Composición observada de rayos cósmicos UHE

¿Cuánto se sabe sobre la composición de los rayos cósmicos de ultra alta energía (digamos mi > 10 20  eV )? Tengo la impresión de que a menudo se supone que las partículas son protones u otros núcleos más pesados, pero ¿qué base empírica tenemos para esto? ¿Existe evidencia experimental que excluya fotones o leptones como candidatos? ¿Sabemos si los UHE son materia o antimateria?

Entiendo que hay bastante literatura que examina los posibles mecanismos de producción de UHE como núcleos de varias masas. Por ejemplo, podría ser más fácil para los núcleos de hierro alcanzar altas energías en un campo magnético, ya que tendrían que acelerarse durante menos tiempo que los protones.

Sin embargo, no quiero poner el carro delante del caballo; el hecho es que no sabemos de dónde vienen , por lo que no deberíamos basar nuestro conocimiento de lo que están hechos en estas teorías.

Respuestas (4)

Podemos hacer una conjetura razonable echando un vistazo al criterio de Hillas . La esencia de este criterio es que la energía máxima de la partícula, mi , está limitado por el tamaño del acelerador, R ( ∼ R L el radio de Larmor ), y la fuerza del campo magnético, B . La relación da

mi metro a X = 10 18 Z β B m GRAMO R k pags C mi V
dónde B m GRAMO es el campo magnético medido en micro-Gauss, R medido en kiloparsecs, β = v / C la velocidad del sitio del acelerador (es decir, la onda de choque ), y Z su número atómico. Esta relación se entiende mejor mirándola:

ingrese la descripción de la imagen aquí( fuente de la imagen )

Las líneas azules representan la energía máxima de un protón en diferentes sitios del acelerador ( β = 1 / 300 es representativo de un choque no relativista (por ejemplo, choque de remanente de supernova) mientras que β = 1 es representativo de los choques relativistas (por ejemplo, jets AGN)), el rojo para núcleos de hierro. Las manchas grises en la gráfica son características de los tamaños y radios del campo magnético de los objetos astronómicos. Cualquier clase de objetos por encima de la línea diagonal podrá acelerar los núcleos de protones/hierro a las energías marcadas.

Claramente, según el gráfico, requiere un gran campo magnético ( 10 15 Gauss) para acelerar el hierro a 10 20 eV, por lo que el magnetar es el único candidato. En cuanto a los protones, los núcleos galácticos activos (AGN) y sus chorros pueden acelerar un protón para 10 20 eV con aparente facilidad, lo mismo con los cúmulos de galaxias.

Entonces, desde un punto de vista heurístico, la idea de que nuestro UHECR sea un núcleo pesado parece descartarse (tenga en cuenta que este criterio no lo ha eliminado por completo o es una prueba de que no son núcleos pesados, solo que no es probable; y como dice dmckee , recibimos tan pocos con esa energía que simplemente no vale la pena invertir el dinero para poner el equipo para discernirla).

Para los no iniciados, el criterio lo establece el hecho de que una vez que la partícula se vuelve demasiado energética, su radio de Larmor es mayor que la región con el campo magnético, por lo que escapará sin posibilidad de una mayor aceleración. Por lo tanto, necesita un campo muy fuerte o muy extenso (¡o ambos!, pero esto tiende a no existir) para acelerar los UHE.
Esto es muy interesante. Pero aún tendría que archivar esto en "poner el carro delante del caballo" como se expresó en mi pregunta original. Entiendo que tenemos mecanismos candidatos para producir UHE a partir de protones. Tal vez sea Iron y simplemente no hemos sido lo suficientemente inteligentes como para pensar en cómo se aceleran todavía. Estoy buscando una respuesta sobre si tenemos evidencia observacional de la composición de los UHE que ya hemos visto. ¿Sabemos con certeza que no son, digamos, fotones? No importa si tenemos una idea de cómo producir fotones de 10 ^ 20 eV.
@chase: dos puntos: (1) por definición de "rayos cósmicos" no pueden ser fotones y (2) sabemos cómo funcionan los grandes aceleradores, usamos el mismo principio con los aceleradores lineales . Tenga en cuenta que dmckee ha respondido a su pregunta: no tenemos evidencia observacional porque son tan poco frecuentes que simplemente no vale la pena gastar dinero en investigarlo (y en parte porque es razonable suponer que son protones, dado mi argumento heurístico).
@KyleKanos, re: (2) No digo que sea mala ciencia, de hecho, creo que este es el enfoque más razonable para aprender sobre los CR. Me preguntaba si realmente podemos mirar los eventos y decir cuáles son. Por ejemplo, si los observáramos y supiéramos que eran fotones, probablemente no habríamos creado una generación de teóricos que buscaban formas de acelerar los núcleos para explicar el espectro UHE. En cambio, estarían inventando teorías para los fotones energéticos.
@KyleKanos, re: (1) entonces la nomenclatura sería "rayos gamma" si fueran fotones. Luego reformule la pregunta: ¿cómo sabemos que las lluvias de aire asociadas con UHE CR no son causadas por rayos gamma duros? Sabemos que algunos rayos cósmicos primarios están compuestos de positrones , y en los detectores colisionadores, los fotones y los electrones se ven terriblemente similares.
@chase: En la práctica, seguramente podríamos determinar qué especie es (H + hasta Fe), pero no es práctico porque obtenemos algo 1 partícula/km 2 /siglo.
@chase: ¿Quizás sabemos que no son fotones debido a los secundarios? pags + γ se comporta diferente a pags + pags . (Estoy especulando aquí, realmente no lo sé porque no trabajo con UHECR)

Para abordar la pregunta real de cómo conocemos la composición de UHECR sin depender de la información de la fuente (de la cual no tenemos ninguna), debemos observar sus extensas lluvias de aire (EAS). Después de que un UHECR golpea la parte superior de la atmósfera, se crea un EAS en el aire, pero p y Fe crearán EAS con diferentes formas. Las propiedades de las interacciones hadrónicas se miden en el LHC y luego se extrapolan a las energías más altas (50 TeV y superiores) de UHECR. Luego, se realizan simulaciones de lluvia en la atmósfera (con densidad atmosférica variable, el campo magnético de la tierra y todo) para predecir la forma de la lluvia. A medida que estas lluvias se propagan a través de la atmósfera, emiten fluorescencia. Telescopios en el Observatorio Pierre Auger (observatorio CR más grande del mundo, está en Argentina) y High-Res (en Utah, proporciona información del hemisferio norte, X metro a X - la profundidad de la lluvia desde el punto de interacción inicial (en unidades de X : g/cm 2 - tal que cuando se divide por una densidad da una longitud) en la que se observa la máxima radiación. Luego, los valores promedio y RMS se calculan sobre una serie de eventos y luego se comparan con las simulaciones.

Auger y High-Res continúan en desacuerdo sobre este punto. Puede ver los datos de Auger aquí (arxiv abs) en la página 11 del autor o en la página 16 del pdf. Las líneas rojas son para las predicciones de protones en varios modelos de interacción hadrónica y las líneas azules para el hierro. Auger parece favorecer claramente una composición pesada (o al menos más pesada) en las energías más altas.

Los datos de alta resolución favorecen la composición de protones hasta las energías más altas. Por supuesto, tienen significativamente menos datos, pero aún reclaman un resultado significativo. Sus datos se presentan aquí (arxiv abs) junto con bonitas gráficas de eventos de lluvia representativos.

Un problema conocido en la simulación hadrónica es que los muones de baja energía no se tienen en cuenta correctamente. Es un problema que los físicos de CR y LHC están trabajando juntos para corregir, pero probablemente pasarán al menos uno o dos años antes de que se incorpore a los modelos necesarios. Además, hay un grupo de trabajo compuesto por miembros de Auger y High-Res que está trabajando para resolver la cantidad de discrepancias en curso entre los dos experimentos. Si bien el más grande tiene que ver con el espectro de energía, estoy seguro de que también está en su lista.

Puede encontrar una descripción bastante completa de Auger aquí (arxiv abs) .

Conclusión: este es en gran medida un problema abierto. Futuros telescopios como JEM-EUSO en la ISS pueden mejorar los datos aquí y resolver este problema. Además, los datos mejorados del LHC pueden hacer que los experimentos coincidan, o mejorar la sistemática de los experimentos puede resolver el problema. Finalmente, JEM-EUSO puede proporcionar suficientes datos que podrían limitarse con información del campo magnético galáctico y extragaláctico (que tendría que mejorarse drásticamente) para poner algunos límites a la carga una vez que se identifique una o más fuentes. .

¡Gracias por abordar mi pregunta de frente! Tengo dos subpreguntas si puede elaborarlas: (1) ¿Estos eventos pueden ser fotones? ¿O el EAS se vería completamente mal? (2) ¿Puede elaborar un poco más (o vincularme a una fuente) sobre cómo la física del LHC está entrando en juego? Esto es interesante para mí ya que yo mismo soy un estudiante de ATLAS.
1. No. Los fotones no van a estas altas energías. El mejor desempeño allí es HAWC (página de abs general de arxiv) que se está construyendo en México ahora (debería estar en línea pronto). La razón tiene más que ver con la propagación que con cualquier otra cosa. El resumen aquí (arxiv abs) debería proporcionar algunas razones por las cuales (básicamente, producen pares o producen pares dobles). 2. El LHC ayuda con las mediciones de pdf que se utilizan en las simulaciones de lluvias hadrónicas. Este documento (arxiv abs) proporciona una buena descripción general.

Estoy un poco fuera de mi experiencia aquí, y tal vez alguien que sepa en detalle estará presente, pero aquí va...

  • La composición de los rayos cósmicos UHE no se mide directamente porque son demasiado raros para justificar poner un espectrómetro suficiente para probarlos en el espacio.
  • Se ha probado la composición de los rayos cósmicos normales y en su mayoría son protones con algunas partículas estables más pesadas. La prueba se realiza colocando un pequeño espectrómetro de imán superconductor en un satélite. Estas misiones tienen una vida útil limitada, pero han tenido un gran éxito. Los rayos cósmicos tienen que ser estables, porque la dilatación del tiempo o no han estado mucho tiempo en tránsito: toda la composición inicial inestable ha decaído.
  • Los eventos de UHE vienen de tan lejos que también tienen que ser estables, a pesar de los feroces γ .
  • Los rayos cósmicos UHE se generan en eventos increíblemente energéticos.

Dado todo lo anterior, se vuelve razonable asumir protones.

En el punto 3, supongo que te refieres al límite de GZK. Pero GZK asume que CR son protones; un candidato no nuclear estaría potencialmente sujeto a interacciones más débiles con los fotones CMB.
Sí. Puede que haya tenido una comprensión demasiado halagüeña de la situación real. He estado buscando documentos de arXiv para respaldar lo que pensé que sabía y no parecen estar allí.
Re: punto 1 y 2; Sabía que habíamos medido que el espectro inferior estaba compuesto principalmente de protones, ¡pero la extrapolación puede ser peligrosa! Es el espectro de alta energía el que es potencialmente problemático, por lo que debemos tener cuidado al usar lo que sabemos sobre los CR de baja energía. Y, de hecho, tenemos tan pocas observaciones de UHE que sería difícil hacer comparaciones entre diferentes composiciones, por eso me preocupo ;)
Lo siento, pero no veo cómo nada de esto descarta, por ejemplo, partículas alfa u otras partículas estables.
@EmilioPisanty No. Habría eliminado esto después de que llegó la respuesta de Kyle , solo que él alude a esta respuesta.
Sobre el problema de GZK con respecto a los protones, tenga en cuenta que los núcleos pesados ​​​​también pierden energía (y nucleones) a través de interacciones con el CMB. En cualquier caso, esto nos dice que tanto los protones como los núcleos más pesados ​​deben provenir de relativamente cerca, no relativamente lejos. Sobre el espectrómetro en el espacio, no solo necesitaría un área efectiva grande para la tasa baja (<1 por km ^ 2 por 100 años), sino que también necesitaría un gran volumen (masa realmente) para contener toda la ducha de aire y reconstruir correctamente la energía.

La gente es muy tímida a la hora de decir composiciones explícitas. Sugiero ponerse en contacto con Pierre Auger Collaboration para conjuntos de datos o referencias explícitas,

http://www.auger.org/contacto/

arXiv:1106.3048, The Pierre Auger Collaboration
Z = 6 (219 eventos), 13 (797 eventos), 26 (2887 eventos) para una ventana angular de 18◦ alrededor de Cen A. Se da otro ejemplo.

arXiv:1201.6265 "Estudiando la composición de la masa nuclear de los rayos cósmicos de ultra alta energía con el Observatorio Pierre Auger". No veo ninguna masa nuclear en la lista, aunque hay algunos gráficos sugerentes.

arXiv:1312.7459 "Los CR galácticos deberían extenderse a energías del orden de unos pocos 10^17 eV y que a tales energías la composición química debería estar dominada por núcleos de hierro". "Debería" no está respaldado por números enumerados

http://www.slac.stanford.edu/econf/C040802/papers/L020.PDF
4.2 Composición química de UHECR No veo ninguna composición química.

Gracias por las referencias. En arXiv:1106.3048, afirman que la composición química se infiere al comparar la estructura de las lluvias de aire observadas con las simulaciones de Monte Carlo. Sin embargo, para los UHE solo tenemos quizás 100 puntos de datos; parece que sería muy difícil utilizar esta técnica para inferir una composición por encima del límite GZK.
Las estadísticas de detección decentes requieren un área de detección planetaria cercana. ¿Los canalizaría selectivamente el campo magnético de la Tierra por razones relativistas, transformándose el campo magnético en una carga eléctrica?
El radio de curvatura en un campo magnético es ∝ pags / B , así que no. El campo magnético de la Tierra no es un analizador del que valga la pena hablar.
No olvide que el otro experimento principal de UHECR, TA, no está de acuerdo con Auger en el tema de la composición. Si el problema se debe a una sistemática en su proceso de reconstrucción, entonces sus resultados pueden ser incorrectos.
Composición observada de rayos cósmicos UHE
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