跳至內容

超高能宇宙射線

維基百科，自由的百科全書

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）。基於星系噴流內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。特別是，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％來自AGN，其相關性比以前報道的要弱得多，[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

[編輯]

1962年，約翰・D・林斯利（John D Linsley）博士和利維奧・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）的宇宙射線粒子。[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 ，他們估算其能量約為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

[編輯]

可能的解釋

[編輯]

中子星

[編輯]

活躍星系核

[編輯]

UHECR與藍移的宇宙微波背景輻射會發生相互作用，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

[編輯]

UHECR的其他可能來源是：

與暗物質的關係

[編輯]

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，而另一個則逃逸。 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

[編輯]

參考文獻

[編輯]
  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 可免費查閱. 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 可免費查閱. 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 可免費查閱. 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 可免費查閱. 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]. （原始內容存檔於2010-04-12）. 
  8. ^ Baez, J. C. Open Questions in Physics. DESY. July 2012 [2014-07-21]. （原始內容存檔於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 可免費查閱. 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 可免費查閱. 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 可免費查閱. 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 可免費查閱. 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 可免費查閱. 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 可免費查閱. 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 可免費查閱. 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 可免費查閱. doi:10.1088/0264-9381/19/11/311. 

延伸閱讀

[編輯]

外部連結

[編輯]
取自「https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=超高能宇宙射線&oldid=80342299」