Эксперимент Tibet ASγ впервые прощупал магнитогидродинамическую турбулентность рядом с пульсаром Геминга на масштабах меньше 1 парсека. Для астрономии редкость, когда о хаотической работе магнитных полей судят не по косвенным намёкам и огромным расстояниям в галактическом гало, а по структуре излучения вблизи конкретного источника. Измерения достигли очень высоких энергий, выше 100 тераэлектронвольт, где данных обычно очень мало.
Туманность находится сравнительно близко по меркам галактики, примерно в 250 парсеках от Земли, то есть около 800 световых лет. Вокруг пульсара образовалась пульсарная туманность ветра (PWN). Пульсар разгоняет заряженные частицы, и поток, взаимодействуя с окружающей средой, создает область интенсивных процессов. С точки зрения физики космических лучей такая система удобна, так как позволяет одновременно разобрать 2 вопроса: как частицы набирают энергию и как затем распространяются в межзвёздной среде?
Исследователи измерили спектр электронов и позитронов, выбрасываемых туманностью Геминги в пространство, и увидели характерный обрыв около 100 TeV (тераэлектронвольт). Подобный обрыв обычно означает предел ускорения для конкретного механизма и условий. Выше энергии в 100 TeV источник теряет способность эффективно разгонять электроны. В исследовании обрыв около 100 TeV трактуют как 1-е прямое указание на потолок ускорения электронов в системе Геминги.
Параллельно учёные оценили размеры гамма-гало Геминги в широком диапазоне энергий, от 16 до 250 TeV. Гамма-гало возникает, когда покинувшие туманность высокоэнергичные электроны и позитроны рассеивают фотоны фонового излучения до гамма-диапазона. Картина распределения гамма-квантов по небу показывает, как быстро частицы отдаляются от источника. Ключевой параметр здесь - коэффициент диффузии. Показатель описывает, насколько свободно заряженные частицы блуждают в магнитных полях. У Геминги коэффициент диффузии оказался в 100 раз меньше среднего значения для диска Млечного Пути, составив около 1% от типичного уровня. Следовательно, диффузия там сильно подавлена. Частицы дольше остаются рядом с источником и медленнее уходят в Галактику.
Самое необычное выявили, когда спектр турбулентности магнитного поля восстановили из аналогичных данных. Магнитогидродинамическая (MHD) турбулентность - своего рода бурление проводящей плазмы, где движение вещества и магнитные поля связаны. В подобной среде энергия перетекает от больших вихрей к меньшим, формируя характерные закономерности. В классической картине Колмогорова распределение энергии по масштабам подчиняется определённому степенному закону. Закон хорошо знаком по обычной турбулентности в жидкости, а в астрофизике феномен часто наблюдают на больших масштабах, например в галактическом гало. Вокруг Геминги турбулентность неожиданно продолжила вести себя по-колмогоровски даже на очень малых масштабах, меньше 1 парсека, то есть меньше 3,3 световых лет. Закономерность, известная по крупным структурам, сохранилась на уровне мелкой работы магнитного поля.
Исследователи впервые экспериментально измерили характеристики MHD-турбулентности на масштабах ниже 1 парсека в подобной среде. Свойства турбулентности, полученные для гало Геминги, согласуются с ожиданиями, если перенести измерения с крупных масштабов галактического диска на малые. Стык связывает локальную область вокруг конкретного источника с общими закономерностями магнитной погоды Млечного Пути.
Что в итоге? Результаты подтверждают идею, что магнитная турбулентность в галактическом диске выражена сильнее, чем в гало. Сильная турбулентность вокруг туманности может оказаться следствием конкретной среды вокруг пульсара, а не универсальным свойством галактики. Данные меняют представление о распространении космических лучей. Скорость их ухода может резко отличаться в разных районах Млечного Пути, даже если средние параметры по диску выглядят похожими.
Данные собрал Tibet ASγ - комплекс детекторов в посёлке Янбадзин в Тибете на высоте 4300 метров. Эксперимент развивают совместно китайские и японские ученые с 1990 года. Подземные мюонные детекторы отсекают 99,92% фона от космических лучей. Благодаря такой конструкции система лучше видит гамма-кванты, в том числе от Геминги, и уверенно работает в области энергий выше 100 TeV, где сигнал обычно тонет в фоне.
Для дальнейших исследований результаты формируют более строгую основу для моделей распространения электронов и позитронов в Галактике и для интерпретации высокоэнергетических гамма-наблюдений в будущих мультиканальных программах.