摘要 中國大科學裝置之一的高海拔宇宙線觀測站開創了超高能伽馬射線天文學的新時代，至今已作出多項重要的科學發現，爲人們破解銀河系宇宙線起源之謎帶來了關鍵線索，並爲研究極端天體中的極端物理過程提供了獨特的探針。文章主要介紹其探測到的超高能伽馬射線源，以及相關天體的物理圖像。

關鍵詞 高海拔宇宙線觀測站，超高能伽馬射線，宇宙線起源，極端物理過程

01LHAASO與超高能伽馬射線天文學

坐落在稻城縣海子山上的高海拔宇宙線觀測站(簡稱LHAASO)是目前世界上最靈敏的超高能伽馬射線探測器[1]。伽馬射線一般是指能量大于100 keV(即10萬電子伏)的光子或頻率高于2.4×1019 Hz的電磁波，而本文關注的超高能伽馬射線則是指能量高于100 TeV(即100萬億電子伏，即1014 eV)的光子。在LHAASO運行之前，宇宙中已知的超高能伽馬射線源只有蟹狀星雲，是中日合作的探測器ASγ于2019年探測到的[2]。2019年底，當時已完成一半建設的LHAASO探測陣列開始運行，11個月後便探測到了連同蟹狀星雲在內的12個超高能伽馬射線源[3]。2021年7月，LHAASO完成了全部陣列的建設，在隨後的一年內憑借一己之力將超高能伽馬射線源的數量提升到了43個[4]。可以說，LHAASO開啓了在超高能伽馬射線能段對宇宙觀測的新窗口，同時也對學術界提出了新的問題：這些超高能伽馬射線如何産生？是什麽樣的天體通過怎樣的過程産生了它們？

在天體物理環境下，這些光子的産生機制其實並不複雜。一種常見的機制是高能電子的逆康普頓散射過程[5]，是一種輕子輻射。高能電子在低能的輻射場中與光子碰撞，將一部分能量轉移給光子。超高能伽馬光子另一種主要的産生機制是高能質子(或原子核)的質子—質子碰撞(或核子—核子碰撞)[6]。碰撞中，會産生π介子，其中的π0介子會迅速衰變爲兩個光子，每個光子的能量大約爲質子能量的10%。在少數的天體環境中，輻射場的平均光子能量較高，高能質子也會與光子發生光介子過程[7]，該過程同樣會産生π介子並進而衰變爲光子。因爲高能光子能量來源于質子，這種産生機制也常被稱爲強子輻射。尋找強子輻射起源的超高能伽馬射線源是近些年來國際上一個非常熱門的研究方向。因爲這些源表明了它們對應的天體能夠加速能量在PeV之上的質子，而該能量對應著宇宙線能譜在1 PeV左右出現的拐折結構(也被稱爲宇宙線能譜的“膝”)。找到PeV宇宙線的起源對于理解銀河系宇宙線的起源至關重要，這也是LHAASO最重要的科學目標之一。

此外，能夠將粒子加速到幾百TeV乃至幾個PeV的天體內部必定發生著極端劇烈的物理過程，因此在超高能伽馬射線能段對天體進行探測可以幫助我們研究極端條件下的物理過程。另一方面，超高能伽馬光子的産生還需要靶粒子。對于輕子輻射，無處不在的宇宙微波背景輻射(CMB)可以充當靶粒子，但對于強子輻射，則需要較致密的氣體團塊才能使得輻射比較有效，因此超高能伽馬射線的觀測也可以幫助我們了解天體內部和周邊的環境。

02天體物理中的高能粒子加速機制簡介

某類天體成爲超高能伽馬射線源的必要條件是將電子或質子的能量加速到至少100 TeV。要達到這個能量並不容易，畢竟目前世界上最大的人造加速器即歐洲核子研究中心(CERN)的大型強子對撞機，也只能將質子加速到10 TeV左右，因此能成爲超高能伽馬射線源的天體內部往往都有高效的粒子加速過程。著名的物理學家費米曾提出在天體物理環境中，很多運動的磁雲通過與宇宙線粒子的碰撞，將動能傳遞給它們，從而實現粒子的加速[8]。這種機制後來被稱爲費米加速機制。根據碰撞中心的結構不同，費米加速機制也被分爲一階費米加速與二階費米加速，粒子在這兩種機制下單位時間內的速度增量分別正比于碰撞中心速度v與光速c之比的一次方和二次方。除了費米加速機制，天體物理環境中也可能産生大尺度的電場從而加速帶電粒子。比如在磁重聯現象中，磁場的能量耗散，在重聯點(也被稱爲X點)附近可能産生宏觀尺度的電場從而加速粒子[9]。但磁重聯現象也會引起湍流和流體的宏觀運動，所以磁重聯中的粒子加速也可能是通過費米加速機制完成的[10]。另一種可能産生大尺度電場的環境是中子星的磁層。中子星一般具有快速的自轉，旋轉的磁場在磁層中産生了一個宏觀尺度的電場，可將磁層中的帶電粒子加速[11，12]。中子星的表面磁場越強、自轉速度越快，能達到的最大粒子能量就越高。

03超高能伽馬射線源

LHAASO探測到的超高能伽馬射線源大體上對應四類天體，分別是：(1)超新星遺迹；(2)脈沖星風雲/脈沖星暈；(3)年輕大質量星團；(4)微類星體/星風碰撞雙星。

3.1 超新星遺迹

大質量恒星死亡時産生的超新星爆發將恒星的殘骸以每秒上萬公裏的速度炸向四周。當這些抛射物與周邊的星際介質碰撞時，將會産生一道強烈的正向激波向外傳播，以及一道反向激波向內掃過抛射物(圖1)。激波掃過的粒子會被卷入其中並被激波加速。但隨著掃過物質的增多，激波的速度會越來越慢，當速度低于當地聲速後，激波消失。最終，超新星遺迹慢慢溶解在星際介質中。超新星抛射物的初始動能可達到1051 erg。每個世紀銀河系平均會産生2、3個超新星爆發。從能量的角度來看，超新星遺迹可以爲銀河系的宇宙線供能。早在1934年，宇宙線發現的22年後，著名的天文學家W. Baade和F. Zwicky就提出了宇宙線來源于超新星爆發的想法[13]。1978年T. Bell兩篇關于擴散激波加速機制的論文奠定了超新星遺迹加速宇宙線的理論基礎。在很長一段時間內，超新星遺迹都被認爲是銀河系宇宙線主要的起源，可産生能量處于宇宙線能譜“膝區”之下(即PeV左右)的宇宙線[14]。

然而，近十年對一些超新星遺迹的觀測發現，很多超新星遺迹的伽馬射線能譜在1—10 TeV之前就開始截斷或拐折，暗示了這些超新星遺迹最多把質子加速到10—100 TeV[15]。因此很多學者認爲可能只有年齡在幾百年之下的年輕超新星遺迹才能夠把質子加速到PeV能量[16]。超新星Cassiopeia A (Cas A，仙後座A)就是一個熱門的PeV宇宙線源的候選體。該超新星遺迹的年齡大約僅350年，目前其激波速度仍有5000—6000 km/s[17，18]。LHAASO近期報導了對Cas A的測量結果，出人意料的是，LHAASO在Cas A相當一片延展的區域內並沒有發現顯著的超高能伽馬射線信號，這對其加速宇宙線的能力給出了非常嚴格的限制[19]。根據LHAASO對Cas A測量的結果推算，超新星遺迹在100 TeV之上的宇宙線注入率僅在解釋宇宙線流量所需的1%量級。另一方面，LHAASO在很多年齡上萬年的超新星遺迹周圍，如W51, γCygni，SNR G106.3+2.7等，發現了超高能伽馬射線輻射，暗示了這些原本不被認爲是有效粒子加速器的中年超新星遺迹反而有可能是PeV宇宙線的起源。其中，SNR G106.3+2.7似乎處于一個低密度的空腔中[20]。這種環境或許是PeV粒子加速的關鍵，因爲其使得該超新星遺迹的激波速度在較長時間內保持一個較高的水平[21]。但具體的物理機制還需要進一步的理論研究。總之，LHAASO的這一系列測量結果對超新星遺迹作爲銀河系宇宙線起源天體的標准範式提出了嚴峻的挑戰。

3.2 脈沖星風雲/脈沖星暈

超新星爆發有幾種不同的類型，其中II型超新星爆發的同時會在中心産生一顆中子星。新誕生的中子星一般具有高速的自轉，使得其輻射的光束類似于燈塔一般，周期性地掃過地球從而産生脈沖信號。因此，這類中子星也被稱爲脈沖星。脈沖星的高速自轉驅動其磁層中的正負電子對向外流動，並將它們整體加速到極端相對論性，形成強大的脈沖星風。當脈沖星風與周圍的物質(如超新星抛射物、星際介質)發生碰撞，在壓力平衡處産生了終止激波，正負電子對在終止激波附近可進一步得到加速。這些高能粒子被磁場束縛在激波下遊，隨著數量的積累，它們的壓強會高于周圍的物質，並推動周圍的物質向外膨脹，在脈沖星周圍形成一個充滿高能正負電子對的低密度空腔，其中的高能正負電子對在磁場和輻射場中産生了從射電到伽馬射線的多波段輻射，形成了我們觀測到的脈沖星風雲(圖1)[22]。從能量的角度看，脈沖星的轉動能降低轉化爲正負電子對的能量，隨後又産生輻射。因此可以預期脈沖星風雲的總輻射光度(或功率)大體上正比于且一般不會超過脈沖星的自轉減慢功率。

圖1 超新星遺迹與其內部脈沖星風雲結構簡圖。外層爲超新星遺迹的正向激波(紅色圈)、接觸間斷(黑色虛線)與反向激波(棕色圈)，箭頭表示激波運動方向。由于一些不穩定性的存在，接觸間斷處會産生一些不規則結構如圖中橙色區域所示。中心由內到外爲脈沖星(黑色點)、脈沖星風(淺藍色箭頭)、終止激波(綠色圈)和脈沖星風雲(淺藍色區域)，中間黃白色區域爲超新星抛射物

LHAASO觀測到的第一個脈沖星風雲是著名的蟹狀星雲。該星雲産生于1054年的一次被中國宋朝天文學家稱爲“天關客星”的超新星爆發。該次爆發産生了一顆強大的脈沖星，目前自轉周期爲33.4 ms，自轉減慢功率高達4.5×1038 erg/s，是目前在銀河系中發現的功率最高的脈沖星。LHAASO在300 GeV—1 PeV的能量範圍內精確測量了蟹狀星雲的能譜，能量最高的光子達到了1.1 PeV[23]。結合其他儀器在較低能段的測量，整個蟹狀星雲的能譜可以用一個拐折冪率分布的電子譜所産生的同步輻射和逆康普頓散射來描述。電子譜的截斷能量爲2 PeV，所需的磁場大小在100 μG的量級。我們推算出蟹狀星雲中的粒子加速效率達到了理論極限[24]的16%，這比超新星遺迹中的激波加速效率高出100—1000倍。在此前的一些數值模擬工作中，脈沖星風雲只能夠把電子加速到100 TeV左右[10]。目前對如此之高的加速效率如何實現還沒有一個很好的解釋。另一種可能性則是能量最高的光子有另外的起源。如果仔細觀察能譜擬合的結果，可以發現在400 TeV之上，單成分模型與觀測符合得並不完美。在最高能處，觀測到的能譜形狀有變平的趨勢。這暗示了在蟹狀星雲最高能的能譜中可能存在一個額外的成分。該成分可能由另一種粒子加速機制或在另一個加速區所産生的電子貢獻。另外，如果高能質子或者原子核存在于脈沖星風雲內，它們與超新星抛射物産生強子反應，輻射出超高能光子[25]。實際上，脈沖星的表面含有超新星爆發時形成的鐵峰元素(元素周期表上在鐵元素附近的一些元素)，能夠被脈沖星磁場轉動而産生的電場從表面剝離出來，在這個過程中原子核可能獲得加速。又或者，這些重子物質進入脈沖星風中，隨電子一起在終止激波處被加速。計算表明，脈沖星損失的動能中只需一小部分轉化爲高能質子，它們的強子輻射便可以解釋LHAASO在蟹狀星雲400 TeV之上的能譜數據[26，27]。如果銀河系所有的脈沖星風雲都能以這個比例加速質子，脈沖星風雲可能貢獻了相當一部分目前測量到的10 PeV之上的宇宙線質子[26]。

隨著年齡的增加，脈沖星的自轉功率逐漸降低。在誕生幾萬年之後，脈沖星因誕生時受到的踢出速度可能會離開超新星遺迹進入星際介質。星際介質中的聲速較低，因此脈沖星的超聲速運動會在運動方向上産生一個弓形激波，使得脈沖星風雲呈現一個彗星狀的結構。在這個階段被加速的正負電子對比較容易逃出脈沖星風雲，進而在周邊星際介質中擴散，並通過逆康普頓散射産生被稱爲TeV伽馬射線脈沖星暈的延展源[28]。脈沖星暈首先由位于墨西哥的高海拔切倫科夫望遠鏡(HAWC)在Geminga與Monogem兩顆中年脈沖星周圍觀測到[29]。以Geminga爲例，該脈沖星的年齡約爲30萬年，距離太陽系約爲250 pc (parsec秒差距，1 pc=3.086×1018 cm)左右。根據這個距離換算，HAWC在Geminga周圍測到的延展源的物理尺度至少有20—30 pc，而其中心的脈沖星風雲尺度僅有0.2—0.3 pc。尺度上100倍的差距使得該延展源被認證爲一種有別于脈沖星風雲的新類型TeV伽馬射線源。該源的TeV伽馬射線面亮度分布隨著到源中心的距離迅速下降，擬合結果表明，需要在該脈沖星周邊星際介質中引入一個極低的擴散系數，比此前根據次級宇宙線的測量推測出的典型值低2—3個數量級。LHAASO于2021年報導了在脈沖星PSR J0622+3749周圍發現的一個類似的伽馬射線源LHAASO J0621+3755[30]。該脈沖星的年齡與功率都與Geminga相仿。LHAASO測量到的能譜更加精確，並且發現該源的能譜也延伸到了100 TeV之上。根據得到的面亮度分布推測出的周邊星際介質擴散系數與Geminga脈沖星暈的結果也在同一個數量級。如何解釋這麽低的擴散系數仍是一個有爭議的問題，但無論是哪一種情況，對伽馬射線脈沖星暈的精確測量可以幫助我們推斷當地星際磁場的性質並理解高能宇宙線在星際介質中的傳播。

3.3 年輕大質量星團

恒星按照光譜類型或者表面溫度可以分成不同類型，溫度最高的兩類叫做O型星和B型星。這兩類恒星的表面溫度超過1萬度，質量達到10倍太陽質量之上。這些大質量恒星的輻射光度可高達太陽的數萬倍甚至更高。強大的輻射壓將恒星的表面物質向外吹出，形成了強勁的星風，速度可達每秒上千公裏。在年輕的大質量星團中，上百顆這樣的大質量恒星擁擠在一個相對狹小的空間中(直徑1—10 pc)。恒星星風之間激烈的碰撞[31]或者與周邊星際介質的碰撞[32]産生了強激波與強湍流環境，爲粒子的加速創造了非常有利的條件(圖2)。與超新星遺迹的激波相比，雖然星風的速度要小于抛射物的初始速度，但這些大質量恒星可以在其幾百萬年或上千萬年的壽命內持續吹出高速的星風，使得粒子能夠在更長時間內獲得有效地加速。這也是要強調“年輕”星團的原因。包含了大量O型星與B型星的星團往往也被稱爲OB星團或OB星協，其中後者的質量比前者要小一些。

圖2 年輕大質量星團結構簡圖。紅色最外圈爲所有大質量恒星的星風集合(黑色箭頭曲線)與周圍星際介質相互作用産生的終止激波。內部黃色小圈表示大質量恒星的分布(中心致密，周圍稀疏)。放大圖中表示的是兩個彼此靠近且星風強度相當的大質量恒星星風相互作用産生的激波與接觸間斷，該結構在大質量星團中相當普遍，且多個大質量恒星星風相互作用形成的激波結構會更加複雜

在20世紀80年代初，一些學者[33，34]就已提出大質量恒星的高速星風可能作爲PeV宇宙線的加速源，但由于沒有觀測上的支持，在當時並未獲得學界廣泛的重視。近十年，由于對超新星遺迹的研究開始逐漸不支持它們作爲PeV宇宙線的起源，年輕大質量星團又開始獲得人們的關注。Aharonian等人[15]通過分析Fermi-LAT衛星的數據發現，一些年輕大質量星團的GeV—TeV伽馬射線的空間形態與銀河系的一些氣體團塊分布有相關性，暗示了這些伽馬射線輻射可能起源于高能質子與氣體的碰撞。此外，這些伽馬射線輻射的能譜較硬，也符合強子輻射的預期特征。HESS望遠鏡等甚高能伽馬射線望遠鏡在一些年輕大質量星團的方向也測到一些1—10 TeV有類似的特征的延展源[35]，但GeV—TeV能量的觀測並無法確證年輕大質量星團中有PeV質子的加速。LHAASO的觀測則有望回答這個問題。事實上，LHAASO目前已經觀測到多個超高能伽馬射線源與一些年輕大質量星團的方向一致。其中，在天鵝座(Cygnus)恒星形成區，LHAASO更是發現了一個被稱爲Cygnus Bubble的巨大超高能伽馬射線泡的存在[36]。

天鵝座恒星形成區包含了劇烈的恒星形成活動，在其他波段也有廣泛的研究。2011年，Fermi-LAT衛星在其中發現了一個延展尺度約爲2度的GeV伽馬射線源，被稱爲Cygnus Cocoon[37]。Cygnus Cocoon被認爲是恒星活動加速的高能質子與周邊氣體作用所産生的輻射。LHAASO探測到的泡狀結構在天球上的延展尺度至少爲6度。考慮到天鵝座恒星形成區距離我們約1.5 kpc，可知該泡狀結構的物理尺度至少達到150 pc。因此，Cygnus Cocoon可能只是該結構中心明亮的部分。LHAASO測量的光子能量範圍涵蓋了TeV—PeV，最高光子能量更是達到了史無前例的2.5 PeV，打破了之前同樣是LHAASO在該區域探測到的1.4 PeV光子的紀錄。該伽馬射線泡的空間形態也與周邊的氣體有較強的關聯性，在整個泡狀結構的範圍內分布著彌漫的原子氫氣體，此外LHAASO還在泡狀結構上看到兩塊“熱斑”，大小和方向與兩團巨分子雲一致。在泡狀結構的中心，伽馬射線亮度的空間分布相對于氣體的分布有一個明顯的超出，這表明了中心部分有大量宇宙線的注入。這一物理圖像強烈地支持了Cygnus Bubble是由位于其中心的天體加速出的宇宙線質子與周邊氣體作用所産生。此外，泡狀結構延展的尺度也排除了它是由電子逆康普頓輻射所産生的可能性。因爲電子的輻射效率即能量損失率很高，離開中心的加速源之後，電子的能量會在它們擴散到如此之大的尺度之前就消耗殆盡。

位于Cygnus Bubble中心附近的一個OB星協Cygnus OB2是目前看來最有可能加速這些高能質子的天體。該星協內星風的總動能達到1039 erg/s，根據LHAASO的分析結果，只需把Cygnus OB2星風動能的1%轉化爲宇宙線質子的能量就可以解釋觀測數據。值得一提的是，Cygnus Bubble的中心區域也存在其他一些有劇烈活動的天體，如微類星體Cygnus X-3和脈沖星PSR J2032+4127的雙星系統，雖然不能排除它們貢獻了一些從該方向上而來的光子，但這些天體不可能産生整個泡狀結構的輻射。這一點在3.4節中還會進一步說明。

LHAASO對Cygnus Bubble的探測可以說是宇宙線研究的一個裏程碑。該測量結果不僅首次定位了銀河系PeV宇宙線的一個加速源，更是首次探測到了能量在“膝”區之上的宇宙線的加速源，爲進一步理解“踝”區宇宙線的起源提供了重要的線索。

3.4 微類星體/星風碰撞雙星

微類星體是由一個致密天體與一個恒星組成的雙星系統。致密天體一般爲中子星或者黑洞，它靠著強大的引力吸積恒星的物質並驅動相對論性的噴流(圖3(a))。與星系級的黑洞—噴流系統相似，微類星體中也有多個可能的粒子加速區。一種可能是在噴流頂端與外部介質碰撞産生的激波處，類似于射電星系噴流頂端的巨大射電瓣；另一種可能是噴流內部致密區域的耗散過程(如內部碰撞或者磁重聯)，類似于耀變體中的小團塊。

圖3 (a)微類星體結構簡圖。左側爲伴星及其被吸積産生的物質流，右側爲致密天體(中子星或黑洞)及其吸積伴星物質産生的吸積盤和相對論性噴流結構。噴流的頂端與外部介質相互作用使得噴流減速並産生輻射。黑色橢圓爲致密天體的運行軌道(以伴星爲參考系)；(b)星風碰撞雙星結構簡圖。伴星(Be恒星)周圍紅色暈爲其恒星盤，箭頭表示其星風。脈沖星吹出的星風(綠色箭頭)被伴星星風壓縮，在終止激波外形成彗星狀的脈沖星風雲(淺藍色區域)

目前已知的具有穩定甚高能伽馬射線輻射的微類星體僅有SS 433。該天體由一個10—20倍太陽質量的黑洞與一顆30倍太陽質量左右的伴星組成。射電觀測發現一對噴流以0.26倍的光速沿著相反的方向從黑洞噴出，動能光度高達1039 erg/s[38，39]。在噴流傳播方向距離中心黑洞20—30 pc處，射電與X射線波段上都觀測到了熱斑，望遠鏡HAWC與HESS也在該位置探測到了1—10 TeV左右的伽馬射線[40，41]，推測爲噴流頂端與外部介質相互作用而産生激波的位置。HESS的測量發現輻射的形態與能量相關，能量越高輻射的中心位置越接近，這樣的形態變化支持輕子輻射起源(即電子的逆康普頓散射過程)。LHAASO對SS 433的測量表明其是一個超高能伽馬射線源，能譜延伸至200 TeV，其輻射機制是否仍然是輕子起源還有待LHAASO的進一步分析。

另一個可能具有超高能伽馬射線輻射的微類星體是上一小節提到的Cygnus X-3。Cygnus X-3的中心致密天體的類型還不確定，但在射電波段會時不時觀測到其有一些小尺度的噴流産生，且噴流的形態具有非對稱性。有時只能觀測到致密天體一側的噴流[42]，有時能看到雙側的噴流但亮度有明顯的差異[43]。這說明噴流的指向可能很接近觀測者的視線方向，從而受到多普勒效應的影響使得遠離我們的那一側噴流的輻射強度大大降低。這樣的性質與SS 433中穩定、雙向、對稱的噴流有很大不同。如果說SS 433是射電星系的迷你版本，Cygnus X-3則可能是耀變體的迷你版本。早在20世紀80年代初，一些地面陣列就報道過從Cygnus X-3方向探測到了PeV伽馬射線輻射，且信號受到雙星系統軌道周期的調制[44]。但對該天體後續的測量一直沒有確認這樣的超高能輻射，因此很多人開始懷疑是由于儀器或是數據處理的問題産生了虛假的信號。LHAASO目前並沒有顯著地觀測到Cygnus X-3的信號，但其正好處于Cygnus Bubble的中心附近，且在其方向的0.1度範圍內有兩個能量達PeV的光子事件，這究竟是一個巧合還是Cygnus X-3真的輻射出PeV伽馬光子，還有待LHAASO進一步的觀測與數據分析。值得注意的是，Cygnus X-3雖然方向在Cygnus Bubble的中心附近，但其距離要比天鵝座恒星形成區更遠，大約是9 kpc左右，因此Cygnus X-3最多只能解釋從Cygnus Bubble中心區域而來的少部分光子。隨著觀測數據量的不斷積累，LHAASO對微類星體的觀測有助于理解黑洞噴流系統中發生的極端物理過程。

還有一類可能作爲超高能伽馬射線源的雙星系統是星風碰撞雙星(圖3(b))。這種雙星系統也由致密天體與伴星組成，其中致密天體一般是脈沖星。與微類星體不同的是，這類雙星系統中沒有噴流，但伴星一般具有強大的星風。脈沖星與伴星相互繞轉時，脈沖星風與恒星風的激烈碰撞産生了激波從而加速高能粒子。前文提到的脈沖星PSR J2032+4127的雙星系統就是這樣的一個超高能伽馬射線源，它是由相互繞轉的一顆1—2倍太陽質量的脈沖星與一顆約15倍太陽質量的B型發射星組成。同樣是在Cygnus Bubble中心附近，但與Cygnus X-3的微弱信號不同，在100 TeV以下的能量段，該雙星系統的輻射非常明亮，只有在數據處理上對其輻射進行扣除後，我們才能看到Cygnus Bubble的存在。但另一方面，該雙星系統的輻射流量在超高能段隨光子能量的增加衰減得非常迅速，這十分符合受到克萊因—仁科效應抑制的電子逆康普頓輻射的特征。因此，該雙星系統雖然與天鵝座恒星形成區距離一致，但Cygnus Bubble與其沒有太多關聯。值得一提的是，該雙星系統的軌道周期大約爲50年[45]，最近一次近星點在2017年，甚高能伽馬射線望遠鏡VERITAS與MAGIC在當時看到了其TeV輻射的顯著增強[46]。目前脈沖星與伴星的距離正在不斷增加，這可能使得雙星系統的輻射不斷減弱。LHAASO對該系統的長期監測將在超高能段開辟一個新窗口幫助我們更加全面地理解碰撞星風雙星系統的演化。

04銀河系彌散伽馬射線輻射

除了各類天體産生的超高能伽馬射線輻射，彌漫在銀河系內的強子宇宙線與星際介質的質子—質子碰撞也能夠産生超高能伽馬射線，這使我們在地球上觀測到的整個銀道面呈現出一片彌散的伽馬射線輻射(galactic diffuse gamma-ray emission，DGE)。DGE在GeV伽馬射線波段已經由Fermi衛星給出了精確的測量[47]。在TeV—PeV能量段，多個探測器也已經對DGE進行過一些測量[48—50]。而LHAASO的高靈敏度以及大接收面積使其對DGE的測量達到了更高的精度[51]。一方面，這是由于LHAASO能夠解析出更多的天體源，這樣在測量DGE時可以將這些天體的輻射扣除；另一方面，在將已知天體源所在的天區扣除掉之後，LHAASO仍然能夠收集到足夠多的事例以進行對DGE能譜與空間形態的分析。LHAASO于2023年報道了在10 TeV—1 PeV能量段對銀經15°—235°、銀緯±5°度範圍內DGE的測量結果。與宇宙線—星際介質相互作用模型預期的結果不同，LHAASO探測到的DGE整體流量比理論值超出1—2倍，且空間亮度的分布也與理論預期不一致。這說明要麽宇宙線的傳播理論需要重大的修改，要麽銀河系中存在一些目前尚未發現的超高能伽馬射線源，其貢獻了這部分額外的DGE。後者是一種很自然的可能性。前文介紹的各類別的天體中必然存在距離地球較遠或者本身光度較低的個體。這些較爲暗弱的天體無法被LHAASO以及其他探測器識別爲源，因而它們本身的輻射便會被歸入DGE之中。在這些暗弱的天體中，究竟是哪一類天體對DGE的貢獻占主導目前還沒有結論。一些研究提出，如果每個中年脈沖星周圍都能産生脈沖星暈，那麽這類天體可能會對DGE在100 TeV之下有較強的貢獻[52]。因爲脈沖星暈的輻射來自于電子/正電子的逆康普頓散射，在這種情況下DGE中有很大一部分輻射來源于輕子輻射過程而不是傳統認爲的強子輻射過程。此外，類似于Cygnus Bubble這種巨大的泡狀結構也可能貢獻了DGE的超出部分。根據LHAASO對Cygnus Bubble的面亮度分布可以推測出，從中心加速源注入的宇宙線使得周邊星際空間中的宇宙線密度超出了銀河系的平均宇宙線密度，理論模型預期的密度超出範圍要比觀測到的泡狀結構的尺度更大。而LHAASO團隊在分析DGE時僅把Cygnus Bubble區域的輻射進行了扣除，在其之外區域的輻射則會計入到DGE中。如果銀河系中的其他恒星形成區也存在類似的巨型泡狀結構，便有可能解釋測量到的DGE超出。

05總結與展望

LHAASO開辟了在超高能伽馬射線能段對宇宙的新觀測窗口。該能量段對天體的觀測是我們了解宇宙中極端條件下極端物理過程的重要探針。LHAASO探測到的超高能伽馬射線源無論是種類還是數量都比預想的更多，揭示了一些天體此前不爲人知的另一面，也表明銀河系比我們原先認爲的要更加活躍。在這些探測到的超高能伽馬射線源中，必然包含著一些PeV宇宙線的起源天體。盡管目前能夠確認的加速源僅有天鵝座恒星形成區，但隨著LHAASO觀測時間的增加，我們對目前已知源的性質將會有更加清晰的理解。此外，輕子起源和強子起源的超高能伽馬射線源在X射線波段的輻射性質也會有較大的區別。我國近期發射的愛因斯坦探針衛星可以對LHAASO源進行協同觀測，幫助證認PeV宇宙線的起源天體。我們可以期待在可見的未來，中國的天文學儀器能夠對銀河系宇宙線這一重要科學問題作出解答。

作者：柳若愚 李朝明

(南京大學天文與空間科學學院)