Greisen–Zatsepin–Kuzmin limit

Предел Грейзена -Зацепина-Кузьмина ( предел ГЗК или обрезание ГЗК ) — это теоретический верхний предел энергии космических лучей, протонов путешествующих из других галактик через межгалактическую среду в нашу галактику. Лимит 5 × 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 установлен замедляющим эффектом взаимодействия протонов с микроволновым фоновым излучением на больших расстояниях (≈ 160 миллионов световых лет). Предел находится на том же порядке, что и верхний предел энергии, при которой космические лучи были экспериментально обнаружены, хотя некоторые обнаружения, по-видимому, превысили этот предел, как отмечено ниже. Например, один космический луч чрезвычайной энергии , частица «О-Мой-Боже» , которая, как было обнаружено, обладает рекордной 3,12 × 10 ²⁰ эВ (50 джоулей) энергии (примерно такая же, как кинетическая энергия бейсбольного мяча со скоростью 95 км/ч).

Точный предел ГЗК получен в предположении, что космические лучи сверхвысоких энергий представляют собой протоны. Измерения крупнейшей обсерватории космических лучей, обсерватории Пьера Оже , показывают, что большинство космических лучей сверхвысокой энергии представляют собой более тяжелые элементы, известные как ионы HZE . В этом случае аргумент, лежащий в основе предела ГЗК, не применим в первоначально простой форме: однако, как заметил Грейзен, гигантский дипольный резонанс также возникает примерно в этом диапазоне энергий (при 10 ЭэВ/нуклон) и аналогичным образом ограничивает очень большие расстояния. распространение.

В прошлом очевидное нарушение предела GZK вдохновило космологов и физиков-теоретиков предложить другие способы обойти этот предел. Эти теории предполагают, что космические лучи сверхвысоких энергий производятся вблизи нашей галактики или что лоренц-ковариация нарушается таким образом, что протоны не теряют энергию на пути к нашей галактике.

Вычисление

Предел был независимо вычислен в 1966 году Кеннетом Грейзеном . Georgy Zatsepin , and Vadim Kuzmin основанный на взаимодействии космических лучей с фотонами космического микроволнового фонового излучения (CMB). Они предсказали, что космические лучи с энергией выше пороговой энергии 5 × 10 ¹⁹  эВ будет взаимодействовать с космическими микроволновыми фоновыми фотонами $\gamma _{\rm {CMB}}\;,$ относительно синего смещения из-за скорости космических лучей, чтобы производить пионы через $\Delta$ резонанс ,

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

или

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

Рожденные таким образом пионы начинают распадаться по стандартным пионным каналам – 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 расходуется за счет образования фотонов высокой энергии плюс (в некоторых случаях) высокоэнергетических электрон-позитронных пар и пар нейтрино.

Процесс образования пионов начинается при более высокой энергии, чем обычное производство электрон-позитронных пар (производство лептонов) из протонов, воздействующих на реликтовое излучение, которое начинается при энергиях протонов космических лучей всего около 10 ¹⁷  эВ . Однако события рождения пионов отнимают 20% энергии протона космических лучей по сравнению с только 0,1% его энергии для рождения электрон-позитронной пары.

Этот коэффициент 200 = 20% / 0,1% возникает по двум причинам: масса пиона примерно в 130 раз превышает массу лептона, но дополнительная энергия проявляется в виде разных кинетических энергий пиона или лептонов и приводит к передаче относительно большей кинетической энергии более тяжелому продукту. пиона, чтобы сохранить импульс . Гораздо большие общие потери энергии при производстве пионов приводят к тому, что производство пионов становится процессом, ограничивающим путешествие космических лучей с высокой энергией, а не низкоэнергетическим процессом производства легких лептонов.

Процесс рождения пионов продолжается до тех пор, пока энергия космических лучей не упадет ниже порога образования пионов. Из-за среднего пути, связанного с этим взаимодействием, внегалактические протоны космических лучей, путешествующие на расстояния более 50 Мпк ( 163 Млай ) и с энергиями, превышающими порог, никогда не должны наблюдаться на Земле. Это расстояние также известно как горизонт ГЗК.

космических

Нерешенная задача по физике :

Почему некоторые космические лучи обладают теоретически слишком высокой энергией , учитывая, что не существует возможных околоземных источников и что лучи от удаленных источников должны были рассеиваться космическим микроволновым фоновым излучением?

(еще нерешенные задачи по физике)

Ряд наблюдений был проведен с помощью крупнейших экспериментов с космическими лучами, гигантской воздушной решетки Акено (AGASA), детектора космических лучей Fly's Eye высокого разрешения , обсерватории Пьера Оже и проекта массива телескопов , которые, по-видимому, показали космические лучи с энергиями выше этого предела. (так называемые космические лучи экстремальных энергий или EECR). Наблюдение этих частиц представляло собой так называемый парадокс ГЗК или парадокс космических лучей .

Эти наблюдения, похоже, противоречат предсказаниям специальной теории относительности и физики элементарных частиц в том виде, в каком они сейчас понимаются. Однако существует ряд возможных объяснений этих наблюдений, которые могут разрешить это несоответствие.

• Наблюдаемые частицы EECR могут быть более тяжелыми ядрами, а не протонами.
• Наблюдения могли быть результатом ошибки прибора или неправильной интерпретации эксперимента, особенно неправильного назначения энергии.
• Космические лучи могли иметь локальные источники в пределах горизонта ГЗК (хотя неясно, какие это могут быть источники).

Слабо взаимодействующие частицы

Другое предположение касается слабо взаимодействующих частиц сверхвысоких энергий (например, нейтрино ), которые могут рождаться на больших расстояниях и позже реагировать локально, вызывая появление наблюдаемых частиц. В предлагаемой модели Z-всплеска космическое нейтрино сверхвысокой энергии сталкивается с реликтовым антинейтрино в нашей галактике и аннигилирует с образованием адронов. Этот процесс протекает через (виртуальный) Z-бозон:

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

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

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

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

Другие теории

Для объяснения наблюдений AGASA был выдвинут ряд экзотических теорий, включая двойную специальную теорию относительности . Однако теперь установлено, что стандартная дважды специальная теория относительности не предсказывает никакого подавления ГЗК (или обрезания ГЗК), в отличие от моделей нарушения симметрии Лоренца, включающих систему абсолютного покоя. Другие возможные теории предполагают связь с темной материей или распадом экзотических сверхтяжелых частиц, помимо тех, которые известны в Стандартной модели .

лучах выше предела

Подавление потока космических лучей, которое можно объяснить пределом ГЗК, подтверждено обсерваториями космических лучей последнего поколения. Предыдущее утверждение эксперимента AGASA об отсутствии подавления было отклонено. Остается спорным, вызвано ли это подавление эффектом ГЗК. Предел ГЗК применяется только в том случае, если космические лучи сверхвысоких энергий состоят в основном из протонов.

В июле 2007 года во время 30-й Международной конференции по космическим лучам в Мериде, Юкатан, Мексика, эксперимент «Глаз мухи» с высоким разрешением (HiRes) и обсерватория Пьера Оже (Auger) представили свои результаты по космическим лучам сверхвысокой энергии. HiRes наблюдал подавление спектра UHECR при правильной энергии, наблюдая только 13 событий с энергией выше порога и ожидая 43 событий без подавления. Это было интерпретировано как первое наблюдение лимита ГЗК. Оже подтвердил подавление потока, но не назвал это пределом ГЗК: вместо 30 событий, необходимых для подтверждения результатов AGASA, Оже увидел только два, которые, как полагают, являются событиями с тяжелыми ядрами. Подавление потоков ранее было поставлено под сомнение, когда эксперимент AGASA не обнаружил подавления в их спектре. . По словам Алана Уотсона , бывшего представителя Auger Collaboration, результаты AGASA оказались неверными, возможно, из-за систематического сдвига в распределении энергии.

В 2010 году и в последующие годы обсерватория Пьера Оже и HiRes снова подтвердили подавление потока. в случае обсерватории Пьера Оже эффект статистически значим на уровне 20 стандартных отклонений.

После того как было установлено подавление потока, разгорелся жаркий спор, являются ли космические лучи, нарушающие предел ГЗК, протонами. Обсерватория Пьера Оже, крупнейшая в мире обсерватория, с высокой статистической значимостью обнаружила, что космические лучи сверхвысоких энергий представляют собой не просто протоны, а смесь элементов, которая становится тяжелее с увеличением энергии. Проект Telescope Array Project , совместная работа участников коллабораций HiRes и AGASA, согласуется с предыдущим результатом HiRes, согласно которому эти космические лучи выглядят как протоны. Однако это утверждение основано на данных с меньшей статистической значимостью. Площадь, охваченная телескопической решеткой, составляет около трети площади, охваченной обсерваторией Пьера Оже, причем последняя работает уже давно.

Споры были частично разрешены в 2017 году, когда совместная рабочая группа, сформированная из участников обоих экспериментов, представила доклад на 35-й Международной конференции по космическим лучам. Согласно отчету, первичные результаты экспериментов 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 чистых протонов от гипотезы смешанных ядер.

EUSO

EUSO , который должен был полететь на Международной космической станции (МКС) в 2009 году, был разработан для использования метода атмосферной флуоресценции для мониторинга огромной территории и значительного увеличения статистики UHECR. EUSO должна провести глубокое исследование обширных воздушных ливней (EAS), вызванных UHECR, из космоса, расширяя измеренный энергетический спектр далеко за пределы границы GZK. Это поиск происхождения UHECR, определение природы происхождения UHECR, исследование всего неба направления прибытия UHECR и попытка открыть астрономическое окно во Вселенную с экстремальными энергиями с помощью нейтрино. Судьба обсерватории EUSO пока неясна, поскольку НАСА рассматривает возможность досрочного вывода из эксплуатации МКС.

Космический гамма

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 есть возможность обнаружить гамма-лучи от только что ускоренных ядер космических лучей в месте их ускорения (источнике UHECR).
• Ускоренные протоны УВЭЦР (см. также Центробежный механизм ускорения ) в астрофизических объектах создают вторичные электромагнитные каскады при распространении в космическом микроволновом и инфракрасном фоне, одним из вкладчиков которых является процесс ГЗК производства пионов. Такие каскады могут давать от 1% до 50% диффузного потока фотонов ГэВ–ТэВ, измеренного экспериментом EGRET . Космический гамма-телескоп Ферми может обнаружить этот поток.

источники

В ноябре 2007 года исследователи из обсерватории Пьера Оже объявили, что у них есть доказательства того, что UHECR, по-видимому, исходят из активных галактических ядер (АЯГ) энергичных галактик, питаемых материей, закручивающейся в сверхмассивную черную дыру. Космические лучи были обнаружены и прослежены до АЯГ с использованием каталога Верона – Сетти – Верона . Об этих результатах сообщается в журнале Science . Тем не менее, сила корреляции с АЯГ из этого конкретного каталога для оже-данных, записанных после 2007 г., медленно снижается.

См. также

• Космические лучи сверхвысокой энергии - частицы космических лучей с кинетической энергией более 1 ЭВ.

Внешние ссылки

• Страница исследований HIRES Университета Рутгерса по экспериментальной физике высоких энергий
• Страница обсерватории Пьера Оже
• Cosmic-ray.org. Архивировано 21 марта 2023 г. в Wayback Machine.
• История исследований космических лучей. Архивировано 5 марта 2012 г. в Wayback Machine.