Limite Greisen–Zatsepin–Kuzmin: cos’è, superiore teorico dell’energia

Il limite di Greisen-Zatsepin-Kuzmin (limite GZK ) è un limite superiore teorico dell’energia dei protoni dei raggi cosmici che viaggiano da altre galassie attraverso il mezzo intergalattico verso la nostra galassia. Il limite è(50 EeV), o circa 8  joule (l’energia di un protone che viaggia a ≈  % la velocità della luce). Il limite è fissato dall’effetto di rallentamento delle interazioni dei protoni con la radiazione di fondo a microonde su lunghe distanze (≈ 160 milioni di anni luce). Il limite è dello stesso ordine di grandezza del limite superiore per l’energia al quale i raggi cosmici sono stati rilevati sperimentalmente, sebbene in effetti alcuni rilevamenti sembrino aver superato il limite, come indicato di seguito. Ad esempio, un raggio cosmico di energia estrema , la particella Oh-My-God , che è stata trovata in possesso di un record (50 joule)di energia (circa uguale all’energia cinetica di una palla da baseball da 95 km/h).

Il limite GZK è derivato dal presupposto che i raggi cosmici ad altissima energia siano protoni. Le misurazioni del più grande osservatorio di raggi cosmici, l’ Osservatorio Pierre Auger , suggeriscono che la maggior parte dei raggi cosmici ad altissima energia sono elementi più pesanti noti come ioni HZE In questo caso, l’argomento dietro il limite GZK non si applica nella forma originariamente semplice, e non c’è alcuna contraddizione fondamentale nell’osservare i raggi cosmici con energie che violano il limite.

In passato, l’apparente violazione del limite GZK ha ispirato cosmologi e fisici teorici a suggerire altri modi per aggirare il limite. Queste teorie propongono che i raggi cosmici ad altissima energia siano prodotti vicino alla nostra galassia o che la covarianza di Lorentz sia violata in modo tale che i protoni non perdano energia nel loro cammino verso la nostra galassia.

Calcolo

Il limite è stato calcolato indipendentemente nel 1966 da Kenneth Greisen , Georgiy Zatsepin e Vadim Kuzmin sulla base delle interazioni tra i raggi cosmici ei fotoni della radiazione cosmica di fondo a microonde (CMB). Hanno predetto che i raggi cosmici con energie superiori alla soglia di energia di interagirebbe con i fotoni cosmici di fondo a microonde{\ Displaystyle \ gamma _ {\ rm {CMB}} \;,}relativamente spostato verso il blu dalla velocità dei raggi cosmici, per produrre pioni attraverso la {\ Displaystyle \ Delta}
risonanza ,

{\displaystyle p+\gamma _{\text{CMB}}\to \Delta ^{+}\to p+\pi ^{0}\;,}

o

{\displaystyle p+\gamma _{\text{CMB}}\to \Delta ^{+}\to n+\pi ^{+}~.}

I pioni prodotti in questo modo procedono al decadimento nei canali dei pioni standard, trasformandosi infine in fotoni per i pioni neutri e fotoni, positroni e vari neutrini per i pioni positivi. Anche i neutroni decadono in prodotti simili, così che alla fine l’energia di qualsiasi protone dei raggi cosmici viene assorbita dalla produzione di fotoni ad alta energia più (in alcuni casi) coppie elettrone-positrone ad alta energia e coppie di neutrini.

Il processo di produzione dei pioni inizia a un’energia più elevata rispetto alla normale produzione di coppie elettrone-positrone (produzione di leptoni) dai protoni che colpiscono la CMB, che inizia a energie dei protoni dei raggi cosmici di solo circa . Tuttavia, gli eventi di produzione di pioni assorbono il 20% dell’energia di un protone dei raggi cosmici, rispetto a solo lo 0,1% della sua energia per la produzione di coppie elettrone-positrone.

Questo fattore deriva da due cause: il pione ha una massa solo circa 130 volte i leptoni, ma l’energia extra appare come diverse energie cinetiche del pione o dei leptoni e si traduce in una quantità relativamente maggiore di energia cinetica trasferita a un pione prodotto più pesante, in fine di conservare la quantità di moto . Le perdite di energia totali molto maggiori dovute alla produzione di pioni fanno sì che la produzione di pioni diventi il ​​​​processo che limita il viaggio dei raggi cosmici ad alta energia, piuttosto che il processo a bassa energia della produzione di leptoni di luce.

Il processo di produzione dei pioni continua finché l’energia dei raggi cosmici non scende al di sotto della soglia per la produzione dei pioni. A causa del percorso medio associato a questa interazione, i protoni dei raggi cosmici extragalattici che viaggiano su distanze maggiori di () e con energie maggiori della soglia non dovrebbero mai essere osservati sulla Terra. Questa distanza è nota anche come orizzonte GZK.

Paradosso dei raggi cosmici

Problema irrisolto in fisica :

Perché alcuni raggi cosmici sembrano possedere energie teoricamente troppo elevate, dato che non ci sono possibili sorgenti vicine alla Terra, e che i raggi provenienti da sorgenti lontane dovrebbero essere dispersi dalla radiazione cosmica di fondo a microonde ?

(più problemi irrisolti in fisica)

Numerose osservazioni sono state fatte dai più grandi esperimenti sui raggi cosmici Akeno Giant Air Shower Array , High Resolution Fly’s Eye Cosmic Ray Detector , Pierre Auger Observatory e Telescope Array Project che sembravano mostrare raggi cosmici con energie al di sopra di questo limite (chiamato estremo -energia raggi cosmici , o EECR). L’osservazione di queste particelle era il cosiddetto paradosso GZK o paradosso dei raggi cosmici .

Queste osservazioni sembrano contraddire le previsioni della relatività ristretta e della fisica delle particelle così come sono attualmente intese. Tuttavia, ci sono una serie di possibili spiegazioni per queste osservazioni che possono risolvere questa incoerenza.

  • Le particelle EECR osservate possono essere nuclei più pesanti anziché protoni
  • Le osservazioni potrebbero essere dovute a un errore dello strumento oa un’errata interpretazione dell’esperimento, in particolare un’assegnazione errata dell’energia.
  • I raggi cosmici potrebbero avere sorgenti locali all’interno dell’orizzonte GZK (sebbene non sia chiaro quali potrebbero essere queste sorgenti).

Particelle debolmente interagenti

Un altro suggerimento coinvolge particelle ad altissima energia che interagiscono debolmente (per esempio, i neutrini ), che potrebbero essere create a grandi distanze e successivamente reagire localmente per dare origine alle particelle osservate. Nel modello Z-burst proposto, un neutrino cosmico ad altissima energia si scontra con un antineutrino residuo nella nostra galassia e si annichila in adroni. Questo processo procede attraverso un bosone Z (virtuale):

{\displaystyle \nu +{\bar {\nu }}\to Z\to {\text{adroni}}.}

La sezione d’urto per questo processo diventa grande se l’energia del centro di massa della coppia di neutrini antineutrini è uguale alla massa del bosone Z (un tale picco nella sezione d’urto è chiamato “risonanza”). Supponendo che l’antineutrino residuo sia a riposo, l’energia del neutrino cosmico incidente deve essere

{\displaystyle E={\frac {m_{Z}^{2}}{2m_{\nu }}}=4.2\times 10^{21}\left({\frac {\text{eV}}{m_ {\nu }}}\right)~{\text{eV}},}

dove{\displaystyle m_{Z}}è la massa del bosone Z, e{\displaystyle m_{\nu }}la massa del neutrino.

Altre teorie

Sono state avanzate numerose teorie esotiche per spiegare le osservazioni di AGASA, inclusa la relatività doppiamente speciale . Tuttavia, è ora stabilito che la relatività doppiamente speciale standard non prevede alcuna soppressione GZK (o cutoff GZK), contrariamente ai modelli di violazione della simmetria di Lorentz che coinvolgono un frame di riposo assoluto. Altre possibili teorie implicano una relazione con la materia oscura , o decadimenti di particelle superpesanti esotiche oltre a quelle conosciute nel Modello Standard .

Polemica sui raggi cosmici al di sopra del limite GZK

Una soppressione del flusso di raggi cosmici spiegabile con il limite GZK è stata confermata dall’ultima generazione di osservatori di raggi cosmici. Una precedente affermazione dell’esperimento AGASA secondo cui non esiste soppressione è stata annullata. Rimane controverso se la soppressione sia dovuta all’effetto GZK. Il limite GZK si applica solo se i raggi cosmici ad altissima energia sono per lo più protoni.

Nel luglio 2007, durante la 30a Conferenza internazionale sui raggi cosmici a Mérida, Yucatán, Messico, l’ esperimento Fly’s Eye ad alta risoluzione (HiRes) e l’ Osservatorio Pierre Auger(Auger) hanno presentato i loro risultati sui raggi cosmici ad altissima energia. HiRes ha osservato una soppressione nello spettro UHECR alla giusta energia, osservando solo 13 eventi con un’energia superiore alla soglia, mentre si aspettava 43 senza soppressione. Questo è stato interpretato come la prima osservazione del limite GZK. Auger ha confermato la soppressione del flusso, ma non ha affermato che fosse il limite GZK: invece dei 30 eventi necessari per confermare i risultati AGASA, Auger ne ha visti solo due, che si ritiene siano eventi di nuclei pesanti. La soppressione del flusso è stata precedentemente messa in discussione quando l’esperimento AGASA non ha trovato alcuna soppressione nel loro spettro. Secondo Alan Watson , portavoce della Auger Collaboration, i risultati di AGASA si sono dimostrati errati, probabilmente a causa del cambiamento sistematico nell’assegnazione dell’energia.

Nel 2010 e negli anni successivi, sia l’Osservatorio Pierre Auger che HiRes hanno confermato nuovamente una soppressione di flusso, nel caso dell’Osservatorio Pierre Auger l’effetto è statisticamente significativo al livello di 20 deviazioni standard.

Dopo che è stata stabilita la soppressione del flusso, ne è seguito un acceso dibattito se i raggi cosmici che violano il limite GZK siano protoni. L’Osservatorio Pierre Auger, il più grande osservatorio del mondo, ha scoperto con grande significatività statistica che i raggi cosmici ad altissima energia non sono puramente protoni, ma una miscela di elementi, che diventa più pesante con l’aumentare dell’energia. Il Telescope Array Project , uno sforzo congiunto dei membri delle collaborazioni HiRes e AGASA, concorda con il precedente risultato di HiRes che questi raggi cosmici sembrano protoni. Tuttavia, l’affermazione si basa su dati con minore significatività statistica. L’area coperta da Telescope Array è circa un terzo dell’area coperta dall’Osservatorio Pierre Auger, e quest’ultimo è attivo da più tempo.

La controversia è stata parzialmente risolta nel 2017, quando un gruppo di lavoro congiunto formato da membri di entrambi gli esperimenti ha presentato un rapporto alla 35a Conferenza Internazionale sui Raggi Cosmici. Secondo il rapporto, i risultati sperimentali grezzi non sono in contraddizione tra loro. Le diverse interpretazioni si basano principalmente sull’uso di diversi modelli teorici (Telescope Array utilizza un modello obsoleto per la sua interpretazione) e sul fatto che Telescope Array non ha ancora raccolto abbastanza eventi per distinguere l’ipotesi del protone puro dall’ipotesi dei nuclei misti.

Osservatorio spaziale dell’universo estremo sul modulo sperimentale giapponese (JEM-EUSO)

EUSO , che avrebbe dovuto volare sulla Stazione Spaziale Internazionale (ISS) nel 2009, è stato progettato per utilizzare la tecnica della fluorescenza atmosferica per monitorare un’area enorme e aumentare considerevolmente le statistiche degli UHECR. L’EUSO effettuerà un’indagine approfondita degli sciami d’aria estesi (EAS) indotti dall’UHECR dallo spazio, estendendo lo spettro di energia misurato ben oltre il limite GZK. È cercare l’origine degli UHECR, determinare la natura dell’origine degli UHECR, effettuare un’indagine a tutto cielo sulla direzione di arrivo degli UHECR e cercare di aprire la finestra astronomica sull’universo di estrema energia con i neutrini. Il destino dell’Osservatorio EUSO non è ancora chiaro, dal momento che la NASA sta valutando il pensionamento anticipato della ISS.

Il telescopio spaziale Fermi Gamma-ray per risolvere le incongruenze

Lanciato nel giugno 2008, il Fermi Gamma-ray Space Telescope (precedentemente GLAST) fornirà anche dati che aiuteranno a risolvere queste incoerenze.

  • Con il Fermi Gamma-ray Space Telescope, si ha la possibilità di rilevare i raggi gamma dai nuclei di raggi cosmici appena accelerati nel loro sito di accelerazione (la sorgente degli UHECR).
  • I protoni UHECR accelerati (vedi anche Meccanismo centrifugo di accelerazione ) negli oggetti astrofisici producono cascate elettromagnetiche secondarie durante la propagazione nelle microonde cosmiche e negli sfondi infrarossi, di cui il processo GZK di produzione di pioni è uno dei contributori. Tali cascate possono contribuire tra circa l’1% e il 50% del flusso di fotoni diffusi GeV-TeV misurato dall’esperimento EGRET . Il Fermi Gamma-ray Space Telescope potrebbe scoprire questo flusso.

Possibili fonti di UHECR

Nel novembre 2007, i ricercatori dell’Osservatorio Pierre Auger hanno annunciato di avere prove che gli UHECR sembrano provenire dai nuclei galattici attivi (AGN) di galassie energetiche alimentate dalla materia che vortica su un buco nero supermassiccio. I raggi cosmici sono stati rilevati e ricondotti agli AGN utilizzando il catalogo Véron-Cetty-Véron . Questi risultati sono riportati sulla rivista Science . Tuttavia, la forza della correlazione con gli AGN di questo particolare catalogo per i dati Auger registrati dopo il 2007 sta lentamente diminuendo.


https://en.wikipedia.org/wiki/Greisen–Zatsepin–Kuzmin_limit

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