双区域宇宙线传播.ppt

这个数学描述就是传播方程，首先这是注入源项，比如超新星等源，这就是空间扩散项，这是能量损失（比如刚才的电子在磁场中的同步辐射和IC损失能量），这是重加速获得能量，这是一些重核发生碎裂和辐射衰变。这个方程看上去有些复杂，没有把宇宙线主要特征表现出来，需要近似的求解这个方程，比如使用“稳态”解决方法。同时忽略重加速，能损等因素，传播方程就演变成一个简单的扩散过程，可以比较容易的解出了。 * 这个解就是传统的传播模型给出的解，当然这需要实验观测的检验。在以前这个模型可以很好的解释实验观测数据，近几年来实验有了高精度的观测，我们再看看是否还能解释的很好。 * 首先是原初的核子，这是各个实验观测质子谱，这是PAMELA实验结果和这是高精度的AMS02实验给出的teV以下能区结果，同样在TeV以上ATiC和CREAM也给出了观测结果，发现在200GV地方能谱发现了一个变硬的趋势，同样这是HE谱，也在200GV发现了能谱变硬的趋势，也就是说原初核子谱能谱发生了变化，如果使用传统传播模型的话会有一个单米率的谱。也就是说原来的传播模型遇到了麻烦。 * 正电子超出是大家关注的一个热点研究，这是AMS02 测量的正电子谱，这个使用传播模型给出结果。 * 伽马银盘超出 * 中微子能谱超出 * 空间依赖的宇宙线 传播模型研究 报告人：郭义庆 （合作者：胡红波，田珍，靳超等） 第12届全国粒子物理学术会议 2016/08/24—合肥，中科大 主要内容 宇宙线传播模型 最近实验观测结果 硬成分宇宙线对次级粒子超出贡献 产生硬成分一个机制：空间依赖 宇宙线传播模型 5. 总结 宇宙线能谱 空间实验 地面实验 能量: 范围:109 – 1020 eV 最高能量: 3×1020eV 能谱: 近似幂率 年龄：~107 年 能量密度：1eV/cm3 亮度：1041ergs/s 能谱结构： 0. ~200 GeV: 能谱变 1. ~4 PeV:“膝” 2. ~30PeV:“第二膝” 3. ~4 EeV: “踝” 4. ~40EeV: GZK 截断 2n particles Except e- 河外 研究三个基本问题: 1. 宇宙线来自于哪里? ? 起源问题 2. 怎么样获得能量? ? 加速问题 3. 怎么样到达地球? ? 传播问题 银河系 宇宙线传播图像 e + - P He CNO X,γ gas gas ISRF e + - π + - P _ LiBeB ISM diffusion energy losses reacceleration convection etc. π 0 synchrotron IC bremss Chandra GLAST ACE helio-modulation p 42 sigma (2003+2004 data) HESS Preliminary SNR RX J1713-3946 PSF B He CNO Flux 20 GeV/n CR species: Only 1 location modulation e + - π + - PAMELA BESS AMS PPT: 来自于 Galprop 作者：Igor V. Moskalenko (Stanford U.) 宇宙线传播方程 ψ(r,p,t) – density per total momentum sources (SNR, nuclear reactions…) convection diffusion diffusive reacceleration E-loss convection fragmentation radioactive decay PPT: 来自于Galprop 作者：Igor V. Moskalenko (Stanford U.) 稳态解决方法: = 0 空间“各向同性”传播: DXX = β D0(ρ/ρ 0)-δ 3. 宇宙线注入能谱: q(r,E) = J0*E-β 4. 得到?“整个银河系”单一幂率能谱: (1) 原初宇宙线： F(E) ~ q(r,E)/DXX ~ JE-β-δ (2) 次级粒子与原初粒子比例：~ E-δ (随能量快速下降)