Was sind kosmische Strahlungsteilchen, die theoretische Grenzen überschreiten?

Ultrahochenergetische kosmische Strahlung ist eine Art extrem hochenergetischer kosmischer Strahlung, deren Energie jeden Teilchenstrahl, den der Mensch derzeit erzeugen kann, bei weitem übersteigt. Kürzlich haben Astronomen ein ultrahochenergetisches kosmisches Strahlungsteilchen, das Amaterasu-Teilchen, bestätigt, aber wir wissen nicht, woher es stammt.

Geschrieben von | Xia Chen

Am 27. Mai 2021 entdeckte das US-amerikanische Experiment Telescope Array (TA) ein kosmisches Strahlungsteilchen mit ultrahoher Energie. Diese Entdeckung wurde zwei Jahre später im November 2023 im Science-Magazin veröffentlicht [1]. Ein japanischer Forscher der TA-Kollaborationsgruppe nannte es auch Amaterasu, was „Amaterasu“ bedeutet, die Sonnengöttin in der japanischen Mythologie. (Freunde, die den Anime „Naruto“ gesehen haben, sollten mit diesem Wort vertraut sein. Als die Uchiha-Brüder die Sharingan-Amaterasu-Fähigkeit aktivierten, riefen sie „Amaterasu!“.)

Was ist so magisch an diesem Teilchen? Seine Energie ist sehr hoch und erreicht 244EeV (1EeV=10^18eV)! Diese Energie ist 300 Millionen Mal höher als die, die der leistungsstärkste Teilchenbeschleuniger erzeugen kann, der der Menschheit derzeit zur Verfügung steht. Obwohl der Name der Amaterasu-Partikel von der Sonne entlehnt ist, haben sie nichts mit der Sonne zu tun. Ihre Energie ist Billionen Mal höher als die der kosmischen Sonnenstrahlung. Amaterasu-Partikel belegen den zweiten Platz in der Energierangliste der vom Menschen registrierten kosmischen Strahlungspartikel. Das erste ist das Oh-Mein-Gott-Teilchen (OMG) Note 1 , das 1991 vom HiRes-Experiment (High Resolution Fly's Eye), dem Vorgänger des TA-Experiments, mit einer Energie von etwa 310 EeV entdeckt wurde.

Der zweite Platz im Energiebereich ist offensichtlich nicht der einzige Grund für die Erwähnung in Science. Das wirklich Interessante ist, dass die Teilchenenergie dieses Ereignisses 100 EeV überschritt, was auf der Grundlage bestehender Theorien und astronomischer Beobachtungen unmöglich ist.

Einführung in die kosmische Strahlung

Lassen Sie uns zunächst die kosmische Strahlung verstehen. Im Jahr 1912 flog der österreichisch-amerikanische Physiker Victor Hess mit einem Heißluftballon auf eine Höhe von 5.000 Metern, um die Ursachen der Luftionisierung zu untersuchen. Er stellte fest, dass die Ionisationsrate der Luft mit zunehmender Höhe abnahm, was mit der traditionellen Spekulation übereinstimmte, dass die Radioaktivität von der Oberfläche kam. Doch in etwa 700 Metern Höhe begann die Ionisationsrate zu steigen und übertraf schließlich die Oberflächenionisationsrate um ein Vielfaches. Er schlug vor, dass es außerhalb der Atmosphäre eine stark durchdringende Strahlung gebe, die die Luft ionisiere. Robert Millikan glaubte, dass es sich bei der von Hess spekulierten Strahlung um Gammastrahlen (also hochenergetische Photonen) handelte, und führte den Namen „kosmische Strahlung“ ein, der im Chinesischen üblicherweise als „kosmische Strahlung“ abgekürzt wird.

Nachfolgende Forschungen bestätigten die Existenz kosmischer Strahlung und Hess erhielt 1936 für seine Entdeckung der kosmischen Strahlung den Nobelpreis für Physik. Ihr Hauptbestandteil sind jedoch nicht Photonen, sondern hochenergetische geladene Teilchen, von denen 90 % Protonen sind und der Rest aus ionisierten Atomkernen, Elektronen, Positronen und Antiprotonen besteht. Die Elementarten in der kosmischen Strahlung sind sehr vielfältig und die relative Häufigkeit der meisten Elemente ähnelt der des Sonnensystems. Dies zeigt, dass unser Sonnensystem im Universum keine Besonderheit darstellt. Bestehenden Theorien zufolge entstehen die meisten Elemente, die schwerer als Protonen und Helium sind – wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Kalzium, aus denen Leben besteht – durch Kernfusion im Inneren von Sternen. Wenn ein massereicher Stern das Ende seiner Entwicklung erreicht, kommt es zu einer Supernova-Explosion. Bei diesem Prozess werden nicht nur schwerere seltene Elemente synthetisiert, sondern auch große Mengen Materie ins Universum geschleudert. Ein Teil der Materie wird in den Stoßwellen der Supernova-Überreste weiterhin zu kosmischer Strahlung beschleunigt, ein Teil kühlt ab und bildet Planeten, und ein Teil kann sich zu organischer Materie synthetisieren und so zum Keim für die Geburt des Lebens werden. Man kann sagen, dass kosmische Strahlen Sternenstaub sind und wir alle Sternenstaub sind.

Die kosmische Strahlung ist historisch eng mit der Entwicklung der Teilchenphysik verbunden. Vor der Erfindung großer Teilchenbeschleuniger waren kosmische Strahlen fast die einzige Quelle hochenergetischer Teilchen. Im Jahr 1932 entdeckte der amerikanische Physiker und Millikan-Schüler Carl Anderson Positronen in der kosmischen Strahlung und beobachtete damit zum ersten Mal Antimaterie. Anderson und Hess erhielten im selben Jahr den Nobelpreis für Physik. In den späten 1940er Jahren wurden durch kosmische Strahlung Myonen, Mesonen und exotische Teilchen entdeckt, allesamt bahnbrechende Entdeckungen. Heute stoßen Teilchenbeschleuniger an die Grenzen dessen, was Menschen bauen können. Um neue physikalische Erkenntnisse zu gewinnen, richtete sich die Aufmerksamkeit der Menschen erneut auf hochenergetische astrophysikalische Objekte wie die kosmische Strahlung. Beispielsweise die Suche nach Signalen von Dunkle-Materie-Partikeln durch Antimaterie in kosmischer Strahlung, die Suche nach der Verletzung der Lorentz-Symmetrie in kosmischer Strahlung mit ultrahoher Energie usw.

Da der interstellare Raum von unregelmäßigen Magnetfeldern erfüllt ist und die kosmische Strahlung geladen ist, dreht sie sich während ihrer Ausbreitung ständig. Aus der Perspektive von Galaxien ist die Bewegung der kosmischen Strahlung ein Zufallsgang, der der Brownschen Bewegung ähnelt. Kosmische Strahlen sind also keine geraden Linien, sondern eher wie ein Nebel, der die gesamte Galaxie bedeckt. Genau darin liegt die Schwierigkeit bei der Untersuchung der kosmischen Strahlung. Die von uns erfassten kosmischen Strahlen sind nahezu isotrop und es lässt sich nur schwer darüber spekulieren, woher sie kommen.

Zusätzlich zu geladener kosmischer Strahlung empfängt die Atmosphäre derzeit auch elektrisch neutrale hochenergetische Gammaphotonen und Neutrinos. Diese neutralen Teilchen breiten sich geradlinig aus und können auf die Quellen hochenergetischer Himmelsaktivität zurückgeführt werden, was zum Verständnis des Ursprungs und des Ausbreitungsprozesses der kosmischen Strahlung beiträgt. Das High Altitude Cosmic Ray Observatory (LHASSO) in Daocheng, Sichuan, entdeckte durch Beobachtungen von Gammastrahlen eine riesige blasenartige Struktur in der Sternentstehungsregion des Sternbilds Schwan und fand zum ersten Mal in der Geschichte den Ursprung kosmischer Strahlung mit einer Energie von 10 PeV (1016 eV). (Siehe: „Lassos Entdeckung einer riesigen Gammastrahlenblase mit ultrahoher Energie bestätigt die erste Super-Beschleunigungsquelle für kosmische Strahlung“) Dieser Himmelskörper befindet sich in der Milchstraße und wird als Super-Beschleunigungsquelle für kosmische Strahlung bezeichnet, seine Energie ist jedoch immer noch 10.000-mal niedriger als die der Amaterasu-Partikel. Daher ist es wahrscheinlicher, dass Amaterasu-Partikel durch heftigere Himmelsaktivitäten außerhalb der Milchstraße erzeugt werden.

Zum ersten Mal in der Geschichte haben chinesische Forscher den Ursprung kosmischer Strahlung mit Energien über 10 PeV entdeckt. Die Ergebnisse wurden im Science Bulletin veröffentlicht. Bildquelle: sciengine.com

Energiespektrum und Detektion kosmischer Strahlung

Die Energiespanne der kosmischen Strahlung ist sehr groß und reicht von 1 MeV (106 eV) bis 300 EeV (3×10^20 eV) auf der OMG-Partikelebene. Die folgende Abbildung zeigt den kosmischen Strahlungsfluss bzw. das Energiespektrum (die Anzahl der Teilchen, die pro Zeiteinheit pro Energieeinheit pro Raumwinkeleinheit eine Flächeneinheit durchqueren):

Spektrum der kosmischen Strahlung. Bildquelle: Particle Data Group (PDG).

Das Gesamtenergiespektrum der kosmischen Strahlung, das in der Abbildung durch die schwarzen Punkte dargestellt wird, erfüllt ungefähr das Potenzspektrum, d. h. es ist eine gerade Linie im doppelt logarithmischen Koordinatendiagramm. Die dem Potenzspektrum zugrunde liegenden Hauptstrukturen sind mehrere kleine Beugungen im Hochenergiebereich. Astrophysiker vergleichen das Energiespektrum der kosmischen Strahlung bildlich mit einem menschlichen Bein, wobei die linke Beuge das „Knie“ und die rechte Beuge den „Knöchel“ darstellt. Nach der Anreicherung der Daten kann zwischen Knie und Knöchel eine kleine Beugung auftreten, die als „zweites Knie“ bezeichnet wird. Diese Biegungen könnten auf unterschiedliche Entstehungsmechanismen der kosmischen Strahlung hindeuten. Der Punkt, an dem das Energiespektrum rechts endet, ist der Ort der Amaterasu- und OMG-Partikel, manchmal auch „Zeh“ genannt.

Im Allgemeinen konzentriert sich der Fluss der kosmischen Strahlung hauptsächlich auf einige GeV und nimmt mit zunehmender Energie schnell ab. Pro Quadratmeter und Sekunde können zehntausend kosmische Strahlen mit einer Energie von 1 GeV gesammelt werden, und die Wahrscheinlichkeit, kosmische Strahlungsteilchen mit einer Energie von mehr als 10 EeV zu entdecken, liegt selbst in einer Fläche von 1 Quadratkilometer bei eins in hundert Jahren.

Unterschiedliche Energiebereiche erfordern unterschiedliche Nachweismethoden. Der Anteil mit niedrigerer Energie kann direkt erfasst werden, während der Anteil mit höherer Energie nur indirekt erfasst werden kann. Unter direkter Detektion kosmischer Strahlung versteht man den Einsatz von Teilchendetektoren zum direkten Empfang von Teilchen der kosmischen Strahlung. Aufgrund der Existenz der Atmosphäre handelt es sich bei den auf der Erde empfangenen kosmischen Strahlen tatsächlich um sekundäre kosmische Strahlen, die durch die Kollision primärer kosmischer Strahlen mit der Atmosphäre entstehen. Um primordiale kosmische Strahlung direkt zu erfassen, können wir nur außerhalb der Atmosphäre vordringen. Mit Heißluftballons können Sonden in große Höhen geschickt werden, wo die Luft dünn ist, oder Satelliten in den Weltraum geschossen werden. Beispielsweise ist der Wukong Dark Matter Exploration Satellite (DAMPE) meines Landes im Wesentlichen ein Detektor für kosmische Strahlung. Der von Wukong verwendete Detektortyp ist ein Kalorimeter, das die Art und Energie von Teilchen unterscheiden kann, indem es die Energieabgabe der einfallenden Teilchen im Kalorimeter misst. Es sucht indirekt nach dunkler Materie, indem es Anomalien im Energiespektrum der kosmischen Strahlung beobachtet.

Das Experiment mit dem Alpha-Magnet-Spektrometer (AMS-02) unter der Leitung des Physik-Nobelpreisträgers des Jahres 1976, Samuel Ting, ist ein weiteres berühmtes Experiment zur direkten Detektion kosmischer Strahlung. AMS-02 wurde 2011 gestartet und ist auf der Internationalen Raumstation installiert. Das magnetische Spektrometer ist mit einem Magneten ausgestattet, der die unterschiedlichen Ablenkwinkel von Teilchen mit unterschiedlicher Ladung in einem Magnetfeld ausnutzt. Seine Fähigkeit, Partikelarten zu unterscheiden, ist stärker als die eines Kalorimeters. Aufgrund der Begrenzung der magnetischen Feldstärke des Magneten ist die Obergrenze der erfassten Energie jedoch normalerweise niedriger als die des Kalorimeters.

Es gibt viele von Menschen gestartete Detektoren für kosmische Strahlung, wie etwa die berühmten Raumsonden Voyager 1 und 2. Obwohl ihre Hauptbeobachtungsziele Jupiter und Saturn sind, sind sie alle mit Systemen zur Messung kosmischer Strahlung ausgestattet. Derzeit handelt es sich bei ihnen um das einzige Detektorpaar, das kosmische Strahlung außerhalb unseres Sonnensystems direkt erfasst. (Anmerkung des Herausgebers: Siehe „Dieses Foto, das sie gemacht hat, brachte die Menschen dazu, das Universum und sich selbst zu überdenken“)

Allerdings sind die kosmischen Strahlungsdetektoren auf dem Satelliten nur einen Quadratmeter groß. Ganz zu schweigen davon, dass die Obergrenze der Energie, die sie messen können, nicht hoch genug ist. Selbst wenn sie die Energie von Amaterasu-Partikeln messen könnten, läge die Wahrscheinlichkeit, ihnen zu begegnen, bei nur eins zu einer Milliarde. Es gibt so wenige hochenergetische kosmische Strahlen, dass eine direkte Erkennung offensichtlich unrealistisch ist. Glücklicherweise ist die Atmosphäre, obwohl sie die direkte Erfassung behindert, selbst gleichbedeutend mit einem riesigen Kalorimeter, und wir können auf die Eigenschaften der ursprünglichen kosmischen Strahlung schließen.

Wenn ein einzelnes hochenergetisches kosmisches Strahlungsteilchen mit Materie in der Atmosphäre kollidiert, kann es sekundäre Teilchen wie Myonen, Neutrinos, Positronen und Elektronen, hochenergetische Gammaphotonen usw. erzeugen. Die Energie dieser sekundären Teilchen ist immer noch sehr hoch und sie produzieren weiterhin neue Teilchen, während sie sich in der Atmosphäre bewegen. Neue Partikel regenerieren neue Partikel. Dieser Vorgang wird als Kaskadenreaktion bezeichnet. Die Zahl der Sekundärpartikel, die letztendlich den Boden erreichen, kann in die Millionen gehen. Die Kaskadenreaktion der kosmischen Strahlung in der Atmosphäre wird auch als ausgedehnter Luftschauer oder einfach als Luftschauer bezeichnet. Tatsächlich basiert das Kalorimeter, das zur direkten Erfassung kosmischer Strahlung eingesetzt wird, auf einem ähnlichen Kaskadenreaktionsprinzip, es handelt sich dabei jedoch um eine verkleinerte Version dessen, was in künstlichen Detektoren geschieht.

Schematische Darstellung einer ausgedehnten Luftschauer. Bildquelle: sott.net.

Bei der indirekten Erfassung kosmischer Strahlung werden atmosphärische Schauer verwendet, um Erfassungsfelder auf dem Boden abzulegen (wie beispielsweise das oben erwähnte LHASSO), um Sekundärteilchen zu erfassen und so auf die Energieablagerung in der Atmosphäre zu schließen. Daraus lassen sich dann die Energie und Richtung der ursprünglichen kosmischen Strahlung ableiten und sogar deren Teilchentyp unterscheiden. Alle paar Kilometer können Detektoren am Boden platziert werden, die ein Tausende Quadratkilometer umfassendes Erkennungsnetzwerk bilden. Ein so großes Gebiet kann innerhalb einer begrenzten Zeit ultrahochenergetische kosmische Strahlung einfangen.

TA-Experiment

Das TA-Experiment, das dieses Mal Amaterasu-Partikel entdeckte, war ein bodengestütztes indirektes Detektionsexperiment. Es liegt in der westlichen Wüste von Utah, USA, auf einer Höhe von 1.400 Metern. Es verfügt über insgesamt 507 drei Quadratmeter große Kunststoff-Szintillatordetektoren, die im Abstand von 1,2 Kilometern angeordnet sind und ein Bodenerkennungsarray mit einer Erkennungsfläche von 700 Quadratkilometern bilden.

Schematische Darstellung des TA-Experiments. Bildquelle: telescopearray.org

Beim Amaterasu-Partikelereignis registrierten die Astronomen eine große Zahl von Myonen. Daraus schlossen sie, dass es sich bei den Amaterasu-Partikeln eher um Atomkerne als um hochenergetische Photonen handeln müsse. Aus den Energieinformationen dieser Teilchen rekonstruierten sie die Energie der ursprünglichen kosmischen Strahlung. Aus der zeitlichen Abfolge der Reaktionen der einzelnen Detektoren kann auf die Bewegungsrichtung der primordialen kosmischen Strahlung geschlossen werden.

Das TA-Experiment ist außerdem mit einem Fluoreszenzteleskop ausgestattet, um die Fluoreszenz zu messen, die von Stickstoffmolekülen in der Atmosphäre nach der Anregung emittiert wird (das Prinzip ähnelt den im täglichen Leben verwendeten Leuchtstofflampen). Mit anderen Worten: Mithilfe von Fluoreszenzteleskopen können wir herausfinden, aus welchen Elementen kosmische Strahlungsteilchen bestehen. Der atmosphärische Schauer dehnt sich kegelförmig nach vorne aus, mit der einfallenden kosmischen Strahlung im Zentrum, und erreicht sein Maximum in einer bestimmten Tiefe, die üblicherweise als Xmax aufgezeichnet wird. 78 % der Luft besteht aus Stickstoff. Stickstoffmoleküle werden durch hochenergetische Photonen in atmosphärischen Schauern angeregt und emittieren niederenergetische Fluoreszenz. Durch Beobachtung des Fluoreszenzbereichs durch ein Fluoreszenzteleskop kann der Entwicklungsgrad atmosphärischer Schauer bestimmt und Xmax gemessen werden. Handelt es sich bei der kosmischen Strahlung um Atomkerne, gilt allgemein: Je schwerer das Nuklid, desto kleiner ist der entsprechende Xmax-Wert. Durch einfache lineare Anpassung oder komplexe Methoden des maschinellen Lernens kann aus Xmax auf das Nuklid der kosmischen Strahlung geschlossen werden. Allerdings ist die Berechnung atmosphärischer Schauer mit großen Unsicherheiten behaftet, verglichen mit den künstlich konstruierten Kalorimetern, die zur direkten Erfassung kosmischer Strahlung verwendet werden. Daher ist die indirekte Erfassung kosmischer Strahlung bei der Bestimmung von Nukliden nicht sehr genau.

Partikel jenseits der Grenze

Warum wird gesagt, dass Amaterasu-Partikel und OMG-Partikel mit Energien über 100 EeV nicht auftreten sollten? Dies muss mit dem Urknall beginnen.

Im Jahr 1965 entdeckten die amerikanischen Radioastronomen Arno Penzias und Robert Wilson, dass sie beim Debuggen einer Antenne für die Satellitenkommunikation immer Mikrowellenrauschen mit einer Wellenlänge von etwa 7,35 cm messen würden, unabhängig davon, in welche Richtung die Antenne zeigte, egal ob es Tag oder Nacht war. Bei dem von ihnen entdeckten Rauschen handelte es sich tatsächlich um die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB), die die amerikanischen Physiker George Gamow, Ralph Alpher und Robert Herman im Jahr 1948 vorhergesagt hatten. Die CMB ist ein zentraler Beweis für die Urknalltheorie, auf der die moderne Kosmologie basiert.

Temperaturkarte der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB), gemessen vom Planck-Satelliten; winzige Temperaturanisotropien spiegeln die ungleichmäßige Verteilung der Materie im frühen Universum wider, was uns sagt, dass 80 % der Materie im heutigen Universum unbekannt sind. Bildquelle: sci.esa.int.

Die moderne Kosmologie geht davon aus, dass das Universum durch einen Urknall an einem Punkt entstanden ist. Zu Beginn seiner Entstehung war die Temperatur des Universums sehr hoch. Die Elementarteilchen könnten sich leicht aus ihren gegenseitigen Fesseln lösen. Ständig wurden Teilchen und Antiteilchen erzeugt und vernichtet, und das gesamte Universum befand sich in einem chaotischen Zustand des thermischen Gleichgewichts. Anschließend dehnte sich das Universum weiter aus und kühlte ab. Mit sinkender Temperatur begannen die Elementarteilchen, ihr thermisches Gleichgewicht zu verlieren und sich miteinander zu verschiedenen Arten von Materie zu verbinden. Etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall sank die Temperatur auf 3.000 K und Elektronen und Protonen verbanden sich zu neutralen Wasserstoffatomen. Die Photonen im Universum wurden nicht mehr von Elektronen und Protonen hin und her geworfen, sondern begannen, sich frei in geraden Linien auszubreiten, und das Universum wurde transparent. Diese freien Photonen sind gleichmäßig im Universum verteilt und breiten sich auch heute noch, 13,7 Milliarden Jahre später, frei aus, allerdings ist die Temperatur auf 2,7 K gesunken und es entsteht die von uns beobachtete CMB. Die Energieverteilung dieser Photonen entspricht dem Schwarzkörperstrahlungsspektrum, was ein starker Beweis dafür ist, dass sich das Universum im thermischen Gleichgewicht befand.

Im Jahr 1966, nur ein Jahr nach der Entdeckung der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung, veröffentlichten der amerikanische Astronom Kenneth Greisen sowie die sowjetischen Astronomen Georgiy Zatsepin und Vadim Kuzmin im April bzw. August desselben Jahres eine Abhandlung, in der sie darauf hinwiesen, dass ultrahochenergetische kosmische Strahlen während ihres Fluges mit Photonen in der allgegenwärtigen Hintergrundstrahlung kollidieren und dabei Energie verlieren. Sie sagten voraus, dass das Energiespektrum der kosmischen Strahlung oberhalb einer bestimmten Energie abgeschnitten würde. Dabei handelt es sich um die berühmte GZK-Abschneidung, benannt nach den Anfangsbuchstaben ihrer Nachnamen.

Wenn es sich bei der kosmischen Strahlung mit ultrahoher Energie um Protonen handelt, kann die Kollision zwischen Protonen und Photonen eine inverse Compton-Streuung verursachen, bei der Positronen-Elektronen-Paare und möglicherweise Pionen entstehen. Diese Prozesse führen dazu, dass Protonen etwas Energie verlieren. Die ersten beiden Prozesse werden von elektromagnetischen Wechselwirkungen dominiert, während die Produktion von Pionen auf starken Wechselwirkungen beruht. Der Energieverlust ist viel größer als bei den beiden vorherigen, aber die Energieschwelle, die Protonen erreichen müssen, ist höher. Durch das Schwarzkörperstrahlungsspektrum können die durchschnittliche Energie und die durchschnittliche Anzahldichte der Photonen in Abhängigkeit von der Temperatur berechnet werden. Grayson verwendete die durchschnittliche Energie von CMB-Photonen im heutigen Universum, 7×10^(-4)eV (die gemessene Temperatur der CMB lag damals bei 3K), um zu schätzen, dass die Energieschwelle für die Produktion von Pionen bei etwa 10^20eV oder 100EeV liegt. Es gibt etwa 550 Photonen pro Kubikzentimeter, daher lässt sich berechnen, dass die mittlere freie Weglänge von Protonen der kosmischen Strahlung etwa 1,3 Mpc beträgt (Mpc ist die astronomische Einheit von einer Million Parsec, was ungefähr 3 Millionen Lichtjahren entspricht). Das heißt, dass ein Proton auf einer Reise von 1,3 Mpc einmal mit einem Photon kollidiert und dabei ein Pion erzeugt. Bei jeder Kollision gehen etwa 20 % der Energie verloren, bis die Energie unter 100 EeV fällt. Ab diesem Punkt kann keine Pionenproduktion mehr stattfinden.

Handelt es sich bei den ultrahochenergetischen kosmischen Strahlen um schwerere Atomkerne, kollidieren diese ebenfalls mit CMB-Photonen und unterliegen einer Photodesintegration, das heißt, die schweren Kerne zerfallen in leichte Kerne. Die Energieschwelle dieses Prozesses beträgt etwa 5×10^18eV pro Nukleon (Protonen und Neutronen werden zusammen als Nukleonen bezeichnet). Daher ist es egal, um welches Nuklid es sich bei der ultrahochenergetischen kosmischen Strahlung handelt, der GZK-Grenzwert existiert.

Daher ist es unwahrscheinlich, dass auf der Erde ultrahochenergetische kosmische Strahlen mit Energien über 100 EeV nachgewiesen werden, es sei denn, sie stammen aus relativ naher Umgebung der Erde, wie zum Beispiel aus der benachbarten Andromedagalaxie (etwa 2,54 Millionen Lichtjahre entfernt). Obwohl dies eine astronomische Zahl ist, sollten Sie nicht denken, dass sie zu weit entfernt ist. Wenn das Amaterasu-Teilchen mit einer Energie von 244 EeV ein Proton ist, ist seine Geschwindigkeit nur 1/10^23 (1/100 Milliardstel) langsamer als die Lichtgeschwindigkeit. Aufgrund des Längenkontraktionseffekts der speziellen Relativitätstheorie sind die 2,54 Millionen Lichtjahre, die wir sehen, aus der Perspektive der Amaterasu-Partikel nur 100 Millionen Kilometer entfernt, was 100-mal näher ist als Voyager 1 Note 2 ! Für Amaterasu-Partikel ist es nur eine 5-minütige Fahrt. Auch wenn es sich bei dem Amaterasu-Teilchen um ein Neutron mit einer durchschnittlichen Lebensdauer von nur 15 Minuten handelt, kann es dennoch von Andromeda zur Erde gelangen. Für Beobachter auf der Erde dauern 2,54 Millionen Lichtjahre tatsächlich 2,54 Millionen Jahre, was nicht im Widerspruch zu den 5 Minuten steht, die die Amaterasu-Partikel selbst spüren, da der Effekt der Zeitdilatation den Effekt der Längenkontraktion ergänzt. Beobachter auf der Erde werden feststellen, dass die Zeit für Amaterasu-Partikel sehr langsam vergeht.

Das Geheimnis der Amaterasu-Partikel

Die Energie des Amaterasu-Partikels von 240 EeV übersteigt offensichtlich den GZK-Grenzwert von 100 EeV. Bei einer so hohen Energie wird die Ablenkung des interstellaren Magnetfelds nicht allzu groß sein. Durch die Modellierung des Magnetfelds können Forscher die Flugbahn der Partikelbewegung berechnen und auf ihre Ursprungsrichtung schließen. Als die Amaterasu-Partikel eintrafen, war das Mondlicht leider sehr hell und der Fluoreszenzdetektor der TA war nicht eingeschaltet. Daher konnte er nicht feststellen, um welches Nuklid es sich handelte. Forscher können zunächst nur Annahmen treffen und diese dann analysieren. Die Ergebnisse zeigten, dass unabhängig davon, ob man von einem Protonen-, Kohlenstoff-, Silizium- oder Eisenkern ausging und ob man das Modell des intergalaktischen Magnetfelds anpasste, die Quelle der Amaterasu-Partikel auf einen Hohlraum mit wenigen aktiven Galaxien hinwies. In dieser Leere befindet sich eine weit entfernte Galaxie, die möglicherweise kosmische Strahlung mit ultrahoher Energie erzeugt. Allerdings liegt die Entfernung bei 600 Mpc und es ist grundsätzlich unmöglich, dass die Energie über eine so große Entfernung den GZK-Grenzwert überschreitet.

Berechnungen im Papier der TA-Zusammenarbeit zeigen, dass das Amaterasu-Teilchen, wenn es sich um ein Proton handelt und seine Anfangsenergie 1000 EeV beträgt, nur in einer Entfernung von 27 Mpc erzeugt werden kann. Wenn die ursprüngliche Energie noch einmal um das Zehnfache erhöht wird, muss sie immer noch innerhalb einer Entfernung von 61,9 Mpc erzeugt werden. Wenn wir die Berechnung auf schwerere Eisenkerne umstellen, sind die Abstände mit 10,3 Mpc bzw. 13,1 Mpc sogar noch geringer. Innerhalb dieser Entfernungen sind keine geeigneten Quellen kosmischer Strahlung zu finden.

In der Abhandlung wird am Ende auch berichtet, dass das TA-Experiment zwischen Mai 2008 und November 2021 insgesamt 28 kosmische Strahlungsereignisse mit Energien über 100 EeV erfasst hat und dass ihre Richtungsverteilung isotrop war. Interessanterweise existiert die GZK-Abschneidung im Energiespektrum ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung, was erstmals 2010 vom Vorgängerexperiment des TA, HiRes, bestätigt wurde. Für die Super-GZK-Region sind mehr Fälle erforderlich, um statistisch ein glattes Energiespektrum zu berechnen. Das 2019 vorgeschlagene Projekt GRAND (Giant Radio Array for Neutrino Detection) sieht vor, bis 2030 weltweit 20 Radioantennen-Arrays mit einer Fläche von 10.000 Quadratkilometern zu errichten, wobei insgesamt 200.000 Antennen eine Fläche von 200.000 Quadratkilometern abdecken sollen. Ziel ist es, das Geheimnis des Ursprungs ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung zu ergründen.

Abschluss

Die TA-Experimentalgruppe unternahm ihr Möglichstes, um die Analyse durchzuführen, konnte den Ursprung der Amaterasu-Partikel jedoch letztlich immer noch nicht herausfinden. Am Ende des Papiers schrieben sie:

Das Fehlen nahegelegener Quellen kosmischer Strahlung mit Energien von 244 EeV könnte auf stärkere Ablenkungen der Teilchen als vorhergesagt zurückzuführen sein, die durch schwerere Primärteilchen oder stärkere Magnetfelder als in den verwendeten Modellen verursacht werden. Abgesehen davon könnte das Vorhandensein ultrahochenergetischer kosmischer Strahlung jenseits der GZK auch darauf hinweisen, dass unser Verständnis der Teilchenphysik unvollständig ist. Sollten unbekannte Teilchenarten existieren, die nicht mit der CMB interagieren, könnten diese möglicherweise von weiter entfernten aktiven Galaxien zur Erde übertragen werden und ihre Energie behalten. Mit den von uns beobachteten Ereignissen können wir zwischen diesen Möglichkeiten nicht unterscheiden.

So funktioniert wissenschaftliche Forschung. Angesichts ungelöster Rätsel zerbrechen sich die Forscher den Kopf und entwickeln eine Reihe fehlerhafter Theorien. Nachdem neue experimentelle Daten vorliegen, werden diese nach und nach eliminiert. Am Ende haben die Theorien einiger weniger Glücklicher den Test bestanden, und der Rest wurde zum Kanonenfutter, aber die Bemühungen aller haben sich gelohnt. Anmerkung 3 .

Die kosmische Strahlung wird seit mehr als hundert Jahren entdeckt und wir haben dabei bemerkenswerte Erfolge erzielt: Wir haben das Energiespektrum der kosmischen Strahlung über den gesamten Energiebereich von 10 Größenordnungen gemessen, kennen die Zusammensetzung der kosmischen Strahlung, haben Theorien zur Berechnung ihrer Wechselwirkungen entwickelt und sogar Sonden an den Rand des Sonnensystems geschickt und den Kontakt aufrechterhalten. Trotzdem ist wenig über ihre Herkunft und Verbreitung bekannt. Die Menschheit ist auf den kleinen blauen Planeten beschränkt und versucht mit allen möglichen Mitteln, weitere Geheimnisse des Universums zu erforschen.

Hinweise

1. OMG-Partikel: kann als Wardtsches Partikel übersetzt werden.

2. Verzeihen Sie mir, dass ich die Konzepte absichtlich durcheinandergebracht habe. Im Amaterasu-Partikelruhesystem beträgt die Entfernung 100 Millionen Kilometer, im geostationären Bezugssystem ist Voyager 1 etwa 24 Milliarden Kilometer von der Erde entfernt.

3. Um eine Zeile aus dem Film „Love Myth“ zu zitieren: Es gibt auf dieser Welt kein Wertvolles oder Unwertvolles, nur Glück oder Unglücklichsein.

Verweise

[1] RU Abbasi, MG Allen, R. Arimura und andere, Ein extrem energiereicher kosmischer Strahl, beobachtet von einem Oberflächendetektor-Array, Science 382, ​​​​903 (2023).

Dieser Artikel wird vom Science Popularization China Starry Sky Project unterstützt

Produziert von: Chinesische Vereinigung für Wissenschaft und Technologie, Abteilung für Wissenschaftspopularisierung

Hersteller: China Science and Technology Press Co., Ltd., Beijing Zhongke Xinghe Culture Media Co., Ltd.

Besondere Tipps

1. Gehen Sie zur „Featured Column“ unten im Menü des öffentlichen WeChat-Kontos „Fanpu“, um eine Reihe populärwissenschaftlicher Artikel zu verschiedenen Themen zu lesen.

2. „Fanpu“ bietet die Funktion, Artikel nach Monat zu suchen. Folgen Sie dem offiziellen Account und antworten Sie mit der vierstelligen Jahreszahl + Monat, also etwa „1903“, um den Artikelindex für März 2019 zu erhalten, usw.

Copyright-Erklärung: Einzelpersonen können diesen Artikel gerne weiterleiten, es ist jedoch keinem Medium und keiner Organisation gestattet, ihn ohne Genehmigung nachzudrucken oder Auszüge daraus zu verwenden. Für eine Nachdruckgenehmigung wenden Sie sich bitte an den Backstage-Bereich des öffentlichen WeChat-Kontos „Fanpu“.