基于100 TeV以上伽马射线晕观测对Geminga周围磁流体力学湍流的约束

《SCIENCE ADVANCES》：Constraining the magnetohydrodynamic turbulence around Geminga by observing the γ-ray halo beyond 100 TeV

为解决高能宇宙射线中正电子超额的起源及磁流体力学湍流性质等关键天体物理问题，西藏ASγ实验团队开展了对Geminga脉冲星风云周围延伸伽马射线晕的精确观测研究。该工作通过测量能谱和形态，首次在100 TeV以上能量确定了脉冲星风云的电子/正电子加速极限（约100 TeV），并测得扩散系数的能量依赖性，结果与Kolmogorov型MHD湍流理论相符，为理解银河系盘中小尺度湍流性质提供了直接证据。

　　

浩瀚星空，除了点点星光，还充斥着看不见的“宇宙信使”——宇宙射线。这些主要由质子和原子核构成的高能粒子，携带着宇宙深处的秘密。然而，科学家们在地球附近发现了一个有趣的谜题：观测到的高能正电子流量，显著高于传统的宇宙射线传播模型在10 GeV以上能量所预期的数值。这个“正电子超额”现象，自被PAMELA和AMS-02实验精确测量以来，其起源一直是高能天体物理领域的热点。主流观点认为，附近的脉冲星风云很可能是这些额外高能正电子的“工厂”。脉冲星风云中心快速旋转的中子星，能吹出大量电子和正电子，它们在冲击波中被加速到极高能量，然后扩散传播至地球。但事情并非如此简单，此前HAWC实验对两个邻近脉冲星风云周围TeV伽马射线晕的观测发现，电子/正电子的扩散速率异常缓慢，以至于难以解释到达地球的正电子超额现象。这引发了一系列更深层的问题：带电宇宙射线究竟如何在星际介质中传播？其扩散行为背后的物理机制是什么？特别是控制扩散的关键因素——星际介质中无序磁场的磁流体力学（MHD）湍流的性质是怎样的？对单个点源（如脉冲星风云）周围伽马射线晕形态的研究，为测量局域扩散系数、进而探究局域MHD湍流性质提供了独一无二的机会。近期，西藏ASγ实验以前所未有的高精度，观测了距离地球约250秒差距（pc）的邻近脉冲星Geminga周围延伸的伽马射线晕，能量覆盖从约10 TeV直至超过100 TeV，为我们回答上述问题打开了新的窗口。该研究以题为“Constraining the magnetohydrodynamic turbulence around Geminga by observing the γ-ray halo beyond 100 TeV”发表在《SCIENCE ADVANCES》上。

为了开展这项研究，作者主要运用了西藏ASγ实验的地面空气簇射阵列与地下缪子探测器阵列联合观测技术，该阵列位于中国西藏羊八井（海拔4300米）。研究使用了2014年2月至2017年5月间719个有效观测日的数据。在数据分析中，采用了“等赤经法”来估计宇宙射线背景，并通过拟合伽马射线晕的径向亮度分布和能谱，结合包含逆康普顿散射（ICS）过程的扩散传播方程模型，来反推电子/正电子的注入谱和扩散系数。

结果与讨论

电子/正电子注入谱与Geminga脉冲星风云的加速极限

研究者首先假设扩散系数符合Kolmogorov MHD湍流预期（即D(E) ∝ E^1/3），通过将模型与观测到的伽马射线径向分布和能谱进行联合最佳拟合，确定了电子/正电子的注入谱。他们尝试了幂律谱和带指数截断的幂律谱两种模型。结果显示，单纯的幂律谱模型要求非常软的谱指数（α ≈ 2.75），并导致能量转换效率η远大于1（在3σ置信水平上排除η < 1），这在物理上是不合理的，因此被强烈否定。而带指数截断的幂律谱模型则给出了合理的转换效率η ~ 0.1（10%）。该模型确定的截止能量E_c约为100 TeV，这标志着Geminga脉冲星风云的电子/正电子加速极限。得益于西藏ASγ实验在100 TeV以上能量区间极高的灵敏度，这一加速极限得以从伽马射线观测中直接确定。

扩散系数的能量依赖性与MHD湍流性质

在获得电子/正电子能谱后，研究者通过拟合三个不同能量区间内伽马射线晕的径向轮廓，导出了扩散系数D(E)。他们将扩散系数拟合为幂律形式D(E) = D₁₀₀(E / 100 TeV)^δ。结果显示，扩散系数的能量依赖性（δ = 1.15 ± 0.55）在考虑误差后与Kolmogorov湍流理论所预期的δ = 1/3一致。这是首次在真实的天体物理环境中，利用观测到的高能电子/正电子示踪剂（伽马射线），直接测量扩散系数的能量依赖性。

MHD湍流功率谱及其天体物理意义

基于测得的扩散系数D(E)，研究者进一步推导了与之紧密相关的MHD湍流功率谱。他们将本研究得到的小于~4 pc尺度的功率谱，与Han等人通过银河系脉冲星测量得到的更大尺度（银河系盘平均）功率谱，以及Minter和Spangler在银河系晕中测量的功率谱进行了比较。研究发现，本工作得到的湍流功率谱与从Han等人结果向更小尺度的理论外推吻合得很好，而银河系晕中的磁湍流则明显弱于银河系盘中的平均强度。这表明Geminga周围的MHD湍流环境在银河系盘中可能具有普遍性，本研究首次揭示了银河系盘中如此小尺度的MHD湍流功率谱。

强MHD湍流的起源

一个直观的解释是，从脉冲星风云释放的电子/正电子对可能激发了其周围的MHD湍流。然而，本研究发现，在高于100 TeV的能量区间，电子/正电子流量明显受到抑制，而此能量区间的扩散系数行为仍与Kolmogorov型湍流一致。计算表明，在最高能量区间，电子/正电子的能量密度比磁湍流的能量密度低了约两个数量级。因此，电子/正电子自身的能量不足以产生足以强烈抑制扩散的湍流，需要外部能源供给。其前身超新星遗迹中的冲击波可能是一个潜在的外部能量来源。

结论

西藏ASγ实验对Geminga脉冲星风云周围伽马射线晕的高精度观测，将研究能量推向了100 TeV以上的新高。该工作首次确定了Geminga脉冲星风云的电子/正电子加速极限约为100 TeV。通过同时测定注入谱和不同能量下的扩散系数，研究提供了扩散系数能量依赖性的直接测量证据，其结果支持Kolmogorov型的MHD湍流。这为了解银河系盘中小尺度（小于1 pc）的湍流性质提供了关键信息，并表明Geminga周围的强湍流更可能是一种环境效应，而非由脉冲星自身产生的粒子流所驱动。这些发现对于理解宇宙射线的传播机制、星际介质的湍流状态以及高能正电子的天体物理起源具有深远意义。