Космические лучи сверхвысоких энергий, распространение, возможные источники

• Автор: Калашев, Олег Евгеньевич
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2003
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 124 с.

Содержание
1 Введение

2 Распространение космических лучей сверхвысоких энергий

2.1 Среда распространения

2.1.1 Изотропный фотонный фон

2.1.2 Межгалактическое магнитное поле

2.1.3 Реликтовый нейтринный фон

2.2 Уравнения переноса

3 Взаимодействия частиц сверхвысоких энергий с фотонным

и нейтринным фоном

3.1 Электронно-фотонный каскад

3.1.1 Рождение электрон-позитронных пар
3.1.2 Рождение двух электрон-позитронных пар
3.1.3 Обратный комптон-эффект
3.1.4 Рождение пары электроном
3.1.5 Другие процессы
3.2 Нуклоны
3.2.1 Рождение электрон-позитронных пар
3.2.2 Фоторождение пионов
3.2.3 Распад нейтрона
3.3 Взаимодействия нейтрино
4 Учет влияния Галактики. Галактические источники.
5 Анализ общих закономерностей поведения спектра
5.1 Модели с протонными источниками
5.2 Модели с фотонными источниками
5.3 Модели г-вспышек
6 "Top-Down” модели
6.1 Спектры инжекции
6.2 Результаты проверки моделей
7 Ограничения на потоки нейтрино сверхвысоких энергий
7.1 Нейтрино от взаимодействия протонов с реликтовым фоном
7.1.1 Зависимость от неизвестных параметров
7.1.2 Активные галактические ядра как источники космических лучей сверхвысоких энергий
7.1.3 Общий случай произвольной эволюции источников
7.1.4 Сравнение с экспериментальными ограничениями
7.2 Потоки нейтрино в моделях "Top-Down"
7.3 Потоки нейтрино в сценариях Z-Вспышек
8 Заключение
9 Приложение
9.1 Явные выражения для коэффициентов Ди Р
9.1.1 Рождениеэлектрон-позитронныхпар (77б —» е_е+).
9.1.2 Обратный комптон-эффект
9.2 Спектр распада пионов

Вскоре после открытия реликтового излучения [ 1 ] была высказана идея о его влиянии на распространение космических лучей сверхвысоких энергий. Нуклоны с энергиями порядка и выше 6 х 1019 эВ взаимодействуют с реликтовыми фотонами, образуя пионы, что должно приводить к резкому обрезанию спектра нуклонов в области порога процесса. Описанное явление получило в литературе название эффектГрейзена-Зацепина-Кузьмина (ГЗК) [2, 3]. Расстояние, некотором поглощаются нуклоны с энергией выше пороговой, составляет около 30 Мпс. Тяжелые ядра с энергиями порядка 1019 — Ю20 эВ распадаются в поле реликтового излучения на расстояниях порядка нескольких Мпс [4]. Одним из основных неразрешенных вопросов физики космических лучей является наличие (или отсутствие) "обрезания" в спектре при энергии порядка Ю20 эВ, которое, в случае внегалактических источников, можно было бы объяснить описанным выше эффектом.
После того как были зарегистрированы события с энергиями выше Ю20 эВ, интерес к космическим лучам сверхвысоких энергий сильно возрос. Эксперимент AG ASA [5, 6, 7] зарегистрировал с 1991 года 10 событий с энергией выше Ю20 эВ. В эксперименте Haverah Park [8, 7] было зарегистрировано несколько событий с энергиями близкими (или немного превышающими) Ю20 эВ. Якутский эксперимент [9, 7] зарегистрировал еще одно событие с энергией примерно 1.1 х Ю20 эВ. Однако эксперимент HiR.es [10], имея сравнимую с AGASA экспозицию, зарегистрировал лишь одно событие при энергии, превышающей порог ZGK. Все описанные эксперименты имеют значительную погрешность в определении энергии частицы, породившей событие. Эксперименты с наибольшей экспозицией, AGASA и
-максимальный импульс пиона в системе центра масс, а ру - компонента импульса пиона параллельная импульсу фотона в той же системе. Сечение было записано в терминах структурной функции
/(х.рі.в):
сРсгур-.п-х = 1Г ^ /(ж, р'{, в) сіх <1р . (53)
Здесьрі - перпендикулярная к импульсу фотона компонента импульса пиона в системе центра масс, а £*_ - энергия пиона в той же системе. Переходя в стационарную систему отсчета,

Е= тыу/1 + 2 +р*тахх, (54)

р = -т.
для сечения получим:
daJ~:rX = 2пт^- (1 + 2«)1/г P“ dx (55)
dE„- Ev Jxmin

x, -m2 + (1 + 2«) + 2Ршах + 2к)1/2а;. s
гдехтіп > -1 определяется условием p > 0, а хтлх-условием р/(р*тзх)2-Xі < 1. При s —» оо структурная функция / не зависит от s [59, 60]. Мы полностью пренебрежем какой-либо зависимостью структурной функции от s на всем диапазоне энергий. Чтобы уменьшить до минимума ошибки, связанные с повторным учетом реакций с рождением всего одного пиона, положим к > 2(є + є2), что соответствует порогу рождения двух пионов (различием масс пионов мы пренебрегаем). Наконец, оставшуюся зависимость f(x, р) можно с достаточной для наших целей точностью факторизовать [59]:
f{x,p,s) ~ ^ ехр[-рі/Л2]/(х). (56)