超高能宇宙射线

✍ dations ◷ 2025-08-26 04:28:44 #天文学中未解决的问题,宇宙线,粒子物理学,亚原子粒子

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 A {\displaystyle A} 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 1 / A {\displaystyle 1/A} 的分数。对于铁原子核,相应的极限会是7002448609416360000♠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 7000913240597589999♠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。

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。

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。 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。 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,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 。 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 。

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7001160217648700000♠1.0×1020 eV(16 J)的宇宙射线粒子。

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 ,他们估算其能量约无7001512696475840000♠3.2×1020 eV(50 J) ——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)。

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)。

UHECR的其他可能来源是:

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。 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。 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。 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。

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