Предел Грейзена–Зацепина–Кузьмина

Теоретический верхний предел энергии протонов космических лучей

Предел Грейзена –Зацепина–Кузьмина ( предел ГЗК или обрезание ГЗК ) — это теоретический верхний предел энергии протонов космических лучей , путешествующих из других галактик через межгалактическую среду в нашу галактику. Предел равен5 × 10 ¹⁹  эВ (50 ЭэВ), или около 8  джоулей (энергия протона, движущегося со скоростью ≈ 99,999 999 999 999 999 999 98 % скорости света). Предел устанавливается эффектом замедления взаимодействия протонов с микроволновым фоновым излучением на больших расстояниях (≈ 160 миллионов световых лет). Предел имеет тот же порядок величины, что и верхний предел энергии, при котором экспериментально были обнаружены космические лучи, хотя на самом деле некоторые обнаружения, по-видимому, превысили предел, как отмечено ниже. Например, один космический луч с экстремальной энергией , частица Oh-My-God , которая, как было обнаружено, обладает рекордной3,12 × 1020  эВ (50 джоулей) ^{[1] [2]} энергии (примерно столько же, сколько кинетическая энергия бейсбольного мяча, летящего со скоростью 95 км/ч) ^.

Точный предел GZK выведен из предположения, что космические лучи сверхвысокой энергии являются протонами. Измерения крупнейшей обсерватории космических лучей, обсерватории Пьера Оже , показывают, что большинство космических лучей сверхвысокой энергии являются более тяжелыми элементами, известными как ионы HZE . ^[3] В этом случае аргумент, лежащий в основе предела GZK, неприменим в изначально простой форме: однако, как отметил Грейзен, гигантский дипольный резонанс также происходит примерно в этом диапазоне энергий (при 10 ЭэВ/нуклон) и аналогичным образом ограничивает распространение на очень большие расстояния.

В прошлом явное нарушение предела ГЗК вдохновило космологов и физиков-теоретиков предложить другие способы обхода предела. Эти теории предполагают, что космические лучи сверхвысокой энергии производятся вблизи нашей галактики или что лоренц-ковариантность нарушается таким образом, что протоны не теряют энергию на пути к нашей галактике.

Вычисление

Предел был независимо вычислен в 1966 году Кеннетом Грейзеном , ^[4] Георгием Зацепиным и Вадимом Кузьминым ^[5] на основе взаимодействия космических лучей с фотонами космического микроволнового фонового излучения (CMB). Они предсказали, что космические лучи с энергией выше пороговой энергии5 × 10 ¹⁹  эВ будут взаимодействовать с космическими микроволновыми фоновыми фотонами, относительно смещенными в синюю сторону скоростью космических лучей, чтобы произвести пионы через резонанс , ${\displaystyle \gamma _{\rm {CMB}}\;,}$ ${\displaystyle \Delta }$

${\displaystyle p+\gamma _{\text{CMB}}\to \Delta ^{+}\to p+\pi ^{0}\;,}$

или

${\displaystyle p+\gamma _{\text{CMB}}\to \Delta ^{+}\to n+\pi ^{+}~.}$

Пионы, полученные таким образом, продолжают распадаться в стандартных пионных каналах – в конечном итоге на фотоны для нейтральных пионов и фотоны, позитроны и различные нейтрино для положительных пионов. Нейтроны также распадаются на аналогичные продукты, так что в конечном итоге энергия любого протона космических лучей истощается за счет производства высокоэнергетических фотонов плюс (в некоторых случаях) высокоэнергетических электрон-позитронных пар и нейтринных пар.

Процесс образования пионов начинается при более высокой энергии, чем обычное образование электрон-позитронных пар (образование лептонов) из протонов, сталкивающихся с реликтовым излучением, которое начинается при энергиях протонов космических лучей всего лишь около10 ¹⁷  эВ . Однако события, связанные с рождением пионов, потребляют 20% энергии протона космических лучей, по сравнению с всего лишь 0,1% его энергии, необходимой для образования электрон-позитронной пары.

Этот фактор 200 = ⁠ 20% / 0,1% ⁠ происходит по двум причинам: масса пиона всего лишь примерно в ~130 раз больше массы лептонов, но дополнительная энергия проявляется в виде различных кинетических энергий пиона или лептонов и приводит к тому, что относительно больше кинетической энергии передается более тяжелому продукту пиону, чтобы сохранить импульс . Гораздо большие общие потери энергии при образовании пионов приводят к тому, что образование пионов становится процессом, ограничивающим перемещение космических лучей с высокой энергией, а не низкоэнергетическим процессом образования легких лептонов.

Процесс производства пионов продолжается до тех пор, пока энергия космических лучей не упадет ниже порога производства пионов. Из-за среднего пути, связанного с этим взаимодействием, внегалактические протоны космических лучей, путешествующие на расстояния, большие, чем50  Мпк (163  Mly ) и с энергиями выше порога никогда не должны наблюдаться на Земле. Это расстояние также известно как горизонт GZK.

Парадокс космических лучей

Нерешенная задача по физике :

Почему некоторые космические лучи, по-видимому, обладают энергией , которая теоретически слишком высока, учитывая, что не существует возможных околоземных источников, а лучи от удаленных источников должны рассеиваться космическим микроволновым фоновым излучением?

(еще нерешенные проблемы по физике)

Ряд наблюдений был сделан крупнейшими экспериментами по космическим лучам Akeno Giant Air Shower Array (AGASA), High Resolution Fly's Eye Cosmic Ray Detector , Pierre Auger Observatory and Telescope Array Project , которые, по-видимому, показали космические лучи с энергией выше этого предела (называемые экстремально-энергетическими космическими лучами , или EECR). Наблюдение этих частиц было так называемым парадоксом ГЗК или парадоксом космических лучей .

Эти наблюдения, по-видимому, противоречат предсказаниям специальной теории относительности и физики элементарных частиц , как они понимаются в настоящее время. Однако существует ряд возможных объяснений этих наблюдений, которые могут разрешить это противоречие.

• Наблюдаемые частицы EECR могут быть более тяжелыми ядрами вместо протонов
• Наблюдения могли быть вызваны ошибкой прибора или неправильной интерпретацией эксперимента, в частности, неправильным распределением энергии.
• Космические лучи могут иметь локальные источники в пределах горизонта ГЗК (хотя неясно, что это могут быть за источники).

Слабо взаимодействующие частицы

Другое предложение касается сверхвысокоэнергетических слабо взаимодействующих частиц (например, нейтрино ), которые могут создаваться на больших расстояниях и позже локально реагировать, порождая наблюдаемые частицы. В предлагаемой модели Z-всплеска сверхвысокоэнергетическое космическое нейтрино сталкивается с реликтовым антинейтрино в нашей галактике и аннигилирует в адроны. ^[6] Этот процесс происходит через (виртуальный) Z-бозон:

${\displaystyle \nu +{\bar {\nu }}\to Z\to {\text{hadrons}}.}$

Сечение этого процесса становится большим, если энергия центра масс пары нейтрино-антинейтрино равна массе Z-бозона (такой пик в сечении называется «резонансом»). Предполагая, что реликтовое антинейтрино находится в состоянии покоя, энергия падающего космического нейтрино должна быть

${\displaystyle E={\frac {m_{Z}^{2}}{2m_{\nu }}}=4.2\times 10^{21}\left({\frac {\text{eV}}{m_{\nu }}}\right)~{\text{eV}},}$

где - масса Z-бозона, а - масса нейтрино. ${\displaystyle m_{Z}}$ ${\displaystyle m_{\nu }}$

Другие теории

Для объяснения наблюдений AGASA был выдвинут ряд экзотических теорий, включая двойную специальную теорию относительности . Однако теперь установлено, что стандартная двойная специальная теория относительности не предсказывает никакого подавления ГЗК (или обрезания ГЗК), в отличие от моделей нарушения симметрии Лоренца, включающих абсолютную систему покоя. ^{[ необходима цитата ]} Другие возможные теории предполагают связь с темной материей или распадами экзотических сверхтяжелых частиц за пределами известных в Стандартной модели .

Споры о космических лучах выше предела ГЗК

Подавление потока космических лучей, которое можно объяснить пределом ГЗК, было подтверждено последним поколением обсерваторий космических лучей. Прежнее утверждение эксперимента AGASA об отсутствии подавления было отклонено. Остается спорным, вызвано ли подавление эффектом ГЗК. Предел ГЗК применим только в том случае, если космические лучи сверхвысокой энергии в основном состоят из протонов.

В июле 2007 года во время 30-й Международной конференции по космическим лучам в Мериде, Юкатан, Мексика, эксперимент High Resolution Fly's Eye Experiment (HiRes) и обсерватория Пьера Оже (Auger) представили свои результаты по космическим лучам сверхвысокой энергии. HiRes наблюдал подавление в спектре КЛ УВЭ как раз при правильной энергии, наблюдая только 13 событий с энергией выше порога, в то время как ожидалось 43 без подавления. Это было интерпретировано как первое наблюдение предела ГЗК. ^[7] Оже подтвердил подавление потока, но не утверждал, что это предел ГЗК: вместо 30 событий, необходимых для подтверждения результатов AGASA, Оже увидел только два, которые, как полагают, были событиями тяжелых ядер. ^[8] Подавление потока ранее ставилось под сомнение, когда эксперимент AGASA не обнаружил подавления в их спектре ^{[ необходима ссылка ]} . По словам Алана Уотсона , бывшего представителя Auger Collaboration, результаты AGASA оказались неверными, возможно, из-за систематического смещения распределения энергии.

В 2010 году и в последующие годы как обсерватория Пьера Оже, так и HiRes снова подтвердили подавление потока, ^{[9] [10]} в случае обсерватории Пьера Оже эффект статистически значим на уровне 20 стандартных отклонений.

После того, как было установлено подавление потока, разгорелись жаркие дебаты о том, являются ли космические лучи, нарушающие предел ГЗК, протонами. Обсерватория Пьера Оже, крупнейшая в мире обсерватория, обнаружила с высокой статистической значимостью, что космические лучи сверхвысокой энергии не являются чистыми протонами, а смесью элементов, которая становится тяжелее с ростом энергии. ^[3] Проект Telescope Array , совместные усилия членов коллабораций HiRes и AGASA, соглашается с предыдущим результатом HiRes о том, что эти космические лучи выглядят как протоны. ^[11] Однако это утверждение основано на данных с более низкой статистической значимостью. Площадь, охватываемая Telescope Array, составляет около одной трети площади, охватываемой обсерваторией Пьера Оже, и последняя работает уже дольше.

Спор был частично разрешен в 2017 году, когда совместная рабочая группа, сформированная членами обоих экспериментов, представила доклад на 35-й Международной конференции по космическим лучам. ^[12] Согласно докладу, необработанные экспериментальные результаты не противоречат друг другу. Различные интерпретации в основном основаны на использовании разных теоретических моделей и на том факте, что Telescope Array еще не собрал достаточно событий, чтобы отличить гипотезу чисто протонов от гипотезы смешанных ядер.

Космическая обсерватория Extreme Universe на японском экспериментальном модуле (JEM-EUSO)

EUSO , который должен был лететь на Международной космической станции (МКС) в 2009 году, был разработан для использования техники атмосферной флуоресценции для мониторинга огромной территории и значительного увеличения статистики КЛУВЭ. EUSO должен провести глубокое обследование вызванных КЛУВЭ широких атмосферных ливней (EAS) из космоса, расширив измеренный энергетический спектр далеко за пределы обрезания ГЗК. Он должен искать источник КЛУВЭ, определять природу происхождения КЛУВЭ, проводить обзор всего неба для определения направления прибытия КЛУВЭ и стремиться открыть астрономическое окно во вселенную с экстремальными энергиями с помощью нейтрино. Судьба обсерватории EUSO все еще неясна, поскольку НАСА рассматривает возможность досрочного прекращения эксплуатации МКС.

Космический гамма-телескоп Ферми

Запущенный в июне 2008 года космический гамма-телескоп «Ферми» (ранее GLAST) также предоставит данные, которые помогут разрешить эти несоответствия.

• С помощью космического гамма-телескопа Ферми появляется возможность обнаружения гамма-лучей от недавно ускоренных ядер космических лучей в месте их ускорения (источник КЛУВЭ). ^[13]
• Протоны UHECR, ускоренные (см. также Центробежный механизм ускорения ) в астрофизических объектах, производят вторичные электромагнитные каскады во время распространения в космическом микроволновом и инфракрасном фоновом излучении, одним из вкладчиков которого является процесс ГЗК производства пионов. Такие каскады могут вносить вклад примерно от 1% до 50% потока диффузных фотонов ГэВ–ТэВ, измеренного экспериментом EGRET . Космический гамма-телескоп Ферми может обнаружить этот поток. ^[14]

Возможные источники КЛСВЭ

В ноябре 2007 года исследователи из обсерватории Пьера Оже объявили, что у них есть доказательства того, что КЛУВЭ, по-видимому, исходят из активных галактических ядер (АЯГ) энергичных галактик, питаемых материей, закручивающейся вокруг сверхмассивной черной дыры. Космические лучи были обнаружены и прослежены до АЯГ с помощью каталога Верона–Сетти–Верона . Эти результаты опубликованы в журнале Science . ^[15] Тем не менее, сила корреляции с АЯГ из этого конкретного каталога для данных Оже, зарегистрированных после 2007 года, медленно уменьшается. ^[16]

Смотрите также

• Космические лучи сверхвысокой энергии  – частицы космических лучей с кинетической энергией более 1 ЭэВ.

Ссылки

1. "HiRes – Обсерватория космических лучей сверхвысокой энергии с высоким разрешением Fly's Eye". www.cosmic-ray.org . Архивировано из оригинала 2009-08-15 . Получено 2019-06-13 .
2. "Oh-My-God Particles". phys.org . Получено 2019-06-13 .
3. Сотрудничество Пьера Оже (2017). «Выводы о массовом составе и тесты адронных взаимодействий от 0,3 до 100 ЭэВ с использованием водно-черенковских детекторов обсерватории Пьера Оже». arXiv : 1710.07249 [astro-ph.HE].
4. Грейзен, Кеннет (1966). «Конец спектра космических лучей?». Physical Review Letters . 16 (17): 748–750. Bibcode : 1966PhRvL..16..748G. doi : 10.1103/PhysRevLett.16.748.
5. Зацепин, ГТ ; Кузьмин, ВА (1966). "Верхний предел спектра космических лучей" (PDF) . Письма в Журнал экспериментальной и теоретической физики . 4 : 78–80. Bibcode : 1966JETPL...4...78Z.
6. Fargion, D.; Mele, B.; Salis, A. (июнь 1999 г.). «Рассеяние сверхвысокоэнергетических нейтрино на реликтовых легких нейтрино в галактическом гало как возможный источник самых высокоэнергетических внегалактических космических лучей». The Astrophysical Journal . 517 (2): 725–733. arXiv : astro-ph/9710029 . Bibcode : 1999ApJ...517..725F. doi : 10.1086/307203. S2CID  118916318.
7. Аббаси, РУ; и др. (2008). "Первое наблюдение подавления Грейзена-Зацепина-Кузьмина". Physical Review Letters . 100 (10): 101101. arXiv : astro-ph/0703099 . Bibcode : 2008PhRvL.100j1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.100.101101. PMID  18352170. S2CID  118960558.
8. Абрахам, Дж.; и др. (2008). «Наблюдение подавления потока космических лучей выше 4×10 ¹⁹ эВ». Physical Review Letters . 101 (6): 061101–1–061101–7. arXiv : 0806.4302 . Bibcode :2008PhRvL.101f1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.101.061101. PMID  18764444. S2CID  118478479.
9. Сотрудничество Пьера Оже (2010). «Измерение энергетического спектра космических лучей выше10 ¹⁸  эВ с использованием обсерватории Пьера Оже». Phys. Lett. B . 685 (4–5): 239–246. arXiv : 1002.1975 . Bibcode :2010PhLB..685..239A. doi :10.1016/j.physletb.2010.02.013.
10. Сокольский; для HiRes Collaboration (2010). «Final Results from the High Resolution Fly's Eye (HiRes) Experiment» (Окончательные результаты эксперимента с высокоразрешающим глазом мухи (HiRes)). Nuclear Physics B: Proceedings Supplements . 212–213: 74–78. arXiv : 1010.2690 . Bibcode :2011NuPhS.212...74S. doi :10.1016/j.nuclphysbps.2011.03.010. S2CID  108291051.
11. Хэнлон, Уильям; другие (2017). «Сводка состава массива телескопа». PoS . 301 (536): 536. Bibcode : 2017ICRC...35..536H. doi : 10.22323/1.301.0536 .
12. де Соуза, Витор; другие (2017). «Проверка соответствия между распределениями Xmax, измеренными обсерваториями Пьера Оже и Telescope Array». PoS . 301 (522).
13. Ормс, Джонатан Ф. и др. (2000). «Происхождение космических лучей: что может сказать гамма-телескоп Ферми?». Труды конференции AIP . 528 : 445–448. arXiv : astro-ph/0003270 . doi : 10.1063/1.1324357. S2CID  7461124.
14. Калашев, Олег Е.; Семикоз, Дмитрий В.; Сигл, Гюнтер (2009). "Космические лучи сверхвысоких энергий и диффузный поток гамма-лучей GeV–TeV". Physical Review D. 79 ( 6): 063005. arXiv : 0704.2463 . Bibcode : 2009PhRvD..79f3005K. doi : 10.1103/PhysRevD.79.063005. S2CID  119154125.
15. Сотрудничество Пьера Оже (2007). «Корреляция космических лучей наивысшей энергии с близлежащими внегалактическими объектами». Science . 318 (5852): 938–943. arXiv : 0711.2256 . Bibcode :2007Sci...318..938P. doi :10.1126/science.1151124. PMID  17991855. S2CID  118376969.
16. The Pierre Auger Collaboration (2010). «Обновление корреляции космических лучей с самой высокой энергией и близлежащей внегалактической материей». Astropart. Phys . 34 (5): 314–326. arXiv : 1009.1855 . Bibcode :2010APh....34..314A. doi :10.1016/j.astropartphys.2010.08.010. S2CID  56362511.

Внешние ссылки

• Страница исследований HIRES в области экспериментальной физики высоких энергий Ратгерского университета
• Страница обсерватории Пьера Оже
• Cosmic-ray.org Архивировано 21.03.2023 на Wayback Machine
• История исследований космических лучей. Архивировано 05.03.2012 на Wayback Machine.