文|史说百家

编辑|史说百家

最近，通过各种实验进行的一系列高精度测量表明，宇宙射线核谱在200 GV开始硬化，并且硼碳比(B/C)在相同能量附近具有类似的趋势。

这些异常结构可能是宇宙射线从它们的源头到太阳系的旅程的结果，这对于理解银河宇宙射线的起源和传播有着重要的意义。在这项工作中，研究了几种传播模型，并试图解释这些异常的观察。

宇宙射线(CRs)是来自宇宙的高能带电粒子，通常根据其能量分为两类，银河宇宙射线(GCRs)和河外宇宙射线EGCRs。

超新星遗迹在哪里？银河系中CRs的主要来源是什么？

在源区附近被加速后，初级CRs被注入星际空间，在那里它们经历一系列的过程，如扩散、对流、再加速、能量损失、碎裂、衰变等等。

同时，次级粒子是由传播中的初级CRs和星际介质(ISM)之间的相互作用产生的。然后，这些一次粒子和二次粒子到达太阳系，被太阳磁场进一步偏转，最终被太空卫星探测到。

按照通常的费米加速模型，宇宙线粒子的能谱预计是单幂律谱，在星际湍流磁场中扩散后开始软化。

然而，这样一个简单的图像最近受到了一些高精度测量的挑战，这些测量显示了更复杂的观察结果。质子是CRs中最丰富的带电粒子。解释它们能谱的变化对于理解CRs的起源、加速和传播是非常重要的。

第一，高级薄电离量热计(ATIC-2)、宇宙射线能量学和质量(CREAM)以及反物质探索和轻核天体物理学实验的有效载荷，揭示了在200 GV是质子光谱硬化的精细结构。

α磁谱仪(AMS-02)实验第一次提供了CR核谱中谱特征刚性依赖性的详细分析，并证实了具有空前精度的精细结构，量热电子望远镜(CALET)不仅证实了这些结果，而且第一次用一台仪器将CRs中质子的测量。

从几十GeV扩展到10 TeV，更有趣的是，奶油，核子和暗物质粒子探测器(DAMPE)实验观察到一个约14 TeV的光谱突变，除了在质子光谱中发现的新的硬化和软化特性，在氦光谱中也发现了类似的结构变化。

核子、PAMELA和AMS-02实验发现质子谱与氦谱具有不同的能量指数，氦谱在与质子相同的能量下硬化。

DAMPE实验首次发现氦核谱在34 TeV时软化，这些实验测得的相似结果都表明，在低于膝区的宇宙线能谱存在新的特征，这些特征可以为研究GCRs的起源提供新的线索。

此外，精确测量二次粒子和一次粒子的比例，也是确定GCR传播和ISM湍流特性的重要方法，硼碳比(B/C)是各种二次核与一次核比值中测量得最好、研究得最广泛的。

许多以前的实验给出了TeV能量内的B/C测量，特别是AMS-02的高精度，这些实验结果已广泛用于GCRs传播模型的研究。

最近，DAMPE将B/C的高精度测量扩展到5 TeV/n，并发现测得的B/C在动能(∼100 GeV/n)处表现出显著的硬化现象。以前的AMS-02测量和其他实验也表明，初生核的能谱也在相似的能量下显著硬化。

这些观测表明，所有的铬物种都经历了一些共同的机制，在其源加速或在星系中传播。

有几个模型被提出来解释这些异常现象，例如附近的源，不同集团来源的综合影响，以及CRs的空间依赖传播(SDP )。

在这项工作中，我们主要考察了三种传播模型，包括传统传播(TP)模型、SDP模型和邻近源加速次级粒子(Fresh)模型，试图解释DAMPE观测到的氦谱和最新的B/C比。

CRs在源附近被加速，然后注入星际空间，我们称之为初级宇宙射线。宇宙射线进入星际空间后，会被不规则磁场频繁散射，这种运动是一种近似随机的扩散过程。

然后，宇宙射线在传播过程中也会与ISM相互作用，通过同步辐射、逆康普顿散射、轫致辐射等过程损失一些能量。此外，宇宙射线还可能在碎裂过程中与气态物质发生碰撞，从而产生新的次级粒子。

我们可以用一个传播方程来描述宇宙射线在星际介质中传播时的扩散、对流、能量损失、扩散再加速、碎裂和湮灭的过程。

完整的传播方程如下:

和分别在坐标和动量空间中的扩散系数，→对流速度，˙≡d/d动量损失率，和碎裂和放射性衰变的特征时间尺度。

对于宇宙射线传播过程中产生的锂、铍和硼，通常使用所谓的直线近似法，其中每个核子的动能在相互作用期间是守恒的。

GCRs随机运动的区域称为扩散晕，它通常近似为一个半径为=20kpc和垂直半厚度ℎ=5科索沃保护团。银盘位于扩散晕的中部，厚度为200 pc。太阳位于银河系盘面上，大约8.5银河中心的kpc。

在宇宙线传播的研究中，一般认为宇宙线传播是均匀各向同性的，扩散系数只取决于刚性，表示为：

描述低能扩散[48],是以光速为单位的粒子速度，是一个常数，ℛ≡/刚性，ℛ0参考刚度，幂律指数，与星际湍流有关。

此外，随机磁流体力学波还可以产生宇宙线的随机加速。详细过程与粒子与波的碰撞率和等离子体湍流速度、阿尔夫文速度有关。

根据准线性理论，动量空间的扩散系数表示为：

恒星风、超新星爆发和宇宙射线本身对宇宙射线的对流效应在本工作中不考虑。

信噪比的分布近似为轴对称，通常参数化为：

在传统的传播模型中，扩散系数是均匀的。然而，高海拔水切伦科夫天文台(HAWC)和大型高海拔空气簇射天文台，最近对一些脉冲星周围高能扩展伽马射线晕的观测表明，一些脉冲星周围的ISM中带电粒子的扩散系数较小。

结合从GCR直接测量的次级与初级比率推断的扩散系数，GCR的传播很可能是不均匀的，在银盘(或靠近源)中较慢，在晕中较快。

再解释质子和氦核在200 GV的光谱硬化时，Tomassetti在2012年开创了双晕模型(THM )，引入内晕(IH)和外晕(OH)的概念。

空间相关传播(SDP)模型根据源的实际分布进一步校准扩散系数。在SDP模型中，扩散晕根据扩散特征分为两个区域。内晕区域(IH)更靠近银盘，分布着更多的源。受超新星爆发的影响，湍流更加剧烈，扩散过程相对缓慢。

在外晕区(OH ),由于相对温和的湍流和较少的源分布，扩散过程更快。所以OH区的扩散系数只和刚性有关，和传统模型一样。

在传统的传播方案中，次级粒子是由初级gcr在星系中传播时与ISM的非弹性相互作用产生的。然而，新加速的CRs也可以与周围的气体相互作用，在逃离源区进入扩散晕之前产生次级粒子。

以前的工作通常忽略了这种贡献，但事实上，这种贡献可能不小，并且预计在高能时变得越来越重要，因为源周围的CR光谱比在银河系中传播的CR光谱更难。

因此，基于SDP模型，我们重新考虑了这种贡献，并将其称为“新鲜”成分。

新加速的CRs与源附近的周围气体相互作用产生的次级B的产量可计算如下：

氦、碳和氧是宇宙射线中的主要原子核。AMS-02的测量结果表明，这三种元素的通量偏离单一幂律，并且在60 GV以上三种通量具有相同的刚性依赖关系。

氦的流量具有最低的不确定性，因此选择它来更好地约束这里测试的参数模型。虽然这项工作目前仅限于氦通量的分析，但也可以扩展到其他原子核通量的分析，如碳、氧等。

我们使用B/C的数据来约束不同模型的CR传输的相关参数，即，0,0，以及。此外，我们采用一组扩散系数对氦谱进行了计算，引入了描述背景注入的五个参数：参数0对于注入功率，参数一和2对于氦气注入指数，参数和分别为断裂刚度和截止刚度。

以及描述本地源注入的三个参数:参数0对于注入功率，参数对于本地源注入指数，参数对于截止刚度。

红点、绿色方块和蓝色三角形图1分别代表通过AMS-02、DAMPE和CALET实验获得的B/C比测量值。

需要说明的是，我们工作的目的是解释B/C比的硬化，低能数据可以适当忽略，所以三个模型的预期结果都是从8 GeV/n的地方得出的，可见TP模型可以很好地解释∾100 GeV/n以下的B/C比，但不足以重现DAMPE、CALET和AMS-02数据暗示的∾100 GeV/n以上的硬化。

然而，SDP和SDP+fresh模型都可以在高能误差范围内再现B/C比硬化，特别是对于DAMPE测量。

图一。来自传统传播(TP)、空间依赖传播(SDP)和SDP +“新鲜”成分模型的次级与初级B/C比率的模型计算值

通过确定的扩散参数，我们对不同模型的氦谱进行了分析。不同线和点样式的含义与中的相同图1，因为AMS-02已经观察到由于太阳调制引起的较低能量下氦光谱的时间依赖性。

TP模型也无法重现数百GeV以上的氦光谱硬化现象，而对于其他两个模型，可以看到模型和数据之间的良好一致性。这可以分别归因于SDP的影响以及背景贡献和局部SNR贡献的总和，正如最近DAMPE质子光谱测量所揭示的，预计所有物种都存在类似的光谱特征。

图二。传统传播(TP)、空间相关传播(SDP)和SDP +“新鲜”成分模型的氦光谱模型计算。

标记颜色和样式对应于实验，而线条样式对应于模型，0处的黑色虚线是为了引导你的眼睛。

如所示图2在600 GeV以上，SDP模型给出了更好的结果，而SDP+fresh模型预测了比DAMPE和CALET测量更低的氦通量。

但需要注意的是，三个模型的参数都是通过手动调整来匹配数据得到的。仍然证实传统的传播模型不再适用，而SDP模型和SDP+fresh模型可以用来解释现有的观察。

CR观测已经进入精确测量时代，越来越多的测量结果对传统的CR传播模型提出了挑战。以前的实验，包括AMS-02，已经观察到初级核谱变硬然后变软的趋势。

此外，DAMPE最新测量的B/C比值也显示出在相似能量下的显著硬化，这表明这些不同的光谱结构可能有一个共同的起源。

在这项工作中，我们检查了几种不同的GCR传播模型，试图解释DAMPE的新测量的B/C比率和氦光谱。

考虑到最近HAWC和拉阿苏的观测，宇宙射线在整个星系中是非均匀扩散的，那么基于传统模型的修正SDP模型，可以很好地再现DAMPE在高能部分观测到的B/C和氦核谱的硬化现象。

此外，初级宇宙线在传播过程中可以与星际介质碰撞产生次级粒子，在源区附近加速时也会与周围气体产生次级粒子，这种贡献不容忽视。考虑到这两部分的贡献，二次粒子过多的问题也很好解释了。

因此，我们认为，无论是简单的传播效应，还是传播效应与邻源效应相结合，都可以用来解释宇宙线的一次成分谱和二次与一次比硬化。

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参考文献：

1、比尔曼有限公司；半人马座A:能量高于膝盖的银河系外宇宙射线源。天体物理学

2、宇宙射线电子光谱的性质和超新星遗迹的贡献。天体物理学

3、布拉希，p。银河宇宙射线的起源。阿斯特龙。天体物理学

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