El límite de Greisen–Zatsepin–Kuzmin ( límite GZK o corte GZK ) es un límite superior teórico para la energía de los protones de rayos cósmicos que viajan desde otras galaxias a través del medio intergaláctico hasta nuestra galaxia. El límite es5 × 10 19 eV (50 EeV), o aproximadamente 8 julios (la energía de un protón que viaja a ≈ 99,999 999 999 999 999 999 98 % la velocidad de la luz). El límite está determinado por el efecto de desaceleración de las interacciones de los protones con la radiación de fondo de microondas a grandes distancias (≈ 160 millones de años luz). El límite está en el mismo orden de magnitud que el límite superior de energía a la que se han detectado experimentalmente los rayos cósmicos, aunque de hecho algunas detecciones parecen haber superado el límite, como se indica a continuación. Por ejemplo, un rayo cósmico de energía extrema , la partícula Oh-My-God , que se ha descubierto que posee una velocidad de propagación de rayos cósmicos récord, es decir, la velocidad de propagación de rayos cósmicos.3,12 × 10 20 eV (50 julios) [1] [2] de energía (aproximadamente la misma que la energía cinética de una pelota de béisbol a 95 km/h).
En el pasado, la aparente violación del límite GZK ha inspirado a los cosmólogos y físicos teóricos a sugerir otras formas de sortear el límite. Estas teorías proponen que los rayos cósmicos de energía ultraalta se producen cerca de nuestra galaxia o que la covarianza de Lorentz se viola de tal manera que los protones no pierden energía en su camino hacia nuestra galaxia.
El límite fue calculado independientemente en 1966 por Kenneth Greisen , [3] Georgy Zatsepin y Vadim Kuzmin [4] basándose en las interacciones entre los rayos cósmicos y los fotones de la radiación de fondo de microondas cósmica (CMB). Predijeron que los rayos cósmicos con energías superiores a la energía umbral de5 × 10 19 eV interactuarían con los fotones del fondo cósmico de microondas relativamente desplazados hacia el azul por la velocidad de los rayos cósmicos, para producir piones a través de la resonancia .
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Los piones producidos de esta manera se desintegran en los canales piónicos estándar: en última instancia, en fotones para los piones neutros, y en fotones, positrones y diversos neutrinos para los piones positivos. Los neutrones también se desintegran en productos similares, de modo que, en última instancia, la energía de cualquier protón de un rayo cósmico se pierde mediante la producción de fotones de alta energía más (en algunos casos) pares electrón-positrón y pares de neutrinos de alta energía.
El proceso de producción de piones comienza con una energía más alta que la producción ordinaria de pares electrón-positrón (producción de leptones) a partir de protones que impactan el CMB, que comienza con energías de protones de rayos cósmicos de solo aproximadamente10 17 eV . Sin embargo, los eventos de producción de piones consumen el 20% de la energía de un protón de rayos cósmicos, en comparación con solo el 0,1% de su energía para la producción de pares electrón-positrón.
Este factor de 200 = 20% / 0,1% proviene de dos causas: el pión tiene una masa de solo unas ~130 veces la de los leptones, pero la energía adicional aparece como energías cinéticas diferentes del pión o los leptones, y da como resultado que se transfiera relativamente más energía cinética a un pión producto más pesado, para conservar el momento . Las pérdidas totales de energía mucho mayores de la producción de piones dan como resultado que la producción de piones se convierta en el proceso que limita los viajes de rayos cósmicos de alta energía, en lugar del proceso de menor energía de producción de leptones ligeros.
El proceso de producción de piones continúa hasta que la energía de los rayos cósmicos cae por debajo del umbral de producción de piones. Debido a la trayectoria media asociada con esta interacción, los protones de rayos cósmicos extragalácticos que viajan a distancias mayores que50 Mpc (163 millones de años luz ) y con energías superiores al umbral nunca deberían observarse en la Tierra. Esta distancia también se conoce como horizonte GZK.
El límite GZK preciso se deriva bajo el supuesto de que los rayos cósmicos de energía ultra alta , aquellos con energías superiores1 × 10 18 eV son protones. Las mediciones realizadas por el mayor observatorio de rayos cósmicos, el Observatorio Pierre Auger , sugieren que la mayoría de los rayos cósmicos de energía ultraalta son elementos más pesados conocidos como iones HZE . [5] En este caso, el argumento detrás del límite GZK no se aplica en la forma originalmente simple: sin embargo, como señaló Greisen, la resonancia dipolar gigante también ocurre aproximadamente en este rango de energía (a 10 EeV/nucleón) y restringe de manera similar la propagación a distancias muy largas.
Se han realizado varias observaciones mediante los mayores experimentos de rayos cósmicos Akeno Giant Air Shower Array (AGASA), High Resolution Fly's Eye Cosmic Ray Detector y el Pierre Auger Observatory and Telescope Array Project que parecen mostrar rayos cósmicos con energías superiores al límite GZK. Estas observaciones parecen contradecir las predicciones de la relatividad especial y la física de partículas tal como se entienden actualmente. Sin embargo, hay varias explicaciones posibles para estas observaciones que pueden resolver esta inconsistencia.
Otra sugerencia involucra partículas de interacción débil de energía ultraalta (por ejemplo, neutrinos ), que podrían crearse a grandes distancias y luego reaccionar localmente para dar lugar a las partículas observadas. En el modelo de explosión Z propuesto, un neutrino cósmico de energía ultraalta choca con un antineutrino relicto en nuestra galaxia y se aniquila en hadrones. [6] Este proceso se lleva a cabo a través de un bosón Z (virtual):
La sección transversal para este proceso se vuelve grande si la energía del centro de masa del par neutrino-antineutrino es igual a la masa del bosón Z (tal pico en la sección transversal se llama "resonancia"). Suponiendo que el antineutrino relicto está en reposo, la energía del neutrino cósmico incidente tiene que ser
¿Dónde está la masa del bosón Z y la masa del neutrino?
La última generación de observatorios de rayos cósmicos ha confirmado una supresión del flujo de rayos cósmicos que se puede explicar con el límite GZK. Una afirmación anterior del experimento AGASA de que no existe supresión fue rechazada. Sigue siendo controvertido si la supresión se debe al efecto GZK. El límite GZK solo se aplica si los rayos cósmicos de energía ultraalta están compuestos principalmente de protones.
En julio de 2007, durante la 30.ª Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos en Mérida, Yucatán, México, el High Resolution Fly's Eye Experiment (HiRes) y el Observatorio Pierre Auger (Auger) presentaron sus resultados sobre rayos cósmicos de energía ultraalta (UHECR). HiRes observó una supresión en el espectro UHECR justo en la energía correcta, observando solo 13 eventos con una energía por encima del umbral, mientras que esperaba 43 sin supresión. Esto se interpretó como la primera observación del límite GZK. [7] Auger confirmó la supresión de flujo, pero no afirmó que fuera el límite GZK: en lugar de los 30 eventos necesarios para confirmar los resultados de AGASA, Auger vio solo dos, que se cree que son eventos de núcleos pesados. [8] La supresión de flujo se puso en duda anteriormente cuando el experimento AGASA no encontró supresión en su espectro [ cita requerida ] . Según Alan Watson , ex portavoz de la Colaboración Auger, se ha demostrado que los resultados de AGASA son incorrectos, posiblemente debido al cambio sistemático en la asignación de energía.
En 2010 y los años siguientes, tanto el Observatorio Pierre Auger como HiRes confirmaron nuevamente una supresión de flujo, [9] [10] en el caso del Observatorio Pierre Auger el efecto es estadísticamente significativo al nivel de 20 desviaciones estándar.
Después de que se estableció la supresión del flujo, se produjo un acalorado debate sobre si los rayos cósmicos que violan el límite GZK son protones. El Observatorio Pierre Auger, el observatorio más grande del mundo, descubrió con alta significación estadística que los rayos cósmicos de energía ultra alta no son puramente protones, sino una mezcla de elementos, que se vuelve más pesada con el aumento de la energía. [5] El Telescope Array Project , un esfuerzo conjunto de miembros de las colaboraciones HiRes y AGASA, está de acuerdo con el primer resultado de HiRes de que estos rayos cósmicos se parecen a los protones. [11] Sin embargo, la afirmación se basa en datos con menor significación estadística. El área cubierta por Telescope Array es aproximadamente un tercio del área cubierta por el Observatorio Pierre Auger, y este último ha estado funcionando durante más tiempo.
La controversia se resolvió parcialmente en 2017, cuando un grupo de trabajo conjunto formado por miembros de ambos experimentos presentó un informe en la 35ª Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos. [12] Según el informe, los resultados experimentales en bruto no se contradicen entre sí. Las diferentes interpretaciones se basan principalmente en el uso de diferentes modelos teóricos y en el hecho de que Telescope Array aún no ha recopilado suficientes eventos para distinguir la hipótesis de protones puros de la hipótesis de núcleos mixtos.
EUSO , que estaba previsto que volara a bordo de la Estación Espacial Internacional (ISS) en 2009, fue diseñado para utilizar la técnica de fluorescencia atmosférica para monitorear un área enorme y aumentar considerablemente las estadísticas de UHECR. EUSO realizará un estudio profundo de las lluvias de aire extensas (EAS) inducidas por UHECR desde el espacio, extendiendo el espectro de energía medido mucho más allá del límite GZK. Su objetivo es buscar el origen de las UHECR, determinar la naturaleza del origen de las UHECR, realizar un estudio de todo el cielo de la dirección de llegada de las UHECR y tratar de abrir la ventana astronómica al universo de energía extrema con neutrinos. El destino del observatorio EUSO aún no está claro, ya que la NASA está considerando el retiro anticipado de la ISS.
El telescopio espacial de rayos gamma Fermi (anteriormente GLAST), lanzado en junio de 2008, también proporcionará datos que ayudarán a resolver estas inconsistencias.
