PDF《极高能宇宙线带来 的挑战 与机 遇》

gev时,质子的 o L e r n t z 因子 将达到一

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. 根据狭义相对论 , 在质子 静止系中观测到的背 景光子平均能量为一 M e v . 光子与质子碰撞后必将发生朴: 、 y 一e土两过程 , 使得质子运 动速度降 低.原子核在宇宙 线中的成 分也 不 可忽 略.高能原子核与背景光子碰撞 , 除了 以上 两过程外 , 还 会发生光 致裂 变.所以,与 真空 情形相 异,能量 高于一 定程 度的宇宙线粒 子因与背景 光 子作用 而不 能长 程传播 . 如果认为 U H E C R 是河 外起源 的,宇宙线流 量应该存在万 高能截断 . 具 体的计算发现 , 对 于质子而 言,这一截断的临界 能量为一

10 1 、 v ;

对于 一般 的核 , 相应 的临 界能量 为一

10 , o e V . 高能宇 宙 线流 量低 ( 膝区 宇宙线流量 约每mZ每年一个粒子 , 跺区流 量约每 枷2每年一 个粒子 ) , 且它们 与物质作用 的效率 也不高.因此 , 高能 宇宙线 实验不通过气 球或 空间探 测器 观测 , 而往往采用 粒子 与地球人气介质作用而 发生 的EAS(广延大 气族射 , E x t e n s iv e A ir S ho w e r ) 过程来反 推 高能宇宙线的能量 与成分 . 目前主要有 两种方式测 量UHECR事件 ;

即探测 作为 E A S 发 展后 果 的大 气荧光 或次级 粒子数密度 . 测量 结果 见图1.可见,实验观测 并未明确发现这 一截断 . 相反在 ~ E

1 0 , g e v 处,随着能量 的升 高,宇宙线流 量 的衰减 枷、 喝26器24幻+e+e+e卜ǎ、>

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2 1 能t E (. 均图1.极高能 宇宙线 能语 ( s t c e k e r

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0 3 ) . ( J 习为 能童 E 处单位 能童间 隔宇宙线流1 . 不 同数据 点符号 代表不 同的浏圣分析结 果.反而 可能减 弱了.理论与观测 之间 的尖锐矛盾 , 使得关于 U H E C R 本质的探讨成为当今 宇宙线 研究中颇具挑 战性 的课 题.

二、极高 能字宙线 理论 I : 超 出标准模开 q? U H E C R 研 究能 否给 我们 带 来新 物理 ? 当然 不 能排 除这种可 能性 . L o e r i n z 对 称性 ( 不 变性 ) 描述 惯性系之间 的平权变换 : 所有变换构成 o L r e n t z 群.它的直 接后 果之一 是熟知 的能动量 关系 ( 取 真空中低能光速 . =

1 的单位制 ): 矛=m,十声.然而 , 量子引力研究结果 预言 L o r e n t z 因子 太 高时 L o e r n a t 变换可 能不再 成立 , 即Lorentz破缺(VL,Lo r e n t z V io la t io n ) . 近 年来 V L 研究 成为 U H E C R 和 量子 引 力所领域共同关注 的热 点(例如,参阅 G a g n o n 和Mooer,200

4 ) . 因oLerntz不变性不 再成 立,一般选 择具有 空间 均匀各 向同 一19一 性 性质的微波背景辐射参 考系来讨论修止后能动量关系 ;

其具体形 式依赖于不同的理论模 烈.例如 , 对 于电子 而言,可能的形式为 万(尸) , = m 了+尸, + 叮p3Mpl其中岭广 l护、v为lP a k n 质量 . 研 究发现 , 只要 L o e r i n z 对称性略微破缺就能够抑制一

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2 0 e v 的质 子与 背景光子 间的y 一7t作用 , 从而 克服 G z K 效应 ( C o l e ~ , l G a s h o w

199 9 ) . 此外 , V L 的 出现可 能伴随 C P T 破缺 , , 且在真空 中导致高能光子 的色散 、 荷电粒子 的Cheerknvo辐射等 . 另一 种看法认 为 存在某种具有大统一 能量尺 度质量 的X 粒子 , 其衰变分裂的部分产物即 为uHEeR(Bhatt a e ha 勺e e