Космі́чні про́мені надвисоких енергій (КПНВЕ) — космічні промені з енергією, яка перевищує межу Грайзена—Зацепіна—Кузьміна — понад 5 еВ.
Космічними променями називають заряджені частинки високої енергії (від 108 до 1020 еВ), що надходять або від Сонця, або з міжзоряного простору. За своїми фізичними властивостями космічні промені є дуже розрідженим релятивістським газом, частинки якого майже не взаємодіють одна з одною (енергетичний спектр космічних променів має не максвелівський, а ступеневий характер), однак можуть зіштовхуватися з частинками міжзоряного середовища та взаємодіють із міжзоряним магнітним полем. Частинки з найвищою енергією можуть взаємодіяти також із реліктовим випромінюванням. Потік космічних променів поблизу Землі порівняно невеликий, однак густина енергії (близько 1 еВ на см3) порівняна з густиною сумарного електромагнітного випромінювання зір у Галактиці, або з густиною енергії теплового руху міжзоряного газу та кінетичної енергії його турбулентних рухів, а також із середньою густиною енергії магнітного поля поблизу площини галактики.
Космічні промені можуть сягати енергій понад 1020 еВ, що значно перевищує можливості наявних земних прискорювачів частинок, в яких можна надати частинці кінетичну енергію лише близько 1012—1013 еВ для опису реєстрації частинки з енергією близько 50 Дж, що еквівалентно тенісному м'ячу, розігнаному до швидкості 42 м/с). Планується досліджувати частинки навіть із більшими енергіями.
Для дослідження космічних променів будують установки великої площі, оскільки внаслідок взаємодії енергетичної частинки з атмосферою Землі утворюється потік вторинних частинок — широкі атмосферні зливи (ШАЗ). Вони складаються зі вторинних субатомних частинок (переважно — електронів), що утворюються внаслідок численних каскадних реакцій у земній атмосфері. Ширина зливи біля поверхні землі може сягати сотень і тисяч метрів, площа — десятків квадратних кілометрів. Однією з найчутливіших є ШАЗ-установка обсерваторії П'єра Оже в Аргентині, площа якої сягає 3000 км2.
Обмеження на енергію космічних променів Всесвіт заповнений реліктовим випромінюванням із температурою чорного тіла T ≈ 2,73 K і густиною енергії приблизно 0,45 еВ/см3. Під час руху зарядженої релятивістської частинки (наприклад, протона) з лоренц-фактором в системі відліку протона енергія кванта становить , де ε — енергія фотона для нерухомого (в системі реліктового випромінювання) спостерігача. Взаємодія космічних променів із випромінюванням відбувається через обернене комптонівське розсіювання: або
Поріг утворення піонів — близько 150 МеВ, тому реліктові фотони з енергією еВ здатні народжувати піони, взаємодіючи з частинками, для яких , тобто, з енергією понад 1020 еВ. Точніше інтегрування за функцією Планка та кутовими змінними призводить до зменшення оцінки порогової енергії до 5 еВ. Переріз реакції σ=2,5 см2, тому в полі реліктових фотонів із густиною частинок n ≈ 400 см−3 довжина вільного пробігу протона відносно фотонародження піону Мпк (час вільного пробігу — близько 10 млн років). Оскільки народжується піон з енергією , то втрати енергії при одиничному зіткненні протона з реліктовим фотоном становлять частку від його початкової енергії, а це означає, що після 10 зіткнень (100 млн років) такий протон втратить більшу частину енергії та піде під поріг реакції.
Народження електрон-позитронних пар має на два порядки більший переріз, ніж народження піонів, однак, енергія, яку втрачає протон, у разів менша, і гальмування швидкого протона за рахунок народження електрон-позитронних пар ушестеро менш ефективне, ніж за рахунок народження піонів. Отже, протони надвисоких енергій не можуть надходити з відстані понад 30—50 Мпк (місцеве надскупчення галактик).
Величину 5 еВ називають межею ГЗК (Грайзена — Зацепіна — Кузьміна). Вона була незалежно обрахована ними 1966 року.
Парадокс ГЗК Оскільки дистанція гасіння енергії частинки — 50 Мпк, а у цих межах не виявлено джерел космічних променів настільки високих енергій, то такі частинки не мають спостерігатися. Однак спостереження, проведені під час експерименту AGASA, показали, що Землі досягають частинки, енергія яких перевищує встановлену межу. Існування таких частинок називають парадоксом ГЗК. Висунуто декілька пояснень цієї проблеми: результати спостережень були помилково інтерпретовані; існують джерела випромінювання на відстані до 50 Мпк (хоча їх не було виявлено іншими спостереженнями); важкі ядра здатні долати межу ГЗК; частинки, що слабко взаємодіють із речовиною, також можуть долати межу ГЗК.
У липні 2007 року, під час 30-ї Міжнародної конференції, присвяченої космічним променям, у Мериді, Мексика, HiRes представили свої результати щодо космічних променів надвисоких енергій. HiRes спостерігали спад у спектрі космічних променів надвисоких енергій на заданій ділянці та отримали лише 13 подій з енергією вище порогу (при очікуваних 43 без спаду). Це було перше спостереження, яке спростовувало парадокс ГЗК.
Обсерваторія П'єра Оже підтвердила цей результат: замість 30 подій, необхідних для підтвердження результату AGASA, було зареєстровано лише дві. Крім того, у кутовому розподілі найбільш високоенергетичних подій спостерігалася чітко виражена анізотропія, яка добре корелювала з напрямками на активні ядра сусідніх галактик у більшості випадків (20 з 27). Отже, результати обсерваторії П'єра Оже підтвердили існування завалу в спектрі космічних променів на ділянці ефекту ГЗК для протонів та важчих ядер на рівні значущості понад .
Цікавим результатом є те, що на установці AGASA були отримані вказівки на існування «порожніх» напрямків (таких, де немає відомих джерел), з яких за час спостережень находять 2-3 частинки. Це можна пояснити тим, що в деяких моделях структури мікросвіту і розвитку Всесвіту передбачено збереження в сучасному Всесвіті надмасивних елементарних частинок з масами порядку 1023–1024 еВ, з яких мала складатися матерія на початкових стадіях Великого вибуху. Їх розподіл у просторі не є повністю зрозумілим: вони можуть бути розподіленими рівномірно або притягнутими до масивних ділянок Всесвіту. Головна їх особливість в тому, що ці частинки нестабільні та можуть розпадатися на легші, зокрема, на стабільні протони, фотони та нейтрино, які набувають величезних кінетичних енергій — понад 1020 еВ. Місця, де збереглися такі частинки (топологічні дефекти Всесвіту) можуть виявитися джерелом протонів, фотонів або нейтрино надвисоких енергій.
Історія спостережень Вперше частинку космічних променів, енергія якої перевищувала 1020 еВ (16 Дж) спостерігали Джон Д. Лінслі та Лівіо Скарсі під час експерименту на вулкані Ранчо в Нью-Мексико в 1962 році.
Відтоді спостерігали частинки космічних променів із більшою енергією. Серед них була частинка «О-мій-Боже» (Oh-My-God particle), яку спостерігали ввечері 15 жовтня 1991 року співробітники університету штату Юта в експерименті «Fly's Eye» над полігоном «Dugway» (Юта). Це спостереження було шоком для астрофізиків, які оцінили її енергію як 3,2 еВ (близько 50 Дж) — іншими словами, атомне ядро мало кінетичну енергію, яке дорівнює енергії бейсбольного м'яча, що рухається зі швидкістю 100 кілометрів на годину (60 миль/год).
Енергія цієї частинки приблизно в 40 мільйонів разів перевищувала енергію протонів, які розганяють у земних прискорювачах. Однак, лише незначна частка цієї енергії доступна для взаємодії з протоном або нейтроном на поверхні Землі — більша частина енергії переходить у кінетичну енергію продуктів взаємодії, які утворюються у верхніх шарах атмосфери. Ефективна енергія зіткнення такої частинки, — квадратний корінь із подвійного добутку енергії частинки та маси спокою протона —, дає оцінку 7,5 еВ, що приблизно в 50 разів перевищує енергію зіткнень у Великому адронному коллайдері — найпотужнішому прискорювачі, коли-небудь побудованому.
З моменту першого спостереження, детектором космічних променів «Fly's Eye» університету Юти було зафіксовано щонайменше п'ятнадцять подібних подій. Такі частинки космічних променів з надвисокою енергією трапляються дуже рідко; енергія більшості частинок космічних променів становить від 10 МеВ до 10 ГеВ.
24 листопада 2023 року, видання The Guardian, з посиланням на публікацію в науковому журналі Science, повідомило, що обсерваторія Telescope Array в штаті Юта (США) виявила рідкісну частинку надзвичайно високої енергії з космічних променів, що дісталася Землі. Її назвали Аматерасу — на честь богині-сонця в японській міфологіїВчені зафіксували потужний космічний промінь невідомого походження, який влучив у Землю. 24.11.2023, 5:56 pm. Енергія Аматерасу перевищує 2,4 еВ (240 ЕеВ), що в мільйони разів більше, ніж рівень, якого частки досягають у Великому адронному колайдері. Аматерасу поступається лише частинці «О-мій-Боже», виявленій в 1991 році — її промінь мав заряд 320 ЕеВ‘What the heck is going on?’ Extremely high-energy particle detected falling to Earth. // By Hannah Devlin. Fri 24 Nov 2023 13.37 CETНа Землі виявили частинку надвисокої енергії. Джерело її походження дивує вчених. 24.11.2023.
Джерела космічних променів надвисоких енергій Припускають, що космічні промені з енергією менше 1015 еВ утворюються в нашій Галактиці, а промені надвисоких енергій мають позагалактичне походження.
Космічні промені з енергією 1011—1016 еВ надходять із рівною ймовірністю з будь-якого напряму на небі (ізотропно). Цей факт інтерпретують як свідчення їх галактичного походження й утримання космічних променів магнітним полем галактики. У заплутаному магнітному полі траєкторія руху окремої частинки схожа на броунівське блукання, тому кажуть про дифузне розповсюдження космічних променів у галактиці. Потік космічних променів надвисоких енергій надзвичайно малий, близько однієї частинки на км2 за століття. Такі частинки надходять із міжгалактичного простору, але їх природа та походження є однією з невирішених проблем сучасної астрофізики та фізики частинок.
На заряджену частинку в магнітному полі діє сила Лоренца, тому в загальному випадку вона рухатиметься спіральною траєкторією з ларморовим радіусом. Для космічних променів з енергією понад 1017 еВ ларморів радіус більший за характерні розміри диску Галактики (100 кпк). Ці частинки «не відчувають» магнітного поля Галактики (а позагалактичне великомасштабне магнітне поле набагато слабше за галактичне) і рухаються майже по прямій від джерела.
Зрозуміло, що механізми прискорення космічних променів мають бути нетепловими, оскільки температура в надрах навіть наймасивніших зір не перевищує кількох десятків кеВ.
Нейтронні зорі Одним із запропонованих джерел частинок космічних променів надвисоких енергій (КПНВЕ) є їх походження з нейтронних зір. У молодих нейтронних зорях із періодами обертання <10 мс, магнітогідродинамічні (МГД) сили з квазінейтральної рідини надпровідних протонів та електронів, що існують у надлишку нейтронів, прискорюють ядра заліза до швидкості КПНВЕ.
Магнітне поле, що створюється надлишком нейтронів у швидко обертових зорях, створює магнітне поле (108 -1011 Тесла), в цей час нейтронна зоря класифікується як магнітар. Це магнітне поле є найсильнішим у спостережуваному Всесвіті і створює релятивістський вітер, який, як вважається, прискорює ядра заліза, що залишилися після спалаху наднової, до необхідної енергії.
Ще одне гіпотетичне джерело КПНВЕ від нейтронних зір — під час колапсу нейтронної зорі у дивну зорю. Ця гіпотеза спирається на припущення, що дивна матерія — це основний стан речовини, який не має експериментальних чи спостережних даних для її підтвердження. Через величезний гравітаційний тиск нейтронної зорі вважають, що маленькі осередки матерії, що складаються з верхніх, нижніх та дивних кварків у рівновазі, поводяться як один адрон (на відміну від ряду Σ0 баріонів).