Ultra-wysokoenergetyczny promień kosmiczny

W fizyce astrocząstek ultra-wysokoenergetyczny promień kosmiczny ( UHECR ) to promień kosmiczny o energii większej niż 1 EeV (10 18 elektronowoltów , około 0,16 dżula ), daleko poza masą spoczynkową i energią typową dla innych cząstek promieniowania kosmicznego .

Ekstremalnieenergetyczny promień kosmiczny ( ECCR ) to UHECR o energii przekraczającej 5 × 10 19 eV (około 8 dżuli , czyli energia protonu poruszającego się z prędkością ≈ 99,999 999 999 999 999 999 98 % prędkości światła), tzw. -zwana granica Greisen-Zatsepin-Kuzmin (limit GZK). Ta granica powinna być maksymalną energią protonów promieniowania kosmicznego, które przebyły duże odległości (około 160 milionów lat świetlnych), ponieważ protony o wyższej energii straciłyby energię na tej odległości z powodu rozpraszania od fotonów w kosmicznym mikrofalowym tle (CMB ) . Wynika z tego, że EECR nie mogły być pozostałościami po wczesnym wszechświecie , ale są kosmologicznie „młode”, wyemitowane gdzieś w Supergromadzie Lokalnej w wyniku jakiegoś nieznanego procesu fizycznego. Jeśli EECR nie jest protonem, ale jądrem z A nukleonów, to limit GZK dotyczy jego nukleonów, które przenoszą tylko ułamek 1 / A całkowitej energii jądra. Dla jądra żelaza odpowiednia granica wynosiłaby 2,8 × 10 21 eV . Jednak procesy fizyki jądrowej prowadzą do ograniczeń dla jąder żelaza podobnych do protonów. Inne obfite jądra powinny mieć jeszcze niższe granice.

Te cząstki są niezwykle rzadkie; w latach 2004-2007 pierwsze przebiegi Obserwatorium Pierre Auger (PAO) wykryły 27 zdarzeń o szacowanej energii nadejścia powyżej 5,7 × 10 19 eV , czyli mniej więcej jedno takie zdarzenie na cztery tygodnie na obszarze 3000 km 2 badanym przez obserwatorium .

Istnieją dowody na to, że te promienie kosmiczne o najwyższej energii mogą być jądrami żelaza , a nie protonami, które składają się na większość promieni kosmicznych.

Postulowane (hipotetyczne) źródła EECR są znane jako Zevatrony , nazwane analogicznie do Bevatronu Lawrence Berkeley National Laboratory i Tevatron Fermilaba , a zatem zdolne do przyspieszania cząstek do 1 ZeV (10 21 eV , zetta-elektronowolt) . W 2004 roku rozważano możliwość galaktycznych dżetów działających jako zewatrony, ze względu na dyfuzyjne przyspieszenie cząstek spowodowane falami uderzeniowymi wewnątrz dżetów. W szczególności modele sugerowały, że fale uderzeniowe z pobliskiej M87 galaktyczny dżet mógłby rozpędzić jądro żelaza do zakresu ZeV. W 2007 roku Obserwatorium Pierre Auger zaobserwowało korelację EECR z pozagalaktycznymi supermasywnymi czarnymi dziurami w centrum pobliskich galaktyk, zwanymi aktywnymi jądrami galaktycznymi (AGN) . Jednak siła korelacji słabła wraz z dalszymi obserwacjami. Ekstremalnie wysokie energie można wytłumaczyć także odśrodkowym mechanizmem przyspieszania w magnetosferach AGN , chociaż nowsze wyniki wskazują, że mniej niż 40% tych promieni kosmicznych wydaje się pochodzić z AGN, co jest znacznie słabszą korelacją niż wcześniej podawano. Bardziej spekulacyjna sugestia Griba i Pavlova (2007, 2008) przewiduje rozpad superciężkiej ciemnej materii za pomocą procesu Penrose'a .

Historia obserwacji

Zobacz też: Obserwatorium promieniowania kosmicznego
Główny artykuł: Cząsteczka O-Mój-Boże

Pierwszej obserwacji cząstki promieniowania kosmicznego o energii przekraczającej 1,0 × 10 20 eV (16 J) dokonali dr John D. Linsley i Livio Scarsi w eksperymencie Volcano Ranch w Nowym Meksyku w 1962 roku.

Od tego czasu zaobserwowano cząstki promieniowania kosmicznego o jeszcze wyższych energiach. Wśród nich była cząsteczka Oh-My-God zaobserwowana przez eksperyment Fly's Eye Uniwersytetu Utah wieczorem 15 października 1991 r. nad Dugway Proving Ground w stanie Utah. Jej obserwacja była szokiem dla astrofizyków , którzy oszacowali jej energię na około 3,2 × 10 20 eV (50 J) — innymi słowy jądro atomowe o energii kinetycznej równej energii piłki baseballowej (5 uncji lub 142 gramów) poruszający się z prędkością około 100 kilometrów na godzinę (60 mil na godzinę).

Energia tej cząstki jest około 40 milionów razy większa od energii protonów o najwyższej energii, jakie zostały wyprodukowane w jakimkolwiek ziemskim akceleratorze cząstek . Jednak tylko niewielka część tej energii byłaby dostępna do interakcji z protonem lub neutronem na Ziemi, przy czym większość energii pozostała w postaci energii kinetycznej produktów interakcji (patrz Collider#Explanation ) . Efektywna energia dostępna dla takiego zderzenia to pierwiastek kwadratowy z podwójnego iloczynu energii cząstki i energii masowej protonu, co dla tej cząstki daje 7,5 × 10 14 eV , mniej więcej 50 razy większa niż energia zderzenia Wielkiego Zderzacza Hadronów .

Od czasu pierwszej obserwacji, przeprowadzonej przez detektor promieni kosmicznych Fly's Eye z University of Utah , zarejestrowano co najmniej piętnaście podobnych zdarzeń, które potwierdziły to zjawisko. Te bardzo wysokoenergetyczne cząstki promieniowania kosmicznego są bardzo rzadkie; energia większości cząstek promieniowania kosmicznego wynosi od 10 MeV do 10 GeV.

Obserwatoria promieniowania kosmicznego o ultrawysokiej energii

Zobacz też: Kategoria: Teleskopy cząstek o wysokiej energii i obserwatorium promieniowania kosmicznego

Obserwatorium Pierre'a Augera

Główny artykuł: Obserwatorium Pierre Auger

Pierre Auger Observatory to międzynarodowe obserwatorium promieniowania kosmicznego przeznaczone do wykrywania cząstek promieniowania kosmicznego o ultrawysokiej energii (o energiach przekraczających 10 20 eV). Szacuje się, że te wysokoenergetyczne cząstki przybywają z szybkością zaledwie 1 na kilometr kwadratowy na stulecie, dlatego w celu zarejestrowania dużej liczby tych zdarzeń Obserwatorium Auger stworzyło obszar wykrywania o powierzchni 3000 km 2 ( rozmiar Rhode Island ) w prowincji Mendoza w zachodniej Argentynie . Obserwatorium Pierre Auger, oprócz pozyskiwania informacji kierunkowych z gromady zbiorników wodnych wykorzystywanych do obserwacji składowych roju kosmicznego, posiada również cztery teleskopy nakierowane na nocne niebo w celu obserwacji fluorescencji cząsteczek azotu podczas przemieszczania się cząstek roju niebo, dostarczając dalszych informacji kierunkowych na temat pierwotnej cząstki promieniowania kosmicznego.

We wrześniu 2017 r. dane z 12 lat obserwacji z PAO potwierdziły pozagalaktyczne źródło (poza galaktyką ziemską) pochodzenia promieni kosmicznych o ekstremalnie wysokich energiach.

Sugerowane wyjaśnienia

Gwiazdy neutronowe

Jednym z sugerowanych źródeł cząstek UHECR jest ich pochodzenie z gwiazd neutronowych . W młodych gwiazdach neutronowych z okresami wirowania <10 ms, siły magnetohydrodynamiczne (MHD) z quasi-obojętnego płynu nadprzewodzących protonów i elektronów znajdującego się w nadciekłym neutronie przyspieszają jądra żelaza do prędkości UHECR. Pole magnetyczne wytwarzane przez neutronową nadciekłość w szybko obracających się gwiazdach tworzy pole magnetyczne o indukcji od 10 8 do 10 11 tesli, przy czym gwiazda neutronowa jest klasyfikowana jako magnetar . To pole magnetyczne jest najsilniejszym stabilnym polem w obserwowanym wszechświecie i tworzy relatywistyczny wiatr MHD, który, jak się uważa, przyspiesza jądra żelaza pozostałe po supernowej do niezbędnej energii.

Innym hipotetycznym źródłem UHECR z gwiazd neutronowych jest spalanie gwiazdy neutronowej w dziwną gwiazdę . Hipoteza ta opiera się na założeniu, że dziwna materia jest stanem podstawowym materii, który nie ma żadnych danych eksperymentalnych ani obserwacyjnych na poparcie tego. Ze względu na ogromne ciśnienie grawitacyjne gwiazdy neutronowej uważa się, że małe skupiska materii składające się z górnych , dolnych i dziwnych w równowadze działają jak pojedynczy hadron (w przeciwieństwie do wielu barionów
Σ 0
 ). Spowoduje to następnie spalenie całej gwiazdy w dziwną materię, w którym to momencie gwiazda neutronowa stanie się dziwną gwiazdą, a jej pole magnetyczne załamie się, co ma miejsce, ponieważ protony i neutrony w quasi-obojętnym płynie stały się dziwadłami . To załamanie pola magnetycznego uwalnia fale elektromagnetyczne o dużej amplitudzie (LAEMW). LAEMW przyspieszają pozostałości lekkich jonów z supernowej do energii UHECR.

„Ultra-wysokoenergetyczne elektrony promieniowania kosmicznego ” (zdefiniowane jako elektrony o energiach ≥10 14 eV ) można wytłumaczyć odśrodkowym mechanizmem przyspieszania w magnetosferach Krabopodobnych Pulsarów . Możliwość przyspieszenia elektronów do tej skali energii w pulsara Kraba została poparta obserwacją ultrawysokoenergetycznych promieni gamma pochodzących z Mgławicy Krab , młodego pulsara o okresie wirowania 33 ms.

Aktywne rdzenie galaktyczne

Interakcje z kosmicznym mikrofalowym promieniowaniem tła przesuniętym ku błękitowi ograniczają odległość, jaką te cząstki mogą pokonać, zanim stracą energię; jest to znane jako granica Greisena – Zatsepina – Kuźmina lub granica GZK.

Źródło tak wysokoenergetycznych cząstek przez wiele lat pozostawało tajemnicą. Ostatnie wyniki z Obserwatorium Pierre Auger pokazują, że kierunki nadejścia promieniowania kosmicznego o ultrawysokiej energii wydają się być skorelowane z pozagalaktycznymi supermasywnymi czarnymi dziurami w centrum pobliskich galaktyk, zwanymi aktywnymi jądrami galaktycznymi (AGN) . Ponieważ jednak zastosowana skala korelacji kątowej jest dość duża (3,1°), wyniki te nie identyfikują jednoznacznie pochodzenia takich cząstek promieniowania kosmicznego. AGN może być po prostu ściśle powiązany z rzeczywistymi źródłami, na przykład w galaktykach lub innych obiektach astrofizycznych, które są skupione materią na dużą skalę w odległości 100 megaparseków . [ potrzebne źródło ]

, że niektóre z supermasywnych czarnych dziur w AGN obracają się, jak w galaktyce Seyferta MCG 6-30-15 ze zmiennością w czasie ich wewnętrznych dysków akrecyjnych. Wirowanie czarnej dziury jest potencjalnie skutecznym czynnikiem napędzającym produkcję UHECR, pod warunkiem, że jony zostaną odpowiednio wystrzelone, aby ominąć czynniki ograniczające głęboko w jądrze galaktyki, w szczególności promieniowanie krzywizny i nieelastyczne rozpraszanie z promieniowaniem z dysku wewnętrznego. Niskojasne, przerywane galaktyki Seyferta mogą spełnić wymagania, tworząc akcelerator liniowy kilka lat świetlnych od jądra, ale w ich rozszerzonym torze jonowym, którego promieniowanie UV zapewnia dopływ zanieczyszczeń jonowych. Odpowiednie pola elektryczne są małe, rzędu 10 V/cm, przy czym obserwowane wartości UHECR wskazują na astronomiczny rozmiar źródła. Udoskonalone statystyki Obserwatorium Pierre Auger będą pomocne w identyfikacji obecnie niepewnego związku UHECR (z Wszechświata Lokalnego) z Seyferts i WKŁADKI .

Inne możliwe źródła cząstek

Inne możliwe źródła UHECR to:

Związek z ciemną materią

Główny artykuł: Ciemna materia

Przypuszcza się, że aktywne jądra galaktyczne są w stanie przekształcić ciemną materię w wysokoenergetyczne protony. Jurij Pawłow i Andriej Grib z Laboratorium Fizyki Teoretycznej Aleksandra Friedmanna w Sankt Petersburgu postawili hipotezę, że cząstki ciemnej materii są około 15 razy cięższe od protonów i że mogą rozpadać się na pary cięższych cząstek wirtualnych typu, który oddziałuje ze zwykłą materią. W pobliżu aktywnego jądra galaktycznego jedna z tych cząstek może wpaść do czarnej dziury, a druga uciec, jak opisano w procesie Penrose'a . Niektóre z tych cząstek zderzą się z nadlatującymi cząstkami; są to zderzenia o bardzo dużej energii, które według Pawłowa mogą tworzyć zwykłe widzialne protony o bardzo dużej energii. Pawłow następnie twierdzi, że dowodem takich procesów są ultra-wysokoenergetyczne cząstki promieniowania kosmicznego.

Zobacz też

Dalsza lektura

Linki zewnętrzne

Pobrane z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Ultra-high-energy_cosmic_ray&oldid=1102602996 ”