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超高能宇宙射線

二月 13, 2023

在粒子天文物理中，超高能宇宙射線（英語：ultra-high-energy cosmic ray，UHECR）是指能量高於1 EeV（1018電子伏特，相當約0.16焦耳）的宇宙射線，其能量遠高於其他典型宇宙射線的靜質量與能量。

極高能宇宙射線（英語：extreme-energy cosmic ray，EECR）是能量超過5×1019 eV（相當約8焦耳）的UHECR。5×1019 eV這個值即所謂GZK極限，指的是長距離行進（約1.6億光年）的宇宙射線質子會因為宇宙微波背景（CMB）中光子的散射，導致能量有上限。因此，EECR不可能自早期宇宙就存在至今，而是宇宙學上較「年輕」的宇宙射線，而且因某種未知的物理過程而從本超星系團的某個位置發射出來。如果EECR不是質子，而是核子數為 的原子核，那麼GZK極限也適用該核子數，只是原子核的總能量限制前帶有 的分數。對於鐵原子核，相應的極限會是2.8×1021 eV 。但是，核物理過程導致鐵原子核的極限與質子相近。其他高豐度的原子核其極限甚至更低。

這些粒子非常稀有；在2004年至2007年之間， 皮埃爾・奧格天文台 （PAO）初始運行時檢測到27起事件，估計它們抵達天文台時能量超過 5.7×1019 eV ，也就是說，該天文台所調查的 3000 km2 面積之中大約每四週就發生一次這樣的事件。 [1]

有證據顯示，這些最高能量的宇宙射線可能是鐵原子核 ，而不是構成大多數宇宙射線的質子。 [2]

人們推定EECR的（假說性的）發射源稱為捷伐加速器（Zevatron），其命名就如同勞倫斯・柏克萊國家實驗室的貝伐加速器（Bevatron），以及費米實驗室的兆電子伏特加速器（Tevatron）一樣，所以能夠將粒子加速到1 ZeV（1021 eV，皆電子伏特）。基於星系噴流内部的衝擊波可引起粒子的擴散加速，星系噴流在2004年一度被考慮可能就是Zevatron。特别是，模型表明，附近M87星系噴流衝擊波可能將鐵原子核加速到ZeV範圍。 [3] 2007年，皮埃爾・奧格天文台觀測到EECR與附近星系中心的河外超大質量黑洞（叫做活躍星系核）具有關聯性。[4] 然而，隨著持續的觀察，兩者關聯性的強度變得越來越弱。雖然最新的結果顯示這些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]但活躍星系核磁層中加速度的離心機制也可以解釋極高的能量[5] 。 格里布（Grib）和帕夫洛夫（Pavlov）（2007，2008）的提出一個更具推測性的建議，是設想超重暗物質通過潘羅斯過程的衰變 。

觀測史

1962年，約翰・D・林斯利（John D Linsley）博士和利維奥・斯卡西（Livio Scarsi）博士在新墨西哥州的火山牧場實驗中首次觀察到能量超過1.0×1020 eV（16 J）的宇宙射线粒子。[6] [7]

從那之後，人們就觀測到具有更高能量的宇宙射線粒子。 其中包括1991年10月15日晚上，在猶他州Dugway試驗場上 ，由猶他大學的「蒼蠅眼」（Fly's eye）實驗觀察到的Oh-My-God粒子 。該次觀測結果震驚了天文物理學家 ，他們估算其能量約無3.2×1020 eV（50 J）[8] ——換句話說， 原子核的動能相當於以時速100公里（時速60英里）飛行的棒球（142克或5盎司）。

超高能宇宙射線天文台

可能的解釋

中子星

活躍星系核

UHECR與藍移的宇宙微波背景辐射會發生相互作用，這限制了UHECR在失去能量之前可以行進的距離；這就是Greisen–Zatsepin–Kuzmin極限（GZK極限）。

其他可能來源

UHECR的其他可能來源是：

與暗物質的關係

根據推測，活躍星系核能將暗物質轉化為高能質子。 聖彼得堡亞歷山大・弗里德曼理論物理實驗室的尤里・帕夫洛夫（Yuri Pavlov）和安德烈・格里布（Andrey Grib）推測，暗物質粒子的質量約為質子＝的15倍，而且它們可以分解為成對、與普通物質相互作用的較重虛粒子。 [14] 如潘羅斯過程所描述的，這些粒子之一可能靠近活躍星系核，而另一个則逃逸。 那些粒子當中有會與入射的粒子碰撞；根據帕夫洛夫的說法，這是能量非常高的碰撞，可以形成具有高能量的一般可見的質子。 帕夫洛夫又宣稱，這種過程的證據就是超高能宇宙射線粒子。 [15] 超高能宇宙射線粒子也可能是由超重暗物質「X粒子」（例如黑洞子）的衰變而產生的。 [16] 這種能量甚高的衰變產物攜帶著X粒子質量的一部分，被認為合理解釋了我們觀察到的超高能宇宙射線。

參見

  • 河外宇宙射線
  • Oh-My-God粒子——出乎意料的超高能宇宙射線

參考文獻

  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.  无效|subscription=free (帮助)
  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. 
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  7. ^ Sakar, S. Could the end be in sight for ultrahigh-energy cosmic rays?. Physics World: 23–24. 1 September 2002 [2014-07-21]. （原始内容于2010-04-12）. 
  8. ^ Baez, J. C. Open Questions in Physics. DESY. July 2012 [2014-07-21]. （原始内容于2019-02-04）. 
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延伸閱讀

  • Elbert, J. W.; Sommers, P. In search of a source for the 320 EeV Fly's Eye cosmic ray. The Astrophysical Journal. 1995, 441 (1): 151–161. Bibcode:1995ApJ...441..151E. arXiv:astro-ph/9410069  . doi:10.1086/175345. 
  • Clay, R.; Dawson, B. Cosmic Bullets: High Energy Particles in Astrophysics. Perseus Books. 1997. ISBN 978-0-7382-0139-9. 
  • Seife, C. Fly's Eye Spies Highs in Cosmic Rays' Demise. Science. 2000, 288 (5469): 1147–1149. PMID 10841723. doi:10.1126/science.288.5469.1147a. 
  • 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. 

外部連結

  • The Highest Energy Particle Ever Recorded（页面存档备份，存于互联网档案馆） The details of the event from the official site of the Fly's Eye detector.
  • John Walker's lively analysis of the 1991 event（页面存档备份，存于互联网档案馆）, published in 1994
  • Origin of energetic space particles pinpointed（页面存档备份，存于互联网档案馆）, by Mark Peplow for news@nature.com, published January 13, 2005.

二月 13, 2023
超高能宇宙射線, 在粒子天文物理中, 英語, ultra, high, energy, cosmic, uhecr, 是指能量高於1, 1018電子伏特, 相當約0, 16焦耳, 的宇宙射線, 其能量遠高於其他典型宇宙射線的靜質量與能量, 極高能宇宙射線, 英語, extreme, energy, cosmic, eecr, 是能量超過5, 1019, 相當約8焦耳, 的uhecr, 1019, ev這個值即所謂gzk極限, 指的是長距離行進, 約1, 6億光年, 的宇宙射線質子會因為宇宙微波背景, 中光子的散射,. 在粒子天文物理中 超高能宇宙射線 英語 ultra high energy cosmic ray UHECR 是指能量高於1 EeV 1018電子伏特 相當約0 16焦耳 的宇宙射線 其能量遠高於其他典型宇宙射線的靜質量與能量 極高能宇宙射線 英語 extreme energy cosmic ray EECR 是能量超過5 1019 eV 相當約8焦耳 的UHECR 5 1019 eV這個值即所謂GZK極限 指的是長距離行進 約1 6億光年 的宇宙射線質子會因為宇宙微波背景 CMB 中光子的散射 導致能量有上限 因此 EECR不可能自早期宇宙就存在至今 而是宇宙學上較 年輕 的宇宙射線 而且因某種未知的物理過程而從本超星系團的某個位置發射出來 如果EECR不是質子 而是核子數為 A displaystyle A 的原子核 那麼GZK極限也適用該核子數 只是原子核的總能量限制前帶有 1 A displaystyle 1 A 的分數 對於鐵原子核 相應的極限會是7002448609416360000 2 8 1021 eV 但是 核物理過程導致鐵原子核的極限與質子相近 其他高豐度的原子核其極限甚至更低 這些粒子非常稀有 在2004年至2007年之間 皮埃爾 奧格天文台 PAO 初始運行時檢測到27起事件 估計它們抵達天文台時能量超過 7000913240597589999 5 7 1019 eV 也就是說 該天文台所調查的 3000 km2 面積之中大約每四週就發生一次這樣的事件 1 有證據顯示 這些最高能量的宇宙射線可能是鐵原子核 而不是構成大多數宇宙射線的質子 2 人們推定EECR的 假說性的 發射源稱為捷伐加速器 Zevatron 其命名就如同勞倫斯 柏克萊國家實驗室的貝伐加速器 Bevatron 以及費米實驗室的兆電子伏特加速器 Tevatron 一樣 所以能夠將粒子加速到1 ZeV 1021 eV 皆電子伏特 基於星系噴流内部的衝擊波可引起粒子的擴散加速 星系噴流在2004年一度被考慮可能就是Zevatron 特别是 模型表明 附近M87星系噴流衝擊波可能將鐵原子核加速到ZeV範圍 3 2007年 皮埃爾 奧格天文台觀測到EECR與附近星系中心的河外超大質量黑洞 叫做活躍星系核 具有關聯性 4 然而 隨著持續的觀察 兩者關聯性的強度變得越來越弱 雖然最新的結果顯示這些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 但活躍星系核磁層中加速度的離心機制也可以解釋極高的能量 5 格里布 Grib 和帕夫洛夫 Pavlov 2007 2008 的提出一個更具推測性的建議 是設想超重暗物質通過潘羅斯過程的衰變 目录 1 觀測史 2 超高能宇宙射線天文台 3 可能的解釋 3 1 中子星 3 2 活躍星系核 3 3 其他可能來源 3 4 與暗物質的關係 4 參見 5 參考文獻 6 延伸閱讀 7 外部連結觀測史 编辑1962年 約翰 D 林斯利 John D Linsley 博士和利維奥 斯卡西 Livio Scarsi 博士在新墨西哥州的火山牧場實驗中首次觀察到能量超過7001160217648700000 1 0 1020 eV 16 J 的宇宙射线粒子 6 7 從那之後 人們就觀測到具有更高能量的宇宙射線粒子 其中包括1991年10月15日晚上 在猶他州Dugway試驗場上 由猶他大學的 蒼蠅眼 Fly s eye 實驗觀察到的Oh My God粒子 該次觀測結果震驚了天文物理學家 他們估算其能量約無7001512696475840000 3 2 1020 eV 50 J 8 換句話說 原子核的動能相當於以時速100公里 時速60英里 飛行的棒球 142克或5盎司 超高能宇宙射線天文台 编辑可能的解釋 编辑中子星 编辑 活躍星系核 编辑 UHECR與藍移的宇宙微波背景辐射會發生相互作用 這限制了UHECR在失去能量之前可以行進的距離 這就是Greisen Zatsepin Kuzmin極限 GZK極限 其他可能來源 编辑 UHECR的其他可能來源是 強大的電波星系的無線電波瓣 radio lobes 在星系形成時期產生的星系間衝擊波 超新星 9 相對論超新星 10 伽馬射線暴 11 12 拓撲缺陷產生的超大規模粒子的衰變產物 是早期宇宙相變留下的產物 經歷潘羅斯效應的粒子 先子星 13 與暗物質的關係 编辑 根據推測 活躍星系核能將暗物質轉化為高能質子 聖彼得堡亞歷山大 弗里德曼理論物理實驗室的尤里 帕夫洛夫 Yuri Pavlov 和安德烈 格里布 Andrey Grib 推測 暗物質粒子的質量約為質子 的15倍 而且它們可以分解為成對 與普通物質相互作用的較重虛粒子 14 如潘羅斯過程所描述的 這些粒子之一可能靠近活躍星系核 而另一个則逃逸 那些粒子當中有會與入射的粒子碰撞 根據帕夫洛夫的說法 這是能量非常高的碰撞 可以形成具有高能量的一般可見的質子 帕夫洛夫又宣稱 這種過程的證據就是超高能宇宙射線粒子 15 超高能宇宙射線粒子也可能是由超重暗物質 X粒子 例如黑洞子 的衰變而產生的 16 這種能量甚高的衰變產物攜帶著X粒子質量的一部分 被認為合理解釋了我們觀察到的超高能宇宙射線 參見 编辑河外宇宙射線 Oh My God粒子 出乎意料的超高能宇宙射線參考文獻 编辑 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 0 2 1 Hand E Cosmic ray theory unravels Nature 22 February 2010 463 7284 1011 PMID 20182484 doi 10 1038 4631011a 无效 subscription free 帮助 Honda M Honda Y S Filamentary Jets as a Cosmic Ray Zevatron The Astrophysical 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