冷得一哆嗦,宇宙线是如何产生的

2019-10-12 13:18栏目:奥门新萄京娱乐场
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|· 本文来自“我是科学家”·|

戴本忠 杨深邦云南大学物理与天文学院

《科学》杂志刚刚发布了南极“冰立方”中微子望远镜(IceCube)和其他望远镜联手发现一颗极高能中微子并定位其来源的消息。

来源:《现代物理知识》

这是啥情况?

宇宙线发现100年来,人们对其成分、产生和加速机制、及其传播效应进行了广泛的研究,并获得了丰富的天体物理信息,但其起源至今仍然不清楚。一般认为相对低能的宇宙线起源于银河系内,极高能宇宙线起源于河外。而作为宇宙中最明亮的河外天体,活动星系核很可能是河外宇宙线源。随着多信使观测时代的到来,我们拥有了前所未有的从整体上去理解高能伽马射线和河外极高能宇宙线最好机遇。

它是哪来的?

一、引言

这对天文学发展又意味着什么呢?

我们对宇宙的认识和了解都来自于观测天体获得的各种辐射信息,目前人们获得天体信息的渠道主要有四种,包括电磁辐射、中微子、引力波和来自地球以外的从电子、原子核到陨石等宇宙物质。

太长不看版
2017年9月22日,南极“冰立方”望远镜探测到了一次极高能中微子事件。
这颗中微子的来源方向上,刚好有一个正处在活跃状态的“耀变体”。它很可能就是这颗极高能中微子的源头。
这是首次确认了宇宙中高能中微子和高能宇宙线的具体来源天体。
多信使联测,观测天文学的“新常态”来了。

电磁辐射是来自天体的各种能量的电磁波,人们利用射电、红外、光学、紫外以及X射线和伽马射线望远镜可以获得从低能射电波段到高能伽马射线波段的全波段信号。宇宙中的高能X射线、伽马射线主要来自于一些致密天体,如脉冲星、球状星团、活动星系核等。自20世纪70年代以来,利用空间X射线和伽马射线望远镜发现了很多X射线和伽马射线源,特别是大气切伦科夫望远镜技术的应用,我们可以在甚高能波段(30 GeV~30 TeV)观测到不同类型天体的高能辐射。

寻找中微子源

中微子一种质量非常小的基本粒子,比电子还要轻大约两百万倍。它经常产生于各种粒子相互转化的过程中,产生后以接近光速飞行,几乎和任何物质都不发生作用。
中微子在上世纪30年代作为一种理论上存在的粒子被提出,但一开始连提出者自己都不太相信它的存在。
在上世纪中叶,人们试图解决太阳能源机制问题的过程中,逐渐明确的意识到,太阳内部核反应可以产生中微子。1970年代,两位天文学家首次通过实验确认了太阳中微子的存在。太阳成为了人们确认的首个能够发射中微子的天体。
1987年,人们在银河系的卫星星系“大麦哲伦云”(LMC)中观测到了一颗肉眼可见的超新星,这是1604年开普勒超新星以来唯一一次肉眼可见的超新星爆发事件。而就在这枚距离我们16万光年的超新星放出的光子到达地球前三个小时,分布在全球各处的几台中微子探测器不约而同的探测到一波中微子信号。超新星1987A,成为了人们确认的第二个中微子来源天体。

图片 1大麦哲伦云星系中的超新星1987A的遗迹。图片来源:哈勃空间望远镜拍摄,Noel Carboni 处理

但此后三十年,人们再也没有确认天空中哪一个具体的中微子源。直到现在。

而且这次冰立方探测到的中微子,可以说是把前两者碾压到渣都不剩。

太阳中的中微子绝大多数来源于质子-质子反应,这种反应释放出的中微子能量峰值位于大约0.3 MeV 处。而1987A超新星爆发前,日本神冈等中微子探测器捕捉到的中微子能量,则均在10 MeV 左右。TeV 和MeV 之间差了百万倍,所以冰立方这次看到的极高能中微子的能量(~290 TeV),分别相当于太阳中微子平均能量的十亿倍,和1987A 中微子平均能量的数千万倍。而发出这颗中微子的源天体TXS 0506 056,距离我们足有40多亿光年之遥。

甚高能伽马射线被认为几乎完全来自于高相对论粒子与环境物质或光子场的相互作用。产生于天体极端环境条件下相对论性高能带电粒子的辐射、宇宙早期产生的重粒子以及暗物质粒子的衰变和湮灭等非热辐射过程,是研究高能宇宙线起源及加速机制、天体的相对论性非热辐射过程的主要探针,也是研究伽马射线暴、洛伦兹破坏及间接测量暗物质粒子等的重要手段,还可用来测量河外背景光子场、星系际磁场及哈勃常数等重要宇宙学参数。

中微子:何以高能

作为一种比电子还要轻小许多的微观粒子,是什么让如此渺小的中微子可以拥有堪比宏观物体的巨大的动能?
宇宙中很多极端的现象,要找一个罪魁祸首的话,黑洞都难辞其咎。极高能中微子也是如此。

上世纪60年代,射电天文学的发展为天文学打开了崭新的电磁波段窗口,一系列影响深远的新天体、新现象被发现,其中就包括“类星体”,这种看着像是恒星、但其实不是恒星的东西。类星体和其他几种另外发现的天体,究其本质,我们现在将其统称为“活动星系核”(AGN)。

而所谓活动星系核,指的就是星系中央盘踞着的超大质量黑洞和周边结构共同组成的这么一种天体系统。黑洞巨大的引力势阱,让掉落的物质释放出巨大能量。与此同时,系统向盘面两侧以接近光速喷出强大的喷流。
黑洞有“挨饿”和“饕餮”这两种状态,而即使对同一种状态的黑洞,在不同角度下看过去,也会形成不同表象。

图片 2以超大质量黑洞为核心的活动星系核在不同状态、不同观测方向上呈现不同的特征。图片来源:Brian Koberlein

本次高能中微子事件的始作俑者就是其中一种——蝎虎座BL型天体,也就是正对着喷流、亮瞎你眼的那种情形。因为亮度多变,它还有一个更帅气的名字,“耀变体”(Blazar)。

在近光速喷薄而出的相对论性喷流中,裹挟的是无数质子等粒子。这正是每时每刻都在轰击地球的“宇宙线”的成分。其中的高能质子在前进中,会时不时发生一些意外:

它可能偶遇一颗光子并发生碰撞,一种可能结果是高能质子损失部分能量,同时制造出一个新的粒子,π介子。这是一种质量约为电子的270倍的粒子。它又分为带电和不带电两种,其中带电的π介子会进一步衰变成μ子(一会儿还会用到这个东西)和一种中微子(μ中微子);而不带电的π介子则会衰变成光子。

虎父无犬子,相对论性喷流喷出高能质子,高能质子打出高能π介子,而高能π介子造出来的,是高能中微子和高能光子(即伽马射线)。

所以其实我们早就期待,高能中微子和伽马射线,可以一同闪耀。

引力波是1915年爱因斯坦广义相对论预言的宇宙时空扰动产生的引力辐射。在理论预言100年以后,北京时间2015年9月14日美国激光干涉引力波天文台第一次观测到了遥远星系中两个分别为36 和29倍太阳质量的黑洞并合为62倍太阳质量黑洞所产生的引力波辐射,该事件获得2017年度诺贝尔物理学奖。随后在2017年8月17日,LIGO和欧洲激光干涉引力波天文台共同探测到1.3亿光年外的双中子星合并产生的引力波辐射,伴随着引力波辐射同时观测到了电磁辐射,这也是人类首次直接探测到引力波电磁对应体。探测到电磁对应体是天文学家期待已久的重大发现,在天文学以及物理学发展史上具有划时代的意义,正式开启了多信使天文学时代,有助于我们对宇宙的认识。

南极,冰井深

中微子探测器是怎么“探测”到中微子的呢?不是说好了中微子见了谁都不理的吗?

也不尽然。在四种基本相互作用中,中微子只参与弱相互作用和引力相互作用,不参与强相互作用和电磁相互作用。之所以造成“中微子见了谁都不理”这种印象,是因为弱相互作用的作用距离极短、作用截面极小,很难真正发生碰撞。但常言道(误),“如果你看的不够清楚,要么是你站的不够近,要么是你口径不够大”,只要肯堆料,总是可以解决的。

日本神冈实验用了一个16米高的罐子装了3000吨纯净水,而它的升级版,“超级神冈”,用一个40米高的大罐子装了50000吨纯净水,来作为探测介质。2002、2015年两次诺贝尔物理学奖,均出自使用它们对中微子进行的研究。

图片 3超级神冈探测器结构示意图。图片来源:S.Fukuda 等。

但毕竟太阳离这么近、1987A 离的也不算很远,它们发出的中微子流量之大,用(超级)神冈这么大的罐子就能捕捉的到。而预期中高能中微子的来源,那些遥远的活动星系核,动辄离我们数十亿光年之遥,它们产生的高能中微子能来到地球的,比起太阳中微子来说算是少之又少。尽管中微子的作用截面随着能量的增大而增大,但要想研究这些高能中微子,还是需要一个巨无霸中微子探测器。

南极是地球上唯一保有深达数公里纯净冰层的地方,这里是建造公里级大型中微子探测器的不二选择。
于是“冰立方”登场了。

图片 4图片来源:Icecube/NSF

厚达2820米的冰层上被开出了86眼深井,每眼井中,从距冰表1450米处开始向下,安置了60个用于探测中微子产物信号的光学传感器,构成了一个大约覆盖一立方公里范围的传感器阵列。

图片 5图片来源:Icecube/NSF

当若干来自宇宙深处的高能中微子劳师远征闯入“冰立方”附近,偶尔会有个别不幸的μ中微子与冰或基岩中的质子发生碰撞,产生一个高能的μ子。以近光速运动的高能μ子在冰中穿行的时候,会发现自己已经跑的比冰里面的光速还要快了,就像超音速飞机在空气中所做的,它也在所到之处击出一串光之“激波”,这就是所谓“切伦科夫辐射”,一种诡谲科幻的蓝光。而那些镶嵌在冰中的光子传感器,随距离μ子路径的远近,先后接收到强弱不等的蓝光信号,汇总起来,就是这样的图景:

图片 6图:Icecube/NSF

据此,就可以反演出高能μ子来袭路径,也即高能中微子的入射方向。由此,冰立方确定的中微子源方位的误差范围,跟月亮覆盖的天空面积差不多大。

高能宇宙线在加速和传播过程中都可能产生高能中微子,中微子不带电,在宇宙磁场中不受磁场的偏转,可以直接反推源的方向,因而可以作为寻找宇宙线源的理想“信使”。2017年9月22日,南极冰立方IceCube 探测到了一个能量为300TeV 的高能宇宙中微子,这个中微子可能来自于已知的距离地球大约40亿光年的耀变体。

多信使的盛宴

现代天文学所谓之多信使,包含由无限电波、红外、可见光、紫外、X射线、伽马射线共同构成的电磁波,引力波,以及中微子、宇宙线等实物粒子。不同类型的天体,或者同一天体在不同的演化阶段,甚至在同一演化阶段的不同具体状态下,都会在各种“信使”以至各种“波段”呈现出不同的表现。

所以在当代,如果还像以前那样只用个别波段、个别信使对天体进行研究,不免有盲人摸象之感。尤其是对于很多高能天体物理事件,目标源以天甚至更短的时标为单位快速变化,观测的机遇之窗稍纵即逝。在这种时候,各自操持不同观测设备的全球天文学家们,会一齐扑到突发事件上面,以求留下珍贵数据。

以这次高能中微子事件为例。2017年9月22日世界时20:54事件发生后,冰立方团队很快意识到这很可能是一起天体物理起源的事件。仅约4小时之后,冰立方团队就在“伽马射线协作网络”(又名“时变天文网络”)中发布了事件报告,寻求全球天文设备的跟进观测支持。

图片 7费米伽马射线卫星。图片来源:NASA/Aurore Simonnet, Sonoma State University,绘制者Sandbox Studio

最先投入响应的是一大波经常需要面对紧急高能事件的望远镜,其中在本次事件中做出了尤其主要贡献的,是专门监测高能伽马射线的费米卫星,它在多年巡天工作中,已经掌握了全天高能目标的完整源表。所以这次冰立方的估计位置范围一出来,费米团队马上就发现这个范围内确实有一个已知的耀变体存在。而且因为费米卫星迄今已经发射十年,它在注意到这个源“有问题”之后,可以回头查阅档案数据,看看它之前表现的是否正常。一查便知:早在2017年4月开始,这个源就已经开始变亮了。而在本次事件前后两周的时间内,它更是比“正常”亮度要亮了6倍。

利用费米卫星的长期监测数据,结合冰立方的中微子监测历史记录,冰立方科学团队计算出仅仅由于巧合而导致本次事件的中微子与这么亮的一个耀变体刚好处在同一方向的可能为0.3%。说实话这并不是一个非常让人放心的数字,我们期待看到的是一个无限趋近于0的数,但好歹是有了这样一个数,才给了人一点起码的信心。
在此之后,包括美国的射电望远镜干涉阵“央斯基甚大阵”、日本的光学望远镜“昴星团”、欧南台在智利的“甚大望远镜”等全球20多架望远镜也加入了观测,全面的记录了这个正处于活跃期的耀变体、高能宇宙线与高能中微子策源地在各个波段上的信息。

图片 8图片来源:Icecube/NSF

从电磁辐射到引力波再到高能中微子的探测,我们获得了更多来自宇宙的信息,让我们可以更全面的了解天体和宇宙,也让我们对天空中最强大的天体和事件有了更重要的新见解。随着多信使观测时代的到来,我们也迎来了研究一些困扰已久的难题的最好时机,如宇宙线及其起源问题。极高能宇宙线起源的最可能候选者之一的活动星系核的研究,在这个时代中很有可能会取得突破性的进展,从而让我们重新认识这一类河外极端天体。

尾声

前面留了个伏笔,说本次把高能中微子事件和耀变体做了关联,是认证了“一种”产生高能中微子的天体物理机制。实际上人们长久以来猜测的可能产生高能中微子的天体物理机制并不只有超大质量黑洞的相对论性喷流这一条,证明了这一种,并不必然说明其他的机制就不行了,也许只是尚未被发现而已。
在这张处处“高能”的清单上,陈列的还有太阳耀斑爆发、脉冲星星风、超新星爆发,恒星级小质量黑洞形成的“微型类星体”、X射线双星,以及伽马射线暴等机制。这些,都还有待冰立方在未来与全球望远镜合作进行进一步探索。

在过去的一年中,引力波和电磁波、中微子和电磁波的联合观测都已经成为现实。看向未来,在多信使天文学的狂欢盛宴中,引力波和中微子的邂逅也并非完全不可期待。也许要再等十年,也许就在明天。谁知道呢?(编辑:小柒)

二、宇宙线及其基本性质

参考文献:

  1. Charles D. Dermer, 2007, JPCS, 60, Best-Bet Astrophysical Neutrino Sources
  2. Charles D. Dermer & Govind Menon, 2009, Princeton University Press, High Energy Radiation from Black Holes - Gamma Rays, Cosmic Rays, and Neutrinos
  3. Gustavo E. Romero et al., 2017, SSR, 207, 5, Relativistic Jets in Active Galactic Nuclei and Microquasars
  4. The IceCube et al., 2018, Science, 361, eaat1378, Multimessenger observations of a flaring blazar coincident with high-energy neutrino IceCube-170922A

宇宙线是来自宇宙空间的高能粒子流的总称,包括以质子为主的各类元素的原子核、电子、中微子、高能光子、其他可能的未知粒子。其中90%是质子,9% He核,1%其他重核。

100多年来,利用各种直接和间接探测手段,我们已经获得了从低能109eV到最高可达1020eV的宇宙线。能量大于1013eV宇宙线能谱如图1所示。

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图1 能量大于1013eV宇宙线能谱。不同符号不同颜色的数据点分别代表着不同的探测器,如图标所示。

宇宙线能谱总体上可以用一个幂律谱来描述,但由于幂律谱指数γ的变化形成了一些特殊的能谱结构,分别是在1015~1016eV 的“膝”区和1018~1019eV的“踝”区,另外1017eV左右的一个结构称为第二“膝”区。一般认为,“踝”区以下的宇宙线可能起源于银河系,通常称为银河系宇宙线,而“踝”区以上能量大于1018eV 的宇宙线由银河系外天体产生,通常称为极高能宇宙线。对于银河系宇宙线,“膝”区以下的低能宇宙线为质子占主导;第二“膝”区到“踝”区,质子的丰度明显受到抑制,重核慢慢占主导,这很有可能是由于银河系源的加速极限或者粒子逃逸导致的。

三、宇宙线是如何产生的?

由于宇宙空间存在着各种磁场,宇宙线又以带电粒子为主,所以遥远天体产生的宇宙线将在传播过程中受到磁场的偏转,无法准确的判断宇宙线的最初起源。同时由于地球大气的存在,宇宙线进入大气后,将会与大气中的原子核发生各种相互作用,产生各种次级粒子,形成大大小小的“广延大气簇射”,因此无法在地球上直接探测原初宇宙线。

也正是因为存在这些困难,直到现在我们还是无法确定宇宙线是如何产生的、在什么地方产生、以及宇宙线的传播机制等等最基本的问题。

尽管如此,上百年的观测和研究,理论上还是提出了一些可能的关于宇宙线起源、加速和传播等基本模型。

普遍认为银河系宇宙线的来源是超新星遗迹,最近观测到的超新星遗迹的强子过程可能是这个观点的一个强有力的证据。然而,一些新的观测证据也表明银河系中心黑洞也可能是银河系宇宙线的来源。但肯定的事实和结论,如同对极高能宇宙线的认识一样,还需要更多的观测和研究。

根据Hillas条件,粒子被加速到最大能量主要与加速天体加速区的尺度和磁场强度有关。从图2的Hillas图可以看到,宇宙中一类特殊天体活动星系核很有可能具备将宇宙线粒子加速到1020eV 的能力,这也是目前普遍认为最有可能成为河外宇宙线源的一类天体。

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图2 各种可能加速宇宙线的天体在Hillas图的位置。在红线以上的天体可以加速铁核到1020eV,蓝线以上的天体可以加速质子到1020eV。可以看到AGN可能具备加速宇宙线粒子到极高能的能力

四、为什么活动星系核是可能的河外宇宙线源?

活动星系核是一类中央核区具有激烈活动的河外星系,是宇宙中已知的最亮的天体,占河外星系的总数10%不到。一般认为,AGN中心存在一个质量在106~1010太阳质量的超大质量黑洞,通过吸积周围的物质从而释放出大量的能量,总光度可大于1048ergs s-1,并存在吸积盘和尘埃环等物质成分,部分AGN还会在吸积盘的垂直方向形成准直的相对论性喷流。图3给出了AGN的几何结构示意图。

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图3 AGN的几何结构示意图

我们可以把AGN分成喷流AGN和非喷流AGN两大类。喷流AGN中的相对性喷流的动能带走了大部分的吸积的释放能量,而非喷流AGN则通过辐射的形式来耗散吸积能,又称为“辐射型”AGN。

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