Pozagalaktyczny promień kosmiczny

Widmo energetyczne promieni kosmicznych.

Pozagalaktyczne promienie kosmiczne to cząstki o bardzo wysokiej energii, które docierają do Układu Słonecznego spoza Drogi Mlecznej . Podczas gdy przy niskich energiach większość promieni kosmicznych pochodzi z Galaktyki (na przykład z pozostałości supernowych ), przy wysokich energiach widmo promieniowania kosmicznego jest zdominowane przez te pozagalaktyczne promienie kosmiczne. Dokładna energia, przy której następuje przejście od promieniowania kosmicznego galaktycznego do pozagalaktycznego, nie jest jasna, ale mieści się w przedziale od 10 17 do 10 18 eV .

Obserwacja

Główny artykuł: Obserwatorium Promieni Kosmicznych
Symulacja 3D pęku powietrznego utworzonego przez proton o energii 1 TeV uderzający w atmosferę, z grupy COSMUS z University of Chicago. Przedstawiony teren to obszar o wymiarach 8 km x 8 km.

Obserwacja pozagalaktycznego promieniowania kosmicznego wymaga detektorów o niezwykle dużej powierzchni, ze względu na bardzo ograniczony strumień. W rezultacie pozagalaktyczne promienie kosmiczne są zazwyczaj wykrywane przez obserwatoria naziemne za pomocą rozległych pęków powietrza, które tworzą. Obserwatoria naziemne mogą być albo detektorami powierzchniowymi, które obserwują cząstki pęku powietrza docierające do ziemi, albo detektorami fluorescencji powietrza (zwanymi także detektorami „muchego oka”), które obserwują fluorescencję spowodowaną interakcją cząstek pęku powietrza z atmosfera. W obu przypadkach ostatecznym celem jest znalezienie masy i energii pierwotnego promienia kosmicznego, który stworzył deszcz. Detektory powierzchniowe osiągają to, mierząc gęstość cząstek na ziemi, podczas gdy detektory fluorescencyjne mierzą maksymalną głębokość pęku (głębokość od szczytu atmosfery, na której znajduje się maksymalna liczba cząstek). Dwa obecnie działające obserwatoria promieniowania kosmicznego o wysokiej energii, Pierre Auger Observatory i Telescope Array, to detektory hybrydowe, które wykorzystują obie te metody. Ta hybrydowa metodologia pozwala na pełną trójwymiarową rekonstrukcję pęku i zapewnia znacznie lepsze informacje o kierunku, a także dokładniejsze określenie rodzaju i energii pierwotnego promieniowania kosmicznego niż każda z tych technik osobno.

Obserwatorium Pierre'a Augera

Główny artykuł: Obserwatorium Pierre Auger

Obserwatorium Pierre Auger, zlokalizowane w prowincji Mendoza w Argentynie, składa się z 1660 detektorów powierzchniowych, oddalonych od siebie o 1,5 km każdy i obejmujących łączną powierzchnię 3000 km 2 oraz 27 detektorów fluorescencyjnych rozmieszczonych w 4 różnych lokalizacjach z widokiem na detektory powierzchniowe. Obserwatorium działa od 2004 roku i zaczęło działać na pełnych obrotach w 2008 roku, po zakończeniu budowy. Detektory powierzchniowe to wodne detektory Czerenkowa , każdy detektor jest zbiornikiem o średnicy 3,6 m. Jednym z najbardziej znaczących wyników Obserwatorium Pierre Auger jest wykrycie anizotropii dipola w kierunkach nadejścia promieni kosmicznych o energii większej niż 8 x 10 18 eV , co było pierwszym rozstrzygającym wskazaniem ich pozagalaktycznego pochodzenia.

Układ teleskopów

Główny artykuł: Projekt Telescope Array

Telescope Array znajduje się w stanie Utah w Stanach Zjednoczonych Ameryki i składa się z 507 detektorów powierzchniowych oddalonych od siebie o 1,2 km i obejmujących łączną powierzchnię 700 km 2 oraz 3 stacji detektorów fluorescencyjnych z 12-14 detektorami fluorescencyjnymi na każdym stacja. Tablica Teleskopowa została skonstruowana dzięki współpracy między zespołami poprzednio obsługującymi Akeno Giant Air Shower Array (AGASA) , który był układem detektorów powierzchniowych w Japonii, oraz High Resolution Fly's Eye (HiRes) , który był detektorem fluorescencji powietrza również zlokalizowanym w Utah. Telescope Array został początkowo zaprojektowany do wykrywania promieni kosmicznych o energii powyżej 10 19 eV, ale rozszerzenie projektu, rozszerzenie Telescope Array Low Energy (TALE), jest obecnie w toku i umożliwi obserwację promieni kosmicznych o energiach powyżej 3 x 10 16 eV

Widmo i skład

Widmo energetyczne promieni kosmicznych o energii większej niż 2,5 x 10 18 eV z danych zaobserwowanych przez Obserwatorium Pierre Auger

Dwie wyraźne i od dawna znane cechy widma pozagalaktycznego promieniowania kosmicznego to „kostka”, czyli spłaszczenie widma przy około 5 x 10 18 eV oraz tłumienie strumienia promieniowania kosmicznego przy wysokich energiach (powyżej około 4 x 10 19 eV). Niedawno Obserwatorium Pierre Auger również zaobserwowało stromość widma promieniowania kosmicznego powyżej kostki, przed stromym odcięciem powyżej 10 19 eV (patrz rysunek). Widmo zmierzone przez Obserwatorium Pierre Auger nie wydaje się zależeć od kierunku nadejścia promieni kosmicznych. Istnieją jednak pewne rozbieżności między widmem (szczególnie energią, przy której następuje tłumienie strumienia) mierzonym przez Obserwatorium Pierre Auger na półkuli południowej i Telescope Array na półkuli północnej. Nie jest jasne, czy jest to wynikiem nieznanego błędu systematycznego, czy też prawdziwej różnicy między promieniami kosmicznymi docierającymi do półkuli północnej i południowej.

Interpretacja tych cech widma promieniowania kosmicznego zależy od szczegółów przyjętego modelu. Historycznie kostka jest interpretowana jako energia, przy której strome galaktyczne widmo promieniowania kosmicznego przechodzi w płaskie widmo pozagalaktyczne. Jednak dyfuzyjne przyspieszenie uderzeniowe w pozostałościach supernowych, które jest głównym źródłem promieniowania kosmicznego poniżej 10 15 eV, może przyspieszać protony tylko do 3 x 10 15 eV, a żelazo do 8 x 10 16 eV. Musi więc istnieć dodatkowe źródło galaktycznego promieniowania kosmicznego do około 10 18 eV. Z drugiej strony model „dip” zakłada, że ​​przejście między promieniowaniem kosmicznym galaktycznym i pozagalaktycznym następuje przy około 10 17 eV. Model ten zakłada, że ​​pozagalaktyczne promienie kosmiczne składają się wyłącznie z protonów, a kostka jest interpretowana jako wynik produkcji par wynikającej z interakcji promieni kosmicznych z kosmicznym mikrofalowym tłem (CMB). To tłumi strumień promieniowania kosmicznego, a tym samym powoduje spłaszczenie widma. Starsze dane, a także nowsze dane z Telescope Array przemawiają za czystym składem protonów. Jednak ostatnie dane Augera sugerują skład, który jest zdominowany przez lekkie pierwiastki do 2 x 10 18 eV, ale staje się coraz bardziej zdominowany przez cięższe pierwiastki wraz ze wzrostem energii. W tym przypadku potrzebne jest źródło protonów poniżej 2 x 10 18 eV.

Ogólnie przyjmuje się, że tłumienie strumienia przy wysokich energiach jest spowodowane efektem Greisena-Zatsepina-Kuz'mina (GZK) w przypadku protonów lub fotodezintegracją przez CMB (efekt Gerasimova-Rozental lub GR) w przypadku ciężkich jąder. Jednak może to być również spowodowane naturą źródeł, to znaczy maksymalną energią, do której źródła mogą przyspieszać promienie kosmiczne.

Jak wspomniano powyżej, Telescope Array i Pierre Auger Observatory dają różne wyniki dla najbardziej prawdopodobnego składu. Jednak dane użyte do wywnioskowania składu z tych dwóch obserwatoriów są spójne po uwzględnieniu wszystkich efektów systematycznych. Skład pozagalaktycznego promieniowania kosmicznego jest zatem nadal niejednoznaczny

Pochodzenie

W przeciwieństwie do słonecznego lub galaktycznego promieniowania kosmicznego niewiele wiadomo o pochodzeniu pozagalaktycznego promieniowania kosmicznego. Wynika to głównie z braku statystyk: tylko około 1 pozagalaktycznej cząstki promieniowania kosmicznego na kilometr kwadratowy rocznie dociera do powierzchni Ziemi (patrz rysunek). Możliwe źródła tych promieni kosmicznych muszą spełniać kryterium Hillasa,

gdzie E to energia cząstki, q jej ładunek elektryczny, B to pole magnetyczne w źródle, a R to wielkość źródła. Kryterium to wynika z faktu, że aby cząstka została przyspieszona do danej energii, jej promień Larmora musi być mniejszy niż rozmiar obszaru przyspieszania. Gdy promień Larmora cząstki jest większy niż rozmiar obszaru przyspieszającego, ucieka ona i nie zyskuje więcej energii. W konsekwencji cięższe jądra (z większą liczbą protonów), jeśli są obecne, mogą zostać przyspieszone do wyższych energii niż protony w tym samym źródle.

Aktywne jądra galaktyk

Obraz aktywnego jądra galaktycznego aktywnej galaktyki M87 .

  , że aktywne jądra galaktyczne (AGN) są jednymi z najbardziej energetycznych obiektów we wszechświecie i dlatego często są uważane za kandydatów do wytwarzania pozagalaktycznego promieniowania kosmicznego. Biorąc pod uwagę ich niezwykle wysoką jasność, AGN mogą przyspieszać promienie kosmiczne do wymaganych energii, nawet jeśli tylko 1/1000 ich energii jest zużywana na to przyspieszenie. Istnieje pewne wsparcie obserwacyjne dla tej hipotezy. Analiza pomiarów promieniowania kosmicznego z Obserwatorium Pierre Auger sugeruje korelację między kierunkami nadejścia promieni kosmicznych o najwyższych energiach powyżej 5×10 19 eV a położeniem pobliskich aktywnych galaktyk. W 2017 roku IceCube wykrył wysokoenergetyczne neutrino o energii 290 TeV, którego kierunek był zgodny z rozbłyskiem blazara TXS 0506-056 , co wzmocniło argumenty przemawiające za AGN jako źródłem pozagalaktycznego promieniowania kosmicznego . Ponieważ zakłada się, że neutrina wysokoenergetyczne pochodzą z rozpadu pionów, powstających w wyniku interakcji odpowiednio wysokoenergetycznych protonów z kosmicznym mikrofalowym tłem (CMB) (produkcja fotopionów) lub z fotodezintegracji jąder energetycznych, a ponieważ neutrina podróżują zasadniczo bez przeszkód przez wszechświat, można je prześledzić wstecz do źródła wysokoenergetycznego promieniowania kosmicznego.

Gromady galaktyk

Wielofalowy obraz gromady galaktyk Abell 1689, z danymi rentgenowskimi (fioletowy) i optycznymi (żółty). Rozproszona emisja promieniowania rentgenowskiego pochodzi z gorącego ośrodka wewnątrzklastrowego

Gromady galaktyk nieustannie gromadzą gaz i galaktyki z włókien kosmicznej sieci. Gdy akrecyjny zimny gaz wpada do gorącego ośrodka wewnątrz gromady , powoduje wstrząsy na obrzeżach gromady, które mogą przyspieszać promienie kosmiczne poprzez dyfuzyjny mechanizm przyspieszania wstrząsów. Wielkoskalowe halo radiowe i relikty radiowe , które, jak się oczekuje, są spowodowane emisją synchrotronową z relatywistycznych elektronów, pokazują, że gromady zawierają cząstki o wysokiej energii. Badania wykazały, że wstrząsy w gromadach mogą przyspieszać jądra żelaza do 10 20 eV, czyli prawie tyle samo, co najbardziej energetyczne promienie kosmiczne obserwowane przez Obserwatorium Pierre Auger. Jeśli jednak klastry rzeczywiście przyspieszają protony lub jądra do tak wysokich energii, powinny również wytwarzać emisję promieniowania gamma w wyniku interakcji wysokoenergetycznych cząstek z ośrodkiem wewnątrzklastry. Ta emisja promieniowania gamma nie została jeszcze zaobserwowana, co jest trudne do wyjaśnienia.

Rozbłyski promieniowania gamma

Rozbłyski gamma (GRB) zostały pierwotnie zaproponowane jako możliwe źródło pozagalaktycznego promieniowania kosmicznego, ponieważ energia wymagana do wytworzenia obserwowanego strumienia promieni kosmicznych była podobna do ich typowej jasności w promieniach γ, a także ponieważ mogły przyspieszać protony do energii 10 20 eV poprzez dyfuzyjne przyspieszenie uderzeniowe. Długie rozbłyski gamma (GRB) są szczególnie interesujące jako możliwe źródła pozagalaktycznego promieniowania kosmicznego w świetle dowodów na istnienie cięższego składu przy wyższych energiach. Długie błyski GRB są związane ze śmiercią masywnych gwiazd, o których dobrze wiadomo, że produkują ciężkie pierwiastki. Jednak w tym przypadku wiele ciężkich jąder uległoby fotodezintegracji, prowadząc do znacznej emisji neutrin, również związanej z GRB, czego nie zaobserwowano. Niektóre badania sugerują, że specyficzna populacja GRB, znana jako GRB o niskiej jasności, może rozwiązać ten problem, ponieważ niższa jasność doprowadziłaby do mniejszej fotodysocjacji i produkcji neutrin. Te GRB o niskiej jasności mogą jednocześnie odpowiadać za obserwowane wysokoenergetyczne neutrina. Jednak argumentowano również, że te GRB o niskiej jasności nie są wystarczająco energetyczne, aby być głównym źródłem wysokoenergetycznych promieni kosmicznych.

Gwiazdy neutronowe

Gwiazdy neutronowe powstają w wyniku kolapsu jądra masywnych gwiazd i podobnie jak GRB mogą być źródłem ciężkich jąder. W modelach z gwiazdami neutronowymi - szczególnie młodymi pulsarami lub magnetarami - jako źródłem pozagalaktycznego promieniowania kosmicznego ciężkie pierwiastki (głównie żelazo) są usuwane z powierzchni obiektu przez pole elektryczne wytwarzane przez szybki obrót namagnesowanej gwiazdy neutronowej. To samo pole elektryczne może przyspieszać jądra żelaza do 10 20 eV. Fotodezintegracja ciężkich jąder doprowadziłaby do powstania lżejszych pierwiastków o niższych energiach, co odpowiada obserwacjom Obserwatorium Pierre Auger. W tym scenariuszu promienie kosmiczne przyspieszone przez gwiazdy neutronowe w Drodze Mlecznej mogłyby wypełnić „obszar przejściowy” między galaktycznym promieniowaniem kosmicznym wytwarzanym w pozostałościach supernowych a pozagalaktycznym promieniowaniem kosmicznym.

Zobacz też

  1. ^   Aloisio, R .; Berezinsky, V.; Gazizov, A. (grudzień 2012). „Przejście od galaktycznego do pozagalaktycznego promieni kosmicznych” . Fizyka astrocząstek . 39-40: 129-143. ar Xiv : 1211.0494 . Bibcode : 2012APh....39..129A . doi : 10.1016/j.astropartphys.2012.09.007 . S2CID 9266571 .
  2. ^ „HiRes - Obserwatorium promieniowania kosmicznego o wysokiej rozdzielczości Fly's Eye” . www.cosmic-ray.org . Źródło 2021-04-28 .
  3. Bibliografia   _ Unger, Michael (maj 2012). „Pomiary składu promieni kosmicznych za pomocą eksperymentów z pękiem powietrza”. Fizyka astrocząstek . 35 (10): 660–678. arXiv : 1201.0018 . Bibcode : 2012APh....35..660K . doi : 10.1016/j.astropartphys.2012.02.004 . S2CID 118540292 .
  4. ^   Sommers, Paweł (1995-08-01). „Możliwości gigantycznego hybrydowego detektora pęków” . Fizyka astrocząstek . 3 (4): 349–360. Bibcode : 1995APh.....3..349S . doi : 10.1016/0927-6505(95)00013-7 . ISSN 0927-6505 .
  5. ^ „Wykrywacz hybrydowy ślimaka” . www.auger.org . Źródło 2021-04-28 .
  6. ^ Współpraca Pierre Auger (październik 2015). „Obserwatorium promieniowania kosmicznego Pierre Auger” . Instrumenty i metody jądrowe w badaniach fizyki Sekcja A: Akceleratory, spektrometry, detektory i sprzęt towarzyszący . 798 : 172–213. ar Xiv : 1502.01323 . Bibcode : 2015NIMPA.798..172P . doi : 10.1016/j.nima.2015.06.058 .
  7. ^    Współpraca Pierre Auger; Aab, A.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Samarai, I. Al; Albuquerque, IFM; Allekotte, I.; Almela, A.; Castillo, J. Alvarez; Alvarez-Muñiz, J.; Anastasi, GA (22.09.2017). „Obserwacja wielkoskalowej anizotropii w kierunkach nadejścia promieni kosmicznych powyżej $8 \times 10^{18}$ eV” . nauka . 357 (6357): 1266-1270. ar Xiv : 1709.07321 . doi : 10.1126/science.aan4338 . ISSN 0036-8075 . PMID 28935800 .
  8. ^    Współpraca Pierre Auger; Aab, A.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Albuquerque, IFM; Albury, JM; Allekotte, I.; Almela, A.; Castillo, J. Alvarez; Alvarez-Muñiz, J.; Anastasi, Georgia (2018-11-13). „Anizotropie promieniowania kosmicznego na dużą skalę powyżej 4 EeV mierzone przez Obserwatorium Pierre Auger” . Dziennik astrofizyczny . 868 (1): 4. arXiv : 1808.03579 . Bibcode : 2018ApJ...868....4A . doi : 10.3847/1538-4357/aae689 . hdl : 2434/605925 . ISSN 1538-4357 . S2CID 84836470 .
  9. ^   Abu-Zayyad, T .; i in. (2012-10-11). „Macierz detektorów powierzchni eksperymentu Telescope Array” . Instrumenty i metody jądrowe w badaniach fizyki Sekcja A: Akceleratory, spektrometry, detektory i sprzęt towarzyszący . 689 : 87–97. ar Xiv : 1201.4964 . Bibcode : 2012NIMPA.689...87A . doi : 10.1016/j.nima.2012.05.079 . ISSN 0168-9002 .
  10. Bibliografia   _ Yoshida, S.; Yoshii, H.; Tanaka, K.; Cohen, F.; Fukushima, M.; Hayashida, N.; Hiyama, K.; Ikeda, D.; Kido, E.; Kondo, Y. (styczeń 2008). „Eksperyment z macierzą teleskopową” . Fizyka Jądrowa B - Proceedings Suplementy . 175-176: 221-226. Bibcode : 2008NuPhS.175..221K . doi : 10.1016/j.nuclphysbps.2007.11.002 . S2CID 53604164 .
  11. ^ „Macierz teleskopowa” . www.telescopearray.org . Źródło 2021-04-28 .
  12. ^   Ogio, Shoichi (18.01.2018). „Telescope Array Low Energy Extension: TALE” . Materiały z Międzynarodowej Konferencji 2016 na temat promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii (UHECR2016) . Materiały z konferencji JPS. Kioto, Japonia: Journal of the Physical Society of Japan. 19 : 011026. Bibcode : 2018uhec.confa1026O . doi : 10.7566/JPSCP.19.011026 . ISBN 978-4-89027-126-9 .
  13. ^   Współpraca Pierre Auger; Aab, A.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Albury, JM; Allekotte, I.; Almela, A.; Alvarez Castillo, J.; Alvarez-Muñiz, J.; Alves Batista, R.; Anastasi, Georgia (16.09.2020). „Cechy widma energii promieni kosmicznych powyżej 2,5 $\ifmmode\times\else\texttimes\fi{}{10}^{18}\text{ }\text{ }\mathrm{eV}$ przy użyciu obserwatorium Pierre Auger” . Listy z przeglądu fizycznego . 125 (12): 121106. doi : 10.1103/PhysRevLett.125.121106 . PMID 33016715 .
  14. ^   Abbasi, RU; i in. (2005-07-21). „Obserwacja kostki i dowody na pęknięcie wysokoenergetyczne w widmie promieniowania kosmicznego” . Fizyka Litery B. 619 (3–4): 271–280. arXiv : astro-ph/0501317 . Bibcode : 2005PhLB..619..271A . doi : 10.1016/j.physletb.2005.05.064 . ISSN 0370-2693 .
  15. ^     Współpraca HiRes (10.03.2008). „Pierwsza obserwacja tłumienia Greisena-Zatsepina-Kuzmina”. Listy z przeglądu fizycznego . 100 (10): 101101. arXiv : astro-ph/0703099 . Bibcode : 2008PhRvL.100j1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.100.101101 . ISSN 0031-9007 . PMID 18352170 . S2CID 118960558 .
  16. ^     Współpraca Pierre Auger (2008-08-04). "Obserwacja tłumienia strumienia promieniowania kosmicznego powyżej 4x10^19eV". Listy z przeglądu fizycznego . 101 (6): 061101. arXiv : 0806.4302 . doi : 10.1103/PhysRevLett.101.061101 . hdl : 2440/47607 . ISSN 0031-9007 . PMID 18764444 . S2CID 118478479 .
  17. Bibliografia   _ Abreu, P.; Aglietta, M.; Albury, JM; Allekotte, I.; Almela, A.; Alvarez Castillo, J.; Alvarez-Muñiz, J.; Alves Batista, R.; Anastasi, GA; Anchordoqui, L. (2020-09-16). „Pomiar widma energii promieniowania kosmicznego powyżej 2,5 × 10 18 eV za pomocą Obserwatorium Pierre Auger” . Przegląd fizyczny D. 102 (6): 062005. arXiv : 2008.06486 . Bibcode : 2020PhRvD.102f2005A . doi : 10.1103/PhysRevD.102.062005 . ISSN 2470-0010 .
  18. Bibliografia    _ Abreu, P.; Aglietta, M.; Albury, JM; Allekotte, I.; Almela, A.; Alvarez Castillo, J.; Alvarez-Muñiz, J.; Alves Batista, R.; Anastasi, GA; Anchordoqui, L. (2020-09-16). „Cechy widma energii promieni kosmicznych powyżej 2,5 × 10 18 eV przy użyciu obserwatorium Pierre Auger” . Listy z przeglądu fizycznego . 125 (12): 121106. arXiv : 2008.06488 . Bibcode : 2020PhRvL.125l1106A . doi : 10.1103/PhysRevLett.125.121106 . ISSN 0031-9007 . PMID 33016715 .
  19. ^ a b   Abbasi, R .; Bellido, J.; Bełz, J.; de Souza, V.; Hanlon, W.; Ikeda, D.; Lundquist, JP; Sokolski, P.; Stroman, T.; Tameda, Y.; Tsunesada, Y. (2016-04-06). „Raport grupy roboczej ds. składu promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii” . Materiały z Międzynarodowego Sympozjum Promieni Kosmicznych o Ultra-Wysokiej Energii (UHECR2014) : 010016. arXiv : 1503.07540 . Bibcode : 2016uhec.confa0016A . doi : 10.7566/JPSCP.9.010016 . ISBN 978-4-89027-113-9 .
  20. ^ a b   Aloisio, R .; Berezinsky, V.; Gazizov, A. (grudzień 2012). „Przejście od galaktycznego do pozagalaktycznego promieni kosmicznych” . Fizyka astrocząstek . 39-40: 129-143. ar Xiv : 1211.0494 . Bibcode : 2012APh....39..129A . doi : 10.1016/j.astropartphys.2012.09.007 . S2CID 9266571 .
  21. ^    De Marco, Daniel; Stanew, Todor (2005-10-13). „O kształcie widma promieniowania kosmicznego UHE”. Przegląd fizyczny D. 72 (8): 081301. arXiv : astro-ph/0506318 . doi : 10.1103/PhysRevD.72.081301 . ISSN 1550-7998 . S2CID 118149419 .
  22. ^   Berezinsky, V .; Gazizov, AZ; Grigoriewa, SI (21.04.2005). „Zanurzanie w widmie UHECR jako sygnatura interakcji protonów z CMB” . Fizyka Litery B. 612 (3–4): 147–153. arXiv : astro-ph/0502550 . doi : 10.1016/j.physletb.2005.02.058 . ISSN 0370-2693 .
  23. ^ Rachen, Joerg P.; Stanew, Todor; Biermann, Peter L. (1993-02-04). „Pozagalaktyczne promienie kosmiczne o ultrawysokiej energii, II. Porównanie z danymi eksperymentalnymi”. Astron. Astrofia . 273 : 377. arXiv : astro-ph/9302005 . Bibcode : 1993A&A...273..377R .
  24. ^ Hanlon, William (2019-08-04). „Telescope Array 10-letnia kompozycja” . 36. Międzynarodowa Konferencja Promieni Kosmicznych (Icrc2019) . 36 : 280. arXiv : 1908.01356 . Bibcode : 2019ICRC...36..280H .
  25. ^   Współpraca Pierre'a Augera (31.12.2014). „Głębokość maksimum profili pęków powietrza w Obserwatorium Pierre Auger: Pomiary przy energiach powyżej 10 ^ 17,8 eV” . Przegląd fizyczny D. 90 (12): 122005. arXiv : 1409,4809 . Bibcode : 2014PhRvD..90l2005A . doi : 10.1103/PhysRevD.90.122005 . ISSN 1550-7998 .
  26. Bibliografia     _ „Wysokoenergetyczne promienie kosmiczne i efekt Greisena – Zatsepina – Kuz'mina” . Raporty o postępach w fizyce . 77 (3): 036901. arXiv : 1310.0325 . Bibcode : 2014RPPh...77c6901W . doi : 10.1088/0034-4885/77/3/036901 . ISSN 0034-4885 . PMID 24552650 . S2CID 20408181 .
  27. ^   Hillas, AM (wrzesień 1984). „Pochodzenie promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii” . Roczny przegląd astronomii i astrofizyki . 22 (1): 425–444. Bibcode : 1984ARA&A..22..425H . doi : 10.1146/annurev.aa.22.090184.002233 . ISSN 0066-4146 .
  28. ^     Współpraca Pierre Auger; Abraham, J.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Aguirre, C.; Allard, D.; Allekotte, I.; Allen, J.; Allison, P.; Alvarez, C.; Alvarez-Muniz, J. (2007-11-09). „Korelacja promieni kosmicznych o najwyższej energii z pobliskimi obiektami pozagalaktycznymi” . nauka . 318 (5852): 938–943. ar Xiv : 0711.2256 . Bibcode : 2007Sci...318..938P . doi : 10.1126/science.1151124 . ISSN 0036-8075 . PMID 17991855 . S2CID 118376969 .
  29. ^    Współpraca IceCube; Fermi-LAT; MAGIA; ZRĘCZNY; ASAS-SN; HAWC; HESS; CAŁKA; kanata; Kiso; Kapteyn (2018-07-13). „Multitimessingerowe obserwacje rozbłyskującego blazara zbieżnego z wysokoenergetycznym neutrinem IceCube-170922A” . nauka . 361 (6398): eaat1378. ar Xiv : 1807.08816 . Bibcode : 2018Sci...361.1378I . doi : 10.1126/science.aat1378 . ISSN 0036-8075 . PMID 30002226 .
  30. ^    Hong, Sungwook E.; Ryu, Dongsu; Kang, Hyesung; Cen, Renyue (2014-04-03). „Fale uderzeniowe i przyspieszenie promieni kosmicznych na obrzeżach gromad galaktyk”. Dziennik astrofizyczny . 785 (2): 133. arXiv : 1403.1420 . Bibcode : 2014ApJ...785..133H . doi : 10.1088/0004-637X/785/2/133 . ISSN 0004-637X . S2CID 73590389 .
  31. Bibliografia    _ Govoni, F.; Schindler S.; Bykow AM; Rephaeli, Y. (luty 2008). „Obserwacje rozszerzonej emisji radiowej w gromadach”. Recenzje nauki o kosmosie . 134 (1–4): 93–118. ar Xiv : 0801.0985 . Bibcode : 2008SSRv..134...93F . doi : 10.1007/s11214-008-9311-x . ISSN 0038-6308 . S2CID 18428157 .
  32. Bibliografia    _ Jones, TW (kwiecień 2014). „Promienie kosmiczne w gromadach galaktyk i ich emisja nietermiczna”. International Journal of Modern Physics D. 23 (4): 1430007–1430098. ar Xiv : 1401.7519 . Bibcode : 2014IJMPD..2330007B . doi : 10.1142/S0218271814300079 . ISSN 0218-2718 . S2CID 119308380 .
  33. Bibliografia   _ Aaronian, FA; Gabici S.; Kelner, SR; Prosekin, A. (2011-12-01). „Przyspieszenie i promieniowanie protonów o ultrawysokiej energii w gromadach galaktyk” . Astronomia i Astrofizyka . 536 : A56. ar Xiv : 0910.5715 . Bibcode : 2011A&A...536A..56V . doi : 10.1051/0004-6361/200913568 . ISSN 0004-6361 .
  34. Bibliografia    _ Abreu, P.; Aglietta, M.; Albury, JM; Allekotte, I.; Almela, A.; Alvarez Castillo, J.; Alvarez-Muñiz, J.; Alves Batista, R.; Anastasi, GA; Anchordoqui, L. (2020-09-16). „Cechy widma energii promieni kosmicznych powyżej 2,5 × 10 18 eV przy użyciu obserwatorium Pierre Auger” . Fizyczne listy przeglądowe . 125 (12): 121106. arXiv : 2008.06488 . Bibcode : 2020PhRvL.125l1106A . doi : 10.1103/PhysRevLett.125.121106 . ISSN 0031-9007 . PMID 33016715 .
  35. ^    Berezinsky, VS; Błażej, P.; Ptuskin, VS (październik 1997). „Gromady galaktyk jako magazyn promieni kosmicznych”. Dziennik astrofizyczny . 487 (2): 529–535. arXiv : astro-ph/9609048 . Bibcode : 1997ApJ...487..529B . doi : 10.1086/304622 . ISSN 0004-637X . S2CID 12525472 .
  36. ^    Wittor, Denis (maj 2021). „O wyzwaniach związanych z przyspieszeniem szoku protonowego promieniowania kosmicznego w ośrodku Intracluster”. Nowa astronomia . 85 : 101550. arXiv : 2102.08059 . Bibcode : 2021NowyA...8501550W . doi : 10.1016/j.newast.2020.101550 . ISSN 1384-1076 . S2CID 229413947 .
  37. ^     Waxman Eli (17.07.1995). „Kosmologiczne rozbłyski gamma i promienie kosmiczne o najwyższej energii”. Fizyczne listy przeglądowe . 75 (3): 386–389. arXiv : astro-ph/9505082 . Bibcode : 1995PhRvL..75..386W . doi : 10.1103/PhysRevLett.75.386 . ISSN 0031-9007 . PMID 10060008 . S2CID 9827099 .
  38. Bibliografia _ Bloom, Joshua S. (2012). „Rozbłysk gamma - połączenie supernowej” . W C. Kouveliotou; RAMJ Wijers; SE Woosley (red.). Rozbłyski gamma . Seria Cambridge Astrophysics. Tom. 51. Cambridge University Press. s. 169–190. ar Xiv : 1104.2274 .
  39. ^     Współpraca IceCube; Abbasi R.; Abdou, Y.; Abu-Zayyad, T.; Ackermann, M.; Adams, J.; Aguilar, JA; Ahlers, M.; Altmann, D.; Andeen, K.; Auffenberg, J. (kwiecień 2012). „Brak neutrin związany z przyspieszeniem promieniowania kosmicznego w rozbłyskach promieniowania gamma”. Natura . 484 (7394): 351–354. arXiv : 1204.4219 . doi : 10.1038/natura11068 . ISSN 0028-0836 . PMID 22517161 . S2CID 205228690 .
  40. ^   Boncioli, Denise; Biehl, Daniel; Zima, Walter (2019-02-14). „O wspólnym pochodzeniu promieni kosmicznych w poprzek kostki i rozproszonych neutrin przy najwyższych energiach z rozbłysków gamma o niskiej jasności” . Dziennik astrofizyczny . 872 (1): 110. arXiv : 1808.07481 . Bibcode : 2019ApJ...872..110B . doi : 10.3847/1538-4357/aafda7 . ISSN 1538-4357 .
  41. Bibliografia    _ Murase, Kohta (21.10.2020). „Ograniczające scenariusze fotohadroniczne dla ujednoliconego pochodzenia neutrin IceCube i ultrawysokoenergetycznych promieni kosmicznych”. Przegląd fizyczny D. 102 (8): 083023. arXiv : 2007.09276 . Bibcode : 2020PhRvD.102h3023Y . doi : 10.1103/PhysRevD.102.083023 . ISSN 2470-0010 . S2CID 220646878 .
  42. ^    Samuelsson, Filip; Bégue, Damien; Ryde, Felix; Pe'er, Asaf; Murase, Kohta (2020-10-23). „Ograniczanie rozbłysków gamma o niskiej jasności jako źródeł promieniowania kosmicznego o ultrawysokiej energii przy użyciu GRB 060218 jako proxy”. Dziennik astrofizyczny . 902 (2): 148. arXiv : 2005.02417 . Bibcode : 2020ApJ...902..148S . doi : 10.3847/1538-4357/abb60c . ISSN 1538-4357 . S2CID 218516915 .
  43. ^ a b    Blasi, P .; Epstein, RI; Olinto, AV (2000-04-20). „Ultra-wysokoenergetyczne promienie kosmiczne z wiatrów młodych gwiazd neutronowych”. Dziennik astrofizyczny . 533 (2): L123 – L126. arXiv : astro-ph/9912240 . Bibcode : 2000ApJ...533L.123B . doi : 10.1086/312626 . PMID 10770705 . S2CID 6026463 .
  44. Bibliografia    _ Kotera, Kumiko; Olinto, Angela V. (kwiecień 2012). „Nowo narodzone pulsary jako źródła promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii” . Dziennik astrofizyczny . 750 (2): 118. arXiv : 1201.5197 . Bibcode : 2012ApJ...750..118F . doi : 10.1088/0004-637X/750/2/118 . ISSN 0004-637X . S2CID 9129110 .
  45. Bibliografia    _ Kotera, Kumiko; Olinto, Angela V. (2013-03-11). „Jądra promieniowania kosmicznego o ultrawysokiej energii z pulsarów pozagalaktycznych i wpływ ich galaktycznych odpowiedników”. Journal of Cosmology and Astroarticle Physics . 2013 (3): 010. arXiv : 1302.4482 . Bibcode : 2013JCAP...03..010F . doi : 10.1088/1475-7516/2013/03/010 . ISSN 1475-7516 . S2CID 118721122 .
Pobrane z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Extragalactic_cosmic_ray&oldid=1140672852 ”