stringtranslate.com

Космические лучи сверхвысокой энергии

В астрофизике частиц космические лучи сверхвысокой энергии ( КЛСВЭ ) — это космические лучи с энергией более 1 ЭэВ (1018 электронвольт , приблизительно 0,16 джоуля ) [1] , что намного превышает как массу покоя , так и энергию, типичную для других частиц космических лучей.

Эти частицы чрезвычайно редки: в период с 2004 по 2007 год первые запуски обсерватории Пьера Оже (PAO) зарегистрировали 27 событий с расчетной энергией прибытия выше5,7 × 10 19  эВ , то есть примерно одно такое событие каждые четыре недели на площади 3000 км 2 (1200 кв. миль), обследуемой обсерваторией. [2]

Космические лучи экстремальных энергий ( EECR) — это космические лучи сверхвысокой энергии с энергией, превышающей5 × 10 19  эВ (около 8  джоулей , или энергия протона, движущегося со скоростью ≈ 99,999 999 999 999 999 999 98 % скорости света), так называемый предел Грейзена–Зацепина–Кузьмина (предел ГЗК). Этот предел должен быть максимальной энергией протонов космических лучей, которые прошли большие расстояния (около 160 миллионов световых лет), поскольку протоны с более высокой энергией потеряли бы энергию на этом расстоянии из-за рассеяния на фотонах в космическом микроволновом фоне (CMB). Из этого следует, что EECR не могли быть выжившими из ранней Вселенной , но являются космологически «молодыми», испущенными где-то в Местном сверхскоплении каким-то неизвестным физическим процессом.

Если EECR не является протоном, а представляет собой ядро ​​с A нуклонами, то предел GZK применяется к его нуклонам, которые несут только часть ⁠1/А⁠ полной энергии ядра. Есть доказательства того, что эти космические лучи с самой высокой энергией могут быть ядрами железа , а не протонами, составляющими большинство космических лучей. [3] Для ядра железа соответствующий предел будет2,8 × 10 21  эВ . Однако ядерно-физические процессы приводят к пределам для ядер железа, аналогичным пределам для протонов. Другие распространенные ядра должны иметь еще более низкие пределы.

Гипотетические источники EECR известны как зеватроны , названные по аналогии с Беватроном Национальной лаборатории Лоуренса в Беркли и Теватроном Фермилаба , и, следовательно, способны ускорять частицы до 1 ЗэВ (1021 эВ  , зетта-электронвольт). В 2004 году рассматривалась возможность действия галактических струй как зеватронов из-за диффузного ускорения частиц, вызванного ударными волнами внутри струй. В частности, модели предполагали, что ударные волны от близлежащей галактической струи M87 могут ускорять ядра железа до диапазонов ЗэВ. [4] В 2007 году обсерватория Пьера Оже наблюдала корреляцию EECR с внегалактическими сверхмассивными черными дырами в центрах близлежащих галактик, называемых активными ядрами галактик (AGN) . [5] Однако сила корреляции ослабла по мере продолжения наблюдений. Чрезвычайно высокие энергии могут быть объяснены также центробежным механизмом ускорения [6] в магнитосферах АЯГ , хотя более новые результаты указывают на то, что менее 40% этих космических лучей, по-видимому, исходят из АЯГ, что является гораздо более слабой корреляцией, чем сообщалось ранее. [3] Более спекулятивное предположение Гриба и Павлова (2007, 2008) предполагает распад сверхтяжелой темной материи  посредством процесса Пенроуза .

История наблюдений

Первое наблюдение частицы космических лучей с энергией, превышающей1,0 × 10 20  эВ (16 Дж) было получено Джоном Линсли и Ливио Скарси в ходе эксперимента на Вулканическом ранчо в Нью-Мексико в 1962 году. [7] [8]

С тех пор были обнаружены частицы космических лучей с еще более высокими энергиями. Среди них была частица Oh-My-God , обнаруженная в ходе эксперимента Fly's Eye в Университете Юты вечером 15 октября 1991 года над испытательным полигоном Дагуэй , штат Юта. Ее наблюдение шокировало астрофизиков , которые оценили ее энергию примерно в3,2 × 1020  эВ (50 Дж) [9] — по сути, атомное ядро ​​с кинетической энергией, равной бейсбольному мячу (5 унций или 142 грамма) , летящему со скоростью около 100 километров в час (60 миль в час).

Энергия этой частицы примерно в 40 миллионов раз больше энергии протонов с самой высокой энергией, которые были получены в любом земном ускорителе частиц . Однако только небольшая часть этой энергии будет доступна для взаимодействия с протоном или нейтроном на Земле, при этом большая часть энергии останется в форме кинетической энергии продуктов взаимодействия (см. Collider § Explanation ). Эффективная энергия, доступная для такого столкновения, равна квадратному корню из удвоенного произведения энергии частицы и массовой энергии протона, что для этой частицы дает7,5 × 10 14  эВ , что примерно в 50 раз превышает энергию столкновения Большого адронного коллайдера .

С момента первого наблюдения детектором космических лучей Fly's Eye в Университете Юты было зарегистрировано не менее пятнадцати подобных событий, подтверждающих это явление. Эти частицы космических лучей с очень высокой энергией встречаются очень редко; энергия большинства частиц космических лучей составляет от 10 МэВ до 10 ГэВ.

Обсерватории космических лучей сверхвысокой энергии

Обсерватория Пьера Оже

Обсерватория Пьера Оже — международная обсерватория космических лучей, предназначенная для обнаружения частиц космических лучей сверхвысокой энергии (с энергией свыше 10 20  эВ). Эти частицы высокой энергии имеют предполагаемую скорость прибытия всего 1 на квадратный километр в столетие, поэтому для регистрации большого количества этих событий обсерватория Оже создала зону обнаружения площадью 3000 км 2 (размером с Род-Айленд ) в провинции Мендоса , на западе Аргентины . Обсерватория Пьера Оже, в дополнение к получению направленной информации из кластера водных резервуаров, используемых для наблюдения за компонентами ливня космических лучей, также имеет четыре телескопа, направленных на ночное небо для наблюдения за флуоресценцией молекул азота , когда частицы ливня пересекают небо, что дает дополнительную направленную информацию об исходной частице космических лучей.

В сентябре 2017 года данные 12-летних наблюдений PAO подтвердили существование внегалактического источника (за пределами галактики Земля) происхождения космических лучей чрезвычайно высокой энергии. [10]

Предлагаемые объяснения

Нейтронные звезды

Одним из предполагаемых источников частиц КЛУВЭ является их происхождение из нейтронных звезд . В молодых нейтронных звездах с периодами вращения <10 мс магнитогидродинамические (МГД) силы от квазинейтральной жидкости сверхпроводящих протонов и электронов, существующих в нейтронной сверхтекучей жидкости , ускоряют ядра железа до скоростей КЛУВЭ. Нейтронная сверхтекучая жидкость в быстро вращающихся звездах создает магнитное поле от 10 8 до 10 11 тесла, в этом случае нейтронная звезда классифицируется как магнетар . Это магнитное поле является самым сильным устойчивым полем в наблюдаемой Вселенной и создает релятивистский МГД-ветер, который, как полагают, ускоряет ядра железа, оставшиеся от сверхновой, до необходимой энергии.

Другой предполагаемый источник UHECR от нейтронных звезд — это сгорание нейтронной звезды в странную звезду . Эта гипотеза основана на предположении, что странная материя является основным состоянием материи, которое не имеет экспериментальных или наблюдательных данных, подтверждающих это. Из-за огромного гравитационного давления нейтронной звезды считается, что небольшие карманы материи, состоящие из верхних , нижних и странных кварков в равновесии, действующих как один адрон (в отличие от ряда
Σ0
барионы ). Это затем сожжет всю звезду до странной материи, в этот момент нейтронная звезда станет странной звездой, и ее магнитное поле разрушится, что произойдет из-за того, что протоны и нейтроны в квазинейтральной жидкости станут страпельками . Этот пробой магнитного поля высвобождает электромагнитные волны большой амплитуды (LAEMW). LAEMW ускоряют остатки легких ионов от сверхновой до энергий UHECR.

«Сверхвысокоэнергетические электроны космических лучей » (определяемые как электроны с энергией ≥10 14 эВ ) могут быть объяснены центробежным механизмом ускорения в магнитосферах пульсаров , подобных Крабовидной туманности . [11] Возможность ускорения электронов до этого энергетического масштаба в магнитосфере пульсара Крабовидной туманности подтверждается наблюдением в 2019 году сверхвысокоэнергетических гамма-лучей, исходящих от Крабовидной туманности , молодого пульсара с периодом вращения 33 мс. [12]

Активные галактические ядра

Взаимодействие с космическим микроволновым фоновым излучением, смещенным в синюю область спектра, ограничивает расстояние, которое могут преодолеть эти частицы, не теряя энергии; это известно как предел Грейзена–Зацепина–Кузьмина или предел ГЗК.

Источник таких высокоэнергетических частиц был загадкой в ​​течение многих лет. Недавние результаты обсерватории Пьера Оже показывают, что направления прибытия космических лучей сверхвысокой энергии, по-видимому, коррелируют с внегалактическими сверхмассивными черными дырами в центре близлежащих галактик, называемых активными ядрами галактик (AGN) . [5] Однако, поскольку используемый масштаб угловой корреляции довольно велик (3,1°), эти результаты не позволяют однозначно определить происхождение таких частиц космических лучей. AGN может быть просто тесно связан с фактическими источниками, например, в галактиках или других астрофизических объектах, которые слипаются с материей в больших масштабах в пределах 100 мегапарсек . [ требуется цитата ]

Известно , что некоторые сверхмассивные черные дыры в AGN вращаются, как в сейфертовской галактике MCG 6-30-15 [13] с изменчивостью во времени в их внутренних аккреционных дисках. [14] Вращение черной дыры является потенциально эффективным агентом для управления производством КЛ УВЭ, [15] при условии, что ионы соответствующим образом запущены для обхода ограничивающих факторов глубоко внутри галактического ядра, в частности, излучения кривизны [16] и неупругого рассеяния с излучением от внутреннего диска. Низкосветящиеся, прерывистые сейфертовские галактики могут соответствовать требованиям с образованием линейного ускорителя на расстоянии нескольких световых лет от ядра, но в пределах их протяженных ионных торов, чье УФ-излучение обеспечивает поставку ионных загрязняющих веществ. [17] Соответствующие электрические поля малы, порядка 10 В/см, в результате чего наблюдаемые КЛ УВЭ указывают на астрономический размер источника. Улучшенная статистика обсерватории Пьера Оже будет играть важную роль в выявлении в настоящее время предварительной связи КЛ УВЭ (из локальной Вселенной) с сейфертовскими и LINER-объектами . [18]

Другие возможные источники частиц

Другими возможными источниками UHECR являются:

Связь с темной материей

Предполагается, что активные ядра галактик способны преобразовывать темную материю в высокоэнергетические протоны. Юрий Павлов и Андрей Гриб из Лаборатории теоретической физики имени Александра Фридмана в Санкт-Петербурге выдвигают гипотезу, что частицы темной материи примерно в 15 раз тяжелее протонов и что они могут распадаться на пары более тяжелых виртуальных частиц того типа, который взаимодействует с обычной материей. [24] Вблизи активного ядра галактики одна из этих частиц может упасть в черную дыру, в то время как другая ускользает, как описано в процессе Пенроуза . Некоторые из этих частиц будут сталкиваться с входящими частицами; это столкновения очень высокой энергии, которые, по словам Павлова, могут образовывать обычные видимые протоны с очень высокой энергией. Затем Павлов утверждает, что доказательством таких процессов являются частицы космических лучей сверхвысокой энергии. [25]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Alves Batista, Rafael; Biteau, Jonathan; Bustamante, Mauricio; Dolag, Klaus; Engel, Ralph; Fang, Ke; Kampert, Karl-Heinz; Kostunin, Дмитрий; Mostafa, Miguel; Murase, Kohta; Oikonomou, Foteini; Olinto, Angela V.; Panasyuk, Michael I.; Sigl, Guenter; Taylor, Andrew M.; Unger, Michael (2019). "Open Questions in Cosmic-Ray Research at Ultrahigh Energies". Frontiers in Astronomy and Space Sciences . 6 : 23. arXiv : 1903.06714 . Bibcode :2019FrASS...6...23B. doi : 10.3389/fspas.2019.00023 .
  2. ^ Уотсон, Л. Дж.; Мортлок, Д. Дж.; Джаффе, А. Х. (2011). «Байесовский анализ 27 космических лучей с самой высокой энергией, обнаруженных обсерваторией Пьера Оже». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 418 (1): 206–213. arXiv : 1010.0911 . Bibcode : 2011MNRAS.418..206W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19476.x . S2CID  119068104.
  3. ^ ab Hand, E (22 февраля 2010 г.). «Теория космических лучей разваливается». Nature . 463 (7284): 1011. doi : 10.1038/4631011a . PMID  20182484.
  4. ^ Хонда, М.; Хонда, YS (2004). "Нитевидные струи как космический луч "Зеватрон"". Письма в Astrophysical Journal . 617 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0411101 . Bibcode : 2004ApJ...617L..37H. doi : 10.1086/427067. S2CID  11338689.
  5. ^ ab Сотрудничество Пьера Оже ; Абреу; Аглиетта; Агирре; Аллард; Аллекотте; Аллен; Эллисон; Альварес; Альварес-Мунис; Амбросио; Анкордоки; Андринга; Анзалоне; Арамо; Аргиро; Арисака; Арменгауд; Арнеодо; Аркерос; Аш; Асори; Ассис; Атулугама; Облин; пр.; Авила; Покровитель; Баданьяни; и др. (2007). «Корреляция космических лучей высочайшей энергии с близлежащими внегалактическими объектами». Наука . 318 (5852): 938–943. arXiv : 0711.2256 . Бибкод : 2007Sci...318..938P. doi : 10.1126/science.1151124. PMID  17991855. S2CID  118376969.
  6. ^ Османов, З.; Махаджан, С.; Мачабели, Г.; Чхеидзе, Н. (2014). «Чрезвычайно эффективный зеватрон во вращающихся магнитосферах активного ядра галактики». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 445 (4): 4155–4160. arXiv : 1404.3176 . Bibcode : 2014MNRAS.445.4155O. doi : 10.1093/mnras/stu2042 . S2CID  119195822.
  7. ^ Линсли, Дж. (1963). «Доказательства существования первичной частицы космического луча с энергией 10 20 эВ». Physical Review Letters . 10 (4): 146–148. Bibcode :1963PhRvL..10..146L. doi :10.1103/PhysRevLett.10.146.
  8. ^ Сакар, С. (1 сентября 2002 г.). «Может ли быть конец сверхвысокоэнергетическим космическим лучам?». Physics World . стр. 23–24 . Получено 21 июля 2014 г.
  9. ^ Baez, JC (июль 2012 г.). «Открытые вопросы физики». DESY . Получено 21 июля 2014 г.
  10. ^ "Исследование подтверждает, что космические лучи имеют внегалактическое происхождение". EurekAlert! . 21 сентября 2017 г. . Получено 22 сентября 2017 г. .
  11. ^ Махаджан, Свадеш; Мачабели, Джордж; Османов, Заза; Чхеидзе, Нино (2013). «Электроны сверхвысокой энергии, приводимые в действие вращением пульсара». Scientific Reports . 3 (1). Springer: 1262. arXiv : 1303.2093 . Bibcode :2013NatSR...3E1262M. doi :10.1038/srep01262. ISSN  2045-2322. PMC 3569628 . PMID  23405276. 
  12. ^ Аменомори, М. (13 июня 2019 г.). «Первое обнаружение фотонов с энергией свыше 100 ТэВ из астрофизического источника». Phys. Rev. Lett . 123 (5): 051101. arXiv : 1906.05521 . Bibcode : 2019PhRvL.123e1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.123.051101. PMID  31491288. S2CID  189762075. Получено 8 июля 2019 г.
  13. ^ Танака, Y.; и др. (1995). «Гравитационно смещенное красное излучение, подразумевающее аккреционный диск и массивную черную дыру в активной галактике MCG-6-30-15». Nature . 375 (6533): 659–661. Bibcode :1995Natur.375..659T. doi :10.1038/375659a0. S2CID  4348405.
  14. ^ Ивасава, К.; и др. (1996). «Переменная линия излучения железа K в MCG-6-30-15». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 282 (3): 1038–1048. arXiv : astro-ph/9606103 . Bibcode : 1996MNRAS.282.1038I. doi : 10.1093/mnras/282.3.1038 .
  15. ^ Boldt, E.; Gosh, P. (1999). «Космические лучи от остатков квазаров?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 307 (3): 491–494. arXiv : astro-ph/9902342 . Bibcode : 1999MNRAS.307..491B. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02600.x . S2CID  14628933.
  16. ^ Левинсон, А. (2000). «Ускорение частиц и кривизна излучения ТэВ вращающимися сверхмассивными черными дырами». Physical Review Letters . 85 (5): 912–915. Bibcode : 2000PhRvL..85..912L. doi : 10.1103/PhysRevLett.85.912. PMID  10991437.
  17. ^ van Putten, MHPM; Gupta, AC (2009). «Нетепловые транзиентные источники от вращающихся черных дыр». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 394 (4): 2238–2246. arXiv : 0901.1674 . Bibcode : 2009MNRAS.394.2238V. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14492.x . S2CID  3036558.
  18. ^ Москаленко, IV; Ставарц, L.; Портер, TA; Чунг, C.-C. (2009). «О возможной ассоциации космических лучей сверхвысокой энергии с близлежащими активными галактиками». The Astrophysical Journal . 63 (2): 1261–1267. arXiv : 0805.1260 . Bibcode :2009ApJ...693.1261M. doi :10.1088/0004-637X/693/2/1261. S2CID  9378800.
  19. ^ Wang, X.-Y.; Razzaque, S.; Meszaros, P.; Dai, Z.-G. (2007). "Высокоэнергетические космические лучи и нейтрино от полурелятивистских гиперновых". Physical Review D. 76 ( 8): 083009. arXiv : 0705.0027 . Bibcode : 2007PhRvD..76h3009W. doi : 10.1103/PhysRevD.76.083009. S2CID  119626781.
  20. ^ Чакраборти, С.; Рэй, А.; Содерберг, А.М .; Лёб, А.; Чандра, П. (2011). «Ускорение космических лучей сверхвысокой энергии в релятивистских сверхновых с двигателем». Nature Communications . 2 : 175. arXiv : 1012.0850 . Bibcode : 2011NatCo...2..175C. doi : 10.1038/ncomms1178. PMID  21285953. S2CID  12490883.
  21. ^ Ваксман, Э. (1995). «Космологические гамма-всплески и космические лучи с самой высокой энергией». Physical Review Letters . 75 (3): 386–389. arXiv : astro-ph/9505082 . Bibcode : 1995PhRvL..75..386W. doi : 10.1103/PhysRevLett.75.386. PMID  10060008. S2CID  9827099.
  22. ^ Милгром, М.; Усов, В. (1995). "Возможная связь событий космических лучей сверхвысокой энергии с сильными гамма-всплесками". The Astrophysical Journal Letters . 449 : L37. arXiv : astro-ph/9505009 . Bibcode : 1995ApJ...449L..37M. doi : 10.1086/309633. S2CID  118923079.
  23. ^ Ханссон, Дж.; Сэндин, Ф. (2005). «Преонные звезды: новый класс космических компактных объектов». Physics Letters B. 616 ( 1–2): 1–7. arXiv : astro-ph/0410417 . Bibcode : 2005PhLB..616....1H. doi : 10.1016/j.physletb.2005.04.034. S2CID  119063004.
  24. ^ Гриб, А. А.; Павлов, Ю. В. (2009). «Активные ядра галактик и превращение темной материи в видимую материю». Гравитация и космология . 15 (1): 44–48. arXiv : 0810.1724 . Bibcode :2009GrCo...15...44G. doi :10.1134/S0202289309010125. S2CID  13867079.
  25. ^ Гриб, АА; Павлов, Ю. В. (2008). «Превращают ли активные ядра галактик темную материю в видимые частицы?». Modern Physics Letters A. 23 ( 16): 1151–1159. arXiv : 0712.2667 . Bibcode : 2008MPLA...23.1151G. doi : 10.1142/S0217732308027072. S2CID  14457527.

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки