超高能宇宙射線

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爲宇宙微波背景 （ 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 ， 而是核子數爲 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 。 但是 ， 核物理過程導致鐵原子核的極限與質子相近 。 其他高丰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 ・ 奧格天文臺 （ PAO ） 初始運行時檢測到27起事件 ， 估計它們抵達天文臺時能量超過 ， 也就是說 ， 該天文臺所調查的 3000 km2 面積之中大約每四周就發生一次這樣的事件 。 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 。 人們推定EECR的 （ 假說性的 ） 發射源稱爲捷伐加速器 （ 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 。 2007年 ， 皮埃爾 ・ 奧格天文臺觀測到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 。 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 ， 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 。 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 。