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、銀河間物質を通って他の銀河からやってくる宇宙線陽子のエネルギーの理論的な上限です。この限界は5 × 10 ¹⁹ eV 、つまり約 8ジュール(光速に極めて近い速度で移動する陽子のエネルギー)。この限界は、約 1億6000 万光年を超える距離で陽子とマイクロ波背景放射と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、宇宙線が検出されたエネルギーの上限と同じオーダーですが、検出された宇宙線の中にはこの限界を超えているように見えるものもあります。たとえば、極端にエネルギーの高い宇宙線である「オーマイゴッド粒子」は、記録的なエネルギーで測定されました。 3.12 × 10 ²⁰  eV (50ジュール) ^{[ 1 ] [ 2 ]}のエネルギー (時速95 km 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、宇宙論学者や理論物理学者に、その限界を回避する別の方法を提案するきっかけを与えた。これらの理論は、天の川銀河の近傍で超高エネルギー宇宙線が生成されている、あるいはローレンツ共変性が破られ、陽子が宇宙空間を通過する際にエネルギーを失わない、といったことを提唱している。

この限界は、1966年にケネス・グライゼン^{[ 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ました。彼らは、閾値エネルギーを超えるエネルギーを持つ宇宙線が、5 × 10 ¹⁹ eV は宇宙マイクロ波背景放射光子と相互作用するだろう${\displaystyle \gamma _{\rm {CMB}},}$宇宙線の速度によって相対的に青方偏移し、パイ中間子を生成する。${\displaystyle \Delta }$共鳴、$${\displaystyle p+\gamma _{\text{CMB}}\to \Delta ^{+}\to p+\pi ^{0}\;,}$$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中間子は、標準的なパイ中間子チャネルで崩壊する。中性子も同様の生成物に崩壊するため、最終的には宇宙線陽子のエネルギーは、高エネルギー光子の生成に加え、（正電荷を持つパイ中間子の場合は）高エネルギー電子・陽電子対およびニュートリノ対の生成によって消費される。

パイオン生成過程は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）に衝突する陽子による通常の電子・陽電子対生成よりも高いエネルギーで始まります。通常の電子・陽電子対生成は、宇宙線陽子のエネルギーがわずか約 100 Å のときに始まります。10 ¹⁷ eV 。しかし、パイオン生成イベントは宇宙線陽子のエネルギーの20%を消費するのに対し、電子・陽電子対生成ではそのエネルギーのわずか0.1%しか消費しない。

この200倍という係数は、2つの原因から生じます。パイオンの質量は レプトンの約130倍に過ぎませんが、余分なエネルギーはパイオンまたはレプトンの運動エネルギーの違いとして現れ、運動量保存のために、より重い生成パイオンに相対的に多くの運動エネルギーが伝達されることになります。パイオン生成による総エネルギー損失がはるかに大きいため、パイオン生成は、低エネルギーの軽レプトン生成ではなく、高エネルギー宇宙線の移動を制限するプロセスとなります。

パイオン生成過程は、宇宙線エネルギーがパイオン生成の閾値を下回るまで続きます。この相互作用に伴う平均経路により、銀河系外宇宙線陽子は、より長い距離を移動しても、1億6300万光年 という距離で、閾値を超えるエネルギーを持つ天体は、地球上では決して観測されるべきではない。この距離はGZK地平線としても知られている。

正確な GZK 限界は、超高エネルギー宇宙線、すなわちエネルギーが 100 を超える宇宙線が存在するという仮定の下で導出される。1 × 10 ¹⁸ eV は陽子です。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はHZE イオンとして知られるより重い元素であることが示唆されています。^{[ 5 ]}この場合、GZK 制限の背後にある議論は、元の単純な形では適用されません。しかし、グライゼンが指摘したように、巨大双極子共鳴も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します。

最大規模の宇宙線実験である明野巨大空気シャワーアレイ（AGASA）、高解像度フライズアイ宇宙線検出器、ピエール・オージェ天文台・望遠鏡アレイ計画などによって、GZK限界を超えるエネルギーを持つ宇宙線を示すと思われる観測結果が数多く得られている。これらの観測結果は、現在理解されている特殊相対性理論や素粒子物理学の予測と矛盾するように見える。しかし、これらの観測結果には、この矛盾を解消できる可能性のある説明がいくつか存在する。

• 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。
• これらの観測結果は、機器の誤差、あるいは実験の解釈の誤り、特にエネルギーの割り当ての誤りに起因する可能性がある。
• 宇宙線はGZKの観測範囲内に局所的な発生源を持つ可能性がある（ただし、これらの発生源が何であるかは不明である）。

最新世代の宇宙線観測装置によって、GZK限界で説明できる宇宙線フラックスの抑制が確認された。AGASA実験による抑制は存在しないという以前の主張は覆された。この抑制がGZK効果によるものかどうかは依然として議論の的となっている。GZK限界は、超高エネルギー宇宙線の大部分が陽子である場合にのみ適用される。

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、高解像度フライズアイ実験(HiRes) とピエール オージェ観測所 (Auger) は、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、抑制がないと 43 のイベントが期待されるのに対し、閾値を超えるエネルギーのイベントは 13 個しか観測されませんでした。これは、GZK 限界の最初の観測として解釈されました。^{[ 7 ]} Auger はフラックス抑制を確認しましたが、GZK 限界であるとは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 のイベントの代わりに、Auger は 2 つのイベントしか観測せず、これらは重原子核イベントであると考えられています。^{[ 8 ]} AGASA 実験がスペクトルに抑制が見られなかったため、フラックス抑制は以前に疑問視されていました。オーガーコラボレーションの元広報担当者であるアラン・ワトソン氏によると、AGASAの測定結果は、エネルギー割り当ての体系的な変更が原因で誤りであることが判明したという。

2010年とその後の数年間、ピエール・オージェ天文台とHiResの両方でフラックス抑制が再び確認され、^{[ 9 ] [ 10 ]}ピエール・オージェ天文台の場合、その効果は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限界を超える宇宙線が陽子であるかどうかについて激しい議論が巻き起こった。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、エネルギーの増加とともに重くな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の共同研究メンバーによる共同プロジェクトであるテレスコープアレイプロジェクトは、これらの宇宙線が陽子のように見えるというHiResの以前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る。テレスコープアレイがカバーする領域はピエール・オージェ観測所がカバーする領域の約3分の1であり、後者はより長い期間稼働している。

この論争は、2017年に両実験のメンバーで構成された合同作業グループが第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、生の実験結果は互いに矛盾していない。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純粋陽子仮説と混合原子核仮説を区別するのに十分なイベントをまだ収集していないという事実に基づいている。

• 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研究室（HIRES）の研究ページ
• ピエール・オージェ天文台のページ
• Cosmic-ray.org は、Wayback Machineに 2023 年 3 月 21 日にアーカイブされました。
• 宇宙線研究の歴史（2012年3月5日時点のアーカイブ）