张力高能宇宙线观测与银河宇宙线起源致密天体与弥漫介质研究团组.ppt

（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！ * * * 含时演化模型 Zhang Fang 2007, ApJ Fang Zhang, 2008, MNRAS Zhang Fang, 2008, ApJL Fang, Zhang et al. 2008, AA Fang, 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 IC Brem PP RX J1713.7-3946 Distance: 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, AA) 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 μ