喷流-红巨星相互作用产生河外高能中微子：KM3-230213A事件的启示

本刊编辑推荐：为解决PeV（1015 eV）高能天体物理中微子起源难题，研究人员针对KM3NeT合作组探测到的220 PeV极高能中微子事件KM3-230213A，开展了其与活动星系核（AGN）喷流中激波加速质子相互作用的专题研究。通过分析误差区域内三个AGN耀变候选体的多波段观测数据，并结合pγ（质子-光子）相互作用模型，研究结果表明PMN J0606-0724因其在 neutrino 到达时间附近显著的射电耀发而成为最可能的对应体。该研究提出了一种喷流与红巨星（RG）相互作用的瞬变事件模型，揭示了AGN喷流通过加载重子并利用外部光子场（如红巨星光球或尘埃环的IR光子）产生PeV中微子的物理机制，对理解极高能宇宙线起源具有重要意义。

　　

在浩瀚的宇宙中，高能中微子如同神秘的信使，携带着宇宙中最剧烈能量过程的信息穿越星际空间抵达地球。然而，这些能量可达PeV（10¹⁵ 电子伏特）量级的极高能中微子的确切起源地，一直是天体物理学领域悬而未解的难题。近年来，越来越多的证据表明，它们可能与活动星系核（AGN）中接近光速运动的相对论性喷流有关，特别是视线方向与喷流方向几乎重合的耀变体（blazar）。尽管对费米2LAC耀变体样本的叠加分析显示，整个耀变体种群对弥漫TeV-PeV中微子通量的贡献至多只占10-20%的次要份额，但它们仍被认为是最有可能产生个别高能中微子事件的候选天体。理论模型预测，AGN喷流中的相对论性质子与周围密集光子场发生光致π介子（pγ）相互作用，可以产生PeV能区的中微子。2023年2月23日，KM3NeT中微子天文台探测到一个能量高达220 PeV的中微子事件KM3-230213A，这在天体物理中微子天文学领域具有里程碑意义，因为它是首次观测到预言在pγ相互作用背景下产生的PeV中微子。该事件的发现为深入研究高能中微子的产生机制和其宇宙学起源提供了宝贵契机。

为了揭示KM3-230213A的起源，由G. Fichet de Clairfontaine、M. Perucho和J.M. Martí组成的研究团队在《皇家天文学会月报》（Monthly Notices of the Royal Astronomical Society）上发表了他们的研究成果。他们旨在通过详细分析该中微子事件，约束其源头的物理条件，并评估KM3NeT合作组在误差区域内识别出的三个表现出多波段耀发活动的AGN候选体（0605-085、PMN J0606-0724和MRC0614-083）作为中微子对应体的合理性。

研究人员首先基于pγ相互作用的物理图像推导了产生观测中微子所需的质子分布、光度和能量密度等关键参数。他们假设中微子由质子与光子通过Δ⁺(1232 MeV)共振产生，并利用中微子能量E_{ν, obs} ≥ 220 PeV和观测流量E_{ν, obs}²Φ_{ν, obs} = 5.8×10^?8 GeV·cm^?2·s^?1·str^?1进行推算。根据能量关系E_{p, obs} ? 20 E_{ν, obs}，他们估计产生该中微子的质子能量约为4.4 EeV（10¹⁸ eV）。通过假设喷流中激波加速的质子呈幂律分布（dN_p/dE_p = K_p E_p^?2），并考虑pγ相互作用效率f_pγ ~ 10^?3（典型于射电噪AGN喷流低光子靶密度环境），研究人员将中微子光度L_ν与质子光度L_p联系起来，进而估算出总质子光度L_{p, total}和质子能量密度u_p。他们还将质子能量密度与磁能密度u_B = B²/8π进行比较，计算比值χ = u_p/u_B以评估能量分配情况。此外，通过平衡加速时标τ_acc与平流时标τ_ad = R/c（R为发射区大小），他们推导了质子的最大洛伦兹因子γ_{p, max}。

在技术方法上，本研究主要运用了天体物理建模与多波段观测数据分析。关键方法包括：基于pγ相互作用的质子分布与能量学推导；利用KM3NeT中微子观测数据（能量、流量）进行参数反演；对候选AGN（0605-085, PMN J0606-0724, MRC0614-083）的同期多波段观测数据（如Fermi-LAT的γ射线、OVRO的射电、eROSITA的X射线）进行相关性分析；通过比较质子能量密度与磁能密度评估能量分配偏离度；以及构建喷流-红巨星相互作用的物理模型来解释瞬变中微子产生。

2 推导质子分布

研究团队从KM3-230213A的观测能量和流量出发，推导了产生该中微子所需的质子分布特性。计算表明，产生220 PeV中微子所需的质子能量高达约4.4 EeV。假设质子谱为幂律指数2的分布，并考虑pγ相互作用效率f_pγ ~ 10^?3，他们推导出在实验室坐标系下，所需的质子光度L_p大约在10⁴⁶至10⁴⁸ erg·s^?1范围内，具体数值取决于多普勒因子δ_d（假设在3到50之间）和源的红移。通过进一步计算质子能量密度u_p并与磁能密度u_B比较，发现比值χ远大于1（可达10³），这表明发射区严重偏离了能量均分状态，质子能量密度显著主导。这种强烈的偏离暗示了一个瞬变的、高能的事件，例如喷流中突然的质子加速和注入。

3 对已识别源点的讨论

KM3NeT合作组在KM3-230213A的99%置信误差区域（角半径3°）内识别出17个耀变体候选体，其中三个（0605-085、PMN J0606-0724和MRC0614-083）在 neutrino 探测时间附近表现出多波段耀发活动。

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  0605-085 (z=0.87)：虽然是最亮的射电源，但其γ射线耀发（时标~2年）在 neutrino 到达时处于下降阶段，且同期没有明显的射电活动，因此不太可能是中微子源。
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  PMN J0606-0724 (z=1.227)：这个射电源在15 GHz波段表现出活跃的耀发历史，其射电耀发（时标~1年）的峰值在中微子到达后仅约5天出现，峰值流量约0.7 Jy。尽管没有探测到显著的γ射线辐射，但研究推断这可能是由于高红移（z=1.227）导致的宇宙学衰减所致。其所需的质子光度L_p ~ 10⁴⁷ erg·s^?1和高χ值（~10³）与一个年量级的高功率瞬变事件相符。
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  MRC0614-083 (z未知，假设为1)：该源表现出稀疏的X射线活动（时标~3年），但由于数据稀疏，难以判断在中微子到达时是否达到峰值或平台期。在假设红移z=1下，其X射线光度峰值L_{peak, X-ray} ≤ 10⁴⁴ erg·s^?1，远低于观测到的中微子光度，X射线与中微子光度比远小于1，这表明X射线活动不太可能由产生大量中微子的强子过程主导。
  综合比较后，研究认为PMN J0606-0724因其射电耀发与中微子到达时间的高度吻合以及其物理参数的合理性，是KM3-230213A最可能的电磁对应体。

4 模型

4.1 一个合理的场景：激波-红巨星相互作用

为了解释PeV中微子的产生，研究人员提出了一个具体的物理模型：喷流-红巨星（RG）相互作用。该模型认为，在初始由轻子（电子/正电子）主导的喷流（如Blandford-Znajek机制形成）中，需要从外部注入和加速质子才能产生中微子。当喷流在传播过程中与位于核周区域的红巨星及其强劲星风（质量损失率?_RG ~ 10^?8–10^?5 M_⊙·yr^?1，远高于主序星）相互作用时，可以将富含质子的星风物质卷入喷流，实现局域的重子加载。随后，由恒星障碍物产生的激波或湍流混合层可以有效地加速这些粒子。

模型的关键在于，当一个从喷流基部发射的移动激波（表现为射电“结”）穿过嵌入喷流中的红巨星时，会压缩恒星包层，显著增加局域的相对论性质子数密度，并增强喷流坐标系中的恒星光子场（红巨星表面温度T_? ~ 5000 K，光子能量?_? ~ 1.2 eV，经喷流 bulk 洛伦兹因子Γ ~ 10 多普勒提升后，在喷流静止系中?‘_? ~ 24 eV，处于紫外波段）。这极大地提高了pγ相互作用的效率，从而触发一个短暂而强烈的中微子暴发。中微子暴发的持续时间与激波穿过红巨星光球泡（尺度R_s ~ 10¹⁵ cm）以及随后喷流弛豫（时标~ R_jet/cδ，R_jet ~ 1 pc）的时间尺度相符，约为月至年量级。

该模型还能自然地解释为何没有观测到明亮的GeV-TeV γ射线对应体。pγ相互作用产生的中性π介子衰变会产生与中微子光度相当的γ射线（L_γ,π⁰/L_ν ≈ 4/3）。然而，这些高能γ射线会与增强的恒星紫外光子场发生γγ对产生而被强烈吸收，产生的e^±对通过同步辐射快速冷却，将能量再处理到MeV-GeV能段。对于红移z ~ 1.2的源（如PMN J0606-0724），预测的γ射线流量低于Fermi-LAT的探测阈值，同时河外背景光（EBL）的衰减进一步抑制了任何残留的TeV信号。

研究还通过公式E_ν ~ (3.5×10⁴ / [T_γ(1+z)]) PeV 将中微子峰值能量与靶光子场温度联系起来。对于红巨星（T_γ ~ 3–5×10³ K），产生的中微子能量在1–10 PeV范围。而KM3-230213A的220 PeV能量则更自然地要求与更冷的红外光子（例如来自尘埃环）相互作用。因此，红巨星提供了重子来源和加速场所，而主导的光子场设定了中微子的能量标度。

4.2 可探测性与事件率

研究讨论了当前中微子仪器探测此类耀发的可能性。IceCube在15年的全阵列运行中未记录到任何>10 PeV的事件，而KM3NeT在较短的观测时间内就探测到KM3-230213A，这支持了中微子事件具有瞬变特性。估计的移动激波喷射率τ_ejecta ~ 0.1 yr^?1和射电噪AGN数量N_radio ~ 1.1×10⁴，结合M87等源中估计的红巨星数密度n_? ~ 10^?2 pc^?3，推算出的喷流-激波-红巨星相遇率?_RG-shock ? 10 yr^?1。这意味着在当前km³中微子探测器寿命内，可能探测到?100次此类事件。研究还指出，在宁静状态下，喷流中红巨星相互作用产生的中微子平均流量低于探测器灵敏度，因此信号主要来自短暂的激波-恒星相互作用。

4.3 观测预测及对PMN J0606-0724的应用

将模型应用于PMN J0606-0724，其特性与模型预测相符：它是一个视线与喷流方向接近的耀变体；在中微子事件期间观测到射电耀发（可能对应移动激波）；缺乏显著的GeV-TeV γ射线信号（可用内部吸收和EBL衰减解释）；并且其红移z=1.227下，中微子能量标度与更冷光子场（如尘埃环）相互作用的预期一致。虽然目前缺乏VLBI观测证实移动结的存在，但PMN J0606-0724的整体特征使其成为KM3-230213A一个非常合理的候选体。

5 结论

本研究通过对KM3-230213A中微子事件的详细分析，推断出其源需要约10⁴⁷ erg·s^?1的质子光度，且质子能量密度远高于磁能密度（χ >> 1），表明存在一个强烈的非平衡瞬变事件。在误差区域内的多个候选体中，PMN J0606-0724因其与中微子到达时间高度吻合的射电耀发而成为最可能的对应体。研究提出了一个喷流-红巨星相互作用模型，其中移动激波与嵌入喷流中的红巨星相遇，压缩其包层，局域性地增加质子密度和光子场，从而通过pγ相互作用高效产生PeV中微子暴发。该模型同时解释了伴随的射电耀发和缺乏高频γ射线对应体的现象。这项工作为理解AGN喷流中极高能中微子和宇宙线的产生提供了一个坚实的物理框架，指出具有射电耀发和潜在星体相互作用的耀变体是未来中微子天文学研究的重要目标。随着IceCube-Gen2和KM3NeT Phase-2等下一代中微子望远镜的建设，有望发现更多此类事件，进一步揭示宇宙高能粒子的加速和传播机制。