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Rayo cósmico extragaláctico

El espectro energético de los rayos cósmicos.

Los rayos cósmicos extragalácticos son partículas de muy alta energía que fluyen hacia el Sistema Solar desde más allá de la Vía Láctea . Mientras que a bajas energías, la mayoría de los rayos cósmicos se originan dentro de la Galaxia (por ejemplo, de los remanentes de supernovas ), a altas energías el espectro de rayos cósmicos está dominado por estos rayos cósmicos extragalácticos. La energía exacta a la que ocurre la transición de rayos cósmicos galácticos a extragalácticos no está clara, pero está en el rango de 10 17 a 10 18 eV . [1]

Observación

Simulación en 3D de la lluvia de aire creada por un protón de 1 TeV que impacta la atmósfera, del grupo COSMUS de la Universidad de Chicago. El terreno que se muestra es un área de 8 km x 8 km.

La observación de rayos cósmicos extragalácticos requiere detectores con una superficie extremadamente grande, debido al flujo muy limitado. Como resultado, los rayos cósmicos extragalácticos generalmente se detectan con observatorios terrestres, por medio de las extensas lluvias de partículas que crean. Estos observatorios terrestres pueden ser detectores de superficie, que observan las partículas de la lluvia de partículas que llegan al suelo, o detectores de fluorescencia del aire (también llamados detectores de "ojo de mosca" [2] ), que observan la fluorescencia causada por la interacción de las partículas cargadas de la lluvia de partículas con la atmósfera. En cualquier caso, el objetivo final es encontrar la masa y la energía del rayo cósmico primario que creó la lluvia de partículas. Los detectores de superficie logran esto midiendo la densidad de partículas en el suelo, mientras que los detectores de fluorescencia lo hacen midiendo la profundidad máxima de la lluvia de partículas (la profundidad desde la parte superior de la atmósfera a la que está presente el número máximo de partículas en la lluvia de partículas). [3] Los dos observatorios de rayos cósmicos de alta energía que operan actualmente, el Observatorio Pierre Auger y el Telescope Array, son detectores híbridos que utilizan ambos métodos. Esta metodología híbrida permite una reconstrucción tridimensional completa de la lluvia de aire y proporciona mucha mejor información direccional, así como una determinación más precisa del tipo y la energía del rayo cósmico primario que cualquiera de las técnicas por separado. [4]

Observatorio Pierre Auger

El Observatorio Pierre Auger, ubicado en la provincia de Mendoza en Argentina, consta de 1660 detectores de superficie, cada uno separado por 1,5 km y cubriendo un área total de 3000 km 2 , y 27 detectores de fluorescencia en 4 ubicaciones diferentes con vistas a los detectores de superficie. [5] [6] El observatorio ha estado en funcionamiento desde 2004, y comenzó a operar a plena capacidad en 2008 una vez que se completó la construcción. Los detectores de superficie son detectores Cherenkov de agua , cada detector es un tanque de 3,6 m de diámetro. Uno de los resultados más notables del Observatorio Pierre Auger es la detección de una anisotropía dipolar en las direcciones de llegada de rayos cósmicos con energía mayor a 8 x 10 18 eV, que fue la primera indicación concluyente de su origen extragaláctico. [7] [8]

Conjunto de telescopios

El Telescope Array está ubicado en el estado de Utah en los Estados Unidos de América, y consta de 507 detectores de superficie separados por 1,2 km y que cubren un área total de 700 km 2 [9] , y 3 estaciones de detectores de fluorescencia con 12-14 detectores de fluorescencia en cada estación. [10] El Telescope Array fue construido por una colaboración entre los equipos que anteriormente operaban el Akeno Giant Air Shower Array (AGASA) , que era un conjunto de detectores de superficie en Japón, y el High Resolution Fly's Eye (HiRes) , que era un detector de fluorescencia de aire también ubicado en Utah. [11] El Telescope Array fue diseñado inicialmente para detectar rayos cósmicos con energía superior a 10 19 eV, pero una extensión del proyecto, la extensión de baja energía del Telescope Array (TALE), está actualmente en marcha y permitirá la observación de rayos cósmicos con energías superiores a 3 x 10 16 eV [12]

Espectro y composición

Espectro de energía de los rayos cósmicos con energía superior a 2,5 x 10 18 eV a partir de datos observados por el Observatorio Pierre Auger [13]

Dos características claras y conocidas desde hace tiempo del espectro de los rayos cósmicos extragalácticos son el "tobillo", que es un aplanamiento del espectro alrededor de 5 x 10 18 eV, [14] y la supresión del flujo de rayos cósmicos a altas energías (por encima de aproximadamente 4 x 10 19 eV). [15] [16] Más recientemente, el Observatorio Pierre Auger también observó un empinamiento del espectro de rayos cósmicos por encima del tobillo, [17] antes del corte pronunciado por encima de 10 19 eV (ver figura). El espectro medido por el Observatorio Pierre Auger no parece depender de la dirección de llegada de los rayos cósmicos. [18] Sin embargo, existen algunas discrepancias entre el espectro (específicamente la energía en la que ocurre la supresión del flujo) medido por el Observatorio Pierre Auger en el hemisferio sur y el Telescope Array en el hemisferio norte. [19] No está claro si esto es el resultado de un error sistemático desconocido o de una verdadera diferencia entre los rayos cósmicos que llegan a los hemisferios norte y sur.

La interpretación de estas características del espectro de rayos cósmicos depende de los detalles del modelo asumido. Históricamente, el tobillo se interpreta como la energía en la que el empinado espectro de rayos cósmicos galácticos pasa a un espectro extragaláctico plano. [20] Sin embargo, la aceleración de choque difusivo en los remanentes de supernova, que es la fuente predominante de rayos cósmicos por debajo de 10 15 eV, puede acelerar protones solo hasta 3 x 10 15 eV y hierro hasta 8 x 10 16 eV. [20] [21] Por lo tanto, debe haber una fuente adicional de rayos cósmicos galácticos hasta alrededor de 10 18 eV. Por otro lado, el modelo de "inmersión" asume que la transición entre rayos cósmicos galácticos y extragalácticos ocurre aproximadamente a 10 17 eV. Este modelo supone que los rayos cósmicos extragalácticos están compuestos puramente de protones, y el tobillo se interpreta como debido a la producción de pares que surge de las interacciones de los rayos cósmicos con el Fondo Cósmico de Microondas (CMB). [22] Esto suprime el flujo de rayos cósmicos y, por lo tanto, causa un aplanamiento del espectro. Los datos más antiguos, así como los datos más recientes del Telescope Array [23] [24] favorecen una composición pura de protones. Sin embargo, los datos recientes de Auger sugieren una composición que está dominada por elementos ligeros a 2 x 10 18 eV, pero se vuelve cada vez más dominada por elementos más pesados ​​​​con energía creciente. [25] En este caso, se necesita una fuente de protones por debajo de 2 x 10 18 eV.

En general, se supone que la supresión del flujo a altas energías se debe al efecto Greisen–Zatsepin–Kuz’min (GZK) en el caso de los protones, o a la fotodesintegración por el CMB (efecto Gerasimova-Rozental o GR) en el caso de los núcleos pesados. Sin embargo, también podría deberse a la naturaleza de las fuentes, es decir, a la energía máxima a la que las fuentes pueden acelerar los rayos cósmicos. [26]

Como se mencionó anteriormente, el Telescope Array y el Observatorio Pierre Auger arrojan resultados diferentes para la composición más probable. Sin embargo, los datos utilizados para inferir la composición de estos dos observatorios son consistentes una vez que se tienen en cuenta todos los efectos sistemáticos. [19] Por lo tanto, la composición de los rayos cósmicos extragalácticos sigue siendo ambigua.

Origen

A diferencia de los rayos cósmicos solares o galácticos , se sabe poco sobre los orígenes de los rayos cósmicos extragalácticos. Esto se debe en gran medida a la falta de estadísticas: solo alrededor de 1 partícula de rayos cósmicos extragalácticos por kilómetro cuadrado por año llega a la superficie de la Tierra (ver figura). Las posibles fuentes de estos rayos cósmicos deben satisfacer el criterio de Hillas, [27]

donde E es la energía de la partícula, q su carga eléctrica, B es el campo magnético en la fuente y R el tamaño de la fuente. Este criterio proviene del hecho de que para que una partícula sea acelerada a una energía dada, su radio de Larmor debe ser menor que el tamaño de la región de aceleración. Una vez que el radio de Larmor de la partícula es mayor que el tamaño de la región de aceleración, escapa y no gana más energía. Como consecuencia de esto, los núcleos más pesados ​​(con un mayor número de protones), si están presentes, pueden acelerarse a energías más altas que los protones dentro de la misma fuente.

Núcleos galácticos activos

Imagen de un núcleo galáctico activo de la galaxia activa M87 .

Los núcleos galácticos activos (AGN) son bien conocidos por ser algunos de los objetos más energéticos del universo y, por lo tanto, a menudo se los considera candidatos para la producción de rayos cósmicos extragalácticos. Dada su luminosidad extremadamente alta, los AGN pueden acelerar los rayos cósmicos a las energías requeridas incluso si solo se utiliza 1/1000 de su energía para esta aceleración. Hay cierto apoyo observacional para esta hipótesis. El análisis de las mediciones de rayos cósmicos con el Observatorio Pierre Auger sugiere una correlación entre las direcciones de llegada de los rayos cósmicos de las energías más altas de más de 5×10 19  eV y las posiciones de las galaxias activas cercanas. [28] En 2017, IceCube detectó un neutrino de alta energía con energía 290 TeV cuya dirección era consistente con un blazar en llamaradas , TXS 0506-056 , [29] lo que fortaleció el caso de los AGN como fuente de rayos cósmicos extragalácticos. Dado que se supone que los neutrinos de alta energía provienen de la desintegración de piones producidos por la interacción de protones de alta energía correspondientemente con el Fondo Cósmico de Microondas (CMB) (producción de fotopiones), o de la fotodesintegración de núcleos energéticos, y dado que los neutrinos viajan esencialmente sin impedimentos a través del universo, se puede rastrear su origen hasta la fuente de los rayos cósmicos de alta energía.

Cúmulos de galaxias

Imagen de múltiples longitudes de onda del cúmulo de galaxias Abell 1689, con datos de rayos X (violeta) y ópticos (amarillo). La emisión difusa de rayos X surge del medio caliente intracúmulo

Los cúmulos de galaxias acumulan continuamente gas y galaxias a partir de filamentos de la red cósmica. A medida que el gas frío que se acumula cae en el medio caliente intracúmulo , da lugar a choques en las afueras del cúmulo, que podrían acelerar los rayos cósmicos a través del mecanismo de aceleración de choque difusivo. [30] Los halos de radio a gran escala y las reliquias de radio , que se espera que se deban a la emisión de sincrotrón de los electrones relativistas, [31] muestran que los cúmulos albergan partículas de alta energía. [32] Los estudios han encontrado que los choques en los cúmulos pueden acelerar los núcleos de hierro a 10 20 eV, [33] que es casi tanto como los rayos cósmicos más energéticos observados por el Observatorio Pierre Auger. [18] Sin embargo, si los cúmulos aceleran protones o núcleos a energías tan altas, también deberían producir emisión de rayos gamma debido a la interacción de las partículas de alta energía con el medio intracúmulo. [34] Esta emisión de rayos gamma aún no ha sido observada, [35] lo cual es difícil de explicar.

Explosiones de rayos gamma

Los estallidos de rayos gamma (GRB) se propusieron originalmente como una posible fuente de rayos cósmicos extragalácticos porque la energía requerida para producir el flujo observado de rayos cósmicos era similar a su luminosidad típica en rayos γ, y porque podían acelerar protones a energías de 10 20 eV a través de la aceleración de choque difusivo. [36] Los estallidos de rayos gamma largos (GRB) son especialmente interesantes como posibles fuentes de rayos cósmicos extragalácticos a la luz de la evidencia de una composición más pesada a energías más altas. Los GRB largos están asociados con la muerte de estrellas masivas, [37] que son bien conocidas por producir elementos pesados. Sin embargo, en este caso muchos de los núcleos pesados ​​se fotodesintegrarían, lo que llevaría a una considerable emisión de neutrinos también asociada con los GRB, lo que no se ha observado. [38] Algunos estudios han sugerido que una población específica de GRB conocida como GRB de baja luminosidad podría resolver esto, ya que la menor luminosidad conduciría a una menor fotodisociación y producción de neutrinos. [39] Estos GRB de baja luminosidad también podrían explicar simultáneamente los neutrinos de alta energía observados. [40] Sin embargo, también se ha argumentado que estos GRB de baja luminosidad no son lo suficientemente energéticos como para ser una fuente importante de rayos cósmicos de alta energía. [41]

Estrellas de neutrones

Las estrellas de neutrones se forman a partir del colapso del núcleo de estrellas masivas y, al igual que los GRB, pueden ser una fuente de núcleos pesados. En los modelos con estrellas de neutrones (en concreto, púlsares jóvenes o magnetares ) como fuente de rayos cósmicos extragalácticos, los elementos pesados ​​(principalmente hierro) son arrancados de la superficie del objeto por el campo eléctrico creado por la rápida rotación de la estrella de neutrones magnetizada. [42] Este mismo campo eléctrico puede acelerar los núcleos de hierro hasta 10 20 eV. [42] La fotodesintegración de los núcleos pesados ​​produciría elementos más ligeros con energías más bajas, lo que coincide con las observaciones del Observatorio Pierre Auger. [43] En este escenario, los rayos cósmicos acelerados por las estrellas de neutrones dentro de la Vía Láctea podrían rellenar la "región de transición" entre los rayos cósmicos galácticos producidos en los remanentes de supernovas y los rayos cósmicos extragalácticos. [44]

Véase también

Referencias

  1. ^ Aloisio, R.; Berezinsky, V.; Gazizov, A. (diciembre de 2012). "Transición de rayos cósmicos galácticos a extragalácticos". Astroparticle Physics . 39–40: 129–143. arXiv : 1211.0494 . Bibcode :2012APh....39..129A. doi :10.1016/j.astropartphys.2012.09.007. S2CID  9266571.
  2. ^ "HiRes - El observatorio de rayos cósmicos de ultraalta energía Fly's Eye de alta resolución". www.cosmic-ray.org . Consultado el 28 de abril de 2021 .
  3. ^ Kampert, Karl-Heinz; Unger, Michael (mayo de 2012). "Medidas de la composición de rayos cósmicos con experimentos de lluvia de aire". Astroparticle Physics . 35 (10): 660–678. arXiv : 1201.0018 . Código Bibliográfico :2012APh....35..660K. doi :10.1016/j.astropartphys.2012.02.004. S2CID  118540292.
  4. ^ Sommers, Paul (1995-08-01). "Capacidades de un detector híbrido gigante de lluvia de aire". Astroparticle Physics . 3 (4): 349–360. Bibcode :1995APh.....3..349S. doi :10.1016/0927-6505(95)00013-7. ISSN  0927-6505.
  5. ^ "Detector híbrido Auger". www.auger.org . Consultado el 28 de abril de 2021 .
  6. ^ La Colaboración Pierre Auger (octubre de 2015). "El Observatorio de Rayos Cósmicos Pierre Auger". Instrumentos y métodos nucleares en la investigación en física Sección A: Aceleradores, espectrómetros, detectores y equipos asociados . 798 : 172–213. arXiv : 1502.01323 . Bibcode :2015NIMPA.798..172P. doi : 10.1016/j.nima.2015.06.058 .
  7. ^ La colaboración Pierre Auger; Aab, A.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Samarai, I. Al; Albuquerque, IFM; Allekotte, I.; Almela, A.; Castillo, J. Álvarez; Álvarez-Muñiz, J.; Anastasi, GA (22 de septiembre de 2017). "Observación de una anisotropía a gran escala en las direcciones de llegada de los rayos cósmicos por encima de $ 8 \ veces 10 ^ {18} $ eV". Ciencia . 357 (6357): 1266-1270. arXiv : 1709.07321 . Código Bib : 2017 Ciencia... 357.1266P. doi : 10.1126/ciencia.aan4338 . ISSN  0036-8075. Número de modelo:  PMID28935800.
  8. ^ La colaboración Pierre Auger; Aab, A.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Albuquerque, IFM; Albury, JM; Allekotte, I.; Almela, A.; Castillo, J. Álvarez; Álvarez-Muñiz, J.; Anastasi, Georgia (13 de noviembre de 2018). "Anisotropías de rayos cósmicos a gran escala por encima de 4 EeV medidas por el Observatorio Pierre Auger". La revista astrofísica . 868 (1): 4. arXiv : 1808.03579 . Código Bib : 2018ApJ...868....4A. doi : 10.3847/1538-4357/aae689 . hdl : 2434/605925 . ISSN  1538-4357. Número de identificación del sujeto  84836470.
  9. ^ Abu-Zayyad, T.; et al. (11 de octubre de 2012). "El conjunto de detectores de superficie del experimento Telescope Array". Instrumentos y métodos nucleares en la investigación en física Sección A: aceleradores, espectrómetros, detectores y equipos asociados . 689 : 87–97. arXiv : 1201.4964 . Bibcode :2012NIMPA.689...87A. doi : 10.1016/j.nima.2012.05.079 . ISSN  0168-9002.
  10. ^ Kawai, H.; Yoshida, S.; Yoshii, H.; Tanaka, K.; Cohen, F.; Fukushima, M.; Hayashida, N.; Hiyama, K.; Ikeda, D.; Kido, E.; Kondo, Y. (enero de 2008). "Experimento de conjunto de telescopios". Suplementos de actas de la revista Nuclear Physics B. 175–176: 221–226. Código Bibliográfico : 2008NuPhS.175..221K. doi : 10.1016/j.nuclphysbps.2007.11.002. S2CID  53604164.
  11. ^ "Telescope Array". www.telescopearray.org . Consultado el 28 de abril de 2021 .
  12. ^ Ogio, Shoichi (18 de enero de 2018). "Extensión de baja energía del conjunto de telescopios: TALE". Actas de la Conferencia internacional de 2016 sobre rayos cósmicos de energía ultraalta (UHECR2016) . Actas de la conferencia JPS. Vol. 19. Kioto, Japón: Journal of the Physical Society of Japan. p. 011026. Código Bibliográfico :2018uhec.confa1026O. doi : 10.7566/JPSCP.19.011026 . ISBN 978-4-89027-126-9.
  13. ^ La colaboración Pierre Auger; Aab, A.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Albury, JM; Allekotte, I.; Almela, A.; Álvarez Castillo, J.; Álvarez-Muñiz, J.; Alves Batista, R.; Anastasi, GA (16 de septiembre de 2020). "Características del espectro energético de los rayos cósmicos por encima de $2,5\ifmmode\times\else\texttimes\fi{}{10}^{18}\text{ }\text{ }\mathrm{eV}$ utilizando el Observatorio Pierre Auger" . Cartas de revisión física . 125 (12): 121106. arXiv : 2008.06488 . Código Bib : 2020PhRvL.125l1106A. doi : 10.1103/PhysRevLett.125.121106 . PMID:  33016715.
  14. ^ Abbasi, RU; et al. (2005-07-21). "Observación del tobillo y evidencia de una ruptura de alta energía en el espectro de rayos cósmicos". Physics Letters B . 619 (3–4): 271–280. arXiv : astro-ph/0501317 . Bibcode :2005PhLB..619..271A. doi : 10.1016/j.physletb.2005.05.064 . ISSN  0370-2693.
  15. ^ Colaboración HiRes (10 de marzo de 2008). "Primera observación de la supresión de Greisen-Zatsepin-Kuzmin". Physical Review Letters . 100 (10): 101101. arXiv : astro-ph/0703099 . Código Bibliográfico :2008PhRvL.100j1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.100.101101. ISSN  0031-9007. PMID  18352170. S2CID  118960558.
  16. ^ La Colaboración Pierre Auger (4 de agosto de 2008). "Observación de la supresión del flujo de rayos cósmicos por encima de 4x10^19eV". Physical Review Letters . 101 (6): 061101. arXiv : 0806.4302 . doi :10.1103/PhysRevLett.101.061101. hdl : 2440/47607 . ISSN  0031-9007. PMID  18764444. S2CID  118478479.
  17. ^ Aab, A.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Albury, JM; Allekotte, I.; Almela, A.; Alvarez Castillo, J.; Alvarez-Muñiz, J.; Alves Batista, R.; Anastasi, GA; Anchordoqui, L. (16 de septiembre de 2020). "Medición del espectro de energía de rayos cósmicos por encima de 2,5 × 10 18 eV utilizando el Observatorio Pierre Auger". Physical Review D . 102 (6): 062005. arXiv : 2008.06486 . Código Bibliográfico :2020PhRvD.102f2005A. doi : 10.1103/PhysRevD.102.062005 . ISSN  2470-0010.
  18. ^ ab Aab, A.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Albury, JM; Allekotte, I.; Almela, A.; Alvarez Castillo, J.; Alvarez-Muñiz, J.; Alves Batista, R.; Anastasi, GA; Anchordoqui, L. (16 de septiembre de 2020). "Características del espectro de energía de los rayos cósmicos por encima de 2,5 × 10 18 eV utilizando el Observatorio Pierre Auger". Physical Review Letters . 125 (12): 121106. arXiv : 2008.06488 . Código Bibliográfico :2020PhRvL.125l1106A. doi : 10.1103/PhysRevLett.125.121106 . Revista de Biología  Molecular y  Genética .
  19. ^ ab Abbasi, R.; Bellido, J.; Belz, J.; de Souza, V.; Hanlon, W.; Ikeda, D.; Lundquist, JP; Sokolsky, P.; Stroman, T.; Tameda, Y.; Tsunesada, Y. (6 de abril de 2016). "Informe del grupo de trabajo sobre la composición de rayos cósmicos de energía ultraalta". Actas del Simposio internacional sobre rayos cósmicos de energía ultraalta (UHECR2014) : 010016. arXiv : 1503.07540 . Código Bibliográfico :2016uhec.confa0016A. doi : 10.7566/JPSCP.9.010016 . ISBN 978-4-89027-113-9.
  20. ^ ab Aloisio, R.; Berezinsky, V.; Gazizov, A. (diciembre de 2012). "Transición de rayos cósmicos galácticos a extragalácticos". Astroparticle Physics . 39–40: 129–143. arXiv : 1211.0494 . Bibcode :2012APh....39..129A. doi :10.1016/j.astropartphys.2012.09.007. S2CID  9266571.
  21. ^ De Marco, Daniel; Stanev, Todor (13 de octubre de 2005). "Sobre la forma del espectro de rayos cósmicos UHE". Physical Review D . 72 (8): 081301. arXiv : astro-ph/0506318 . doi :10.1103/PhysRevD.72.081301. ISSN  1550-7998. S2CID  118149419.
  22. ^ Berezinsky, V.; Gazizov, AZ; Grigorieva, SI (21 de abril de 2005). "Caída en el espectro UHECR como firma de la interacción de protones con CMB". Physics Letters B . 612 (3–4): 147–153. arXiv : astro-ph/0502550 . doi : 10.1016/j.physletb.2005.02.058 . ISSN  0370-2693.
  23. ^ Rachen, Joerg P.; Stanev, Todor; Biermann, Peter L. (4 de febrero de 1993). "Rayos cósmicos extragalácticos de energía ultraalta, II. Comparación con datos experimentales". Astron. Astrophys . 273 : 377. arXiv : astro-ph/9302005 . Código Bibliográfico :1993A&A...273..377R.
  24. ^ Hanlon, William (4 de agosto de 2019). "Telescope Array 10 Year Composition". En Paolo Desiati; Thomas Gaisser; Albrecht Karle (eds.). Actas de la 36.ª Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos — PoS(ICRC2019) . Comisión de Física de Astropartículas de la Unión Internacional de Física Pura y Aplicada 36.ª Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos (Icrc2019). Actas de la Ciencia. Vol. 358. p. 280. arXiv : 1908.01356 . Bibcode :2019ICRC...36..280H. doi : 10.22323/1.358.0280 . S2CID  199442393.
  25. ^ Pierre Auger Collaboration (31 de diciembre de 2014). "Profundidad máxima de los perfiles de lluvia de aire en el Observatorio Pierre Auger: mediciones a energías superiores a 10^17,8 eV". Physical Review D . 90 (12): 122005. arXiv : 1409.4809 . Bibcode :2014PhRvD..90l2005A. doi : 10.1103/PhysRevD.90.122005 . ISSN  1550-7998.
  26. ^ Watson, AA (19 de febrero de 2014). "Rayos cósmicos de alta energía y el efecto Greisen–Zatsepin–Kuz'min". Informes sobre el progreso en física . 77 (3): 036901. arXiv : 1310.0325 . Bibcode :2014RPPh...77c6901W. doi :10.1088/0034-4885/77/3/036901. ISSN  0034-4885. PMID  24552650. S2CID  20408181.
  27. ^ Hillas, AM (septiembre de 1984). "El origen de los rayos cósmicos de energía ultraalta". Revista anual de astronomía y astrofísica . 22 (1): 425–444. Bibcode :1984ARA&A..22..425H. doi :10.1146/annurev.aa.22.090184.002233. ISSN  0066-4146.
  28. ^ Colaboración Pierre Auger; Abraham, J.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Aguirre, C.; Allard, D.; Allekotte, I.; Allen, J.; Allison, P.; Alvarez, C.; Alvarez-Muniz, J. (9 de noviembre de 2007). "Correlación de los rayos cósmicos de mayor energía con objetos extragalácticos cercanos". Science . 318 (5852): 938–943. arXiv : 0711.2256 . Bibcode :2007Sci...318..938P. doi :10.1126/science.1151124. ISSN  0036-8075. PMID  17991855. S2CID  118376969.
  29. ^ La colaboración IceCube; Fermi-LAT; MAGIC; AGILE; ASAS-SN; HAWC; HESS; INTEGRAL; Kanata; Kiso; Kapteyn (13 de julio de 2018). "Observaciones multimensajero de un blazar en llamaradas coincidente con el neutrino de alta energía IceCube-170922A". Science . 361 (6398): eaat1378. arXiv : 1807.08816 . Bibcode :2018Sci...361.1378I. doi : 10.1126/science.aat1378 . ISSN  0036-8075. PMID  30002226.
  30. ^ Hong, Sungwook E.; Ryu, Dongsu; Kang, Hyesung; Cen, Renyue (3 de abril de 2014). "Ondas de choque y aceleración de rayos cósmicos en las afueras de los cúmulos de galaxias". The Astrophysical Journal . 785 (2): 133. arXiv : 1403.1420 . Bibcode :2014ApJ...785..133H. doi :10.1088/0004-637X/785/2/133. ISSN  0004-637X. S2CID  73590389.
  31. ^ Ferrari, C.; Govoni, F.; Schindler, S.; Bykov, AM; Rephaeli, Y. (febrero de 2008). "Observaciones de emisión de radio extendida en cúmulos". Space Science Reviews . 134 (1–4): 93–118. arXiv : 0801.0985 . Código Bibliográfico :2008SSRv..134...93F. doi :10.1007/s11214-008-9311-x. ISSN  0038-6308. S2CID  18428157.
  32. ^ Brunetti, G.; Jones, TW (abril de 2014). "Rayos cósmicos en cúmulos de galaxias y su emisión no térmica". Revista Internacional de Física Moderna D . 23 (4): 1430007–1430098. arXiv : 1401.7519 . Código Bibliográfico :2014IJMPD..2330007B. doi :10.1142/S0218271814300079. ISSN  0218-2718. S2CID  119308380.
  33. ^ Vannoni, G.; Aharonian, FA; Gabici, S.; Kelner, SR; Prosekin, A. (1 de diciembre de 2011). "Aceleración y radiación de protones de energía ultraalta en cúmulos de galaxias". Astronomía y Astrofísica . 536 : A56. arXiv : 0910.5715 . Bibcode :2011A&A...536A..56V. doi : 10.1051/0004-6361/200913568 . ISSN  0004-6361.
  34. ^ Berezinsky, VS; Blasi, P.; Ptuskin, VS (octubre de 1997). "Cúmulos de galaxias como depósito de rayos cósmicos". The Astrophysical Journal . 487 (2): 529–535. arXiv : astro-ph/9609048 . Código Bibliográfico :1997ApJ...487..529B. doi :10.1086/304622. ISSN  0004-637X. S2CID  12525472.
  35. ^ Wittor, Denis (mayo de 2021). "Sobre los desafíos de la aceleración del choque de protones de rayos cósmicos en el medio intracúmulo". Nueva Astronomía . 85 : 101550. arXiv : 2102.08059 . Código Bibliográfico :2021NewA...8501550W. doi :10.1016/j.newast.2020.101550. ISSN  1384-1076. S2CID  229413947.
  36. ^ Waxman, Eli (17 de julio de 1995). "Estallidos de rayos gamma cosmológicos y rayos cósmicos de mayor energía". Physical Review Letters . 75 (3): 386–389. arXiv : astro-ph/9505082 . Código Bibliográfico :1995PhRvL..75..386W. doi :10.1103/PhysRevLett.75.386. ISSN  0031-9007. PMID  10060008. S2CID  9827099.
  37. ^ Hjorth, Jens; Bloom, Joshua S. (2012). "La conexión entre los estallidos de rayos gamma y las supernovas". En C. Kouveliotou; RAMJ Wijers; SE Woosley (eds.). Estallidos de rayos gamma . Cambridge Astrophysics Series. Vol. 51. Cambridge University Press. págs. 169–190. arXiv : 1104.2274 .
  38. ^ Colaboración IceCube; Abbasi, R.; Abdou, Y.; Abu-Zayyad, T.; Ackermann, M.; Adams, J.; Aguilar, JA; Ahlers, M.; Altmann, D.; Andeen, K.; Auffenberg, J. (abril de 2012). "Una ausencia de neutrinos asociada con la aceleración de rayos cósmicos en estallidos de rayos gamma". Nature . 484 (7394): 351–354. arXiv : 1204.4219 . doi :10.1038/nature11068. ISSN  0028-0836. PMID  22517161. S2CID  205228690.
  39. ^ Boncioli, Denise; Biehl, Daniel; Winter, Walter (14 de febrero de 2019). "Sobre el origen común de los rayos cósmicos a través del tobillo y los neutrinos difusos en las energías más altas de los estallidos de rayos gamma de baja luminosidad". The Astrophysical Journal . 872 (1): 110. arXiv : 1808.07481 . Bibcode :2019ApJ...872..110B. doi : 10.3847/1538-4357/aafda7 . ISSN  1538-4357.
  40. ^ Yoshida, Shigeru; Murase, Kohta (21 de octubre de 2020). "Restricción de escenarios fotohadrónicos para el origen unificado de los neutrinos de IceCube y los rayos cósmicos de energía ultraalta". Physical Review D . 102 (8): 083023. arXiv : 2007.09276 . Código Bibliográfico :2020PhRvD.102h3023Y. doi :10.1103/PhysRevD.102.083023. ISSN  2470-0010. S2CID  220646878.
  41. ^ Samuelsson, Filip; Bégué, Damien; Ryde, Felix; Pe'er, Asaf; Murase, Kohta (23 de octubre de 2020). "Restricción de estallidos de rayos gamma de baja luminosidad como fuentes de rayos cósmicos de energía ultraalta utilizando GRB 060218 como proxy". The Astrophysical Journal . 902 (2): 148. arXiv : 2005.02417 . Bibcode :2020ApJ...902..148S. doi : 10.3847/1538-4357/abb60c . ISSN  1538-4357. S2CID  218516915.
  42. ^ ab Blasi, P.; Epstein, RI; Olinto, AV (2000-04-20). "Rayos cósmicos de energía ultraalta de los vientos de estrellas de neutrones jóvenes". The Astrophysical Journal . 533 (2): L123–L126. arXiv : astro-ph/9912240 . Bibcode :2000ApJ...533L.123B. doi :10.1086/312626. PMID  10770705. S2CID  6026463.
  43. ^ Fang, Ke; Kotera, Kumiko; Olinto, Angela V. (abril de 2012). "Pulsares recién nacidos como fuentes de rayos cósmicos de energía ultraalta". The Astrophysical Journal . 750 (2): 118. arXiv : 1201.5197 . Bibcode :2012ApJ...750..118F. doi :10.1088/0004-637X/750/2/118. ISSN  0004-637X. S2CID  9129110.
  44. ^ Fang, Ke; Kotera, Kumiko; Olinto, Angela V. (11 de marzo de 2013). "Núcleos de rayos cósmicos de energía ultraalta de pulsares extragalácticos y el efecto de sus contrapartes galácticas". Revista de Cosmología y Física de Astropartículas . 2013 (3): 010. arXiv : 1302.4482 . Código Bibliográfico :2013JCAP...03..010F. doi :10.1088/1475-7516/2013/03/010. ISSN  1475-7516. S2CID  118721122.