遥远宇宙中的各类天体、各种天文现象发射出能量不同的光子，人们通过不同波段的观测窗口探测这些信号，同时解析出信号中携带的物理信息以了解宇宙。眼睛是人类观测宇宙最早也是最便捷的一个工具。人眼能感知到的波段，我们称之为可见光波段。在晴朗的夜空，我们能看到群星闪烁，这其中包括了太阳系中的行星、遥远的恒星、仙女座星系等等。自然界中的其它波段的光子，也携带了丰富的信息。在光谱的最高能端，我们称之为伽马射线波段，如果人眼对伽马波段敏感，我们看到的夜空则会与现在看到的截然不同。

    利用望远镜，人们在伽马射线打开了观测宇宙的窗口，发现了伽马射线脉冲星、脉冲星风星云、超新星遗迹、活动星系核等一系列源。去除掉这些源以后，人们还发现了沿银盘分布的带状辐射，称之为弥散伽马射线辐射。理解这些弥散辐射的性质对于伽马天文的观测十分重要，因为它们作为观测上的背景，会影响到我们对于其它天体源的探测。通常认为，这些弥散辐射主要来源于星际介质与宇宙线之间的强相互作用。宇宙线是来自外太空的高能粒子流的总称，主要成分是质子。它们到达地球之前在星际介质中以扩散的方式游荡，它们有一定概率与星际介质中的气体发生碰撞，产生包括伽马光子在内的次级粒子。理论计算发现GeV能量段的弥散伽马射线辐射可以很好的用宇宙线与星际介质的碰撞产生。然而，近期的一些在更高能量段上的测量结果、尤其是我国的大科学装置“高海拔宇宙线观测站”LHAASO)在10TeV-1PeV的测量结果发现[1]，观测到的弥散伽马射线辐射流量相较于理论预期的宇宙线-星际介质作用产生的流量有明显的超出。一种可能的解释是，受到仪器探测极限的限制，这些弥散辐射之中可能混有一些未被解析出来的天体源的贡献，这些源的污染抬高了观测到的背景流量水平。那么，究竟是什么样的天体产生了这些弥散伽马射线辐射呢？最近，南京大学的一支研究团队分析了各种观测给出的限制结果，发现银河系中的脉冲星晕族群很有可能导致了弥散伽马射线的超出[2]。

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弥散伽马射线辐射中的超出

    伽马射线源按照辐射机制可分为两类，其中一类是由被加速的高能质子与天体内部或附近的气体通过强子相互作用而产生，这与理论模型里星际介质中的伽马射线辐射机制一样，这类伽马射线源被称为强子源。另一类则是由被加速的高能电子通过散射低能光子的逆康普顿散射过程而产生，这类伽马射线源被称为轻子源。强子相互作用过程中不仅会产生伽马射线光子，同时也会产生一定比例的中微子。而在轻子过程中，则不会有中微子产生。利用这一点，结合伽马射线和中微子观测，便可以解析出弥散伽马辐射中的强子和轻子贡献占比。研究团队利用IceCube对银河系中微子的最新观测[3]推测了强子过程产生的弥散伽马射线流量，这一流量强度与利用强子模型数值模拟出的流量水平相当，同时两者都明显低于LHAASO实际观测到的弥散伽马辐射流量。这就说明弥散伽马超出可能是由轻子过程产生的，而脉冲星晕便是一类可能贡献到弥散伽马背景中的轻子源。

图一：强子过程与轻子过程示意图。左图为强子过程，质子-质子碰撞产生介子，介子衰变产生伽马光子和中微子。右图为轻子过程，高能电子与背景光子碰撞，电子将能量传递给光子，产生高能伽马光子。

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什么是脉冲星晕

    脉冲星晕是一类由脉冲星供能的甚高能（光子能量高于0.1TeV）伽马射线延展源。脉冲星一般被认为是一种快速旋转的中子星，它起源于II型超新星的爆发。在其诞生之时，由于超新星爆发的非对称性，脉冲星通常会获得大约几百千米每秒的自行速度。在随后的几万年时间里，脉冲星会由于自行离开超新星遗迹，进入星际介质[4]。在这个阶段，脉冲星中加速的正负电子对逃逸后会弥漫在脉冲星周边的星际之中，并通过散射星际辐射场中的光子产生观测到的晕状辐射，形成前文所提到的脉冲星晕。2017年，美国的高海拔水切伦科夫伽马射线天文台（HAWC）团队在两颗中等年龄脉冲星Geminga和Monogem附近首次探测到了延展的甚高能辐射[5]。2021年，LHAASO在脉冲星PSR J0622+3749附近也探测到了一例脉冲星晕[6]。对这些脉冲星晕形态的测量表明，其中的粒子以非常慢的速度在周边星际介质中扩散，扩散系数比通过近地宇宙线测量推测出的星际介质中的典型值低两个量级以上。如何理解脉冲星晕与近地空间中粒子扩散参数的差异，成为了脉冲星晕研究中的一个热点研究问题。一些工作认为，在脉冲星晕附近，粒子受到内部或外部驱动的不稳定性过程影响，形成了一个慢扩散区，这种假设粒子在脉冲星附近慢扩散，在远离脉冲星的区域正常扩散的模型被称为各向同性双区扩散模型【7】。还有一些工作认为，脉冲星晕中的粒子受到星际介质中平均磁场的影响，粒子在垂直于磁场方向的扩散受到了抑制，实际上的粒子和辐射是一个沿着磁场排布的柱状构型，即各向异性扩散模型【8】。在该模型的框架下，我们观测到的晕状辐射是在沿视线方向的投影，当观测者视线与脉冲星晕附近磁场的方向基本一致时，就能看到圆柱的底部圆状的投影。这一模型还预期存在许多椭圆状的脉冲星晕，但是椭圆状的辐射更加延展，仪器更难以探测到，即受仪器的选择效应影响。在一定的参数条件下，各向同性模型和各向异性模型都能解释目前脉冲星晕的观测性质。因此，我们需要未来更高精度的数据来对脉冲星晕的扩散模型作进一步的检验。

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脉冲星晕对弥散伽马射线辐射的贡献

    除了前文提到的三个脉冲星晕，在LHAASO于2023年公布的源表中，有22个疑似脉冲星晕或脉冲星风星云的候选体[9]，说明脉冲星晕可能普遍产生于脉冲星周围，只是因为脉冲星晕的物理尺度十分延展（约几十pc），亮度有限，难以被仪器解析出来，因此很容易被当作背景辐射。若要计算银河系中的脉冲星晕族群对弥散伽马射线背景的贡献，脉冲星的数量和空间分布是十分关键的信息。

    脉冲星星表中记录了至今为止探测到的三千余颗脉冲星。实际上，银河系中脉冲星的数量可能比记录到的数量高一个量级以上。这一方面是由于仪器探测灵敏度的限制，辐射流量较低、距离地球较远的脉冲星不容易被探测到。这些脉冲星本身驱动的脉冲星晕的流量也较低，因此对总体辐射流量的贡献不大。另一方面，由于脉冲星的“灯塔效应”，只有当脉冲星的辐射束扫过地球，它们才能够被地球上的观测者探测到。那些辐射束不扫过地球的脉冲星被称为off-beam脉冲星，即使它们自身的功率很高，我们也难以探测到它们。off-beam脉冲星的周围仍然可能形成脉冲星晕，并且这些脉冲星晕的贡献有可能比较高。假设这些的各种性质与观测到的脉冲星类似，根据前人依据脉冲星辐射几何模型得到的beam大小的经验公式，可以估算出这些off-beam脉冲星产生的脉冲星晕的贡献。

    脉冲星晕的辐射性质则与粒子在脉冲星周围星际介质中的扩散机制有关。目前脉冲星晕中粒子的扩散模型仍存在争议，研究人员在两种扩散模型，即各向同性双区扩散和各向异性扩散模型下分别模拟了脉冲星晕的辐射分布。虽然两种模型预期了不同的脉冲星晕形态（即辐射强度的空间分布）。但脉冲星晕的总辐射流量是由脉冲星本身注入的粒子总能量所决定，与粒子扩散行为无关。当考虑脉冲星晕族群在整个银道面内贡献的弥散辐射时，两种模型给出的不同辐射空间分布在整个区域中被平均了，得到了相似的脉冲星晕总体辐射流量水平。模拟结果表明银河系脉冲星晕群的成分能很好地解释LHAASO观测到的弥散伽马射线超的能谱和空间分布。

图二：脉冲星晕辐射对银河系弥散伽马射线能谱的解释。蓝色虚线为宇宙线强子辐射模型的预期能谱，绿色点虚线为脉冲星晕产生的能谱。红色数据点为Fermi-LAT的测量，蓝色数据点为LHAASO的测量结果。(a) 各向同性双区扩散模型在内银盘方向的结果。(b) 各向同性双区扩散模型在外银盘方向的结果。(c) 各向异性扩散模型在内银盘方向的结果。(d) 各向异性扩散模型在外银盘方向的结果。

图三：脉冲星晕辐射对银河系弥散伽马射线银经分布的解释。绿色实线为各向同性双区扩散模型的结果，红色实线为各向异性扩散模型的结果。蓝色数据点为LHAASO的测量结果。上图为10-63 TeV能段的结果，下图为63-1000 TeV能段的结果。

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脉冲星晕的其它影响

    除了上述提到的弥散伽马射线超出，脉冲星晕的发现还可能对宇宙线的起源问题产生深远的影响。如果脉冲星晕中的扩散系数确实比银河系星际介质的标准扩散系数低两到三个数量级，则必然引起银河系宇宙线传播模型的改变。这是因为银河系中脉冲星晕的体积总和相比于银盘的总体积已经不可忽略，宇宙线在脉冲星晕中的慢扩散区中停留时间较长，考虑宇宙线在银河系的整体传播时，需要考虑扩散系数的空间不均匀性。另外，在这种情况下，宇宙线停留在银河系的整体时标也会增加，这会导致理论预期的宇宙线中的初级粒子与次级粒子的比例（如硼碳比）会有所变化，需要修改宇宙线的传播模型使得理论预期值与观测值相符。除此之外，一些研究指出脉冲星晕可以用来检验宇宙线正电子流量超出的脉冲星起源模型[10]。2008年，欧洲的“帕梅拉”卫星首次在太空中测量到宇宙线正电子流量在10 GeV之上的流量超出了标准模型的预期[11]，也被称为“正电子超”问题。近些年来，由丁肇中先生领导的阿尔法磁谱仪（AMS-02）实验[12]也证实了正电子超的现象并做出更加精细的测量。目前主要有两种理论解释这一现象，一类是源于暗物质的衰变和湮灭，一类是源于近地的天体物理源如脉冲星。脉冲星晕的存在说明了脉冲星磁层中的正负电子对被加速后释放到了星际空间中。然而，脉冲星晕形态的测量预示着粒子在星际介质中（至少是脉冲星周围的星际介质）的扩散与标准模型下有所区别，因此在地球处预期的正电子流量也会有相应改变。对脉冲星晕的进一步研究，能够帮助我们进一步理解宇宙线起源中的各种问题。

参考文献

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Yan, K., Liu, R.-Y., et al. 2024, Nat Astron, doi.org/10.1038/s41550-024-02221-y

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Giacinti, G. et al. 2020, Astron. Astrophys. 636, A113

Abeysekara, A. et al. 2017, Sci, 358, 911

Aharonian, F. et al. 2021, PhRvL, 126, 241103

Fang, K. et al. 2018, ApJ, 863, 30

Liu, R.-Y. et al. 2019, PhRvL, 123, 221103

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Fang, K. et al. 2019, ApJ, 884, 124

Adriani, O. et al. 2009, Natur, 458, 607

Aguilar, M. et al. 2013, PhRvL, 110, 141102