은하외 우주선

Extragalactic cosmic ray
우주 광선을 위한 에너지 스펙트럼.

은하계 외 우주선은 은하계 너머에서 태양계로 유입되는 매우 높은 에너지 입자다.낮은 에너지에서 대부분의 우주 광선은 (초신성 잔해와 같은) 은하 내에서 생성되지만, 높은 에너지에서 우주선 스펙트럼은 이러한 외삽성 우주선에 의해 지배된다.은하에서 은하계 우주선으로의 전환이 일어나는 정확한 에너지는 명확하지 않지만 1017~10eV의18 범위에 있다.[1]null

관찰

주요 기사:우주선 관측소
시카고 대학의 COSMUS 그룹으로부터, 1 TeV 양성자가 대기에 부딪쳐 만들어진 에어 샤워를 3D 시뮬레이션.표시된 지면은 8km x 8km 지역이다.

외삽 우주선의 관측에는 매우 제한된 유량 때문에 표면적이 매우 큰 검출기가 필요하다.그 결과, 지상 관측소에서는 일반적으로 광범위한 공기 샤워를 통해 우주선이 탐지된다.이러한 지상 기반 관측소는 지면에 도달하는 공기 샤워 입자를 관측하는 표면 탐지기가 될 수도 있고, 충전된 공기 샤워 입자와 대기의 상호 작용에 의해 발생하는 형광을 관측하는 공기 형광 검출기('플라이 아이' 검출기[2])가 될 수도 있다.어느 경우든, 궁극적인 목적은 샤워기를 만든 일차 우주선의 질량과 에너지를 찾는 것이다.표면 검출기는 지상의 입자 밀도를 측정하여 이를 달성하는 반면 형광 검출기는 최대 샤워 깊이(샤워에 최대 입자 수가 존재하는 대기 상단의 깊이)[3]를 측정하여 이를 달성한다.현재 가동 중인 두 개의 고에너지 우주선 관측소인 피에르 오거 천문대와 망원경 배열은 이 두 가지 방법을 모두 사용하는 하이브리드 탐지기다.이 혼합 방법론은 공기 샤워기의 완전한 3차원 재구성을 가능하게 하며, 그 자체로 어느 기술보다 1차 우주선의 종류와 에너지의 정확한 판단뿐만 아니라 훨씬 더 나은 방향 정보를 제공한다.[4]null

피에르 오거 천문대

주요 기사:피에르 오거 천문대

아르헨티나 멘도자 지방에 위치한 피에르 오거 천문대는 각각 1.5km, 총면적 3000km에2 이르는 1660개의 지표탐지기와 지표탐지기가 내려다보이는 4개소에 27개의 형광탐지기로 구성돼 있다.[5][6]전망대는 2004년부터 운영돼 왔으며, 공사가 완료되면 2008년부터 본격 가동되기 시작했다.표면 검출기는 물 체렌코프 검출기로, 각 검출기는 직경 3.6m의 탱크다.피에르 오거 천문대의 가장 주목할 만한 결과 중 하나는 8 x 1018 eV 이상의 에너지를 가진 우주 광선의 도착 방향에서 쌍극자 음이소트로피를 검출한 것으로, 이는 그 외적 기원을 최초로 결정적으로 나타낸 것이다.[7][8]null

망원경 배열

주요 기사:망원경 배열 프로젝트

텔레스코프 어레이는 미국 유타 주에 위치해 있으며 1.2km, 총 면적 700km로2[9] 분리된 507개의 표면 탐지기와 각 관측소에 12-14개의 형광 검출기가 설치된 3개의 형광 검출기로 구성되어 있다.[10]텔레스코프 어레이는 일본에서 표면 검출기 어레이였던 AGASA(Akeno Giant Air Shower Array)와 유타주에도 위치한 공기 형광 검출기(HiRes)의 고해상도 플라이스 아이(HiRes)를 운영하던 팀들이 협업해 구축했다.[11]망원경 배열은 처음에는 1019 eV 이상의 에너지를 가진 우주선을 감지하도록 설계되었지만, 이 프로젝트의 연장은 현재 진행 중이며 3 x 1016 eV[12] 이상의 에너지를 가진 우주선을 관측할 수 있게 될 것이다.

스펙트럼과 구성

피에르 오거 천문대가[13] 관측한 데이터에서 2.5 x 1018 eV 이상의 에너지를 갖는 우주선의 에너지 스펙트럼

외삽 우주선 스펙트럼의 명확하고 오래 전부터 알려진 두 가지 특징은 5 x18 10 eV 정도의 스펙트럼의 평탄화인 '앵클'과 높은19 에너지(약 4 x 10 eV 이상)에서의 우주선 플럭스의 억제다.[14][15][16]보다 최근에 피에르 오거 천문대는 또한 1019 eV 이상의 가파른 컷오프 이전에 [17]발목 위 우주선 스펙트럼의 경사를 관측했다(그림 참조).피에르 오거 천문대가 측정한 스펙트럼은 우주선의 도착 방향에 따라 달라지지 않는 것으로 보인다.[18]그러나 남반구의 피에르 오거 천문대에서 측정한 스펙트럼(특히 플럭스의 억제가 발생하는 에너지)과 북반구의 망원경 배열 사이에는 약간의 불일치가 있다.[19]이것이 알 수 없는 계통적 오류의 결과인지, 북반구와 남반구에 도달하는 우주선의 진정한 차이인지는 불분명하다.null

우주선 스펙트럼의 이러한 특징에 대한 해석은 가정된 모델의 세부사항에 따라 달라진다.역사적으로 발목은 가파른 은하계 우주선 스펙트럼이 평평한 외부 스펙트럼으로 전환되는 에너지로 해석된다.[20]그러나 1015 eV 이하의 우주선의 주요 근원인 초신성 잔해에서 확산 충격 가속은 양성자를 최대 3 x15 10 eV까지 가속시킬 수 있으며16 최대 8 x 10 eV까지 철할 수 있다.[20][21]따라서 약 1018 eV의 은하계 우주선의 추가 선원이 있어야 한다.한편, 'dip' 모델은 은하계와 외부 우주선 사이의 전환이 약 1017 eV에서 발생한다고 가정한다.이 모델은 외부 우주선이 순수하게 양자로 구성되어 있다고 가정하고, 발목은 우주선 배경(CMB)과 우주선의 상호작용에 의해 발생하는 쌍생성에 의한 것으로 해석된다.[22]이는 우주 광속을 억제하여 스펙트럼의 평탄화를 일으킨다.오래된 데이터와 망원경 어레이의[23][24] 최근 데이터는 순수한 양성자 구성을 선호한다.그러나 최근의 오거 데이터는 2 x 1018 eV의 가벼운 원소에 의해 지배되지만, 에너지가 증가하면서 점점 더 무거운 원소에 의해 지배되는 구성을 제시한다.[25]이 경우 2 x 1018 eV 이하의 양성자의 출처가 필요하다.null

높은 에너지에서 플럭스의 억제는 일반적으로 양성자의 경우 그리센-자체핀-쿠즈민(GZK) 효과 또는 중핵의 경우 CMB(제라시모바-로젠탈 또는 GR 효과)에 의한 광분화 때문이라고 가정한다.그러나 그것은 또한 근원의 특성, 즉 근원이 우주선을 가속시킬 수 있는 최대 에너지 때문일 수도 있다.[26]null

위에서 언급했듯이, 망원경 배열과 피에르 오거 천문대는 가장 가능성이 높은 구성에 대해 다른 결과를 제공한다.그러나 이 두 관측소에서 구성을 추론하는 데 사용된 데이터는 모든 체계적인 효과를 고려한 후에 일관된다.[19]따라서 외삽 우주선의 구성은 여전히 모호하다.

기원

태양이나 은하계 우주선과 달리, 외계 우주선의 기원에 대해서는 거의 알려져 있지 않다.이는 주로 통계 부족에 기인한다. 1년에 평방 킬로미터당 약 1개의 추론적 우주선 입자만이 지구 표면에 도달한다(그림 참조).이 우주 광선의 가능한 원천은 힐라스 기준을 충족시켜야 한다.[27]

여기서 E는 입자의 에너지, q 그 전하를 말하며, B는 소스의 자기장, R은 소스의 크기다.이 기준은 입자가 주어진 에너지로 가속되기 위해서는 입자의 라모 반경이 가속 부위의 크기보다 작아야 한다는 사실에서 비롯된다.일단 입자의 Larmor 반경이 가속 부위의 크기보다 커지면, 그것은 탈출하여 더 이상의 에너지를 얻지 못한다.그 결과, 더 무거운 핵(양자 수가 더 많음)은 동일한 소스 내의 양성자보다 더 높은 에너지로 가속될 수 있다.null

활성 은하핵

활성 은하 M87의 활성 은하핵 이미지.

활성 은하핵(AGNs)은 우주에서 가장 정력적인 물체 중 하나로 잘 알려져 있으며, 따라서 종종 외부 은하 우주선의 생성 후보로 간주된다.AGN은 극도로 높은 발광도를 고려할 때 이 가속도에 에너지 중 1/1000만 사용하더라도 필요한 에너지까지 우주선을 가속할 수 있다.이 가설에는 약간의 관찰적 뒷받침이 있다.피에르 오거 천문대를 이용한 우주선 측정의 분석은 5×1019 eV 이상의 가장 높은 에너지의 우주선의 도착 방향과 인근 활성 은하의 위치 사이의 상관관계를 시사한다.[28]아이스큐브는 2017년 에너지 290TeV의 고에너지 중성미자를 검출해 [29]AGNs를 추계 우주선의 출처로 강화한 'TXS 0506-056'이라는 불꽃과 방향이 일치했다.고에너지 중성미자는 우주초단파 배경(CMB)과 그에 상응하는 고에너지 양성자의 상호작용에 의해 생성된 피온의 붕괴(사진-선전 생산) 또는 에너지 핵의 광도분화(photodisintonization)에서 나온다고 가정하고, 중성미자는 우주에서 본질적으로 방해받지 않고 이동하기 때문에 추적할 수 있다.고에너지 우주선의 근원으로 되돌아간다.null

은하단

X선(보라색) 및 광학(노란색) 데이터가 있는 은하단 Abell 1689의 다중 파장 이미지.확산 X선 방출은 고온 클러스터 내 매체에서 발생한다.

은하 군집은 우주 거미줄의 필라멘트로부터 가스와 은하를 지속적으로 흡수한다.응축된 차가운 가스가 고온의 클러스터 내 매체에 떨어지면서 클러스터 외곽에 충격을 주는데, 이는 확산되는 충격 가속 메커니즘을 통해 우주선을 가속화할 수 있다.[30]상대론적 전자에서 나오는 싱크로트론 방출로 예상되는 대규모 라디오 할로와 라디오 유물은 클러스터가 높은 에너지 입자를 수용한다는 것을 보여준다.[31][32]연구 결과 클러스터에서의 충격이 철핵을 1020 eV로 가속시킬 수 있다는 사실이 밝혀졌는데,[33] 이는 피에르 오거 천문대가 관측한 가장 에너지 넘치는 우주 광선이나 다름없다.[34]단, 군집이 양성자나 핵이 그러한 높은 에너지로 가속하는 경우, 고에너지 입자와 클러스터 내 매체의 상호작용으로 인한 감마선 방출도 생성해야 한다.[35]이 감마선 방출은 아직 관찰되지 않아 설명하기 어렵다.[36]null

감마선 폭발

감마선 버스트(GRB)는 우주선의 관측된 플럭스를 생성하는 데 필요한 에너지가 γ선의 일반적인 광도와 유사하고, 확산 충격 가속을 통해 양성자를 1020 eV의 에너지로 가속할 수 있기 때문에 원래 추정 우주선의 가능한 출처로 제안되었다.[37]긴 감마선 폭발(GRB)은 특히 높은 에너지에서 더 무거운 구성을 위한 증거에 비추어 추론적 우주선의 가능한 근원으로서 흥미롭다.긴 GRB는 무거운 원소를 생산하는 것으로 [38]잘 알려진 거대한 별들의 죽음과 관련이 있다.그러나 이 경우 많은 중핵이 광분해되어 GRB와 관련된 상당한 중성미자 방출로 이어질 수 있는데, 이는 관찰되지 않았다.[39]일부 연구에서는 저조도 GRB로 알려진 특정 GRB 집단이 이를 해결할 수 있다고 제안했는데, 이는 낮은 조도가 광분해와 중성미자 생산을 감소시킬 수 있기 때문이다.[40]이러한 낮은 광도 GRB는 관측된 고에너지 중성미자도 동시에 설명할 수 있다.[41]그러나 이러한 저밀도 GRB는 높은 에너지 우주 광선의 주요 근원이 될 만큼 활력이 없다는 주장도 제기되었다.[42]null

중성자 항성

중성자 별은 거대한 별들의 중심 붕괴로부터 형성되며, GRB와 마찬가지로 중핵의 근원이 될 수 있다.중성자 별들 - 특히 젊은 펄사 또는 자석이 있는 모델에서 - 외삽성 우주선의 근원으로서 - 자화된 중성자 별의 빠른 회전에 의해 생성된 전기장에 의해 무거운 원소(주로 철)가 물체 표면에서 벗겨진다.[43]이 같은 전기장은 철핵을 최대 1020 eV까지 가속시킬 수 있다.[43]중핵의 광도분화는 피에르 오거 천문대의 관측과 일치하는 낮은 에너지의 가벼운 원소를 생산할 것이다.[44]이 시나리오에서, 은하계 내의 중성자 별에 의해 가속되는 우주선은 초신성 잔해에서 생성된 은하 우주선과 외부 우주선 사이의 '전환 영역'을 채울 수 있다.[45]null

참고 항목

참조

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