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超高能宇宙射线

在粒子天文物理中，超高能宇宙射线（英语：Ultra-high-energy cosmic ray，UHECR）是指能量高于1 EeV（1018电子伏特，相当约0.16焦耳）的宇宙射线，其能量远高于其他典型宇宙射线的静质量与能量。

极高能宇宙射线（英语：Extreme-energy cosmic ray，EECR）是能量超过5×1019 eV（相当约8焦耳）的UHECR。5×1019 eV这个值即所谓GZK极限，指的是长距离行进（约1.6亿光年）的宇宙射线质子会因为宇宙微波背景（CMB）中光子的散射，导致能量有上限。因此，EECR不可能自早期宇宙就存在至今，而是宇宙学上较“年轻”的宇宙射线，而且因某种未知的物理过程而从本超星系团的某个位置发射出来。如果EECR不是质子，而是核子数为 的原子核，那么GZK极限也适用该核子数，只是原子核的总能量限制前带有 的分数。对于铁原子核，相应的极限会是2.8×1021 eV 。但是，核物理过程导致铁原子核的极限与质子相近。其他高丰度的原子核其极限甚至更低。

这些粒子非常稀有；在2004年至2007年之间， 皮埃尔・奥格天文台 （PAO）初始运行时检测到27起事件，估计它们抵达天文台时能量超过 5.7×1019 eV ，也就是说，该天文台所调查的 3000 km2 面积之中大约每四周就发生一次这样的事件。 [1]

有证据显示，这些最高能量的宇宙射线可能是铁原子核 ，而不是构成大多数宇宙射线的质子。 [2]

人们推定EECR的（假说性的）发射源称为捷伐加速器（Zevatron），其命名就如同劳伦斯・柏克莱国家实验室的贝伐加速器（Bevatron），以及费米实验室的兆电子伏特加速器（Tevatron）一样，所以能够将粒子加速到1 ZeV（1021 eV，皆电子伏特）。基于星系喷流内部的冲击波可引起粒子的扩散加速，星系喷流在2004年一度被考虑可能就是Zevatron。特别是，模型表明，附近M87星系喷流冲击波可能将铁原子核加速到ZeV范围。 [3] 2007年，皮埃尔・奥格天文台观测到EECR与附近星系中心的河外超大质量黑洞（叫做活跃星系核）具有关联性。[4] 然而，随着持续的观察，两者关联性的强度变得越来越弱。虽然最新的结果显示这些EECR中似乎只有不到40％来自AGN，其相关性比以前报道的要弱得多，[2]但活跃星系核磁层中加速度的离心机制也可以解释极高的能量[5] 。 格里布（Grib）和帕夫洛夫（Pavlov）（2007，2008）的提出一个更具推测性的建议，是设想超重暗物质通过潘罗斯过程的衰变 。

观测史

1962年，约翰・D・林斯利（John D Linsley）博士和利维奥・斯卡西（Livio Scarsi）博士在新墨西哥州的火山牧场实验中首次观察到能量超过1.0×1020 eV（16 J）的宇宙射线粒子。[6] [7]

从那之后，人们就观测到具有更高能量的宇宙射线粒子。 其中包括1991年10月15日晚上，在犹他州Dugway试验场上 ，由犹他大学的“苍蝇眼”（Fly's eye）实验观察到的Oh-My-God粒子 。该次观测结果震惊了天文物理学家 ，他们估算其能量约为3.2×1020 eV（50 J）[8] ——换句话说， 原子核的动能相当于以时速100公里（时速60英里）飞行的棒球（142克或5盎司）。

超高能宇宙射线天文台

可能的解释

中子星

活跃星系核

UHECR与蓝移的宇宙微波背景辐射会发生相互作用，这限制了UHECR在失去能量之前可以行进的距离；这就是Greisen–Zatsepin–Kuzmin极限（GZK极限）。

其他可能来源

UHECR的其他可能来源是：

与暗物质的关系

根据推测，活跃星系核能将暗物质转化为高能质子。 圣彼得堡亚历山大・弗里德曼理论物理实验室的尤里・帕夫洛夫（Yuri Pavlov）和安德烈・格里布（Andrey Grib）推测，暗物质粒子的质量约为质子＝的15倍，而且它们可以分解为成对、与普通物质相互作用的较重虚粒子。 [14] 如潘罗斯过程所描述的，这些粒子之一可能靠近活跃星系核，而另一个则逃逸。 那些粒子当中有会与入射的粒子碰撞；根据帕夫洛夫的说法，这是能量非常高的碰撞，可以形成具有高能量的一般可见的质子。 帕夫洛夫又宣称，这种过程的证据就是超高能宇宙射线粒子。 [15] 超高能宇宙射线粒子也可能是由超重暗物质“X粒子”（例如黑洞子）的衰变而产生的。 [16] 这种能量甚高的衰变产物携带着X粒子质量的一部分，被认为合理解释了我们观察到的超高能宇宙射线。

参见

参考文献

  1. ^ Watson, L. J.; Mortlock, D. J.; Jaffe, A. H. A Bayesian analysis of the 27 highest energy cosmic rays detected by the Pierre Auger Observatory. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2011, 418 (1): 206–213. Bibcode:2011MNRAS.418..206W. arXiv:1010.0911  . doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19476.x. 
  2. ^ 2.0 2.1 Hand, E. Cosmic-ray theory unravels. Nature. 22 February 2010, 463 (7284): 1011. PMID 20182484. doi:10.1038/4631011a. 
  3. ^ Honda, M.; Honda, Y. S. Filamentary Jets as a Cosmic-Ray "Zevatron". The Astrophysical Journal Letters. 2004, 617 (1): L37–L40. Bibcode:2004ApJ...617L..37H. arXiv:astro-ph/0411101  . doi:10.1086/427067. 
  4. ^ The Pierre Auger Collaboration; Abreu; Aglietta; Aguirre; Allard; Allekotte; Allen; Allison; Alvarez. Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects. Science. 2007, 318 (5852): 938–943. Bibcode:2007Sci...318..938P. PMID 17991855. arXiv:0711.2256  . doi:10.1126/science.1151124. 
  5. ^ Osmanov, Z.; Mahajan, S.; Machabeli, G.; Chkheidze, N. Extremely efficient Zevatron in rotating AGN magnetospheres. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014, 445 (4): 4155–4160. arXiv:1404.3176v3  . doi:10.1093/mnras/stu2042. 
  6. ^ Linsley, J. Evidence for a Primary Cosmic-Ray Particle with Energy 1020 eV. Physical Review Letters. 1963, 10 (4): 146–148. Bibcode:1963PhRvL..10..146L. doi:10.1103/PhysRevLett.10.146. 
  7. ^ Sakar, S. Could the end be in sight for ultrahigh-energy cosmic rays?. Physics World: 23–24. 1 September 2002 [2014-07-21]. （原始内容存档于2010-04-12）. 
  8. ^ Baez, J. C. Open Questions in Physics. DESY. July 2012 [2014-07-21]. （原始内容存档于2019-02-04）. 
  9. ^ Wang, X.-Y.; Razzaque, S.; Meszaros, P.; Dai, Z.-G. High-energy cosmic rays and neutrinos from semirelativistic hypernovae. Physical Review D. 2007, 76 (8): 083009. Bibcode:2007PhRvD..76h3009W. arXiv:0705.0027  . doi:10.1103/PhysRevD.76.083009. 
  10. ^ Chakraborti, S.; Ray, A.; Soderberg, A. M.; Loeb, A.; Chandra, P. Ultra-high-energy cosmic ray acceleration in engine-driven relativistic supernovae. Nature Communications. 2011, 2: 175. Bibcode:2011NatCo...2..175C. PMID 21285953. arXiv:1012.0850  . doi:10.1038/ncomms1178. 
  11. ^ Waxman, E. Cosmological Gamma-Ray Bursts and the Highest Energy Cosmic Rays. Physical Review Letters. 1995, 75 (3): 386–389. Bibcode:1995PhRvL..75..386W. PMID 10060008. arXiv:astro-ph/9505082  . doi:10.1103/PhysRevLett.75.386. 
  12. ^ Milgrom, M.; Usov, V. Possible Association of Ultra–High-Energy Cosmic-Ray Events with Strong Gamma-Ray Bursts. The Astrophysical Journal Letters. 1995, 449: L37. Bibcode:1995ApJ...449L..37M. arXiv:astro-ph/9505009  . doi:10.1086/309633. 
  13. ^ Hansson, J; Sandin, F. Preon stars: a new class of cosmic compact objects. Physics Letters B. 2005, 616 (1–2): 1–7. Bibcode:2005PhLB..616....1H. arXiv:astro-ph/0410417  . doi:10.1016/j.physletb.2005.04.034. 
  14. ^ Grib, A. A.; Pavlov, Yu. V. Active galactic nuclei and transformation of dark matter into visible matter. Gravitation and Cosmology. 2009, 15 (1): 44–48. Bibcode:2009GrCo...15...44G. arXiv:0810.1724  . doi:10.1134/S0202289309010125. 
  15. ^ Grib, A. A.; Pavlov, Yu. V. Do Active Galactic Nuclei Convert Dark Matter Into Visible Particles?. Modern Physics Letters A. 2008, 23 (16): 1151–1159. Bibcode:2008MPLA...23.1151G. arXiv:0712.2667  . doi:10.1142/S0217732308027072. 
  16. ^ Chavda, L. K.; Chavda, A. L. Dark matter and stable bound states of primordial black holes. Classical and Quantum Gravity. 2002, 19 (11): 2927–2938. Bibcode:2002CQGra..19.2927C. arXiv:gr-qc/0308054  . doi:10.1088/0264-9381/19/11/311. 

延伸阅读

外部链接

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