그라이젠-자체핀-쿠즈민 한계

그라이젠-자체핀-쿠즈민 한계(Greisen–Zatsepin–Kuzmin limit) 또는 GZK 한계(GZK limit) 또는 GZK 컷오프(GZK cutoff)는 다른 은하계에서 우리 은하계까지 성간 매질을 통과하여 이동하는 우주선 양성자의 에너지에 대한 이론적인 상한이다. 이 한계는 5×10¹⁹ eV (50 EeV) 또는 약 8 줄이다 (빛의 속도의 ≈ 99.99999999999999999998%로 이동하는 양성자의 에너지). 이 한계는 장거리(≈ 1억 6천만 광년)에 걸쳐 양성자가 마이크로파 배경 복사와 상호작용하는 감속 효과에 의해 설정된다. 이 한계는 우주선이 실험적으로 감지된 에너지의 상한과 같은 정도의 크기이지만, 아래에서 언급된 바와 같이 일부 감지는 이 한계를 초과한 것으로 보인다. 예를 들어, 오마이갓 입자라고 불리는 하나의 초고에너지 우주선은 기록적인 3.12×10²⁰ eV (50 줄)^[1][2]의 에너지를 가진 것으로 밝혀졌다 (95 km/h 야구공의 운동 에너지와 거의 동일).

과거에는 GZK 한계의 명백한 위반이 우주론자들과 이론 물리학자들에게 이 한계를 우회하는 다른 방법을 제시하도록 영감을 주었다. 이 이론들은 초고에너지 우주선이 우리 은하 근처에서 생성되거나, 로런츠 공변성이 양성자가 우리 은하로 가는 길에 에너지를 잃지 않는 방식으로 위반된다고 제안한다.

계산

이 한계는 1966년 케네스 그라이젠^[3], 게오르기 자체핀, 그리고 바딤 쿠즈민^[4]에 의해 우주선과 우주 마이크로파 배경 복사 (CMB)의 광자 사이의 상호작용을 기반으로 독립적으로 계산되었다. 그들은 5×10¹⁹ eV의 임계 에너지 이상의 에너지를 가진 우주선이 우주 마이크로파 배경 광자 ${\displaystyle \gamma _{\rm {CMB}}\;,}$와 상호작용하여, 우주선의 속도로 상대적으로 청색편이되어 ${\displaystyle \Delta }$ 공명을 통해 파이 중간자를 생성할 것이라고 예측했다.

${\displaystyle p+\gamma _{\text{CMB}}\to \Delta ^{+}\to p+\pi ^{0}\;,}$

또는

${\displaystyle p+\gamma _{\text{CMB}}\to \Delta ^{+}\to n+\pi ^{+}~.}$

이러한 방식으로 생성된 파이 중간자들은 표준 파이 중간자 채널로 붕괴된다. 최종적으로 중성 파이 중간자는 광자로, 양성 파이 중간자는 광자, 양전자 및 다양한 중성미자로 붕괴된다. 중성자 또한 비슷한 생성물로 붕괴되므로, 궁극적으로 모든 우주선 양성자의 에너지는 고에너지 광자 생성과 (일부 경우) 고에너지 전자-양전자 쌍 및 중성미자 쌍 생성에 의해 소모된다.

파이 중간자 생성 과정은 CMB와 충돌하는 양성자로부터의 일반적인 전자-양전자 쌍생성 (경입자 생성)보다 높은 에너지에서 시작된다. 경입자 생성은 약 10¹⁷ eV의 우주선 양성자 에너지에서 시작된다. 그러나 파이 중간자 생성 사건은 우주선 양성자 에너지의 20%를 소모하는 반면, 전자-양전자 쌍 생성은 에너지의 0.1%만 소모한다.

이 200 = ⁠ 20% / 0.1% ⁠ 라는 요소는 두 가지 원인에서 비롯된다. 파이 중간자는 경입자 질량의 약 ~130배에 불과하지만, 추가 에너지는 파이 중간자나 경입자의 다른 운동 에너지로 나타나고, 운동량 보존을 위해 더 무거운 생성물인 파이 중간자에게 상대적으로 더 많은 운동 에너지가 전달된다. 파이 중간자 생성으로 인한 훨씬 더 큰 총 에너지 손실은 파이 중간자 생성을 고에너지 우주선 이동을 제한하는 과정으로 만들며, 낮은 에너지 과정인 경입자 생성이 아니다.

파이 중간자 생성 과정은 우주선 에너지가 파이 중간자 생성 임계값 아래로 떨어질 때까지 계속된다. 이 상호작용과 관련된 평균 경로로 인해, 50 Mpc (163 Mly)보다 먼 거리를 이동하고 임계값보다 높은 에너지를 가진 초은하 우주선 양성자는 지구에서 관측되어서는 안 된다. 이 거리는 GZK 지평선으로도 알려져 있다.

정확한 GZK 한계는 1×10¹⁸ eV 이상의 에너지를 가진 초고에너지 우주선이 양성자라는 가정하에 도출된다. 가장 큰 우주선 관측소인 피에르 오제 관측소의 측정 결과에 따르면, 대부분의 초고에너지 우주선은 HZE 이온으로 알려진 무거운 원소이다.^[5] 이 경우, GZK 한계 뒤에 있는 논리는 원래의 단순한 형태로 적용되지 않는다. 그러나 그라이젠이 언급했듯이, 자이언트 쌍극자 공명 또한 대략 이 에너지 범위 (10 EeV/핵자)에서 발생하며, 매우 장거리 전파를 유사하게 제한한다.

GZK 역설

물리학의 미해결 문제 일부 우주선이 이론적으로 너무 높은 에너지를 가진 것으로 보이는 이유는 무엇인가? 근지구원이 존재하지 않고, 먼 곳에서 오는 광선은 우주 마이크로파 배경 복사에 의해 산란되어야 하는데도 말이다. (더 많은 물리학의 미해결 문제 보기)

가장 큰 우주선 실험인 아케노 거대 공기 샤워 배열 (AGASA), 고해상도 플라이즈 아이 우주선 탐지기, 피에르 오제 관측소 및 망원경 배열 프로젝트에 의해 GZK 한계 이상의 에너지를 가진 우주선이 나타나는 것으로 보이는 여러 관측이 이루어졌다. 이러한 관측은 현재 이해되고 있는 특수 상대성이론과 입자물리학의 예측과 모순되는 것으로 보인다. 그러나 이러한 불일치를 해결할 수 있는 여러 가지 가능한 설명이 있다.

• 관측된 EECR 입자는 양성자 대신 더 무거운 핵일 수 있다
• 관측은 기기 오류 또는 실험의 잘못된 해석, 특히 잘못된 에너지 할당 때문일 수 있다.
• 우주선은 GZK 지평선 내에 국지적인 원천을 가질 수 있다 (비록 이러한 원천이 무엇인지는 불분명하지만).

약하게 상호작용하는 입자들

또 다른 제안은 초고에너지 약하게 상호작용하는 입자 (예를 들어, 중성미자)를 포함하는데, 이들은 먼 거리에서 생성되어 나중에 국부적으로 반응하여 관측된 입자를 발생시킬 수 있다. 제안된 Z-폭발 모델에서, 초고에너지 우주 중성미자가 우리 은하의 유물 반중성미자와 충돌하여 강입자로 소멸된다.^[6] 이 과정은 (가상) Z-보손을 통해 진행된다.

${\displaystyle \nu +{\bar {\nu }}\to {\text{Z}}\to {\text{hadrons}}.}$

이 과정의 단면적은 중성미자-반중성미자 쌍의 중심 질량 에너지가 Z-보손 질량과 같을 때 커진다 (이러한 단면적의 피크를 "공명"이라고 한다). 유물 반중성미자가 정지 상태에 있다고 가정하면, 입사하는 우주 중성미자의 에너지는 다음과 같아야 한다.

${\displaystyle E={\frac {{m_{\text{Z}}}^{2}}{2m_{\nu }}}=4.2\times 10^{21}\left({\frac {\text{eV}}{m_{\nu }}}\right)~{\text{eV}},}$

여기서 ${\displaystyle m_{\text{Z}}}$는 Z-보손의 질량이고, ${\displaystyle m_{\nu }}$는 중성미자의 질량이다.

GZK 한계를 넘어서는 우주선에 대한 논쟁

GZK 한계로 설명될 수 있는 우주선 플럭스의 억제는 최신 세대의 우주선 관측소에서 확인되었다. AGASA 실험의 이전 주장은 억제가 없다는 것이었지만 이는 번복되었다. 억제가 GZK 효과 때문인지에 대해서는 여전히 논란이 있다. GZK 한계는 초고에너지 우주선이 대부분 양성자일 경우에만 적용된다.

2007년 7월 멕시코 유카탄 메리다에서 열린 제30회 국제 우주선 학회에서 고해상도 플라이즈 아이 실험 (HiRes)과 피에르 오제 관측소 (Auger)는 초고에너지 우주선 (UHECR)에 대한 결과를 발표했다. HiRes는 UHECR 스펙트럼에서 적절한 에너지에서 억제를 관측했으며, 임계값 이상의 에너지에서 13개의 이벤트만을 관측했고, 억제가 없을 경우 43개의 이벤트를 예상했다. 이것은 GZK 한계의 첫 번째 관측으로 해석되었다.^[7] Auger는 플럭스 억제를 확인했지만 GZK 한계라고 주장하지는 않았다. AGASA 결과를 확인하는 데 필요한 30개 이벤트 대신, Auger는 단 두 개의 이벤트를 관측했으며, 이는 무거운 핵 이벤트로 추정된다.^[8] AGASA 실험에서 스펙트럼에서 억제를 발견하지 못했을 때 플럭스 억제는 이전에 의문이 제기되었다. 피에르 오제 협력의 전 대변인인 앨런 왓슨에 따르면, AGASA 결과는 에너지 할당의 체계적인 변화로 인해 부정확한 것으로 밝혀졌다.

2010년 및 그 이후에 피에르 오제 관측소와 HiRes는 다시 플럭스 억제를 확인했으며,^[9][10] 피에르 오제 관측소의 경우 그 효과는 20 표준 편차 수준에서 통계적으로 유의미하다.

플럭스 억제가 확립된 후, GZK 한계를 위반하는 우주선이 양성자인지에 대한 열띤 논쟁이 벌어졌다. 세계에서 가장 큰 관측소인 피에르 오제 관측소는 초고에너지 우주선이 순수한 양성자가 아니라 에너지 증가에 따라 더 무거워지는 원소들의 혼합이라는 것을 높은 통계적 유의성으로 발견했다.^[5] HiRes 및 AGASA 협력의 구성원들이 공동으로 참여한 망원경 배열 프로젝트는 이러한 우주선이 양성자처럼 보인다는 이전 HiRes 결과에 동의한다.^[11] 그러나 이 주장은 통계적 유의성이 낮은 데이터에 기반한다. 망원경 배열이 다루는 면적은 피에르 오제 관측소가 다루는 면적의 약 3분의 1이며, 후자가 더 오랫동안 운영되었다.

논쟁은 2017년에 두 실험의 구성원들이 공동으로 구성한 실무 그룹이 제35회 국제 우주선 학회에서 보고서를 발표하면서 부분적으로 해결되었다.^[12] 보고서에 따르면, 원시 실험 결과는 서로 모순되지 않는다. 다른 해석은 주로 다른 이론 모델의 사용과 망원경 배열이 순수한 양성자 가설과 혼합 핵 가설을 구별하기에 충분한 이벤트를 아직 수집하지 못했다는 사실에 기반한다.

일본 실험 모듈의 익스트림 우주 관측소 (JEM-EUSO)

EUSO는 2009년 국제우주정거장 (ISS)에 발사될 예정이었으며, 대기 형광 기술을 사용하여 광대한 영역을 모니터링하고 UHECR의 통계를 상당히 높이도록 설계되었다. EUSO는 우주에서 UHECR 유발 대규모 공기 샤워 (EAS)에 대한 심층 조사를 수행하여 측정된 에너지 스펙트럼을 GZK 컷오프를 훨씬 넘어 확장할 것이다. 이는 UHECR의 기원을 찾고, UHECR 기원의 특성을 결정하며, UHECR의 도착 방향에 대한 전천 조사를 수행하고, 중성미자와 함께 극단 에너지 우주에 대한 천문학적 창을 열려고 노력할 것이다. NASA가 ISS의 조기 퇴역을 고려하고 있기 때문에 EUSO 관측소의 운명은 여전히 불분명하다.

페르미 감마선 우주 망원경

2008년 6월에 발사된 페르미 감마선 우주 망원경 (이전 GLAST) 또한 이러한 불일치를 해결하는 데 도움이 되는 데이터를 제공할 것이다.

• 페르미 감마선 우주 망원경을 사용하면 UHECR 가속 장소 (UHECR의 원천)에서 새로 가속된 우주선 핵에서 나오는 감마선을 감지할 가능성이 있다.^[13]
• 천체 물체에서 가속된 UHECR 양성자 (또한 원심 가속 메커니즘 참조)는 우주 마이크로파 및 적외선 배경에서 전파되는 동안 2차 전자기 캐스케이드를 생성하며, 파이 중간자 생성의 GZK 과정은 그 기여자 중 하나이다. 이러한 캐스케이드는 EGRET 실험에서 측정된 GeV–TeV 확산 광자 플럭스의 약 1%에서 50%를 차지할 수 있다. 페르미 감마선 우주 망원경은 이 플럭스를 발견할 수 있다.^[14]

같이 보기

• 초고에너지 우주선