Bu madde veya sayfa başka bir dilden kötü bir biçimde tercüme edilmiştir. Sayfa makine çevirisi veya dilde yetkinliği bulunmayan bir çevirmen tarafından oluşturulmuş olabilir. Lütfen çeviriyi geliştirmek için yardım edin. (Temmuz 2015)

Astroparçacık fizikte (en:Astroparticle physics), UHECR 〖10〗^18 ev’den büyük kinetik enerjisi olan kozmik ışındır. Kalıntıları ise diğer kozmik ışın parçacıkları ile benzerdir. Yüksek enerjili kozmik ışın (EECR) ise 5×〖10〗^19 eV (yaklaşık 8 jules)’yi aşan bir UHECR’dir.

Limiti (Greisen-Zatsepin-Kuzmin) olarak adlandırılır. Bu limit uzun mesafeler kat eden (yaklaşık 160 milyon ışık yılı) kozmik ışık parçacıklarının maksimum enerjisidir. Bu mesafelerde daha yüksek enerji ışın parçacıklarını enerjilerini kaybettikleri için kozmik mikrodalga halindeki fotonlardan dağılırlar. ECCR evrenin ilk zamanlarından gelen bir şey olamaz; kozmolojik olarak gençtir. Bilinmeyen fiziksel bir süreçte bir süper clusterde bir yerde ortaya çıktı.

Bu parçacıklar oldukça nadirdir. 2004 ve 2007 de Pierre Auger Observatary enerjileri 5.7×〖10〗^19 eV olan 27 gözlem yaptı.

EECR’nin kaynakları ZEVATRONLAR olarak bilinir. Lawrance Berkeley Nationall Labarotuvarlarının Bevatron ve Fermi Laboratuvarlarının tevatronundan esinlendi ve parçacıkların hızlanma kabiliyeti 1 ZeV (〖10〗^21 eV). 2004’te zevatronlar gibi hareket eden galaktik jetlerin varlığı düşünülüyordu. Jetlerin içindeki ışık şok dalgaları sebebiyle parçacıkların hızlandığı düşünülüyordu. Model üzerindeki çalışmalar M87 yakınındaki şok dalgaları demir nucleuslarını 2eV değerlerinde hızlandırdığını gösterdi. 2007 de PAD EECR ile yakın galaksilerin merkezindeki kara deliklerde gözlendi. Bu galaksiler (AGN) actif galactic nuclei olarak bilinir. Daha spekülatif bir varsayım Grib ve Pavlov tarafından pennose işleyişi sebebi ile ağır karanlık maddelerin artıkları olarak söylendi.

Gözlemsel tarih[değiştir | kaynağı değiştir]

1.0×〖10〗^20 eV (16J)'yi aşan bir enerji ile kozmik parçacıklarının ilk gözlemi Dr. John Linsey ve Livio Scarsi tarafından 1962 de Meksika'daki Volcano Ranch deneyinde yapıldı.

Kozmik ışın parçacıkları gözlemlendiğinden daha yüksek enerjilere sahiptir. Bunlardan biri oh-my-god parçacığıdır ve 1991 ekiminde Dugway Proud yeri Utah’da gözlemlendi. Bu astrofizikçileri şok etti. Enerjisi 3×〖10〗^20 eV (50J)'dü. Diğer bir deyişle 142 gram ağırlığındaki bir beysbol topunun saatte 100 km hızına benzer. Bu kinetik enerjiye sahip atom altı parçacıklarıdır. Neredeyse ışık hızında hareket eden proton gibidir. Parçacık ışık hızından 46 nanometre veya 0,15 femtoseconds daha yavaş.

Bu parçacığın enerjisi her şeyi bir parçacık hızlandırıcısında üretilen, en yüksek enerjili protondan 40 milyon kez daha güçlü. Buna rağmen bu enerjinin küçük bir bölümü yeryüzündeki proton ve nötronun etkileşimidir. Enerjinin kalan kısmı etkileşimdeki ürünlerin kinetik enerjisi şeklindedir. Böyle bir çarpışma için etkili enerji 7.5×〖10〗^14 eV'dir. Büyük Hadron çarpışma enerjisinin 50 katıdır.

İlk gözlemden bu yana Utah Üniversitesi’nin Fly’s Eye Cosmic Ray Detector’u en az 15 benzerini yaptı. Bu yüksek enerjili parçacıklar oldukça nadirdir. Çoğu kozmik ışın parçacıklarının enerjisi 10MeV ve 10GeV arasındadır.

Pierre Auger Gözlemevi[değiştir | kaynağı değiştir]

Pierre Auger Observatory: bu gözlem evi aşırı yüksek kozmik ışınları (〖10〗^20 eV) aşan parçacıkları Tespit etmek için tasarlandı. Bu yüksek enerji parçacıklarının varış oranı 1 yy’da 1 km² olarak tahmin ediliyor. Bunu kaydetmek için gözlem evi 3000 〖km〗^2lik bir tarama alanı belirledi. Daha büyük bir ışın detektörü Pierre Auger gözlem evinin bir parçası olarak kuzey yarım kürede planlandı. Bu gözlem evi su tanklarını doğrudan gözlemlemek için kozmik ışın bileşenlerini inceledi. 4 teleskop gece nitrojen moleküllerinin ışınlarını gözlemlerdi.

UHECR enerjileri için nötron yıldızları hızlandırma parçacıkları

UHECR parçacıkları için kaynaklardan biri kendi enerjilerinden olan nötron yıldızlarıdır.genç nötron yıldızları 10 ms’den düşük hızda dönerler. Nötron akışkanlığındaki proton ve elektronlar demir nükleitini UHECR hızlarına getirir. Nötron akışkanının ürettiği manyetik alanda hızla dönen yıldızlar〖10〗^8 ve 〖10〗^11tesla değerinde bir manyetik alan oluşturur. Bu noktada nötron yıldızı Amapnetor olarak tasnit edilir. Bu manyetik alan evrende gözlenen en güçlü manyetik alandır ve göreceli MHD rüzgarını oluştrur. Bunun da süpernovadan kalan demir nükleidi hızlandırdığına inanılıyor.

Diğer UHECR kaynağı ise nötron yıldızından yabancı yıldız yanması olarak bilinir. Bu hipotez yabancı maddeyi maddenin yer hali olarak tanımlanıyor ve bunu destekleyecek gözlem ve deneysel veriler yoktur. Nötron yıldızları yoğun yerçekimsel baskısı nedeniyle madde yukarı aşağı değişik biçimlerde dengeli kalıyor ve tek bir hadron gibi hareket ediyor. Sonradan bu tüm yıldızı yakıyor yabancı bir maddeye dönüştürüyor ve nötron strange star oluyor ve manyetik alanı bozuluyor. Bunun olmasının sebebir quasi-neutral fluid içindeki proton ve ve nötronlar dönüşüyor. Bu manyetik alan bozulması büyük miktarda manyetik dalgaları açığa çıkarıyor. (LAEMWs) . bunlarda süpernovadan kalan ion kalıntılarını hızlandırıp UHECR enerjisine çeviriyor.

Diğer mümkün olabilecek parçacığın kaynağı aktif galaktik süreç[değiştir | kaynağı değiştir]

Mavi kozmik mikrodalga temelli radyasyon ile etkileşim mesafeyi sınırlar. Bu Greisen- Zatsepin-Kuzmin sınırı veya GZK sınırı olarak bilinir.

Bu yüksek enerji parçacıklarının kaynağı uzun yıllar boyunca gizemini korudu. Pierre Auger Observatory’nin son bulguları yakın galaksilerinin merkezindeki büyük kara delikler ile ilişkili olabileceği gösteriyor. Bu galaksilere Active Galaktik Nucle (AGN) denir. Sonuçlar tam anlamıyla kesin olmamakla birlikte kozmik ışın parçacıklarının kaynağı ile AGN’nin yakın ilişkili olduğu düşünülüyor. AGN içindeki bazı kara deliklerin yönlendirilebileceği biliniyor. Seyfert galaksisindeki gibi MCG-30-15. Kara deliklerin dönüşü potansiyel olarak etkili bir UHECR üretim kaynağıdır.

Diğer muhtemel parçacık kaynakları[değiştir | kaynağı değiştir]

• Güçlü radyo galaksilerinin radyo lobları.
  • Galaksilerin oluşma çağında meydana gelen galaksiler arası şoklar
  • Relativistic süpernova
  • Gamma ışın patlamaları
  • Topolojik bozuklukların supermassive parçacıkların kalıntılar
  • Penrose Effect’in oluşturduğu parçacıklar

Karanlık madde ile ilişkisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Aktif galaktik nükleid karanlık maddeyi yüksek enerji protonlarına dönüştürebilir. St. Petersburg'daki teorik fizik laboratuvarlarından 15 kat daha ağır olduğunu söylüyor. Aktif bir galaktik nükleidin yakınında bu parçacıkların biri kara deliklere dönüşebilirken diğerleri Penrose Effect’de söz edildiği gibi kurtulacaktır. Kurtulan bazı partiküller yenileriyle çarpışarak bir çarpışma enerjisi oluşturacak. Paulov'a göre görünebilen protonlar oluşabilecek ve yüksek enerjileri olacak. Bunlardan ultra yüksek enerjili kozmik ışın parçacıkları oluşacak ve süper ağır karanlık madde X parçacıklarından oluşacak. Örneğin; Holeums. Bunun gibi enerjisi yüksek yan ürünler X parçacığının büyük bir kısmını taşır ve gözlemlenen UHECR ışınlarının anlatımından dikkate değer.

Enerji ilkel kozmik ışın parçacıkları proton veya nükleid isi kozmik radyasyon nedeni ile yüksek enerjili ışık parçacıkları (UHECR) 〖10〗^20 eV’nin üzerinde bir GZK cut off’a maruz kalırlar. Pierre Auger Projesi,HIRES ve YAKUTZ Extensive Air Shower Array GZK cut off tespit edildi. Fakat Akeno-AGASA değerleri cut off un üstündeydi. 10 yılda 11 tane böyle gözlem yaptı. GZK cutoff enerji değerlerine yakın fakat üstündeydi. Eğer Akeno-AGASA verileri doğruysa bunu açıklaması, GZK cut off’un şiddeti karanlık madde parçacıklarının sebebi ile bir shower olacağıdır. GZK cut off bir karanlık maddeyi sınırlandırma. Çünkü kozmik radyasyonlar ile zayıf bir bağlantısı vardır. Pierre Auger Projesi’nin son ölçümleri yüksek enerjili kozmik ışın parçacıklarının yönü ile bağlantısı olduğunu buldu.