Предел Грейзена – Зацепина – Кузьмина. - Greisen–Zatsepin–Kuzmin limit

В Предел Грейзена – Зацепина – Кузьмина. (Лимит GZK) является теоретическим верхним пределом энергии космический луч протоны путешествие из других галактик через межгалактическую среду в нашу галактику. Предел 5×10¹⁹ эВ (50 ЭэВ), или около 8джоули (энергия протона, движущегося со скоростью ≈99.99999999999999999998% скорости света). Предел устанавливается замедлением взаимодействия протонов с микроволновое фоновое излучение на большие расстояния (≈160 миллионов световых лет). Предел имеет тот же порядок величины, что и верхний предел энергии, при которой космические лучи были обнаружены экспериментально. Например, один космические лучи экстремальной энергии, то О-Боже мой, который, как было установлено, обладает рекордным 3.12×10²⁰ эВ (50 джоулей)^[1][2] энергии (примерно такая же, как кинетическая энергия бейсбольного мяча со скоростью 95 км / ч).

Предел GZK выводится в предположении, что космические лучи сверхвысокой энергии являются протонами. Измерения крупнейшей обсерватории космических лучей Обсерватория Пьера Оже, предполагают, что большинство космических лучей сверхвысокой энергии - это более тяжелые элементы.^[3] В этом случае аргумент, лежащий в основе предела ГЗК, неприменим в первоначально простой форме, и нет фундаментального противоречия в наблюдении космических лучей с энергиями, выходящими за пределы этого предела.

В прошлом очевидное нарушение предела GZK вдохновляло космологов и физиков-теоретиков предлагать другие способы обойти этот предел. Эти теории предполагают, что космические лучи сверхвысоких энергий образуются поблизости от нашей галактики или что Ковариация Лоренца нарушается таким образом, что протоны не теряют энергию на пути к нашей галактике.

Вычисление

Предел был независимо вычислен в 1966 г. Кеннет Грейзен,^[4] Георгий Зацепин, и Вадим Кузьмин^[5] на основе взаимодействия между космические лучи и фотоны космическое микроволновое фоновое излучение (CMB). Они предсказали, что космические лучи с энергией выше пороговой энергии 5×10¹⁹ эВ будет взаимодействовать с фотонами космического микроволнового фона ${ displaystyle gamma _ { rm {CMB}}}$, относительно голубоватый скоростью космических лучей, чтобы произвести пионы сквозь ${ displaystyle Delta}$ резонанс,

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

или

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

Полученные таким образом пионы переходят в распад 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 образования фотонов высокой энергии плюс (в некоторых случаях) электрон-позитронные пары высокой энергии и пары нейтрино.

Процесс образования пионов начинается при более высокой энергии, чем у обычного электрон-позитронного парное производство (производство лептона) от протонов, ударяющих по реликтовому излучению, которое начинается при энергии протонов космических лучей всего около 10¹⁷ эВ. Однако события рождения пионов поглощают 20% энергии протона космических лучей по сравнению с 0,1% его энергии на образование электрон-позитронных пар. Этот множитель 200 получен из двух источников: масса пиона только примерно в 130 раз превышает массу лептонов, но дополнительная энергия проявляется в виде различных кинетических энергий пиона или лептонов и приводит к относительно большей кинетической энергии, передаваемой более тяжелому продукту пиона. , чтобы сохранить импульс. Гораздо большие общие потери энергии от образования пионов приводят к тому, что процесс образования пионов становится ограничивающим для распространения космических лучей с высокой энергией, а не с процессом производства легких лептонов с более низкой энергией.

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

Парадокс космических лучей

Эта статья должна быть обновлено. Обновите эту статью, чтобы отразить недавние события или новую доступную информацию. (Январь 2019)

Нерешенная проблема в физике: Почему некоторые космические лучи обладают энергии которые теоретически слишком высоки, учитывая, что нет возможных источников, сближающихся с Землей, и что лучи от далеких источников должны были рассеиваться космическое микроволновое фоновое излучение ? (больше нерешенных задач по физике)

Ряд наблюдений был произведен в крупнейших экспериментах с космическими лучами. Гигантский воздушный душ Akeno, Детектор космических лучей высокого разрешения Fly's Eye, то Обсерватория Пьера Оже и Проект массива телескопов который показал космические лучи с энергией выше этого предела (названный космические лучи экстремальной энергии, или EECR). Наблюдение за этими частицами было так называемым ГЗК парадокс или парадокс космических лучей.

Эти наблюдения, по-видимому, противоречат предсказаниям специальная теория относительности и физика элементарных частиц как они понимаются в настоящее время. Однако существует ряд возможных объяснений этих наблюдений, которые могут разрешить это несоответствие.

• Наблюдения могут быть связаны с ошибкой прибора или неправильной интерпретацией эксперимента, особенно неправильным присвоением энергии.
• Космические лучи могут иметь локальные источники в пределах горизонта ГЗК (хотя неясно, что это могут быть за источники).

Слабо взаимодействующие частицы

Другое предположение касается слабовзаимодействующих частиц сверхвысоких энергий (например, нейтрино ), которые могут возникать на больших расстояниях, а затем реагировать локально, давая начало наблюдаемым частицам. В предлагаемой модели Z-всплеска космическое нейтрино сверхвысокой энергии сталкивается с реликтовым антинейтрино в нашей галактике и аннигилирует с адронами.^[6] Этот процесс происходит через (виртуальный) Z-бозон:

${ displaystyle nu + { bar { nu}} to Z to { text {адроны}}.}$

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

${ displaystyle E = { frac {m_ {Z} ^ {2}} {2m _ { nu}}} = 4,2 times 10 ^ {21} left ({ frac { text {eV}} {m_ { nu}}} right) ~ { text {eV}},}$

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

Другие теории

Для объяснения наблюдений AGASA был выдвинут ряд экзотических теорий, в том числе двойная специальная теория относительности. Однако теперь установлено, что стандартная двойная специальная теория относительности не предсказывает какого-либо подавления GZK (или обрезания GZK), в отличие от моделей нарушения симметрии Лоренца, включающих систему абсолютного покоя.^{[нужна цитата ]} Другие возможные теории включают связь с темной материей, распад экзотических сверхтяжелых частиц сверх известных в Стандартная модель.

Споры о космических лучах выше предела ГЗК

Подавление потока космических лучей, которое можно объяснить пределом GZK, было подтверждено обсерваториями космических лучей последнего поколения. Предыдущее требование АГАСА эксперимент, в котором нет подавления, был отменен. Остается спорным, вызвано ли подавление эффектом ГЗК. Предел GZK применяется только в том случае, если космические лучи сверхвысокой энергии состоят в основном из протонов.

В июле 2007 года во время 30-й Международной конференции по космическим лучам в Мериде, Юкатан, Мексика, Эксперимент с высоким разрешением Fly's Eye (HiRes) и Обсерватория Пьера Оже (Оже) представили свои результаты по космическим лучам сверхвысоких энергий. HiRes наблюдал подавление в спектре КЛСВЭ как раз при правильной энергии, наблюдая только 13 событий с энергией выше порога, ожидая 43 без подавления. Это было интерпретировано как первое наблюдение за пределом ГЗК.^[7] Оже подтвердил подавление потока, но не назвал его пределом ГЗК: вместо 30 событий, необходимых для подтверждения результатов AGASA, Оже увидел только два, которые считаются событиями с тяжелыми ядрами.^[8] Подавление потока ранее ставилось под сомнение, когда эксперимент AGASA не обнаружил подавления в их спектре.^{[нужна цитата ]}. Согласно с Алан Уотсон, представитель 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,^[9][10] в случае обсерватории Пьера Оже эффект статистически значим на уровне 20 стандартных отклонений.

После того, как подавление потока было установлено, разгорелись жаркие споры, являются ли космические лучи, нарушающие предел ГЗК, протонами. Обсерватория Пьера Оже, крупнейшая в мире обсерватория, с высокой статистической значимостью обнаружила, что космические лучи сверхвысокой энергии - это не просто протоны, а смесь элементов, которая становится все тяжелее с увеличением энергии.^[3]В Проект массива телескопов, совместная работа участников 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, покрываемая телескопами, составляет около одной трети площади, покрываемой обсерваторией Пьера Оже, и последняя работает уже давно.

Спор был частично разрешен в 2017 году, когда совместная рабочая группа, сформированная участниками обоих экспериментов, представила доклад на 35-й Международной конференции по космическим лучам.^[12] Согласно отчету, необработанные экспериментальные результаты не противоречат друг другу. Различные интерпретации в основном основаны на использовании разных теоретических моделей (Telescope Array использует устаревшую модель для своей интерпретации) и на том факте, что Telescope Array еще не собрал достаточно событий, чтобы отличить гипотезу чистого протона от гипотезы смешанного ядра.

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

EUSO, который должен был лететь на Международная космическая станция (МКС) в 2009 г., был разработан для использования атмосферно-флуоресценция техника для наблюдения за огромной площадью и значительного увеличения статистики КЛУВЭ. EUSO должна сделать глубокий обзор вызванных КЛЛВЭ обширных атмосферных ливней (ШАЛ) из космоса, расширив измеренный энергетический спектр далеко за границу ГЗК. Он предназначен для поиска происхождения КЛСВЭ, определения природы происхождения КЛСВЭ, проведения обзора всего неба в направлении прибытия КЛСВЭ и попытки открыть астрономическое окно во Вселенную с экстремальными энергиями с нейтрино. Судьба обсерватории EUSO до сих пор неясна, поскольку НАСА рассматривает возможность досрочного вывода МКС на пенсию.

Космический гамма-телескоп Ферми для устранения несоответствий

Запущенный в июне 2008 г. Космический гамма-телескоп Ферми (ранее GLAST) также предоставит данные, которые помогут устранить эти несоответствия.

• С помощью космического гамма-телескопа Ферми можно регистрировать гамма-лучи от только что ускоренных ядер космических лучей в месте их ускорения (источник КЛСВЭ).^[13]
• Протоны КЛСВЭ ускоряются (см. Также Центробежный механизм ускорения ) в астрофизических объектах производят вторичные электромагнитные каскады во время распространения в космическом микроволновом и инфракрасном фонах, одним из вкладов которых является процесс образования пионов GZK. Такие каскады могут составлять от 1% до 50% диффузного потока фотонов ГэВ – ТэВ, измеренного с помощью EGRET эксперимент. Космический гамма-телескоп Ферми может обнаружить этот поток.^[14]

Возможные источники КЛУВЭ

В ноябре 2007 г. исследователи Обсерватория Пьера Оже объявили, что у них есть доказательства того, что КЛВЭП, похоже, исходят от активные галактические ядра (AGN) энергетических галактик, питаемых материей, вращающейся в сверхмассивной черной дыре. Космические лучи были обнаружены и прослежены до АЯГ с помощью Верон-Сетти-Верон каталог. Эти результаты сообщаются в журнале. Наука.^[15] Тем не менее, сила корреляции с AGN из этого конкретного каталога для данных Оже, зарегистрированных после 2007 г., медленно снижается.^[16]

Смотрите также

• Космические лучи сверхвысокой энергии - Частица космических лучей с кинетической энергией более 10¹⁸ эВ

Рекомендации

внешняя ссылка

• Страница исследования HIRES экспериментальной физики высоких энергий Университета Рутгерса
• Страница обсерватории Пьера Оже
• Cosmic-ray.org
• История исследования космических лучей