Ultra wysokoenergetyczny promień kosmiczny - Ultra-high-energy cosmic ray

W fizyce Astroparticle An promieniowania kosmicznego ultra wysokiej energii ( UHECR ) jest promieniowania kosmicznego z więcej energii niż 1 EeV (10 18 elektronowolt , około 0,16 dżuli ), znacznie poza zarówno masy spoczynkowej i energii typowych innych cząstek promieniowania kosmicznego .

Ekstremalnych energii promieniowania kosmicznego ( EECR ) jest UHECR energii przekraczająca5 × 10 19  eV (około 8  dżuli ), tzw. granica Greisena–Zatsepina–Kuzmina (granica GZK). Limit ten powinien być maksymalną energią protonów promieniowania kosmicznego, które przebyły duże odległości (około 160 milionów lat świetlnych), ponieważ protony o wyższych energiach straciłyby energię na tej odległości z powodu rozpraszania fotonów w kosmicznym mikrofalowym tle (CMB). Wynika z tego, że ECR nie mogą być ocalałymi z wczesnego Wszechświata , ale są kosmologicznie "młodymi", wyemitowanymi gdzieś w Supergromadzie Lokalnej przez jakiś nieznany proces fizyczny. Jeżeli ECR nie jest protonem, ale jądrem z nukleonami A , to limit GZK dotyczy jego nukleonów, które zawierają tylko ułamek1/Acałkowitej energii jądra. Dla jądra żelaza odpowiednia granica byłaby2,8 × 10 21  eV . Jednak procesy fizyki jądrowej prowadzą do ograniczeń dla jąder żelaza podobnych do granic protonów. Inne obfite jądra powinny mieć jeszcze niższe granice.

Te cząstki są niezwykle rzadkie; w latach 2004-2007, podczas pierwszych przebiegów Obserwatorium Pierre Auger (PAO) wykryto 27 zdarzeń o szacowanych energiach przybycia powyżej5,7 x 10 19  eV , to znaczy o takim przypadku jeden raz na cztery tygodnie w 3000 km 2 powierzchni badanej przez Monitorowania.

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

Postuluje się, że (hipotetycznych) źródła EECR są znane jako Zevatrons , nazwane w sposób analogiczny do Lawrence Berkeley National Laboratory jest Bevatron i Fermilab 's Tevatron i dlatego zdolne do przyspieszenia cząstek do 1 ZEV (10 21  eV Zetta-elektronowolt). W 2004 roku rozważano możliwość działania galaktycznych dżetów jako Zevatronów, ze względu na dyfuzyjne przyspieszenie cząstek wywołane falami uderzeniowymi wewnątrz dżetów. W szczególności modele sugerowały, że fale uderzeniowe z pobliskiego galaktycznego dżetu M87 mogą przyspieszyć jądro żelaza do zakresu ZeV. W 2007 roku Obserwatorium Pierre Auger zaobserwowało korelację EECR z pozagalaktycznymi supermasywnymi czarnymi dziurami w centrum pobliskich galaktyk zwanych aktywnymi jądrami galaktyk (AGN) . Jednak siła korelacji słabła wraz z ciągłymi obserwacjami. Niezwykle wysokie energie można również wytłumaczyć odśrodkowym mechanizmem przyspieszenia 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 zgłoszono. Bardziej spekulatywna sugestia Griba i Pavlova (2007, 2008) przewiduje rozpad superciężkiej ciemnej materii  za pomocą procesu Penrose'a .

Historia obserwacyjna

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

Pierwsza obserwacja cząstki promieniowania kosmicznego o energii przekraczającej 1,0 × 10 20  eV (16 J) został wykonany przez dr Johna D. Linsleya 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 cząstka Oh-My-God obserwowana przez eksperyment Fly's Eye Uniwersytetu Utah wieczorem 15 października 1991 roku nad Dugway Proving Ground w stanie Utah. Jego obserwacja była szokiem dla astrofizyków , którzy oszacowali jego energię na około3,2 × 10 20  eV (50 J) — innymi słowy jądro atomowe o energii kinetycznej równej energii piłki baseballowej (5 uncji lub 142 gramów) poruszającej się z prędkością około 100 kilometrów na godzinę (60 mph).

Energia tej cząstki jest około 40 milionów razy większa od energii protonów o najwyższej energii, które zostały wytworzone w jakimkolwiek ziemskim akceleratorze cząstek . Jednak tylko niewielka część tej energii byłaby dostępna dla 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 dwukrotności iloczynu energii cząstki i energii masy protonu, co dla tej cząstki daje7,5 × 10 14  eV , około 50 razy więcej niż energia zderzenia Wielkiego Zderzacza Hadronów .

Od pierwszej obserwacji, przez University of Utah „s Fly Eye Cosmic Ray Detector , co najmniej piętnaście podobnych zdarzeń zostały zarejestrowane, potwierdzając fenomen. Te cząstki promieniowania kosmicznego o bardzo wysokiej energii są bardzo rzadkie; energia większości cząstek promieniowania kosmicznego wynosi od 10 MeV do 10 GeV.

Obserwatoria promieniowania kosmicznego o ultrawysokiej energii

Zobacz także: Kategoria: Teleskopy cząstek wysokich energii i obserwatorium promieniowania kosmicznego

Obserwatorium Pierre Auger

Główny artykuł: Obserwatorium Pierre Auger

Obserwatorium Pierre Auger to międzynarodowe obserwatorium promieniowania kosmicznego zaprojektowane do wykrywania ultrawysokoenergetycznych cząstek promieniowania kosmicznego (o energiach przekraczających 10 20  eV). Te cząstki wysokoenergetyczne mają szacunkowej stopy przylotu zaledwie 1 kilometr kwadratowy na wieku, w związku z tym, w celu rejestracji dużej liczby tych zdarzeń, Obserwatorium Auger został utworzony obszar wykrywania 3000 km 2 (wielkości Rhode Island ) w prowincji Mendoza w zachodniej Argentynie . Pierre przenośnik Monitorowania, dodatkowo do uzyskiwania informacji kierunkowej z klastra zbiorników wodnych do obserwacji składników promieniowania kosmicznego prysznica posiada również cztery teleskopy wyszkolonych na niebie do obserwowania fluorescencji z azotu, cząsteczek, jak cząsteczki prysznic przejdziecie niebo, dając dalsze informacje kierunkowe o pierwotnej cząstce promieniowania kosmicznego.

We wrześniu 2017 r. dane z 12-letnich obserwacji PAO potwierdziły istnienie pozagalaktycznego źródła (poza galaktyką Ziemi) 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 gwiazd neutronów okresów wirowania <10 ms, magnetohydrodynamiczne (MHD) wymusza z płynu quasi-obojętne nadprzewodzącego protonów i elektronów występujących w neutronu nadciekłych przyspieszenia jąder żelaza do prędkości UHECR. Pole magnetyczne wytwarzane przez nadciekłych neutronów w szybko obracających gwiazdek wytwarza pole magnetyczne 10 8 do 10 11 tesli, w którym to momencie gwiazda neutronów jest klasyfikowany jako magnetar . To pole magnetyczne jest najsilniejszym stabilnym polem w obserwowanym wszechświecie i tworzy relatywistyczny wiatr MHD, który, jak się uważa, przyspiesza jądra żelaza pozostające z supernowej do niezbędnej energii.

Innym hipotetycznym źródłem UHECR z gwiazd neutronowych jest spalanie od gwiazdy neutronowej do dziwnej gwiazdy . Ta hipoteza opiera się na założeniu, że dziwna materia jest podstawowym stanem materii, który nie ma na poparcie danych eksperymentalnych ani obserwacyjnych. Z powodu ogromnej presji grawitacyjnych z gwiazdy neutronowej, uważa się, że małe kieszenie materii składającej się z góry , w dół , a dziwne kwarki w równowadze działając jako pojedynczy hadronów (w przeciwieństwie do szeregu
Σ0
bariony ). Spowoduje to następnie spalenie całej gwiazdy w dziwną materię, w którym to momencie gwiazda neutronowa staje się dziwną gwiazdą, a jej pole magnetyczne załamuje się, co dzieje się, ponieważ protony i neutrony w quasi-neutralnym płynie stały się dziwakami . To przebicie pola magnetycznego uwalnia fale elektromagnetyczne o dużej amplitudzie (LAEMW). LAEMW przyspieszają pozostałości jonów światła z supernowej do energii UHECR.

„Ultra-wysokiej energii, promieni kosmicznych elektrony ” (określone jako elektrony o energii od ≥10 14 eV ) mogą być wyjaśnione przez mechanizmu odśrodkowego przyspieszenia w magnetosfery z kraba -jak Pulsars . Możliwość przyspieszenia elektronów do tej skali energii w magnetosferze pulsara Kraba jest poparta obserwacjami ultrawysokoenergetycznych promieni gamma pochodzących z Mgławicy Krab , młodego pulsara o okresie wirowania wynoszącym 33 ms.

Aktywne rdzenie galaktyczne

Interakcje z przesuniętym w kierunku niebieskim kosmicznym mikrofalowym promieniowaniem tła ograniczają odległość, jaką te cząstki mogą przebyć, zanim stracą energię; jest to znane jako granica Greisen-Zatsepin-Kuzmin lub granica GZK.

Źródło tak wysokoenergetycznych cząstek przez wiele lat było tajemnicą. Ostatnie wyniki z Obserwatorium Pierre Auger pokazują, że kierunki przybycia ultrawysokich energii kosmicznych wydają się być skorelowane z supermasywnymi czarnymi dziurami pozagalaktycznymi w centrum pobliskich galaktyk, zwanych aktywnymi jądrami galaktyk (AGN) . Jednakże, ponieważ zastosowana skala korelacji kątowej jest dość duża (3,1°), wyniki te nie wskazują jednoznacznie pochodzenia takich cząstek promieniowania kosmicznego. AGN może być jedynie blisko związany z rzeczywistymi źródłami, na przykład w galaktykach lub innych obiektach astrofizycznych, które są skupione z materią na dużą skalę w obrębie 100 megaparseków .

Wiadomo, że niektóre z supermasywnych czarnych dziur w AGN obracają się, jak w galaktyce Seyferta MCG 6-30-15 ze zmiennością czasową w ich wewnętrznych dyskach akrecyjnych. Wirowanie czarnej dziury jest potencjalnie skutecznym czynnikiem napędzającym produkcję UHECR, pod warunkiem, że jony zostaną odpowiednio wystrzelone w celu obejścia czynników ograniczających głęboko w jądrze galaktycznym, w szczególności promieniowania krzywizny i nieelastycznego rozpraszania z promieniowaniem z dysku wewnętrznego. Przerywane galaktyki Seyferta o niskiej jasności mogą spełnić wymagania dzięki utworzeniu akceleratora liniowego oddalonego o kilka lat świetlnych od jądra, ale w obrębie swoich rozszerzonych tori jonów, których promieniowanie UV zapewnia dostarczanie zanieczyszczeń jonowych. Odpowiadające im pola elektryczne są małe, rzędu 10 V/cm, przez co obserwowane UHECR są wskaźnikiem astronomicznej wielkości źródła. Ulepszone statystyki opracowane przez Obserwatorium Pierre Auger będą pomocne w identyfikacji niepewnego związku UHECR (z lokalnego wszechświata) z Seyfertami i LINERami .

Inne możliwe źródła cząstek

Inne możliwe źródła UHECR to:

Związek z ciemną materią

Główny artykuł: Ciemna materia

Postawiono hipotezę, że aktywne jądra galaktyczne są zdolne do przekształcania ciemnej materii w protony o wysokiej energii. Yuri Pavlov i Andrey Grib z Alexander Friedmann Laboratory for Theoretical Physics w Sankt Petersburgu stawiają hipotezę, że cząstki ciemnej materii są około 15 razy cięższe od protonów i mogą rozpadać się na pary cięższych wirtualnych cząstek, które oddziałują ze zwykłą materią. W pobliżu aktywnego jądra galaktycznego jedna z tych cząstek może wpaść do czarnej dziury, podczas gdy druga ucieka, jak opisuje proces Penrose'a . Niektóre z tych cząstek zderzają się z nadchodzącymi cząstkami; są to zderzenia o bardzo wysokiej energii, które według Pawłowa mogą tworzyć zwykłe widzialne protony o bardzo wysokiej energii. Pawłow twierdzi następnie, że dowodem takich procesów są cząstki promieniowania kosmicznego o ultrawysokiej energii.

Zobacz też

Bibliografia

Dalsza lektura

Zewnętrzne linki