グライゼン-ザツェピン-クズミン限界

グライゼン・ザツェピン・クズミン限界（GZK限界またはGZKカットオフ）は、他の銀河から銀河間物質を通って私たちの銀河に移動する宇宙線陽子 のエネルギーの理論上の上限です。限界は5 × 10 ¹⁹  eV (50 EeV)、または約8 ジュール（約1000万電子ボルトの速度で移動する陽子のエネルギー） 宇宙線のエネルギーの上限は、光速の99.999 999 999 999 999 999 98 % です。この限界は、長距離 (≈ 1 億 6000 万光年) におけるマイクロ波背景放射と陽子の相互作用による減速効果によって決まります。この限界は、実験的に宇宙線が検出されたエネルギーの上限と同じ桁数ですが、以下に示すように、実際にこの限界を超えた検出例もあります。たとえば、極端にエネルギーの高い宇宙線であるOh-My-God 粒子は、記録破りのエネルギーを持つことがわかっています。3.12 × 10 ²⁰  eV（50ジュール）^{[1] [2]}のエネルギー（時速95kmの野球ボールの運動エネルギーとほぼ同じ）。

過去には、GZK 限界の明らかな違反が、宇宙学者や理論物理学者に、限界を回避する他の方法を提案するきっかけを与えました。これらの理論は、超高エネルギー宇宙線が銀河の近くで生成されるか、ローレンツ共変性が破られて陽子が銀河に向かう途中でエネルギーを失わないことを提唱しています。

この限界は1966年にケネス・グレイゼン^[3] 、ゲオルギー・ザツェピン、ヴァディム・クズミン^{[4]によって}宇宙線と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の光子との相互作用に基づいて独立に計算された。彼らは、閾値エネルギーの5 × 10 ¹⁹  eVは宇宙線の速度によって相対的に青方偏移した宇宙マイクロ波背景光子と相互作用し、共鳴によってパイオンを生成する。 ${\displaystyle \gamma _{\rm {CMB}}\;,}$${\displaystyle \Delta }$

${\displaystyle p+\gamma _{\text{CMB}}\to \Delta ^{+}\to p+\pi ^{0}\;,}$

または

${\displaystyle p+\gamma _{\text{CMB}}\to \Delta ^{+}\to n+\pi ^{+}~.}$

このようにして生成されたパイオンは、標準的なパイオン チャネルで崩壊し、最終的に中性パイオンの場合は光子に、正パイオンの場合は光子、陽電子、およびさまざまなニュートリノになります。中性子も同様の生成物に崩壊するため、最終的には、高エネルギー光子に加えて (場合によっては) 高エネルギー電子-陽電子対とニュートリノ対が生成され、宇宙線陽子のエネルギーが消費されます。

パイオン生成プロセスは、CMBに衝突する陽子からの通常の電子陽電子対生成（レプトン生成）よりも高いエネルギーで始まり、CMBの陽子エネルギーはわずか約10 ¹⁷  eV。しかし、パイ中間子生成イベントでは宇宙線陽子のエネルギーの 20% が消費されるのに対し、電子-陽電子対生成ではそのエネルギーのわずか 0.1% しか消費されません。

この200の因数 = ⁠ 20% / 0.1% ⁠ は 2 つの原因から生じます。パイ中間子の質量はレプトンの約 130 倍しかありませんが、余分なエネルギーはパイ中間子またはレプトンの異なる運動エネルギーとして現れ、運動量を保存するために、比較的多くの運動エネルギーがより重いパイ中間子に移行します。パイ中間子生成による総エネルギー損失がはるかに大きいため、軽いレプトン生成の低エネルギープロセスではなく、パイ中間子生成が高エネルギー宇宙線の移動を制限するプロセスになります。

パイ中間子生成プロセスは、宇宙線のエネルギーがパイ中間子生成の閾値を下回るまで続く。この相互作用に関連する平均経路により、50  Mpc (163  Mly ) で、閾値を超えるエネルギーを持つこの距離は、地球上では決して観測されないはずです。この距離は GZK 地平線としても知られています。

正確なGZK限界は、超高エネルギー宇宙線、すなわち、1 × 10 ¹⁸  eVの超高エネルギー宇宙線は陽子である。世界最大の宇宙線観測所であるピエール・オージェ観測所による測定では、超高エネルギー宇宙線のほとんどがHZE イオンと呼​​ばれるより重い元素であることが示唆されている。^[5]この場合、 GZK 限界の議論は元々単純な形では当てはまらない。しかし、グライゼンが指摘したように、巨大双極子共鳴もほぼこのエネルギー範囲（10 EeV/核子）で発生し、同様に非常に長距離の伝播を制限する。

最大の宇宙線実験である明野巨大空気シャワーアレイ(AGASA)、高解像度フライアイ宇宙線検出器、ピエールオージェ天文台および望遠鏡アレイプロジェクトによって、GZK 限界を超えるエネルギーの宇宙線を示すと思われる多数の観測が行われています。これらの観測は、現在理解されている特殊相対性理論および粒子物理学の予測と矛盾しているように見えます。ただし、これらの観測には、この矛盾を解決する可能性のある説明がいくつかあります。

• 観測されたEECR粒子は陽子ではなく、より重い原子核である可能性がある
• 観察結果は、機器のエラーや実験の誤った解釈、特にエネルギーの割り当ての誤りによって生じた可能性があります。
• 宇宙線は GZK 地平線内に局所的な発生源を持つ可能性があります (ただし、これらの発生源が何であるかは不明です)。

もう一つの説は、超高エネルギーの弱い相互作用をする粒子（例えばニュートリノ）が関係しており、これは遠方で生成され、後に局所的に反応して観測される粒子を生み出す可能性がある。提案されているZバーストモデルでは、超高エネルギーの宇宙ニュートリノが銀河系の残存反ニュートリノと衝突し、ハドロンに消滅する。^[6]このプロセスは（仮想）Zボソンを介して進行する。

${\displaystyle \nu +{\bar {\nu }}\to Z\to {\text{ハドロン}}。}$

この過程の断面積は、ニュートリノ反ニュートリノ対の質量中心エネルギーがZボソンの質量に等しい場合に大きくなります（断面積のこのようなピークは「共鳴」と呼ばれます）。残留反ニュートリノが静止していると仮定すると、入射宇宙ニュートリノのエネルギーは

${\displaystyle E={\frac {m_{Z}^{2}}{2m_{\nu }}}=4.2\times 10^{21}\left({\frac {\text{eV}}{m_{\nu }}}\right)~{\text{eV}},}$

ここで、はZ ボソンの質量、はニュートリノの質量です。 ${\displaystyle m_{Z}}$${\displaystyle m_{\nu}}$

GZK 限界で説明できる宇宙線フラックスの抑制が、最新世代の宇宙線観測装置によって確認されました。抑制はないというAGASA実験による以前の主張は却下されました。抑制が GZK 効果によるものかどうかは依然として議論の余地があります。GZK 限界は、超高エネルギー宇宙線が主に陽子である場合にのみ適用されます。

2007年7月、メキシコのユカタン州メリダで開催された第30回国際宇宙線会議で、高解像度フライアイ実験（HiRes）とピエール・オージェ観測所（Auger）が超高エネルギー宇宙線（UHECR）に関する結果を発表しました。HiResは、ちょうど適切なエネルギーでUHECRスペクトルの抑制を観測し、閾値を超えるエネルギーのイベントを13件しか観測しませんでした。抑制のないイベントが43件あると予想されていました。これは、GZK限界の最初の観測と解釈されました。^[7] Augerはフラックス抑制を確認しましたが、GZK限界であると主張しませんでした。AGASAの結果を確認するために必要な30件のイベントではなく、Augerは2件しか観測せず、それらは重原子核イベントであると考えられています。^[8]フラックス抑制は、AGASA実験でスペクトルに抑制が見つからなかったときに以前に疑問視されていました^[要出典]。オージェ共同体の元広報担当者 アラン・ワトソン氏によると、AGASA の結果は、エネルギー割り当ての体系的な変化が原因で、不正確であることが判明したとのことです。

2010年以降、ピエール・オージェ観測所とHiResは再びフラックスの抑制を確認した。^{[9] [10]}ピエール・オージェ観測所の場合、その影響は20標準偏差のレベルで統計的に有意である。

フラックス抑制が確立された後、GZK限界に違反する宇宙線が陽子であるかどうかについて白熱した議論が続いた。世界最大の観測所であるピエール・オージェ観測所は、超高エネルギー宇宙線は純粋な陽子ではなく、エネルギーが増加するにつれて重くなっている元素の混合物であることを高い統計的有意性で発見した。^[5] HiResとAGASAコラボレーションのメンバーによる共同作業であるTelescope Array Projectは、これらの宇宙線が陽子のように見えるというHiResの前者の結果に同意している。 [ 11 ^]ただし、この主張は統計的有意性の低いデータに基づいています。Telescope Arrayがカバーするエリアはピエール・オージェ観測所がカバーするエリアの約3分の1であり、後者の方がより長い間稼働しています。

この論争は2017年に、両実験のメンバーによって結成された共同作業部会が第35回国際宇宙線会議で報告書を発表したことで部分的に解決した。^[12]報告書によると、生の実験結果には矛盾はない。異なる解釈は主に、異なる理論モデルの使用と、テレスコープアレイがまだ純粋陽子仮説と混合核仮説を区別するのに十分なイベントを収集していないという事実に基づいている。

2009年に国際宇宙ステーション（ISS）に打ち上げられる予定だったEUSOは、大気蛍光技術を使用して広大な領域を監視し、UHECRの統計を大幅に向上させることを目的として設計された。EUSOは、宇宙からUHECRによって引き起こされる広範囲空気シャワー（EAS）を詳細に調査し、測定エネルギースペクトルをGZKカットオフをはるかに超えて拡張することになっている。UHECRの起源を探り、UHECRの起源の性質を決定し、UHECRの到来方向を全天調査し、ニュートリノで極限エネルギー宇宙への天文学的な窓を開くことを目指している。NASAがISSの早期退役を検討しているため、EUSO観測所の運命はまだ不明である。

2008 年 6 月に打ち上げられたフェルミ ガンマ線宇宙望遠鏡(旧称 GLAST) も、これらの矛盾を解決するのに役立つデータを提供する予定です。

• フェルミガンマ線宇宙望遠鏡を使えば、加速されたばかりの宇宙線核をその加速場所（超高エネルギー核子源）でガンマ線を検出することができる可能性がある。^[13]
• 天体物理学的物体で加速された（加速の遠心メカニズムも参照）超高エネルギー加速器の陽子は、宇宙マイクロ波および赤外線背景の伝播中に二次的な電磁カスケードを生成するが、その一因としてパイオン生成のGZKプロセスが挙げられる。このようなカスケードは、EGRET実験で測定されたGeV-TeV拡散光子束の約1％から50％を占める可能性がある。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡はこの束を発見する可能性がある。^[14]

• 超高エネルギー宇宙線 – 運動エネルギーが1 EeVを超える宇宙線粒子

• ラトガース大学実験高エネルギー物理学 HIRES 研究ページ
• ピエール・オージェ天文台のページ
• Cosmic-ray.org 2023-03-21 にWayback Machineにアーカイブされました
• 宇宙線研究の歴史 2012-03-05 にWayback Machineにアーカイブされました