的该区中的一个截断。这表明在数谱的该区中的一个截断。这表明在数TeVTeV区中的观测区中的观测可最终确定可最终确定CR PeVatronsCR PeVatrons的性质。的性质。银河银河CRsCRs起源的长期问题的解决：要求整个银河系起源的长期问题的解决：要求整个银河系中中CRCR谱和空间分布的完善知识和理解包括激波处谱和空间分布的完善知识和理解包括激波处CRsCRs的的加速，从加速，从SNRsSNRs的的CRsCRs的逃逸和在银河系中其传播。的逃逸和在银河系中其传播。谢谢！谢谢！