Перегляд вихідного коду сторінки Межа Грейзена–Зацепіна–Кузьміна

{{Космічні промені}}
'''Межа Грейзена–Зацепіна–Кузьміна'''&nbsp;— теоретична верхня межа енергії [[протон]]ів [[Космічні промені|космічних променів]], що приходять до нас від інших галактик через міжгалактичне середовище. Межа становить 5·10<sup>19</sup> [[Електронвольт|еВ]], або близько 8&nbsp;[[Джоуль|джоулів]] (енергія протона, що рухається зі швидкістю ≈&nbsp;{{Val|99.99999999999999999998}} % [[Швидкість світла|швидкості світла]]). Межа виникає через сповільнення протонів [[Реліктове випромінювання|реліктовим випромінюванням]] на великих відстанях (≈&nbsp;160 мільйонів світлових років). Межа має той самий порядок величини, що й верхня межа енергії, при якій космічні промені були експериментально виявлені, хоча деякі виявленні частинки перевищили межу. Наприклад, один [[Космічні промені надвисоких енергій|космічний промінь екстремальної енергії]], [[частинка Oh-My-God]], має рекордну енергію 3,12·10<sup>20</sup> [[Електронвольт|еВ]] (50 джоулів)<ref>{{Cite web|url=http://www.cosmic-ray.org/reading/flyseye.html#SEC10|title=HiRes – The High Resolution Fly's Eye Ultra High Energy Cosmic Ray Observatory|website=www.cosmic-ray.org|accessdate=2019-06-13|archive-date=2009-08-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20090815102123/http://www.cosmic-ray.org/reading/flyseye.html#SEC10|url-status=dead}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://phys.org/news/2011-06-oh-my-god-particles.html|title=Oh-My-God Particles|website=phys.org|language=en-us|accessdate=2019-06-13}}</ref>.

Точна межа ГЗК виведена на основі припущення, що космічні промені надвисокої енергії є протонами. Вимірювання, проведені найбільшою обсерваторією космічних променів, [[Обсерваторія П'єра Оже|Обсерваторією П'єра Оже]], показують, що більшість космічних променів надвисокої енергії є важчими ядрами, відомими як [[Іони HZE|HZE-іони]]<ref name="Aab2017">{{cite arXiv |eprint=1710.07249|author1=The Pierre Auger Collaboration|title=Inferences on Mass Composition and Tests of Hadronic Interactions from 0.3 to 100 EeV using the water-Cherenkov Detectors of the Pierre Auger Observatory |class=astro-ph.HE|year=2017}}</ref>. У цьому випадку межа ГЗК вже не застосовна у своїй простій формі. Однак, як зазначив Грейзен, [[Гігантський резонанс|гігантський дипольний резонанс]] також відбувається приблизно в цьому ж діапазоні енергій (при 10 ЕеВ/нуклон) і подібним чином обмежує поширення частинок на дуже великі відстані.

У минулому видиме порушення межі ГЗК надихнуло космологів і фізиків-теоретиків запропонувати інші способи обійти цю межу. Ці теорії припускають, що космічні промені надвисокої енергії утворюються поблизу нашої галактики або що [[Лоренц-коваріантність]] порушується таким чином, що протони не втрачають енергії на шляху до нашої Галактики.

== Причини утворення межі ==
Межа була незалежно обчислена в 1966 році {{не перекладено|Кеннет Грейзен|Кеннетом Грейзеном||Kenneth Greisen}}<ref name="Greisen1966">{{Cite journal|last=Greisen|first=Kenneth|date=1966|title=End to the cosmic-ray spectrum?|journal=Physical Review Letters|volume=16|issue=17|pages=748–750|bibcode=1966PhRvL..16..748G|doi=10.1103/PhysRevLett.16.748}}</ref>, {{не перекладено|Зацепін Георгій Тимофійович|Георгієм Зацепіним|ru|Зацепин, Георгий Тимофеевич}} і {{не перекладено|Кузьмін Вадим Олексійович|Вадимом Кузьміним|ru|Кузьмин, Вадим Алексеевич}}<ref name="Zatsepin">{{Cite journal|last=Zatsepin|first=G.T.|last2=Kuz'min|first2=V.A.|author-link2=|year=1966|title=Upper limit of the spectrum of cosmic rays|url=http://www.jetpletters.ac.ru/ps/1624/article_24846.pdf|journal=Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters|volume=4|pages=78–80|bibcode=1966JETPL...4...78Z}}</ref> на основі взаємодії між [[Космічні промені|космічними променями]] та фотонами [[Реліктове випромінювання|реліктового випромінювання]]. Вони передбачили, що космічні промені з енергією, що перевищує порогову енергію 5·10<sup>19</sup> [[Електронвольт|еВ]], взаємодіятимуть з фотонами реліктового випромінювання <math>\gamma_{\rm CMB}\;,</math> які у системі відліку космічних променів матимуть дуже велике [[Червоний зсув|блакитне зміщення]], і, відповідно, дуже велику енергію і здатність утворювати [[піони]] через [[Дельта-баріон|<math>\Delta</math>]]-[[Дельта-баріон|резонанс]],

: <math>p + \gamma_\text{CMB} \to \Delta^+ \to p + \pi^0 \;,</math>

або

: <math>p + \gamma_\text{CMB} \to \Delta^+ \to n + \pi^+ ~.</math>

Піони, отримані таким чином, розпадаються за стандартними каналами розпаду піонів&nbsp;— в кінцевому рахунку на фотони для нейтральних піонів і фотони, позитрони і різні нейтрино для позитивних піонів. Нейтрони також розпадаються на аналогічні продукти, так що зрештою енергія будь-якого протона космічних променів витрачається на утворення високоенергетичних фотонів плюс (в деяких випадках) високоенергетичних електрон-позитронних пар і нейтринних пар.

Процес утворення піонів у зіткненнях із реліктовим випромінюванням починається при вищій енергії, ніж [[Народження пар|утворення звичайних електрон-позитронних пар]], яке починається при енергіях протонів приблизно 10<sup>17</sup>&nbsp;еВ. Проте на утворення пари піонів витрачається близько 20&nbsp;% енергії протона, тоді як для утворення електрон-позитронної пари — лише 0,1&nbsp;% його енергії. Тому відстань розповсюдження космічних променів надвисокої енергії обмежується перш за все утворенням піонів, а не менш енергоємним процесом утворення електрон-позитронних пар.

Процес утворення піонів триває доти, доки енергія космічного випромінювання не впаде нижче порогу для утворення піонів. У результаті протони позагалактичних космічних променів, що приходять з відстаней понад {{Val|50}} Мпк ({{Val|163}} млн св. р.) і з енергією, що перевищує поріг, не мали б спостерігатися на Землі. Ця відстань також відома як горизонт ГЗК.

== Парадокс космічних променів ==
{{Нерозв'язано|фізики|Чому деякі космічні промені мають занадто високу виміряну енергію, хоча немає можливих навколоземних джерел таких енергетичних частинок, а промені від далеких джерел повинні були б розсіюватися фотонами [[реліктове випромінювання|реліктового випромінювання]]?}}
Ряд спостережень було зроблено за допомогою найбільших експериментів з космічними променями [[AGASA]], [[HiRes]], [[Обсерваторія П'єра Оже|обсерваторії П'єра Оже]] та [[Telescope Array Project]], які задетектували космічні промені з енергією вище цієї межі (так звані [[Космічні промені надвисоких енергій|космічні промені екстремальних енергій]]). Спостереження цих частинок стало так званим '''парадоксом ГЗК''' або '''парадоксом космічних променів'''.

Ці спостереження, здається, суперечать передбаченням [[Спеціальна теорія відносності|спеціальної теорії відносності]] та [[Фізика елементарних частинок|фізики елементарних частинок]], як вони зараз розуміються. Однак існує кілька можливих пояснень цих спостережень, які можуть розв'язати цю проблему.

* Спостережувані частинки екстремальних енергій можуть бути важчими ядрами, ніж протони.
* Спостереження можуть бути наслідком помилки приладу або неправильної інтерпретації експерименту, особливо неправильного визначення енергії частинки за спостережними даними.
* Космічні промені можуть утворюватися локально, у межах горизонту ГЗК. Наприклад, [[нейтрино]] надвисоких енергій, які вільно приходять із далекої відстані, можуть зіткнутися з реліктовими антинейтрино в нашій галактиці та анігілювати з утворенням адронів<ref>{{Cite journal|last=Fargion|first=D.|last2=Mele|first2=B.|last3=Salis|first3=A.|date=June 1999|title=Ultra–High‐Energy Neutrino Scattering onto Relic Light Neutrinos in the Galactic Halo as a Possible Source of the Highest Energy Extragalactic Cosmic Rays|journal=The Astrophysical Journal|volume=517|issue=2|pages=725–733|arxiv=astro-ph/9710029|bibcode=1999ApJ...517..725F|doi=10.1086/307203}}</ref>, <math>\nu + \bar{\nu} \to Z \to \text{hadrons}</math>.
* Екзотичні теорії з новою фізикою, наприклад, {{не перекладено|Подвійна спеціальна теорія відносності|подвійна спеціальна теорія відносності|en|Doubly special relativity}} або розпад екзотичних надважких частинок поза межами [[Стандартна модель|Стандартної моделі]].

== Спостережуване згасання космічних променів вище межі ГЗК ==
Попри наявність певної кількості частинок з енергією, вищою за межу ГЗК, спостереження все-таки вказують значну нестачу космічних променів вище цієї межі.

Ранні результати експерименту [[АГАСА|AGASA]] про відсутність згасання не отримали підтвердження.

Перші результати спостережень, що підтверджували згасання космічних променів надвисоких енергій, представили в липні 2007 року експеримент [[HiRes]] і [[обсерваторія П'єра Оже]]. HiRes спостерігав лише 13 подій з енергією вище порогової, тоді як без згасання очікувалося б 43 такі події<ref name="Abbasi2008">{{Cite journal|last=Abbasi|first=R. U.|displayauthors=etal|date=2008|title=First Observation of the Greisen-Zatsepin-Kuzmin Suppression|journal=Physical Review Letters|volume=100|issue=10|pages=101101|arxiv=astro-ph/0703099|bibcode=2008PhRvL.100j1101A|doi=10.1103/PhysRevLett.100.101101|pmid=18352170}}</ref>. Обсерваторія П'єра Оже також підтвердила згасання потоку на ділянці надвисоких енергій<ref name="Abraham2008">{{Cite journal|last=Abraham|first=J.|displayauthors=etal|date=2008|title=Observation of the suppression of the flux of cosmic rays above 4×10<sup>19</sup> eV|journal=Physical Review Letters|volume=101|issue=6|pages=061101–1–061101–7|arxiv=0806.4302|bibcode=2008PhRvL.101f1101A|doi=10.1103/PhysRevLett.101.061101|pmid=18764444}}</ref>.

У наступні роки обсерваторія П'єра Оже і HiRes підтвердили свої результати з вищою статистичною значущістю<ref>{{Cite journal|last=The Pierre Auger Collaboration|date=2010|title=Measurement of the energy spectrum of cosmic rays above {{val|e=18|u=eV}} using the Pierre Auger Observatory|journal=Phys. Lett. B|volume=685|issue=4–5|pages=239–246|arxiv=1002.1975|bibcode=2010PhLB..685..239A|doi=10.1016/j.physletb.2010.02.013}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Sokolsky|last2=for the HiRes Collaboration|date=2010|title=Final Results from the High Resolution Fly's Eye (HiRes) Experiment|journal=Nuclear Physics B: Proceedings Supplements|volume=212–213|pages=74–78|arxiv=1010.2690|bibcode=2011NuPhS.212...74S|doi=10.1016/j.nuclphysbps.2011.03.010}}</ref>.

Розгорнулася гаряча дискусія про те, чи є космічні промені надвисоких енергій протонами, бо за теорією тільки важкі ядра могли б долати межу ГЗК. Обсерваторія П'єра Оже з високою статистичною значущістю виявила, що космічні промені надвисокої енергії&nbsp;— це не суто протони, а суміш елементів, яка стає важчою зі збільшенням енергії<ref name="Aab2017"/>. Натомість [[Telescope Array|Telescope Array Project]], спільний проєкт учасників HiRes і AGASA, підтримав попередній результат HiRes про те, що ці космічні промені виглядають як протони<ref name="Hanlon2017">{{Cite journal|last=Hanlon|first=William|last2=others|date=2017|title=Telescope Array Composition Summary|url=https://pos.sissa.it/301/536/pdf|journal=PoS|volume=301|issue=536|pages=536|bibcode=2017ICRC...35..536H|doi=10.22323/1.301.0536|doi-access=free}}</ref>, однак твердження ґрунтувалося на даних із меншою статистичною значущістю: площа, охоплена Telescope Array, становить приблизно третину площі, охопленої обсерваторією П'єра Оже, і остання працює довше.

Суперечність було частково вирішено у 2017 році спільною робочою групою учасників обох експериментів, яка дійшла висновку, що необроблені експериментальні результати не суперечать один одному, а різні інтерпретації в основному базуються на використанні різних теоретичних моделях і недостатній статистиці Telescope Array<ref name="deSouza2017">{{Cite journal|last=de Souza|first=Vitor|last2=others|date=2017|title=Testing the agreement between the Xmax distributions measured by the Pierre Auger and Telescope Array Observatories|url=https://pos.sissa.it/301/522/pdf|journal=PoS|volume=301|issue=522}}</ref>.

== Див. також ==

* [[Космічні промені надвисоких енергій]]&nbsp;— частинки космічного випромінювання з кінетичною енергією понад 10<sup>18</sup> еВ

== Примітки ==
<references group="" responsive="0"></references>

== Посилання ==

* [http://www.physics.rutgers.edu/hex/HIRES.html Rutgers University experimental high energy physics HIRES research page]
* [http://www.auger.org Pierre Auger Observatory page]
* [http://www.cosmic-ray.org/ Cosmic-ray.org]
* [http://www.p-ng.si/public/pao/history.php History of Cosmic Ray Research]
[[Категорія:Нерозв'язані проблеми астрономії]]
[[Категорія:Нерозв'язані проблеми фізики]]
[[Категорія:Фізика астрочастинок]]
[[Категорія:Спеціальна теорія відносності]]
[[Категорія:Енергія]]
[[Категорія:Фізичні парадокси]]
[[Категорія:Космічні промені]]