Космические лучи сверхвысоких энергий: состав и проблема источников

2
Содержание
Введение б
Глава 1. Состав первичных космических частиц сверхвысоких энергий • 34
§ 1 Пособытийное исследование состава первичных частиц . . 34
1.1 Метод пособытийного анализа малых выборок. ... 35
1.2 Ограничения на долю фотонов в первичных космических частицах сверхвысоких энергий...................... 47
1.3 Адронная компонента первичных космических частиц сверхвысоких энергий................................. 57
§ 2 Особенности фотонных ливней................................ 64
2.1 Моделирование развития ливней и искусственные
флуктуации.......................................... 64
2.2 Отличия в развитии фотонных и адронных ливней. 74
2.3 Чувствительность различных экспериментов к фотонной компоненте......................................... 77
Глава 2. Астрономия сверхвысоких энергий 82
§ 1 Физические условия в потенциальных ускорителях космических лучей сверхвысоких энергий............................... 82
1.1 Общие ограничения из геометрии и излучения. ... 83
1.2 Магнитные поля в конкретных источниках.............. 88
1.3 Выводы: диаграмма Хилласа с учетом новых данных
и радиационных потерь............................... 98
§ 2 Сопутствующее излучение нейтрино и фотонов высоких
энергий.................................................. 104
3
2.1 Вторичные потоки нейтрино от оптически толстых
источников........................................... 105
2.2 Электрон -фотонные каскады и протяженные гамма-
источники............................................ 110
§ 3 Глобальное распределение направлений прихода космических лучей наивысших энергий..................................... 118
3.1 Ожидаемое распределение для астрофизических источников................................................... 118
3.2 Ожидаемое распределение для сценария сверхтяже-
лой темной материи................................... 126
3.3 Перспектива изучения глобальной анизот]юпии в будущих космических экспериментах............................ 128
3.4 Глобальная анизотропия в результатах наземных экспериментов................................................. 132
§ 4 Кластеризация направлений прихода и влияние магнитного
ноля Галактики............................................. 140
4.1 Модели галактического магнитного поля................ 140
4.2 Магнитное поле Галактики и кластеры направлений
прихода.............................................. 142
Глава 3. Корреляции направлений прихода космических лучей с их
потенциальными астрофизическими источниками 149
§ 1 Метод кор^геляций с источниками.............................. 149
1.1 Описание метода...................................... 149
1.2 Пример применения метода в гамма-астрономии. . . 154
§ 2 Сравнительное исследование корреляций с различными классами источников.................................................. 166
2.1 Классы возможных источников.......................... 166
4
2.2 Результаты сравнительного исследования............. 172
§ 3 Корреляции событий, зарегистрированных экспериментом
AGASA и 51кутской установкой, с гамма-истотгниками. . . 177
§ 4 Centaurus Л как возможный источник части космических
лучей самых высоких энергий ............................. 184
4.1 Физические условия для ускорения частиц в различных частях радиогалактики Сеп А..................... 185
4.2 Направления прихода событий и Сеп А.................. 191
Глава 4. Нейтральные частицы от лацертид, аксионоподобиые частицы и гамматастрономия 193
§ 1 Корреляции с лацертидами на малых углах ................... 193
1.1 Результаты корреляционного анализа данных стереоскопического эксперимента HiRes.......................... 193
1.2 Ожидаемая величина эффекта в данных других экспериментов............................................... 199
1.3 Свойства коррелирующих лацертид .* 211
§ 2 Смешивание фотонов с аксионоподобными частицами и
распространение нейтральных частиц на большие рассгояния221
2.1 Аксион-фотонное смешивание в астрофизических источниках................................................. 221
2.2 Объяснение наблюдения нейтральных частиц от удаленных источников........................................ 230
Заключение 238
Приложение А. Обозначения и вспомогательные формулы, используем ые в главе 1 244
Приложение Б. Построение функции распределения источников по
каталогам галактик 249
Приложение В. Экспозиция экспериментов как функция направления. 253
Приложение Г. Описание каталогов объектов, использовавшихся для сравнительного анализа. 255
Литература 259
б
Введение
Интерес к природе космических лучей сверхвысоких (более 1019 эВ) энергий со стороны исследователей, работающих как в физике элементарных частиц, так и в астрофизике, не ослабевает на протяжении десятилетий. В течение долгого времени он подогревайся предсказанием Грейзеиа [1|, Зацепина и Кузьмина |2| об обрезании спектра космических протонов при энергиях выше ~ 7 х 1019 эВ, соответствующих порогу рождения пи-мезонов во взаимодействиях протонов с фотонами реликтового излучения (эффект ГЗК), и одновременным экспериментальным наблюдением широких атмосферных ливней (IIIAJI), вызванных первичными частицами, чья реконструированная энергия превышала Ю20 эВ (первое такое событие было зарегистрировано экспериментом Volcano Ranch [3] еще до открытия реликтового излучения). Вопросы, возникавшие в этой области, были связаны с происхождением частиц столь высоких энергий, ни при каких других условиях не зарегистрированных в природе, и с поиском новой физики, которая может проявляться в этом энергетическом диапазоне и определять отклонения экспериментальных результатов от теоретических ожиданий. Как мы увидим ниже, эти две группы вопросов сохраняют актуальность и во многом определяют развитие исследований на стыке физики элементарных частиц и астрофизики и в наши дни.
Изучение физики космических лучей сверхвысоких энергий ограничено двумя основными трудностями, связанными со спецификой исследуемых явлений. Во-первых, поток таких космических частиц очень мал (в среднем за год на один квадратный километр попадает одна частица рассматриваемой энергии). Малость потока означает невозможность непосредственной регистрации первичных частиц, взаимодейству-
7
ющих в верхних слоях атмосферы, с помощью летающих детекторов, и как следствие предопределяет косвенный характер их исследования наземными установками, которые регистрируют широкие атмосферные ливни, вызванные этими частицами. Более того, даже большие наземные установки, работающие на протяжении многих лет, набирают число событий, пренебрежимо малое но сравнению, скажем, с числом фотонов астрофизического происхождения, регистрируемых телескопами в любом другом диапазоне энергий. Во-вторых, взаимодействие частиц с атмосферой происходит при энергиях, которые недоступны лабораторному изучению (для протона с энергией 1019 эВ, взаимодействующего с покоящимся нуклоном в атмосфере, энергия в системе центра масс составляет сотни ТэВ), поэтому модели, с помощью которых характер развития атмосферного линия связывается со свойствами первичной частицы, с неизбежностью включают экстраполяцию свойств взаимодействия в неизученную область энергий (и переданных импульсов).
С точки зрения экспериментальной техники регистрирующие ШАЛ установки разделяются на наземные решетки детекторов и флуоресцентные телескопы. Наземная решетка детекторов регистрирует частицы в ливне на уровне земли. Детекторы образуют сетку с шагом порядка километра, что позволяет определять функцию пространственного распределения (ФПР) плотности частиц в ливне. Флуоресцентный детектор представляет собой телескоп, фиксирующий ультрафиолетовое излучение, вызванное флуоресценцией молекул атмосферного азота, возбужденных заряженными частицами в ливне. Наземная решетка детекторов регистрирует только двумерный срез ШАЛ, но работает вне зависимости от погоды и времени суток и позволяет, в принципе, разделять различные компоненты ливня (электромагнитную, мюонную, барионную). Флуоресцентный детектор видит картину продольного развития ливня,
8
но может регистрировать события только в ясные безлунные ночи, что составляет около 10% от полного времени работы, и чувствителен только к электромагнитной компоненте ШАЛ. При этом наземная решетка регистрирует н основном периферийную часть ливня, а флуресцентный телескоп - центральный ствол.
Эксперименты, регистрирующие атмосферные ливни, вызванные первичными частицами с энергиями свыше 101У эВ, можно условно разделить на четыре поколения. Первое поколение включает наземные решетки Volcano Ranch [4], Haverah Park [5], SUGAR [6] и флуоресцентный телескоп Fly’s Eye [7]. Ко второму поколению можно отнести эксперименты со значительно большей экспозицией — решетку AGASA [8), Якутскую комплексную установку ШАЛ [9] и флуоресцентный телескоп HiRes (High Resolution Fly’s Eye, [10]). Многие из разделов настоящей диссертации используют результаты этих трех экспериментов. Третье поколение представлено двумя ныне действующими гибридными установками, совмещающими наземные решетки и флуоресцентные телескопы для регистрации одних и тех же ливней, - Обсерваторией Pierre Auger 111] и экспериментом Telescope Array |12]. Наконец, четвертое поколение - это флуоресцентные детекторы, наблюдающие атмосферу Земли из космоса, - проекты ТУС [13], JEM-EUSO [14], КЛПВЭ [15] и S-EUSO [16]. Эти детекторы находятся в стадии разработки, хотя следует отметить, что первый шаг к реализации проектов уже сделан — прототип российского эксперимента ТУС работал в 2005-2006 годах на борт}' спутника “Татьяна” [17].
Исследования космических лучей сверхвысоких энергий после публикации результатов экспериментов первого поколения были направлены в основном па объяснение происхождения событий с энергиями выше порога ГЗК, и в частности выше Ю20 эВ, и поиски возможных шггерпре-
9
таций отклонения от предсказания ГЗК с привлечением новой физики или нестандартных астрофизических решений. Результаты AGASA и Якутской установки, подтверждавшие существование событий самых высоких энергий на основе большей статистики, вызвали целый вал работ по “проблеме ГЗК”. Обзор экспериментальных данных соответствующих, этому моменту, дается в работе [18], а обзор интерпретаций с привлечением новой физики - в работе [19]. После завершения работы экспериментов второго поколения AGASA и HiR.es (в 2003 г. и в 2006 г. соответственно; продолжающая работу Якутская установка после модернизации была переориентирована на изучение событий с энергиями, в основном, ниже 1019 эВ) стало ясно, что вопрос об отсутствии или существовании в природе обрезания ГЗК следует считать открытым, поскольку данные двух экспериментов, полученные разными методами, противоречили друг другу. Такое противоречие в ключевом вопросе о форме спектра при самых высоких энергиях в сочетании с различием нормировки спектра при более низких энергиях остро поставило вопрос о систематической разнице между результатами флуоресцентных телескопов и наземных решеток, свидетельствующей о пробелах в понимании развития ШАЛ. Такое противоречие подтвердилось в результатах гибридного эксперимента Pierre Auger: независимая от флуоресцентного телескопа оценка энергии событий, зарегистрированных наземной решеткой, на 30% выше оценки, полученной при калибровке на флуоресцентный детектор [20]. Хотя в настоящее время считается, что флуоресцентный метод менее зависит от модели развития ливня, поэтому более надежен, и данные Auger, использующие такую калибровку, подтверждают [21] результат HiRes (22] о наличии в спектре космических лучей излома, совместного с обрезанием ГЗК, вопрос о происхождении систематической разницы в реконструкции энергии остается открытым.
10
Она может быть связана как с несовершенством моделей развития ливня, на которые опирается анализ данных наземных детекторов, так и с недостаточно точным знанием величины выхода флуоресцентного света и не вполне аккуратным учетом состояния атмосферы при обработке данных телескопов.
Параллельно с работой экспериментов, регистрирующих ШАЛ, совершенствовались теоретические модели, описывающие развитие ливня в атмосфере. Развитие компьютерной техники и достижения физики элементарных частиц привели к созданию сложных программ, описывающих взаимодействия частиц в ливне при моделировании его методом Монте-Карло. К сожалению, на настоящий момент не существует модели взаимодействия адронов, полностью согласующейся с экспериментальными данными о развитии ливней (обзор современных адронных моделей приведен, например, в работе |23]). Одним из наиболее известных противоречий такого рода является неспособность моделей описать развитие ливня в зависимости от пройденного в атмосфере пути,пройденного в атмосфере пути), восстанавливаемое в эксперименте методом сечений равной интенсивности (обсуждение этой проблемы см., напр., в работе [20)). Другие трудности упомянуты, в частности, в par боте [24]. Определенные надежды на уточнение параметров адронных моделей связаны с экспериментами ТОТЕМ [25| и LHCf [26] на Большом адронном коллайдере, в ходе которых планируется изучить взаимодействия адронов в области энергий и переданных импульсов, приближающихся к нужным для описания первых взаимодействий в ШАЛ, хотя экстраполяции все равно не удастся избежать.
В сложившейся ситуации особый интерес представляют выводы относительно природы космических частиц сверхвысоких энергий, наименее зависящие от конкретных моделей, используемых при обработ-
11
ке экспериментальных данных. Цель настоящей диссертации состоит в проведении комплексного анализа процессов, определяющих физику космических лучей с энергиями выше 1019 эВ (включая ускорение частиц в астрофизических источниках, их распространение во Вселенной, развитие широких атмосферных ливней и реконструкцию их экспериментальными установками) на основе методов, минимизирующих модельную зависимость, и в построении непротиворечивой картины происхождения космических частиц сверхвысоких энергий, согласующейся с данными различных регистрирующих их экспериментов, с результатами астрономических наблюдений и с теоретическими представлениями. Для достижения этой цели в диссертации ставится и решается ряд задач, связанных с отдельными аспектами физики космических лучей сверхвысоких энергий.
При анализе широких атмосферных ливней с целыо определения характеристик, и в частности типа первичных частиц, трудно добиться полной независимости результата от модели развития ливня. Одной из задач, модельную зависимость в решении которой удается в значительной степени уменьшить, является изучение характеристик ливней, вызываемых первичными фотонами, и поиск таких событий в экспериментальных дачных. Поскольку развитие ШАЛ, вызванного фотоном, в основном определяется электромагнитным взаимодействием (вероятность фотоядерной реакции невелика), результаты моделирования таких ливней с использованием различных описаний адронных взаимодействий практически не отличаются друг от друга (для соотношения электромагнитной и мюонной, возникающей в результате фотоядерных реакций, компонент сигнала это было проверено нами в работах [27, 28|). Предыдущие поиски фотонной компоненты были основаны на сравнении числа вертикальных и наклонных ливней, зарегистрированных
12
установкой Iiaverah Park [29], а также на анализе мюонных данных эксперимента AGASA [30]. Результатом указанных исследований стала постановка достаточно слабых ограничений на фотонную компоненту. Одна из причин недостаточной точности состоит в том, что характеристики реальных событий сравнивались с усредненными значениями для фотонных ливней, приходящих с разных направлений. В то же время ливни, вызванные первичными фотонами с энергиями порядка и выше 5 х 1019 эВ, развиваются по-разному в зависимости от направления прихода из-за взаимодействия с геомагнитным полем. При меньших энергиях сохраняется зависимость от зенитного угла, связанная с отличием продольного развития фотонного ливня от среднего адронного. Попытка учета этих факторов для событий AGASA с наибольшими энергиями была предпринята в работах [31, 32], іде было сделано неправильное предположение об оценке энергии фотонных ливней, что также привело к постановке весьма слабого ограничения. Существенное продвижение в уточнении доли фотонов в потоке первичных космических лучей стало возможным благодаря разработанному нами [33] методу пособытийного анализа типа первичной частицы. Применение этого метода основано на сравнении наблюдаемых характеристик каждого отдельного события с такими же характеристиками модельных ливней с тем же направлением прихода, причем модельные ливни отбираются по энергии, реконструированной тем же способом, что и в эксперименте. Результатом применения данного метода стала постановка жестких ограничений на долю первичных фотонов с энергиями выше Ю20 эВ по данным AG ASA и Якутской установки [27] и с энергиями выше 2 х 1019 эВ и 4 х 1019 эВ но данным Якутской установки [34]. Вол ее поздние результаты колла-борации Picric Auger [35], также использующие пособытийпую оценку энергии в предположении первичных фотонов, улучшили этот результат
1.3
для энергии 2 х 1019 эВ, однако на более высоких энергиях полученные нами ограничения продолжают оставаться наиболее сильными в мире.
Зависимости от модели развития ливня нельзя полностью избежать, когда речь идет о составе первичных адронов. Относительно надежные данные, основанные на измерении глубины максимума развития ливня экспериментом HiR.es при энергиях выше 1019 эВ совместны [36] с полным отсутствием тяжелых ядер (чисто протонный состав) при использовании конкретной адронной модели, но даже статистические ошибки у этого результата велики. Аналогичное исследование Pierre Auger [37], основанное на большем количестве событий, указывает на утяжеление первичных частиц с ростом энергии и на в среднем меньшую глубину развития ливня, нежели в данных HiRes; авторы работы [37] воздерживаются от количественных утверждений из-за неопределенности, связанной с адронными моделями. Несколько более смелой является попытка преодоления модельной зависимости в изучении состава адронной компоненты, предпринятая нами в работе [38], где мы сравниваем электромагнитную и мюонную компоненту сигнала в событиях с реконструированными энергиями выше 2 х 1019 эВ, зарегистрированных Якутской установкой. В этой работе мы выбираем одну из адронных моделей, сравнивая их предсказания с экспериментальными данными и исходя из интуитивного предположения отсутствия среди первичных частиц ядер тяжелее железа и легче водорода, и далее в рамках выбранной модели оцениваем соотношение легких и тяжелых ядер. Поскольку относительное содержание мюонов в ливнях, вызванных различными ядрами, хорошо описывается простой приближенной формулой и мало зависит от используемой модели взаимодействия, результаты этой работы (свидетельствующие о наличии значительной доли как легких, так и тяжелых ядер) будут справедливы для любой другой модели, удовле-
14
творяющей нашему интуитивному требованию.
Определение спектра космических лучей, основанное на абсолютном измерении энергии первичных частиц по вызванным ими атмосферным ливням, а для флуоресцентных детекторов еще и на детальном компьютерном моделировании экспозиции, не может быть проведено модельно-независимым образом. С целью устранения произвола, связанного с выбором моделей, и подавления систематических ошибок, в работе [39] было предположено, что причина различия спектров, построенных по данным разных экспериментов, состоит в не зависящей от энергии систематической ошибке в определении энергии для каждого эксперимента. Величины относительных систематических сдвигов легко найти, если потребовать, чтобы спектры, измеренные различными эксприментами, совпадали. Чтобы определить абсолютную нормировку, требуется дополнительное теоретическое предположение; в работе [39] для калибровки масштаба энергий используется положение теоретически предсказанного провала в спектре, связанного с потерями энергии протонов на рождение элсктрон-позитронных пар. Совпадение как формы, так и абсолютной нормировки сдвинутых спектров является сильным аргументом в пользу такого подхода. Однако при самых высоких энергиях (> 7х 1019 эВ) спектры разных экспериментов все равно ведут себя по-разному, что указывает на наличие дополнительного источника систематической разницы. В качестве такого источника предлагалась глобальная анизотропия направлений прихода высокоэнергетических событий [40]; в нашей работе [41] указания на такую анизотропию действительно были получены, однако там лее было показано, что этого эффекта недостаточно для объяснения разницы между спектрами АСАБА и HiR.cs. Более вероятным объяснением кажется изменение состава первичных частиц при самых высоких энергиях в сочетании с
15
различной чувствительностью детекторов к такому изменению, обсуждаемой нами на примере первичных фотонов, хотя нельзя исключать и наличие зависящей от энергии систематики в определении экспозиции, а также статистическую природу наблюдаемых различий.
Наименее подверженная модельной зависимости наблюдаемая величина, реконструируемая по атмосферному ливню, - направление прихода первичной частицы, которое определяется геометрически. Повышение точности геометрической реконструкции, прежде всего за счет улучшения временного разрешения, в сочетании с увеличением количества зарегистрированных событий позволило в последние годы говорить о рождении новой области знания - астрономии сверхвысоких энергий. Как и классическая астрономия, она изучает, прежде всего, два вопроса - определение источников излучения и исследование их физических характеристик, совместных с таким излучением. Поскольку в условиях небольшого количества данных, плохого углового разрешения и неизвестных отклонений в магнитных полях идентификация источников представляет собой трудную задачу, на протяжении долгого времени исследовался в основном второй вопрос, который в контексте сверхвысоких энергий следует формулировать как определение круга возмоэ/сных источников, допускающих ускорение частиц до наблюдаемых энергий. После того, как этот круг очерчен, можно искать источники по экспериментальным данным.
В то время как в отношении источников космических лучей с энергиями до ~ 1017 эВ имеется определенная ясность (см., напр., [42]), круг потенциальных ускорителей сверхвысоких энергий определен заметно менее четко. Классическая работа [43] ограничивает возможные источники, в частности, с учетом простого геометрического условия -частица, удерживаемая в области ускорения магнитным полем, должна
16
набрать требуемую энергию прежде, чем покинет ускоритель. Удобное графическое выражение этого условия в терминах диаграммы Хилла-са, на которой представлены размеры и магнитные поля потенциальных источников, сделало это ограничение весьма популярным, и сама диаграмма повторяется во многих обзорах и учебных курсах практически в первоначальном виде (см., напр., обзор [44]). К сожалению, к моменту написания работы [43] (1984 г.) представления о магнитных полях в астрофизических источниках были весьма приближенными, поэтому сама работа не содержит ни ссылок на соответствующую астрономическую литературу, ни даже качественных объяснений выбранных значений параметров. То же относится и к последующим работам, обсуждающим диаграмму Хилласа. Наша работа [45] заполняет этот пробел и использует результаты астрономических наблюдений последних лет для построения обновленной диаграммы Хилласа. Основные изменения касаются, прежде всего, активных галактик различных типов.
Максимальная энергия ускоряемой частицы ограничивается также радиационными потерями. Хотя такие потери вычисляются, в общем случае, с помощью простой формулы, приведенной в учебниках [46], область применимости отдельных приближений к этой формуле (учет только сиихротронного или только изгибного излучения) имеет принципиальное значение. Исследования ограничений из радиационных потерь порой приводили к противоречивым результатам (ср. работы [47] и [48]). Нами было проведено [45] систематическое исследование радиационных потерь в различных режимах ускорения, результаты которого для конкретных объектов выражаются на той же диаграмме Хилласа и снимают противоречия между выводами предыдущих авторов.
Упомянутые выше трудности астрономии сверхвысоких энергий (малая статистика, плохое разрешение и магнитные отклонения) делают на
17
нынешнем этапе невозможным классическую пообъектную идентификацию источников. Вместо этого приходится оперировать статистическими методами и искать проявления той или иной модели популяции источников в анизотропном распределении направлений прихода космических лучей для выборки событий в целом. Здесь можно выделить поиски глобальной и мелкомасштабной анизотропии.
Глобальная анизотропия направлений прихода ожидается для случая, когда наблюдаемый поток космических лучей создастся ограниченным количеством относительно близких источников. Такая картина возможна в двух случаях: либо имеется значительный избыток плотности источников вблизи наблюдателя, либо частицы от далеких источников по тем или иным причинам до нас не долетают. Первому случаю соответствует предположение об источниках в нашей Галактике. К настоящему моменту можно с уверенностью исключить сколько-нибудь значительную популяцию источников частиц интересующих нас энергий, повторяющую распределение светящейся материи в Галактике -направления прихода событий с энергиями свыше 1019 эВ совместны с изотропным распределением и не концентрируются в галактической плоскости (см., напр., [49]); вопрос об анизотропии при меньших энергиях пока не получил окончательного ответа [10, 50, 51, 52]. Второй вариант - ограниченное расстояние, пролетаемое частицами, - реализуется для астрофизических источников протонов при энергиях, близких к порогу ГЗК; основной вклад в поток космических лучей с такими энергиями должны в этом случае вносить источники, расположенные внутри так называемой сферы ГЗК с радиусом порядка 100 Мик. Поскольку материя внутри этой сферы распределена неоднородно, астрофизический сценарий с большим числом источников протонов предполагает анизотропное распределение направлений прихода [53, 54, 55, 56, 57].
18
Это распределение было предсказано в ряде работ на основе функции распределения плотности источников, то есть распределения вещества во Вселенной, и предположений о распространении частиц. Большинство исследований использовало для описания распределения материи каталог PSCz [58], построенный но данным инфракрасного спутника IRAS. К сожалению, этот каталог далек от совершенства, поскольку из-за плохого углового разрешения IRAS этот спутник не всегда мог различить отдельные галактики в богатых скоплениях, что привело к их систематическому недосчету. Дальнейшие продвижения в этом направлении были затруднены из-за отсутствия однородной выборки галактик, полной до достаточно большого расстояния. Такая выборка была построена нами [59] на основе комбинации двух каталогов галактик; наша выборка полна вплоть до расстояния 270 Мик, что позволяет надежно предсказывать распределения направлений прихода протонов с энергиями от 7 х 1019 эВ и выше в рамках обсуждаемого сценария. Поиски такой анизотропии ведутся в данных современных экспериментов. однако наиболее падежные результаты могут быть получены лишь с помощью орбитальных детекторов четвертого поколения, экспозиция которых будет достаточно однородна по всей небесной сфере.
Поиски проявлений тех или иных источников в мелкомасштабной анизотропии сводятся, в основном, к изучению корреляций направлений прихода космических лучей с положениями объектов определенного класса (хотя оценки числа источников можно получать, изучая кластеризацию событий [60]). Попытки поиска корреляций предпринимались достаточно давно (см., напр., [61, 62, 63, 64, 65, 66, 67]), однако статистическая значимость полученных результатов не всегда контролировалась корректно, поскольку параметры выборки подбирались для максимизации сигнала; кроме того, не всегда правильно учитывалась зависимость
19
экспозиции эксперимента от направления. Ситуация изменилась с выходом работы [68], где проводился корректный учет эксперимен тальной экспозиции, размер оптимального углового бина для поиска корреляций определялся из Монте-Карло моделирования с учетом углового разрешения эксперимента, а. подстройка параметров выборки компенсировалась введением так называемого штрафного фактора (см. более детальное обсуждение в работах |69, 70]). Результатом явилось указание на корреляции направлений прихода событий, зарегистрированных экспериментом AGASA и Якутской установкой и вошедших в выборку с максимальной кластеризацией, с положениями лацертид, наблюдаемые параметры которых подчинялись ряду условий. В работе [71] был впервые проведен корректный корреляционный анализ с учетом отклонений протонов в магнитном поле Галактики для одной из моделей поля и было показано, что корреляция событий AGASA с более широкой выборкой лацертид улучшается при учеге отклонения. Дальнейшее развитие этой тематики связано, в основном, с работами, вошедшими в настоящую диссертацию.
Метод корреляционного анализа был протестирован нами [72] на примере поиска класса источников фотонов с энергиями > 10 ГэВ, зарегистрированных телескопом EGRET. В этом случае сочетание достаточно хорошего углового разрешения и относительно большой статистики позволило выявить сильный корреляционный сигнал и определить класс источников, от каждого из которых было зарегистрировано лишь порядка одного фотона. В работе [73] нами было предложено вместо подстройки параметров каталогов лацертид использовать теоретически мотивированную выборку объектов, излучающих в гамма-диапазоне. Нами были обнаружены корреляции таких лацертид с максимально кластеризованной выборкой событий, обсуждавшейся ранее.
20
Из-за малой чувствительности гамма-тслсскопов фотоны с энергиями порядка 100 МэВ и выше были зарегистрированы лишь от немногих надежно идентифицированных объектов (так, в выборку потенциальных гамма-источников вошло лишь 14 лацертид из нескольких сотен перечисленных в каталогах), поэтому мы проделали такой же анализ с неидентифицированными гамма-источниками, определенная часть которых, как ожидается, на самом деле связана с лацертидами. Заметные корреляции были обнаружены и для этой выборки; в обоих случаях сигнал усиливался при учете отклонений в магнитном поле Галактики.
В 2004 году стали доступны для анализа данные стереоскопического флуоресцентного детектора ШИев |74|. С использованием этой выборки незавеимых данных высокого разрешения мы подтвердили |75| корреляции направлений прихода космических частиц с энергиями свыше Ю10 эВ с яркими (видимая звездная величина < 18ш) лацертидами. Угловое разрешение HiR.cs (стерео) значительно меньше ожидаемого отклонения протонов таких энергий в магнитном поле Галактики, так что это наблюдение указало на наличие нейтральных частиц сверхвысоких энергий, распространяющихся на космологические расстояния. В последующей работе коллаборации ШИев |7б| наш результат был подтвержден с помощью альтернативного метода анализа; корреляции с теми же объектами были обнаружены и в независимой выборке событий с энергиями ниже 1019 эВ. Данное явление не находит объяснения в рамках стандартной физики и астрофизики (см., напр., обсуждение в работе [77]). Не помогают тут и популярные расширения Стандартной модели физики элементарных частиц, например, суперсимметрия. Единственное непротиворечивое объяснение этого эффекта, помогающее решить также ряд других астрофизических проблем и доступное экспериментальной проверке, было предложено нами в 2008 году. Кро-
21
ме того, мы определили величину ожидаемого эффекта в данных других экспериментов [78] и исследовали внутренние характеристики коррелирующих лацертид [79]. С помощью данных HiRes, AGASA и Якутской-установки нами было также проведено сравнительное исследование всех сделанных ранее гипотез о корреляциях внегалактических источников с направлениями прихода космических лучей [80].
На применении практически того же метода основывается заключение коллаборации Pierre Auger |81] о корреляциях направлений прихода космических частиц с энергиями выше 5.6х 1019 эВ.с положениями близких активных галактик. Сильные корреляции, наблюдаемые в угловом бине 3.1°, превышающем угловое разрешение установки, были интерпретированы как свидетельство в пользу того, что события с такими энергиями вызываются протонами либо от близких активных галактик, либо от других объектов, распределенных во Вселенной сходным образом. Данная гипотеза подразумевает большое (не меньше 60, а вероятнее всего несколько сотен) число источников [82]. В то время как сам факт анизотропии направлений прихода не вызывает сомнения, его интерпретация в терминах указанной гипотезы представляется не столь однозначной. Во-первых, как мы отметили [83] сразу же после публикации результата Auger, глобальное распределение направлений прихода событий в выборке не согласуется с ожидаемым для этой гипотезы. Во-вторых, предположение о первичных протонах противоречит данным того же эксперимента Auger [37], равно как и Якутской установки [38]. В-третьих, в рамках предположения о протонах от достаточно большого числа источников наибольшее число событий с энергиями в обсуждаемом диапазоне должно приходить от достаточно удаленных объектов, не вошедших в выборку [81] (см., напр., [84]); вклад близких (до 30 Мпк) объектов тоже оказывается непропорционально подавлен [85]. Наконец,
22
как показано в нашей работе [8б| (см. также [87]), большинство коррелирующих источников - маломощные сейфертовские галактики, и ни одна из них не способна ускорить протоны до наблюдаемых энергий. Нами было предложено [83, 88| альтернативное объяснение, основанное на происхождении заметной части коррелирующих космических лучей в близкой радиогалактике Сен А, которое согласуется как с наблюдаемым распределением направлений прихода, так и с экспериментальными данными но составу первичных частиц [37, 38), а также с теоретическими оценками-ускорительной способности этого источника [86]. Этот пример указывает на необходимость комплексного анализа различных экспериментальных данных и теоретических построений!, связанных с космическими частицами сверхвысоких энергий, который позволил бы уменьшить эффекты, вызванные модельной зависимостью и небольшим количеством данных. Такой анализ и проводится в настоящей диссертации.
Диссертация состоит из введения, четырех глав основного текста, заключения и четырех приложений.
В первой главе диссертации рассматривается экспериментальная информация о типе первичных частиц, получаемая из структуры широких атмосферных ливней. Первый параграф посвящен развитию, применению и обсуждению нового метода анализа состава первичных частиц, основанного на индивидуальном исследовании каждого отдельного события в выборке. Особенностями предлагаемого нами метода, определяющими его более высокую точность но сравнению с традиционными, являются сравнение модельных и реальных ливней для каждого события, без усреднения по направлениям прихода, и отбор для такого сравнения моделированных ливней на основе реконструкции их параметров (в первую очередь энергии) с помощью процедуры, полностью
23
аналогичной применяемой для реальных данных. В разделе 1.1 приводится описание метода, в разделе 1.2 метод применяется для анализа данных эксперимента AGASA и Якутской комплексной установки ШАЛ на предмет наличия фотонов среди первичных частиц сверхвысоких энергий. Полученные ограничения на уровне достоверности 95% на долю первичных фотонов при энергиях свыше Ю20 эВ (36%) и свыше 4 х 1019 эВ (22%) являются на сегодняшний день наиболее строгими в мире. В разделе 1.3 метод посыбытийного анализа применяется для выборки событий с реконструированными энергиями Е > 2 х 1019 эВ, зарегистрированных Якутской установкой. Результат’ указывает на заметную (48%1'fgl на уровне достоверности 95%) долю тяжелых ядер при таких энергиях.
В параграфе 2 главы 1 с помощью моделирования развития атмосферных ливней изучается вопрос об особенностях реконструкции параметров событий, вызванных первичными фотонами. В разделе 2.1 решена важная техническая задача контроля над искусственными флуктуациями, возникающими в результате приближений при моделировании атмосферных ливней. Раздел 2.2 иллюстрирует основные отличия развития фотонных ливней от адронных, а в разделе 2.3 рассмотрено влияние этих отличий на реконструкцию энергий первичных фотонов и спектра фотонной компоненты разными экспериментами. Полученные результаты указывают на то, что энергии первичных фотонов, большие 1019 эВ. недооцениваются наземным детектором обсерватории Pierre Auger в среднем в четыре раза, что связано с гиперчувствительностыо используемых в эксперименте водных баков к мюонной компоненте ливня; эксперимент AGASA немного переоценивает энергию фотонов при самых больших энергиях, а флюоресцентный детектор IiiR.es оценивает энергии фотонов практически правильно (переоценка ~ 10%), но имеет
24
по отношению к фотонам экспозицию в два раза меньшую, нежели для адронных ливней.
Глава 2 посвящена астрофизическим источникам космических .тучей сверхвысоких энергий и проявлениям различных астрофизических сценариев в распределении направлений прихода на небесной сфере. В параграфе 1 проанализированы физические условия в астрофизических объектах, требуемые для ускорения элементарных частиц до сверхвысоких энергий. В разделе 1.1 дан обзор ограничений на максимальную энергию ускоряемых частиц из геометрических размеров источника (критерий Хилласа) и из потерь на излучение. Показано, что такие потери сильно зависят от механизма ускорения и от конфигурации электромагнитного поля, поэтому требуется рассматривать их отдельно для трех возможных случаев (индуктивное ускорение в режиме потерь на изгибное излучение, индуктивное ускорение в режиме синхротронных потерь и диффузное ускорение). Как геометрические ограничения, так и ограничения из радиационных потерь определяются соотношением между размером источника Я и величиной магнитного поля В, то есть могут быть представлены на диаграмме Хилласа. С этой целью в разделе 1.2 для всех потенциальных астрофизических ускорителей сверхвысоких энергий собраны основанные на наблюдениях оценки магнитного поля. В ряде случаев такие оценки являются результатом моделирования параметров источника, выполненного астрофизиками на основе детальных измерений; в других случаях нами были проанализированы наблюдаемые характеристики объекта и получены приближенные оценки. Для ускорения в непосредственной окрестности центральной черной дыры активной галактики мы получили простую оценку сверху на максимальную энергию как функцию массы черной дыры, поскольку с этой массой связан как размер ускоряющей нолевой конфигурации,
25
так и магнитное поле. На основе оценок магнитного поля в разделе 1.3 построена обновленная с учетом последних астрономических данных и обобщенная с учетом потерь на излучение в разных режимах диаграмма Хилласа, с помощью которой определены классы возможных астрофизических ускорителей. Показано, что лить самые мощные активные галактики (радиогалактики, квазары и лацертиды) способны ускорить протоны до энергий порядка Ю20 эВ, в то время как заметно более многочисленные и близкие ссйфсртовские галактики могут ускорять до таких энергий лить более тяжелые ядра. В согласии с экспериментальными данными, в частности, с результатами раздела 1.3 главы 1, это предопределяет' смешанный состав первичных частиц при самых высоких энергиях.
Во втором параграфе главы 2 рассмотрен ряд вопросов, связанных с излучением и наблюдением вторичных нейтрино и фотонов от источников космических лучей. В частности, в разделе 2.1 изучается вопрос об оптической толще различных областей активных галактик для фотонов сверхвысоких энергий и показывается, что области таких галактик с характерным размером больше килопарсека (струи, радиоуши, горячие пятна и т.д.) прозрачны для таких фотонов. Это, в частности, означает, что они не могут обеспечить поглощение вторичных фотонов, требуемое в сценариях с высокими потоками космических лучей в источнике (например, в модели ^-вспышек). Вместе с тем центральные области активных галактик могут быть оптически толстыми, однако требуемые для сценария Я-вспьтшек условия все равно не выполняются, поскольку потоки вторичных нейтрино, покидающих источник, противоречат экспериментальным ограничениям. В разделе 2.2 продемонстрировано, что в ряде случаев должно формироваться протяженное изображение источника космических лучей в гамма-диаиазоне, и предложен метод
26
наблюдения такого изображения, размер которого меньше углового разрешения телескопа, во время покрытия источника Солнцем.
Параграф 3 главы 2 посвящен глобальной анизотропии направлений прихода космических лучей, в первую очередь от астрофизических источников. В разделе 3.1 рассматривается гипотеза, согласно которой распределение источников космических лучей сверхвысоких энергий повторяет распределение материи во Вселенной. Поскольку область, откуда до наблюдателя могут долетать частицы самых высоких энергий, ограничена размером, небольшим но сравнению с масштабом, на котором Вселенная становится однородной, анизотропия распределения материи в этой области должна найти свое отражение в направлениях прихода космических лучей. На основании однородных выборок галактик из базы данных ЬЕБА и из каталога протяженных источников (ХБС) обзора неба 2МА88 нами была построена функция, описывающая усредненное распределение материи на расстояниях до 270 Мик от нашей Галактики. Учет распространения частиц сверхвысоких энергий в космическом фоновом излучении позволил получить из этого трехмерного распределения плотности источников двумерную картину распределения направлений прихода па небесной сфере, ожидаемую для астрофизического сценария с большим (сотни в пределах сферы ГЗК) числом источников. Ожидаемая картина анизотропии для альтернативного сценария, в котором космические частицы сверхвысоких энергий рождаются в распадах темной материи, обсуждается в разделе 3.2. Наи-лучшими инструментами для поиска глобальной анизотропии направлений прихода станут будущие космические детекторы. Разработке кон-кретных методов поиска анизотропии с помощью таких детекторов, в первую очередь с небольшой статистикой и плохим угловым разрешением, в частности пионерского отечественного проекта ТУС, посвящен
27
раздел 3.3. В разделе 3.4 обсуждается глобальная анизотропия при самых высоких энергиях в данных наземных экспериментов; отмечается. что астрофизические сценарии с большим числом источников не поддерживаются современными данными, но число событий при таких энергиях недостаточно для надежных выводов. С другой стороны, в данных прошлых экспериментов имеются указания на анизотропию направлений прихода событий с энергиями свыше Ю20 эВ, не зарегистрированных из большой области неба в районе Северного полюса.
В параграфе 4 главы 2 обсуждаются перспективные с точки зрения поиска конкретных астрофизических источников направления на небе - кластеры событий, зарегистрированных экспериментом AGASA и Якутской установкой. Учет поправки на отклонение заряженных частиц в магнитном иоле Галактики приводит к размыванию эффекта кластеризации, что может свидетельствовать о случайном происхождении кластеров, о несправедливости моделей магнитного поля или о наличии нейтральных частиц. В качестве иллюстрации трудностей поиска источников индивидуальных событий предпринята попытка выделить возможные источники для наиболее интересного кластера, состоящего из трех событий AGASA, одного события TIiR.es и одного - зарегистрированного Якутской установкой; в результате делается вывод о необходимости применения статистических методов поиска источников.
Такие статистические методы рассматриваются в главе 3, посвященной корреляциям направлений прихода космических лучей с положениями источников определенных классов. В параграфе 1 описывается метод корреляционного анализа и обсуждаются некоторые тонкие моменты его применения (раздел 1.1). В качестве примера использования метода в разделе 1.2 обсуждается поиск источников фотонов с энергиями свыше 10 ГэВ, зарегистрированных гамма-телескопом EGRET.
28
Небольшое количество событий не позволяет применить для идентификации этих источников стандартные астрономические методы. Угловое разрешение инструмента при обсуждаемых энергиях заметно лучше, чем у детекторов космических лучей, и сильный корреляционный сигнал однозначно свидетельствует о связи изучаемых фотонов с яркими лацертидами, несмотря на то, что каждому отдельному источнику соответствуют всего один-два фотона.
Во втором параграфе главы 3 проведен сравнительный анализ корреляций положений астрофизических источников различных классов с направлениями прихода частиц, зарегистрированных экспериментами АСАБА, HiR.es и Якутской установкой. В качестве возможных источников рассматриваются все постоянные внегалактические объекты, упоминавшиеся в литературе в качестве кандидатов на роль ускорителей сверхвысоких энергий. Показано, что корреляции с данными всех трех экспериментов наблюдаются лишь у одного класса объектов - у лацертид. С учетом перебора различных каталогов вероятность этого эффекта в случайных выборках составляет порядка 5 х 10-5.
В третьем параграфе главы 3 на статистической основе составлен список лацертид - вероятных источников гамма-излучения с энергией выше 100 МэВ и обнаружены корреляции направлений прихода частиц, зарегистрированных АСАЭА и Якутской установкой, с положениями лацертид из этого списка и неидеитифицированных гамма-источников. Корреляционный сигнал усиливается при учете поправки на отклонение заряженных космических частиц магнитным полем нашей Галактики. Наличие гамма-излучения от удаленных источников космических лучей предсказывается результатами § 2 главы 2, разделов 1.3 и 2.2 главы 4 и рядом других исследований.
В параграфе 4 главы 3 обсуждается гипотеза о происхождении за-