核天體物理學和尚待解決的重大疑難問題

1、核天體物理學和尚待解決的重大疑難問題內(nèi)容引言：核天體物理學及其重大疑難問題II. II型超新星的爆發(fā)機制問題?III我對超新星爆發(fā)機制的新觀點與新建議(2004)IV高速中子星的物理本質?（我的新模型, 2003）V脈沖星 Glich 的本質?（我的新模型, 2004）VI 星際26Al天體起源問題?（我的觀點, 1992 ）VII. 極端超高能宇宙線的天體起源問題?（我的模型, 2002）VIII太陽中微子問題與中微子振蕩!引言核天體物理學及其重大疑難問題核天體物理學范疇核天體物理學: 廣義:同(理論與實驗)核物理學(包括粒子物理學)相關的天體物理研究領域。狹義:直接核(粒子)物理學理論與實

2、驗結果密切相關的天體物理領域。主要內(nèi)容: 恒星內(nèi)部熱核燃燒與演化研究 元素核合成研究 1)宇宙早期核合成研究( A70)核合成: a) 慢中子俘獲過程(s-過程); b) 快中子俘獲過程(r-過程); c) 快質子俘獲過程(rp過程)(續(xù))星系化學演化學 星際空間中各種放射性核素的天體來源; 各種星體元素豐度反常的物理原因 隕石化學異常 的研究 兩類超新星(及新星)爆發(fā)物理學兩類x射線暴機制暴機制 中子星(內(nèi)部)物理學和奇異星的研究 太陽中微子問題 超高能宇宙線的天體起源核天體物理學的重要性與國際狀況 核天體物理學是現(xiàn)代天體物理學的一個重要分支。先后已有6人獲得諾貝爾獎金(包報2002年的兩位

3、獲獎者)。在大規(guī)模核裁軍之后，西方國家龐大的核物理研究機構解體與轉變研究方向。特別在1986年核天體物理學兩個爆炸性新聞(大量放射性元素星際26Al的發(fā)現(xiàn)以及核反應截面的重新確定)致使整個大質量恒星演化研究重新改寫之后，在美德日等國家大力支持下, 實驗核天體物理迅猛發(fā)展。國際會議每至少兩、三次以上。近年來天體物理觀測(例如隕石化學分析、恒星與星系化學元素豐度測定、各種手段的空間光譜與X-射線譜線的觀測) 獲得飛躍發(fā)展。(續(xù))由于天體內(nèi)核反應截面的實驗不確定性給天體物理理論研究帶來相當大的困難與不確定性。例: 10-4 (1988 以前估計) 104 (1988 )在理論上存在著許多重要疑難問題

4、，有不少則屬于天體物理和理 論物理界共同關注的重大疑難問題。核天體物理研究機構西方先進國家核天體物理學的研究歷史己在五、六十年以上。發(fā)達國家?guī)缀醵贾辽儆惺畮讉€(或二、三十個)研究小組從事核天體物理學各個不同方面的研究:包括核天體物理實驗、隕石分析、天體(恒星、星系)元素豐度的測定以及前述各方面的理論研究(包括數(shù)值模擬計算)。參與研究的單位涉及天體物理學界、核物理學界以及地學界(隕石分析)。我國的研究小組南京大學天文系(1980 ):( 彭秋和小組、戴子高) 核天體物理學各個方面的理論研究北京應用數(shù)學所(1983 2000): SNII 爆發(fā)機制數(shù)值模擬計算研究北京師范大學天文系(1990 )

5、: SN統(tǒng)計研究與SNIa模擬計算研究 國家天文臺 (1988 ) : 恒星化學豐度的觀測測定;超新星觀測北京大學天文系(2000徐仁新): (裸)奇異星華中師范大學(2002鄭小平小組): (帶外殼)奇異星河北師范大學物理系(1990 張波小組(同彭秋和合作): AGB星核合成與元素豐度研究 西華師范大學物理系(1995 羅志全(同彭秋和合作,): 超新星核心內(nèi)電子俘獲過程研究核物理研究所上海原子核研究所(1990-1992, 彭秋和合作); 恒星內(nèi)熱核反應(12C + 12C, 16O + 16O, 14N + 16O )研究蘭州近代物理研究所(1993) 19Ne(p,)20Na 反應截

6、面(間接)研究北京原子能研究院(白希祥小組、陳永壽小組、姜山小組, 1995 年以后開始轉向實驗核天體物理學研究: 天體熱核反應實驗研究。2002年開始出成果。例: (吳開謖): 13C(, n)16O (中子源)截面研究 (舒能川): 3He(, )7Be(, )11C( p, )12N(+)12C 截面研究姜山小組:直接進行實驗, 驗證、支持彭秋和提出的合成星際26Al的核反應途徑預言 (1995), 實驗在2004年初獲得初步成果。核天體物理學重大疑難問題整個天文學和理論物理學共同關注的重大疑難問題有:超新星爆發(fā)機制問題: 理論上至今仍然無法模擬II型超新星的爆發(fā) 中子星(脈沖星)方面的

7、重大疑難(核天體物理)問題: 1)高速中子星的起因? 2)年輕脈沖星Glitch現(xiàn)象產(chǎn)生的物理原因? 星際 26Al的天體起源問題? 極端超高能宇宙線的天體起源? 太陽中微子問題 中微子振蕩 暴的產(chǎn)生機制?奇異星? 裸奇異星?重元素核合成的r-過程?許多重要熱核反應反應率(截面)的不確定性及其對天體物理過程(例: rp-過程、s-過程、大質量恒星晚期熱核演化)的影響?II. II型超新星的爆發(fā)機制問題一、超新星爆發(fā)機制問題1. 核心坍縮型超新星(SNII、SNIb,、SNIc)2. 吸積白矮星的熱核爆炸型超新星(SNIa)超新星分類大質量恒星熱核演化結束硅燃燒階段結束 M(12-25)MH-包

8、層H-燃燒殼層He-燃燒殼層C-燃燒殼層Ne-燃燒殼層O-燃燒殼層Si-燃燒殼層Fe 核心T (3-5)109K 3109g/cm3導致大質量恒星(演化結束時)核心坍縮的主要物理因素引起SNII( SNIb、SNIc )核心坍縮的首要物理因素是電子俘獲過程(EC)當(光子致使鐵原子核碎裂反應只是輔助因素)引起吸積白矮星坍縮(導致SNIa 爆發(fā))主要因素是廣義相對論效應。導致超巨質量恒星坍縮的主要因素是電子對湮滅為中微子對過程 II型超新星核心的坍縮內(nèi)核心:同模坍縮Vr r(亞聲速區(qū))外核心:自由坍縮Vr Vff/2M內(nèi)核心 0.6 M內(nèi)外核心交界面附近:Vr (1/8 1/4) c (光速)超

9、新星核心坍縮與反彈隨著星體坍縮的進行，星體中心的密度迅速增長。一旦它達到原子核密度 nuc (nuc = 2.81014 g/cm3) 以上，核子的非相對論簡并壓強超過了電子的相對論簡并壓強，物質狀態(tài)方程 P 中的多方指數(shù)=5/3, 變成了穩(wěn)定的系統(tǒng)，不再坍縮。但由于慣性，直到中心密度達到 (2-4)nuc時，內(nèi)核心的坍縮才完全中止。而內(nèi)核心外圍的物質卻繼續(xù)以超音速坍塌，它們猛烈地撞擊在突然停止坍縮的堅硬的內(nèi)核心上，因而在內(nèi)核心外不遠處立即產(chǎn)生一個很強的向外行進的反彈激波，其能量高達 Eshock 1051-52 ergs。光裂變反應導致反彈激波的能量損耗反彈激波的巨大能量是由星體核心在坍縮過

10、程中釋放出的自引力勢能轉化而來的。激波波陣面后的溫度上升到 1011K 以上，平均熱運動能量高達 10 MeV, 超過了56Fe 平均每個核子的結合能( 8.8MeV)。鐵族元素的原子核很快地被熱光子打碎:(1 foe = 1050 ergs )能量耗損率瞬時爆發(fā)機制失效的原因如果則激波可以沖出外核心。而且當它完全摧毀外核心的全部鐵核以后，初始激波能量只要尚能剩下1%以上的能量(即 1049ergs),殘留的激波就可以把整個星幔和大氣拋向太空，形成超新星的爆發(fā)。 瞬時爆發(fā)機制。如果特則當上述反彈激波尚未穿透外核心之前，激波能量全部都消耗在鐵核光致裂解的過程中。它不可能把星幔和大氣層吹散。不會導

11、致超新星的爆發(fā)。而且由于核心外圍的星幔和大氣繼續(xù)問中心墜落，原來向外行進的反彈激波轉變成為一個吸積駐激波。也就是說，這種情形下，瞬時爆發(fā)機制失敗。結論:瞬時爆發(fā)機制能否成功的關鍵在于反彈激波能量的大小以及它的外(鐵)核心的質量是否過大?兩種探討途徑;1)設法增加反彈激波能量 例如，為使核心坍縮得更為致密(釋放更多的自引力能),人為地選取過小的原子核壓縮模量系數(shù) K 130 (核物理實驗值 K 210-220)2)反復地修改大質量恒星爆前演化模型，以圖拼命地降低外鐵(核心)質量 迄今對所有合理的模型計算而言，瞬時爆發(fā)機制是不成功的 (鐵)核心的質量太大。 中微子延遲爆發(fā)機制為了解釋瞬時爆發(fā)的困難

12、，Wilson(Bowers, Wilson, 1985)等人提出了中微子的延遲爆發(fā)機制。他假定新生中子星在秒內(nèi)產(chǎn)生大量(1052ergs以上)的中微子流。它同物質相互作用，中微子流的動量沖壓導致超新星爆發(fā)本圖描述了反彈激波在停止后景象。Rs 為激波所在的位置，此處物質以 Vff 的速度向下降落（速度接近自由落體）。物質經(jīng)過激波的減速之后，以較為緩慢的速度經(jīng)過加熱和冷卻區(qū)向新生中子星的表面運動。R :中微子球半徑, Rns :新生中子星的半徑。Re: 加熱和冷卻相平衡處的半徑。中微子延遲爆發(fā)機制中兩個尚未解決的關鍵問題 1)新生的高溫中子星能否在非常短的時標內(nèi)產(chǎn)生如此巨大的中微子流?產(chǎn)生如此強

13、大的中微子流的具體物理過程是什么?(凝聚的中微子發(fā)射? 核物質向(u,d)夸克物質的轉化? 均未成功) 2)即使在極短時標內(nèi)出現(xiàn)了強大的中微子流，它們同物質相互作用究竟能否產(chǎn)生如此強大的向外沖壓，導致超新星的爆發(fā)，而且爆發(fā)物質向外的初始速度高達 104 km/s 左右，爆發(fā)總動能否達到 1049 erg?我們的研究 :巨大中微子流如何在瞬間產(chǎn)生?1995年，我們南京大學研究小組(Dai Z. Peng Q. and Lu T. ApJ., 1995,440:815)提出了由超新星坍縮核心形成的高溫中子星內(nèi)相繼出現(xiàn)的核物質-(u,d)兩味夸克-(s,u,d)三味夸克的相變過程u + e- d +

14、e , u + e- s +e , u + d u + s 將在短于1微秒的時標內(nèi)產(chǎn)生大量中微子流，其平均能量為10MeV左右，總能量達 1052erg 以上。這種相變過程導致星體核心區(qū)出現(xiàn)負熵梯度引起內(nèi)外物質的Schwarshild對流將使這強大中微子流向外輸送,迅速抵達中微子球表面。我們提出的這種機制大大有利于中微子延遲爆發(fā)機制。在我們的初步探討中，我們用理想Fermi氣體作為夸克系統(tǒng)的最簡單模型。很快地，印度德里大學的一個研究小組在我們研究的基礎上，進一步計入了夸克之間相互作用，發(fā)現(xiàn)中微子流量將更加增強1/4左右。這方面研究還在深入之中。我們這篇論文也己成為最近幾年人們探討奇異(夸克)星

15、的奠基性論文之一。例如, Kernen et al.,2004, astro-ph/0406448 “ Neutrino emission and mass ejection in quark novae”中微子延遲爆發(fā)機制中仍然未解決的關健問題中微子流能否激活強大的向外激波? 迄今仍然也是懸案。人們不僅考慮了己知各種基本粒子( e-, e+, p, n, , 0，,以及 16O等原子核)同中微子的相互作用，而且還探討了在致密等離子體中，中微子振蕩有可能引起這種相互作用的增強。但上述中微子流仍然無法產(chǎn)生如此強大的沖壓。也就是說，即使中微子延遲爆發(fā)機制，迄今在理論上人們也仍然無法自洽地實現(xiàn)超新星

16、的爆發(fā)。(向外爆發(fā)總動能達到 1049 erg 以上)最近關于核心坍縮型超新星爆發(fā)的爭論Buras et al., 2003, Phys. Rev. Lett., 90 No. 24, 241101 “Improved Models of Stellar Core Collapse and Still No Explosions:What is Missing?”M.Liebendrfer, 2004, arXiv:astro-ph/0405029 “Fifty-Nine Reasons for a supernova to not Explode”Motizuki, Madokoro and

17、 Shimizu,arXiv:astro-ph/0406303 “Core-Collapse Supernovae Induced By Anisotropic Neutrino Radiation” “Prolate explosions caused by globally anisotropic neutrino radiation is the most effective mechanism of increasing energy when the total neutrino luminosity is given”.關健問題在于: 各向異性的中微子輻射的起因? 作者猜測: 超新

18、星的前身星可能是快速旋轉的 大質量OB 星(Be 星: P 1 day, V(R) 200km/s)?但是，M(10-25) M 范圍內(nèi)的Be 星的誕生率遠比超新星爆發(fā)頻率要低7個量級。作者還猜測,中微子輻射的非各向同性也可能來自強磁場下新生中子星吸積的不對稱性或新生中子星內(nèi)部對流引起的?結論:超新星爆發(fā)的機制仍然是謎?III 我對超新星爆發(fā)機制的新觀點與新建議(Nucler Physics A738(2004)515-518)現(xiàn)有流行觀念: SN核心快速坍縮的開始時刻是由廣義相對論效應決定, 判據(jù)為 Mch Mcore(Fe) ( Mch Ye2 , 隨著電子俘獲過程的大量進行，Ye , 因

19、而Mch )。 關鍵在于:一旦上述條件達到，整個鐵核心都進入快速坍縮階段，其結果是: Mcore(Fe) 太大，使得瞬時爆發(fā)機制失效。我的觀念: (Nucler Physics A738(2004)515-518)大質量恒星核心大規(guī)?？焖偬s的臨界點的判據(jù)應修改為:星體核心內(nèi)原子核56Ni上電子俘獲過程非常迅速，其特征時標短于流體動力學時標:超新星核心坍縮與爆發(fā)圖象的新建議A) 核心坍縮圖像的關鍵性改變:上述快速坍縮判據(jù)把坍縮中的超新星鐵核心劃分為快速坍縮核心和較為緩慢收縮的外核心。滿足上述判據(jù)的快速坍縮核心并不是整個鐵核心，只是它的一部分(中心部分)。因而，快速坍縮的鐵核心質量明顯小于整個鐵

20、核心質量。外鐵核心也向內(nèi)收縮，但其坍縮速度遠低于快速坍縮的鐵核心的坍縮速度。推斷:在快速坍縮的鐵核心與較為緩慢收縮的外核心之間存在一個 “真空區(qū)”, 其物質密度遠遠低于內(nèi)、外兩側。B)反彈激波沖出坍縮核心由于快速坍縮鐵核心質量明顯小于整個鐵核心質量, 因而瞬時爆發(fā)機制成功的條件 M外核心 1052 erg/s,中微子的平均能量約為 10 MeV。這個中微子流實際上可以追上外行反彈激波C)外行激波與中微子流的真空膨脹階段在真空區(qū)，向外行進的激波中的輻射場以及中微子輻射流都經(jīng)歷 “真空膨脹”過程，其中，它們的總能量分別保持常數(shù): Etot= aT4(4/3)R3 =const.因此， 中微子流中的

21、中微子、激波中的光子平均能量降低規(guī)律為 kT (Ri/Rf)3/4 (kTi); Ti 1011K, (Ri/Rf) 1/20, Tf 1011K, kTf 1MeV激波波陣面后的熱光子、中微子流中的中微子的平均能量降到1MeV以下，不能擊碎鐵原子核(即不會發(fā)生光致裂變反應和中微子誘導核裂變反應)。但是，憑著輻射壓及中微子同鐵原子核之間的相干散射產(chǎn)生的沖壓，將整個星體外層(包括鐵核心的外層、星幔和大氣包層)急劇地吹爆，形成超新星爆發(fā)。D) 超新星的爆發(fā)中微子在原子核上的相干散射截面為 1.610-44(sinW)4 A2 (E/MeV)2 cm2W: Weinberg 角 A: 原子核的原子量

22、憑借輻射壓及中微子同鐵原子核之間的相干散射產(chǎn)生的沖壓，將整個星體外層(包括鐵核心的外層星幔和大氣包層)急劇地吹爆，形成超新星爆發(fā)(Q.-H. Peng, 2004, Nuclear Physics A738, 515)我們正在組織具體的數(shù)值模擬計算，初步的計算表明，按這種模式，超新星的確能夠爆發(fā)。I. 高速中子星的物理本質 （我的新模型, 2003）高速中子星問題94顆高速脈沖(單)星的空間速度分布V (km/s) 脈沖星數(shù) 所占百分比 100 71 3/4 300 36 38% 500 14 15% 1000 5 5%約10%的 高速脈沖星 v 800 1000 km/s! 為什么?前身星(

23、大質量主序星): v (20 50) km/s 超新星不對稱的爆發(fā)或發(fā)射(輻射或中微子)導致非常巨大的 “kick”?迄今四大類模型(包括利用中微子振蕩理論, 大多要求1015-1016高斯的超強磁場)，均未成功。這是35年來脈沖星研究中尚未解決的重大疑難問題之一。NSV(超流渦旋中子體)中微子噴流火箭模型(彭秋和, 2003, 在25屆IAU大會中 “年輕脈沖星”會議上的口頭報告)模型的基礎: 1980-1982年間，彭秋和等人曾提出新生中子星內(nèi)處于超流(高量子態(tài))渦旋運動的中子體系會不斷發(fā)射中微子。這種效應不僅會使中子星自轉減慢(Peng et al. 1982;支持我們理論的文獻見Mal

24、ov,2001)。從此出發(fā)，我們進一步提出，由于中微子的左旋不對稱性質，中微子噴流的反沖導致了新生脈沖星的加速。其主要結果: 加速時標: 200-300 years 中子星能夠達到的最大速度同它的初始周期緊密相關 Vmax 1000 km/s 當 P0 100 km/s 當 P0 2500 km/s 當 P0加速方向沿中子星自轉軸方問，Crab PSR 和 Vela PSR的觀測 正好同模型預言相一致。 中子星的加速曲線P/P0V(Km/s). 脈沖星 Glich 的本質（我的新模型, 2004）年輕脈沖星的Glitch現(xiàn)象脈沖周期平穩(wěn)地增長背景上偶然地脈沖周期會突然變短(周期變化幅度為10-

25、6-10-10),隨后較之前更迅速地變慢，持續(xù)直到恢復過去的周期增長率。這種現(xiàn)象稱為Glitch現(xiàn)象。Vela PRS 和Crab PSR, 3-4年出現(xiàn)一次。后來陸續(xù)發(fā)現(xiàn)更多的脈沖星出現(xiàn)微Glitch現(xiàn)象(周期變短幅度低于10-12)。迄今己觀測到19顆Glitch 脈沖星。其中， Vela PSR 已呈現(xiàn)11次glitch現(xiàn)象，PSR1737-30呈現(xiàn)了 9次glitch現(xiàn)象。glitchPtGlitch:脈沖周期突然變短現(xiàn)象脈沖星 Glitch物理原因的研究1. 星震模型(Baym, 1969); 2.核(心)震模型(Pines et al., 1972);3.超流渦絲隨機滑動模型(An

26、derson and Ruderman,1984); 4. 中子超流渦絲-質子超導磁通管扭纏模型 (Ruderman, Zhu and Chen, 1998)迄今均未成功。這是脈沖星(中子星)自發(fā)現(xiàn)(1967)以來尚未解決的重大疑難問題之一。我們相應的研究工作:各向異性的中子超流渦旋的磁偶極輻射 中子星的加熱機制 (Peng, Huang & Huang, 1980 ; Huang, Lingenfelter, Peng and Huang, 1982)原理: 3P2 中子Cooper對具有磁矩,在回旋運動中它產(chǎn)生(x-射線)輻射。被中子星物質吸收而使中子星加熱。彭秋和, 2004, “脈沖星

27、周期突變的3P2中子超流渦旋相振蕩模型”Glich現(xiàn)象的物理原因3P2中子超流狀態(tài)的相變溫度: kT= n(3P2 ) 0.05 MeV, T108K:隨著中子星的冷卻，T, 當 T= T 時, 正常中子流體相 3P2 中子超流渦旋態(tài)的相變3P2 中子超流渦旋的磁偶極輻射產(chǎn)生(x-射線)輻射。被中子星物質吸收而使中子星加熱。對年輕脈沖星，超流渦旋量子數(shù)很高，磁偶極輻射很強，使中子星加熱率超過中子星的冷卻率，反而使溫度上升。一旦溫度回升到 T T 時,則3P2 中子超流渦旋態(tài)立即消失。 3P2 中子超流渦旋態(tài) 正常中子流體相 一旦中子超流相返回正常中子流體相之后, 內(nèi)部快速旋轉的整個中子流體系統(tǒng)

28、將通過較強的耦合作用帶動外部慢速旋轉的殼層使它突然加快旋轉導致了中子星整體磁球(包括殼層)的轉動突然加快，呈現(xiàn)出Glitch現(xiàn)象。 年輕脈沖星的多次反復 Glitch的原因上述相變振蕩過程及其相關物理過程反復發(fā)生與出現(xiàn): 3P2 NSV產(chǎn)生磁偶極輻射(X-ray) 加熱中子星內(nèi)部 溫度上升達到相變溫度T(3P2(n) 從3P2中子超流狀態(tài)經(jīng)歷突然相變返回正常中子(Fermi)狀態(tài) Glitch (由于某些冷卻物理過程) 溫度下降在非常短的時間間隔內(nèi)溫度下降到相變溫度T(3P2(n)以下 再次相變到 3P2 SNV由于上述相變反復 3P2 NSV 態(tài) 正常中子 (Fermi) 流體 3P2 NS

29、V的時間間隔t非 常短，而且貯藏在短暫過渡的中子經(jīng)典湍流渦旋狀態(tài)中的角動量仍然非常高，因而下一次 3P2 NSV 的渦旋量子數(shù) n2(3P2(n), 也很高，但它低于上一次 3P2 NSV 的渦旋量子數(shù) : n2(3P2(n) Ecut )的質子 將嚴重地損失能量, 使得高能宇宙射線的傳播距離 D 50 Mpc 因此，GZK斷言，宇宙射線中不會出現(xiàn)能量高于Ecut的超高能粒子(質子)。但是，觀測并未呈現(xiàn)GZK 截斷。不僅如此，觀測發(fā)現(xiàn)，E 1020eV 的 UHECR的流量仍然相當高。極端超高能宇宙線的能量與流量 E(eV) 1019 41019 1020 N(E) 581 57 8(Expo

30、sure: m2 s sr (AGASA記錄, 到 2000年5月) N(E) 24 , E 1020 eV (直到 31020 eV) (P.L. Biermann(2001)最高的兩次超高能事件為: 3.21020 eV (由 Flys Eye 探測到) 2.11020 eV (由 AGASA探測到) 流量: F( E1020 eV) 1 particle (km)-2(100yr)-1 (1-3)10-20 particles cm-2sec-1 410-30 GeV-1 cm -2 sec-1 極端超高能宇宙線的天體起源是當前最令人迷茫的理論課題之一已經(jīng)提出的超高能宇宙線天體起源模型大

31、致有:ISM - SN模型: 超新星爆發(fā)拋射的能量較高的帶電粒子在星際介質中被加 速。粒子可加速到100 Z TeV (TeV =1012eV)b) wind - SN模型: 超新星爆發(fā)拋射的能量較高的帶電粒子注入到該超新星爆發(fā)前 的前身星的強大星風中被加速。粒子可加速到100 Z PeV 以上。 (PeV =1015eV) 它可能對直到 31018 eV的各種能量的高能宇宙線都有重要貢獻。 具體加速機制為Fermi加速,激波加速和等離子體湍動加速的聯(lián)合作用。c)射電星系的熱斑模型:(Hillas, A.M., Ann. Rev. Astron. Astrophys. 22 (1984) 42

32、5; Biermann, P.L.& Strittmatter, P.A., ApJ., 322(1987)643)問題:距銀河系50Mpc以內(nèi)的有效射電星系僅有 M87 一個星系，難以說明極端超高能宇宙線基本各向同性的分布。為此，作者假定該射電星系的磁場達10-2gauss, 高于通常射電星系磁場強度估計值的103倍，難以接受。d)新生毫秒脈沖星(高速旋轉、強磁場)的高速星風被磁重聯(lián)方式(類似于太陽耀斑)加速(Blasi et al., 2000) e)鐵質小行星同中子星碰撞模型(C. Litwin and R. Rosner, 2001) 以上都是Bottom-Up模型 粒子物理學模型Top-Down 模型宇宙早期對稱性破缺產(chǎn)生topological defects, superheavy relic particles, 這些粒子的衰變產(chǎn)生高能粒子。致命缺點: 流量太低, 而且, 不確定因素太多。高速旋轉的含磁單極