Límite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin

El límite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (límite GZK o corte GZK) es un límite superior teórico de la energía de los protones de rayos cósmicos. viajando desde otras galaxias a través del medio intergaláctico hasta nuestra galaxia. El límite es 5 ×10¹⁹ eV (50 EeV), o unos 8 julios (la energía de un protón que viaja a ≈ 99.99999999999999999998% de la velocidad de la luz). El límite lo establece el efecto de desaceleración de las interacciones de los protones con la radiación de fondo de microondas a largas distancias (≈ 160 millones de años luz). El límite está en el mismo orden de magnitud que el límite superior de energía en el que se han detectado experimentalmente los rayos cósmicos, aunque, de hecho, algunas detecciones parecen haber excedido el límite, como se indica a continuación. Por ejemplo, un rayo cósmico de energía extrema, la partícula Oh-My-God, que se ha encontrado que posee un récord 3.12×10²⁰ eV (50 julios) de energía (más o menos lo mismo que la energía cinética de una pelota de béisbol de 95 km/h).

El límite de GZK se deriva del supuesto de que los rayos cósmicos de ultra alta energía son protones. Las mediciones realizadas por el observatorio de rayos cósmicos más grande, el Observatorio Pierre Auger, sugieren que la mayoría de los rayos cósmicos de ultra alta energía son elementos más pesados conocidos como iones HZE. En este caso, el argumento detrás del límite GZK no se aplica en la forma originalmente simple y no existe una contradicción fundamental en la observación de rayos cósmicos con energías que violan el límite.

En el pasado, la aparente violación del límite GZK inspiró a los cosmólogos y físicos teóricos a sugerir otras formas de eludir el límite. Estas teorías proponen que cerca de nuestra galaxia se producen rayos cósmicos de ultra alta energía o que se viola la covarianza de Lorentz de tal manera que los protones no pierden energía en su camino hacia nuestra galaxia.

Cálculo

El límite fue computado independientemente en 1966 por Kenneth Greisen, Georgiy Zatsepin, y Vadim Kuzmin basado en interacciones entre los rayos cósmicos y los fotones de la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB). Predecían que los rayos cósmicos con energías sobre el umbral de la energía 5×10¹⁹eV interactuaría con fotones de fondo de microondas cósmicos γ γ CMB,{displaystyle gamma _{rm {CMB};} relativamente blueshifted por la velocidad de los rayos cósmicos, para producir piones a través de Δ Δ {displaystyle Delta } resonancia,

p+γ γ CMB→ → Δ Δ +→ → p+π π 0,{displaystyle p+gamma _{text{CMB}to Delta ^{+}to p+pi ^{0};}

o

p+γ γ CMB→ → Δ Δ +→ → n+π π +.{displaystyle p+gamma _{text{CMB}to Delta ^{+}to n+pi ^{+}~}

Los piones producidos de esta manera proceden a decaer en los canales piónicos estándar; en última instancia, se convierten en fotones para los piones neutros y fotones, positrones y varios neutrinos para los piones positivos. Los neutrones también se descomponen en productos similares, de modo que, en última instancia, la energía de cualquier protón de rayos cósmicos se drena mediante la producción de fotones de alta energía más (en algunos casos) pares de electrones-positrones de alta energía y pares de neutrinos.

El proceso de producción de piones comienza con una energía más alta que la producción ordinaria de pares de electrones y positrones (producción de leptones) a partir de protones que impactan en el CMB, que comienza con energías de protones de rayos cósmicos de solo alrededor de 10¹⁷ eV. Sin embargo, los eventos de producción de piones consumen el 20% de la energía de un protón de rayos cósmicos, en comparación con solo el 0,1% de su energía para la producción de pares electrón-positrón.

Este factor de 200 = 20%/0.1% proviene de dos causas: el pión tiene una masa de solo unas ~130 veces que los leptones, pero la energía adicional aparece como diferentes energías cinéticas del pión o leptones, y da como resultado que se transfiera relativamente más energía cinética a un pión producto más pesado, para conservar el impulso. Las pérdidas de energía totales mucho mayores de la producción de piones hacen que la producción de piones se convierta en el proceso que limita el viaje de los rayos cósmicos de alta energía, en lugar del proceso de baja energía de producción de leptones ligeros.

El proceso de producción de piones continúa hasta que la energía de los rayos cósmicos cae por debajo del umbral para la producción de piones. Debido a la ruta media asociada con esta interacción, los protones de rayos cósmicos extragalácticos viajan distancias mayores que 50 Mpc (163 Mly) y con energías superiores al umbral nunca deben observarse en la Tierra. Esta distancia también se conoce como horizonte GZK.

Paradoja de los rayos cósmicos

Los mayores experimentos de rayos cósmicos han realizado varias observaciones: el conjunto de ducha de aire gigante Akeno, el detector de rayos cósmicos de ojo de mosca de alta resolución, el observatorio Pierre Auger y el proyecto de conjunto de telescopios que parecían mostrar rayos cósmicos con energías por encima de este límite (llamados rayos cósmicos de energía extrema, o EECR). La observación de estas partículas fue la denominada paradoja GZK o paradoja de los rayos cósmicos.

Estas observaciones parecen contradecir las predicciones de la relatividad especial y la física de partículas tal como se entienden actualmente. Sin embargo, hay una serie de posibles explicaciones para estas observaciones que pueden resolver esta inconsistencia.

• Las partículas observadas del EECR pueden ser núcleos más pesados en lugar de protones
• Las observaciones podrían deberse a un error de instrumento o a una interpretación incorrecta del experimento, especialmente la asignación de energía errónea.
• Los rayos cósmicos podrían tener fuentes locales dentro del horizonte GZK (aunque no está claro cuáles podrían ser estas fuentes).

Partículas de interacción débil

Otra sugerencia involucra partículas de interacción débil de energía ultra alta (por ejemplo, neutrinos), que podrían crearse a grandes distancias y luego reaccionar localmente para dar lugar a las partículas observadas. En el modelo Z-burst propuesto, un neutrino cósmico de ultra alta energía choca con un antineutrino reliquia en nuestra galaxia y se aniquila en hadrones. Este proceso procede a través de un bosón Z (virtual):

.. +.. ̄ ̄ → → Z→ → hadrones.{displaystyle nu +{bar {nu}to} Zto {text{hadrons}}

La sección transversal de este proceso se vuelve grande si la energía del centro de masa del par neutrino-antineutrino es igual a la masa del bosón Z (este pico en la sección transversal se denomina "resonancia" 34;). Suponiendo que el antineutrino reliquia está en reposo, la energía del neutrino cósmico incidente tiene que ser

E=mZ22m.. =4.2× × 1021()eVm.. )eV,{displaystyle E={frac {m_{Z}{2m}{2m_{nu #4.2times 10^{21}left({frac {text{eV}{m_{nu}}}}right)~{text{eV}}}}

Donde mZ{displaystyle m_{Z} es la masa del Z-boson, y m.. {displaystyle m_{nu } la masa del neutrino.

Otras teorías

Se han propuesto varias teorías exóticas para explicar las observaciones de AGASA, incluida la relatividad doblemente especial. Sin embargo, ahora se establece que la relatividad especial doble estándar no predice ninguna supresión GZK (o corte GZK), al contrario de los modelos de violación de la simetría de Lorentz que involucran un marco de reposo absoluto. Otras posibles teorías involucran una relación con la materia oscura, o desintegraciones de partículas superpesadas exóticas más allá de las conocidas en el Modelo Estándar.

Controversia sobre los rayos cósmicos por encima del límite GZK

La última generación de observatorios de rayos cósmicos ha confirmado una supresión del flujo de rayos cósmicos que puede explicarse con el límite GZK. Se anuló una afirmación anterior del experimento AGASA de que no hay supresión. Sigue siendo controvertido si la supresión se debe al efecto GZK. El límite GZK solo se aplica si los rayos cósmicos de ultra alta energía son en su mayoría protones.

En julio de 2007, durante la 30.ª Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos en Mérida, Yucatán, México, el High Resolution Fly's Eye Experiment (HiRes) y el Observatorio Pierre Auger (Auger) presentaron sus resultados sobre rayos ultra-altos. rayos cósmicos de energía. HiRes observó una supresión en el espectro UHECR con la energía justa, observando solo 13 eventos con una energía por encima del umbral, mientras esperaba 43 sin supresión. Esto se interpretó como la primera observación del límite GZK. Auger confirmó la supresión del flujo, pero no afirmó que fuera el límite GZK: en lugar de los 30 eventos necesarios para confirmar los resultados de AGASA, Auger vio solo dos, que se cree que son eventos de núcleos pesados. La supresión de flujo se cuestionó previamente cuando el experimento AGASA no encontró supresión en su espectro. Según Alan Watson, portavoz de Auger Collaboration, se ha demostrado que los resultados de AGASA son incorrectos, posiblemente debido al cambio sistemático en la asignación de energía.

En 2010 y los años siguientes, tanto el Observatorio Pierre Auger como HiRes confirmaron nuevamente una supresión de flujo; en el caso del Observatorio Pierre Auger, el efecto es estadísticamente significativo al nivel de 20 desviaciones estándar.

Después de que se estableció la supresión de flujo, se produjo un acalorado debate sobre si los rayos cósmicos que violan el límite GZK son protones. El Observatorio Pierre Auger, el observatorio más grande del mundo, encontró con una alta significación estadística que los rayos cósmicos de ultra alta energía no son puramente protones, sino una mezcla de elementos, que se vuelve más pesado a medida que aumenta la energía. El Proyecto Telescope Array, un esfuerzo conjunto de los miembros de las colaboraciones HiRes y AGASA, está de acuerdo con el resultado anterior de HiRes de que estos rayos cósmicos parecen protones. Sin embargo, la afirmación se basa en datos con menor significación estadística. El área cubierta por Telescope Array es aproximadamente un tercio del área cubierta por el Observatorio Pierre Auger, y este último ha estado funcionando durante más tiempo.

La controversia se resolvió parcialmente en 2017, cuando un grupo de trabajo conjunto formado por miembros de ambos experimentos presentó un informe en la 35.ª Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos. Según el informe, los resultados experimentales en bruto no se contradicen entre sí. Las diferentes interpretaciones se basan principalmente en el uso de diferentes modelos teóricos y en el hecho de que Telescope Array aún no ha recopilado suficientes eventos para distinguir la hipótesis de protones puros de la hipótesis de núcleos mixtos.

Observatorio Espacial del Universo Extremo en el Módulo Experimental Japonés (JEM-EUSO)

EUSO, que estaba programado para volar en la Estación Espacial Internacional (ISS) en 2009, fue diseñado para usar la técnica de fluorescencia atmosférica para monitorear un área enorme y aumentar considerablemente las estadísticas de UHECR. EUSO realizará un estudio profundo de las lluvias de aire extensivas (EAS) inducidas por UHECR desde el espacio, extendiendo el espectro de energía medido mucho más allá del límite GZK. Es buscar el origen de los UHECR, determinar la naturaleza del origen de los UHECR, hacer un estudio de todo el cielo de la dirección de llegada de los UHECR y buscar abrir la ventana astronómica en el universo de energía extrema con neutrinos. El destino del Observatorio EUSO aún no está claro, ya que la NASA está considerando el retiro anticipado de la ISS.

El telescopio espacial de rayos gamma Fermi para resolver inconsistencias

Lanzado en junio de 2008, el telescopio espacial de rayos gamma Fermi (anteriormente GLAST) también proporcionará datos que ayudarán a resolver estas inconsistencias.

• Con el Telescopio Espacial Fermi Gamma-ray, uno tiene la posibilidad de detectar rayos gamma de los núcleos de rayos cósmicos recién acelerados en su sitio de aceleración (la fuente de las UHECR).
• Protones UHECR acelerados (ver también mecanismo centrífugo de aceleración) en objetos astrofísicos producen cascadas electromagnéticas secundarias durante la propagación en el microondas cósmico y fondos infrarrojos, de los cuales el proceso GZK de producción de piones es uno de los contribuyentes. Tales cascadas pueden contribuir entre aproximadamente 1% y 50% del flujo de fotones difusos GeV–TeV medido por el experimento EGRET. El Telescopio Espacial Fermi Gamma-ray puede descubrir este flujo.

Posibles fuentes de UHECR

En noviembre de 2007, los investigadores del Observatorio Pierre Auger anunciaron que tenían evidencia de que los UHECR parecen provenir de núcleos galácticos activos (AGN) de galaxias energéticas alimentadas por materia que se arremolina en un agujero negro supermasivo. Los rayos cósmicos se detectaron y rastrearon hasta los AGN utilizando el catálogo Véron-Cetty-Véron. Estos resultados se informan en la revista Science. Sin embargo, la fuerza de la correlación con los AGN de este catálogo en particular para los datos de Auger registrados después de 2007 ha ido disminuyendo lentamente.