[论文解读] How, where and when do cosmic rays reach ultrahigh energies?

James Matthews, Andrew M. Taylor|arXiv (Cornell University)|Jan 1, 2023

Astrophysics and Cosmic Phenomena被引用 3

一句话总结

本文研究了超高能宇宙射线（UHECRs）如何、在何处以及何时达到10^18 eV以上的能量，提出激波加速是主要机制，并倾向于扩展的、耗散性的源，如射电星系和星系形成星系。本文提出一种新颖的“回声”模型，其中过去的喷发产生延迟的UHECR爆发，通过磁场偏转和组分依赖的传播解释观测到的各向异性，该模型对AugerPrime改进的组分诊断具有可检验的预测。

ABSTRACT

Understanding the origins of ultrahigh energy cosmic rays (UHECRs) - which reach energies in excess of $10^{20}~{ m eV}$ - stretches particle acceleration physics to its very limits. In this review, we discuss how such energies can be reached, using general arguments that can often be derived on the back of an envelope. We explore possible particle acceleration mechanisms, with special attention paid to shock acceleration. Informed by the arguments derived, we discuss where UHECRs might come from and which classes of powerful astrophysical objects could be UHECR sources; generally, we favour radio galaxies, GRB afterglows and other sources which are not too compact and dissipate prodigious amounts of energy on large scales, allowing them to generate large products $βB R$ without the CRs undergoing restrictive losses. Finally, we discuss when UHECRs are accelerated by highlighting the importance of source variability, and explore the intriguing possibility that the UHECR arrival directions are partly a result of "echoes" from magnetic structures in the local Universe.

研究动机与目标

• 通过分析能量和磁场约束，识别能够将宇宙射线加速至超高能（>10^18 eV）的可行天体物理源。
• 评估激波特性和等离子体物理在实现极端粒子能量中的作用，特别是在相对论性和高刚性条件下。
• 通过一种新颖的“回声”模型，解释观测到的UHECR各向异性，该模型涉及磁化环境中过去喷发产生的延迟宇宙射线发射。
• 检验到达方向模式受本地宇宙中磁结构（包括银河系和河外磁场）影响的假设。
• 为利用组分依赖传播和刚性依赖能量损失解释AugerPrime和TAx4的未来数据提供框架。

提出的方法

• 使用简略估算推导UHECR的伦德堡半径和能量需求，其中 𝑟𝑔 ≈ 10.8 kpc × (𝐸/10 EeV) × (𝐵/𝜇G)^−1 × 𝑍^−1。
• 应用Hillas判据和激波特理理论，评估天体物理源中粒子能量提升的可行性。
• 使用CR-Propa模拟宇宙射线传播，整合刚性依赖的光致碎裂损失和磁场偏转。
• 提出一种“磁场回声”机制，即在星系形成星系或射电星系中，过去喷发产生被大尺度磁场偏转的延迟UHECR爆发。
• 引入基于物种依赖损失长度和刚性的“组分时钟”，以区分回声波与直接发射。
• 分析星系际和银河系磁场对UHECR轨迹的影响，强调磁场结构的不确定性。

实验结果

研究问题

• RQ1 在伦德堡半径和磁场约束的极端动态范围下，宇宙射线如何被加速至超高能（>10^18 eV）？
• RQ2 在能量耗散和磁场结构的考虑下，哪些天体物理源（如AGN、伽马射线暴或星系形成星系）在物理上能够产生UHECRs？
• RQ3 中间尺度的UHECR各向异性是否可由过去喷发的延迟宇宙射线发射解释，且受磁场结构调制？
• RQ4 组分依赖的传播效应（如光致碎裂损失）在直接波与回声波之间有何不同，能否用于检验回声模型？
• RQ5 本地宇宙中的磁场偏转在多大程度上遮蔽或塑造了观测到的UHECR到达方向？

主要发现

• 在1 𝜇G磁场中，10 EeV质子的伦德堡半径约为10.8 kpc，这设定了粒子约束和加速的基本尺度。
• 射电星系、伽马射线暴余晖以及扩展的星系形成星系是优选源，因其能在大尺度上耗散能量，从而在不造成严重能量损失的前提下实现大的 𝛽𝐵𝑅 乘积。
• “回声”模型通过将观测到的各向异性（如TA热点和偶极信号）归因于M82的CGM等磁化环境中过去喷发产生的延迟UHECR爆发，解释了这些现象。
• 光致碎裂损失长度较短的核素在回声波中预计被低估，而高刚性粒子可能被高估，这为组分时钟提供了可检验的特征。
• 该模型预测直接波与回声波之间存在不同的组分模式，这些模式可通过AugerPrime增强的组分诊断手段探测。
• 本地宇宙中的磁场结构（包括丝状结构和晕场）可显著偏转UHECR，导致源误判并使源重建复杂化。