The GZK Bound in Discrete Space
如果有某种机制迫使超高能宇宙射线（UHECR）在星系际空间中以离散间隔而不是连续传播，那么能量高于Greisen-Zatsepin-Kuzmich截止值$\sim 10^{19} eV$的UHECR的最大距离界限会显著松弛。特别是，小到一个毫微微米的间隔放松质子的约束一个数量级，并可能占所观察到的过量的UHECR通量。
2006-02-14 astro-ph
Space-Time Foam Effects on Particle Interactions and the GZK Cutoff
利用具有反冲的D膜量子涨落的非临界Liouville弦模型模拟时空泡沫，讨论了粒子传播和相互作用中的动量和能量守恒问题。我们认为，动量应该是保守的传播过程中，平均在相互作用，但能量是保守的，只有平均在传播过程中，一般不保守的粒子相互作用，因为在背景度量的变化。本文讨论了高能宇宙射线的GZK截止的可能修改，根据这种能量不守恒以及通常的相对论动量-能量关系的可能修改。
2000-12-21 astro-ph gr-qc hep-ph
Ultra-high energy cosmic rays without GZK cutoff
我们研究了作为超高能宇宙射线（UHE CR）源的超重（m_X \geq 10^{13}GeV）和准稳（寿命τ_X远大于宇宙年龄t_0）粒子的衰变。这些粒子被认为是宇宙中CDM的一小部分，在我们银河系的晕和星系际空间中的CDM是相同的。这些粒子的基本粒子和宇宙学的情况进行了简要概述。计算了X粒子衰变产生的UHE CR通量.主要贡献是来自我们银河系晕的光子和核子通量，因此它们不存在GZK截止。UHE CR的河外成分被较小的河外X粒子密度所抑制，因此级联限制被放宽。我们讨论了产生的广泛空气簇射（EAS）的光谱和来自室女星系团的信号作为这个模型的签名。
1997-08-23 astro-ph hep-ph
Neutrons and antiprotons in ultrahigh energy cosmic rays
考虑中子衰变的时间膨胀效应和GZK截止能量以上的π介子光生行为，分析了GZK截止能量附近的甚高能宇宙射线中的中子分数.我们预测一个非平凡的中子分数以上的GZK截止和一个可忽略的小中子分数以下。然而，在GZK截止点以下的高能宇宙射线中应该有一个大的反质子分数，在几个现有的模型中观察到的宇宙射线事件以上和附近的GZK截止点。如果没有中子的贡献，那么在初级核子宇宙射线与大气的碰撞中，这样大的反质子分数可以通过μ子电荷比$μ^+/μ^-$表现出来。建议利用μ子电荷比作为探测GZK截止附近或以下初级宇宙射线成分的信息之一。
2005-09-06 astro-ph hep-ex hep-ph
GZK cutoff distortion due to the energy error distribution shape
超高能宇宙射线（UHECR）的能量重建误差会使观测到的能谱发生畸变。在这里，我们表明，如果误差分布的形状是对数正态分布，宇宙射线谱的高端将被扭曲。这是不同的，并且可能比能量中的误差幅度的影响更显著。我们估计的UHECR光谱在地球上假设它是起源于宇宙流。然后，假设能量的对数正态误差，我们对这个通量进行卷积。我们表明，如果对数正态误差分布的标准偏差是等于或大于0.25，测量的能量谱的形状和归一化将被修改显着。因此，GZK截止值可能被充分涂抹，无法看到。这个结果与宇宙学通量的幂律无关。作为一个结论，我们表明，为了建立或不存在的GZK功能，不仅需要更多的数据，但也必须知道的能量误差分布的形状。
2006-03-29 astro-ph hep-ex hep-ph
The spectrum features of UHECRs below and surrounding GZK
在雅库茨克阵列数据库分析的基础上，讨论了超高频ECR的能谱。在E=0.1至30 EeV的区域中，在触发-500下检测到簇射，而在高于30 EeV的能量下，使用触发-1000的整个接受区域，以便利用GZK截止区域中可用的所有数据。
2004-08-26 astro-ph
Strongly Interacting Neutrinos as the Highest Energy Cosmic Rays: A Quantitative Analysis
宇宙微波背景中的散射过程限制了超高能带电粒子在我们宇宙中的传播。对于河外质子源，共振质子的产生导致了著名的格瑞森-扎采平-库兹明（GZK）截止，在地球上观测到的光谱中，截止能量约为4 × 10^10 GeV。超高能宇宙射线的微弱通量每年小于一个事件和立方千米，宇宙射线簇射的能量校准存在很大的系统不确定性，这对宇宙射线观测站来说是一个挑战，到目前为止，GZK截止值还没有得到明确的证实。我们研究了超GZK事件的主要成分是强相互作用中微子的可能性，这些中微子不受GZK截止的限制。对于来自河外光学薄源的质子和中微子通量以及中微子-核子截面的灵活参数化，我们分析了AGASA和HiRes观测到的宇宙线谱，同时考虑到AGASA水平事件和RICE包含事件的结果。我们发现，强相互作用中微子的情况下仍然是兼容的数据需要一个急剧增加的非弹性中微子-核子截面的四个数量级的一个能量十年内相比，标准模型的预测。我们还讨论了皮埃尔俄歇天文台观测到的初步宇宙射线谱的影响。
2005-12-16 astro-ph
The GZK Feature in our Neighborhood of the Universe
假设超高能宇宙射线的源像观测到的星系一样分布在太空中，我们用数值方法计算了地球上的超高能宇宙射线谱。我们使用CfA 2和PSCz星系红移调查本地星系分布模型，适当考虑到每个调查的星系选择功能。当调查选择的影响，我们发现，当地的过密度只有一个因素的两个，一个数量级小于在一些早期的研究中使用。过密度为2不足以弥补$10^{20}$ eV以上事件的预测数量与这些最高能量下测量的通量之间的差距。这一结论对于软注入光谱（$\propto E^{-3}$）尤其强，其中观察到的事件数比预期的高6 $σ$。然而，如果注入光谱是硬的（$\propto E^{-2}$），则小的局部过密度有助于使当前数据在预测的高于$10^{20}$ eV的低事件数的2 $σ$内。在这种情况下，Greisen-Zatzepin-Kuzmin截止不是{ \it截止}，而是宇宙射线谱中的{ \it特征}。
2000-09-28 astro-ph
Comparison of UHECR spectra from necklaces and vortons
能量高于10^19 eV的宇宙射线可以用宇宙早期产生的拓扑缺陷来解释。两个合适的替代方案是：由磁单极子形成的项链，通过串连接，以及由超导电流稳定的环的涡顿。前者在宇宙中均匀分布，可以解释脚踝以上的宇宙射线，遭受短暂的GZK截止，随后恢复，预计观测结果各向同性。后者集中在星系晕中，需要在踝和GZK截止点之间的额外河外贡献，超过该贡献，给出更硬的分量并预测与质量浓度相关的各向异性。
2000-08-31 astro-ph
Relic Neutrinos, Z-Bursts, and Cosmic Rays above 10^{20} eV
在$\sim 5\times 10^{19}$ eV的Greisen-Kuzmin-Zatsepin（GZK）截止值以上观测宇宙射线事件挑战了传统的模型。我们讨论了一个可能的解决方案，它使用标准的热大爆炸宇宙学和标准模型（SM）粒子物理增强只有$\lsim $ eV中微子质量建议太阳，大气和地球中微子探测。在这个方案中，来自遥远、最高能量来源的宇宙线中微子在残余中微子背景上共振湮灭，产生Z玻色子。高度增强的（$γ_Z\sim 10^{11}$）Z立即衰变，产生强子和光子高度准直喷流的“Z-爆发”。爆发的内容包括，平均而言，20个光子和两个核子与超GZK能量。我们发现，每个中微子的能量在共振值$E_R=4(eV/m_ν)\times 10^{21}$ eV的一部分$Γ_Z/M_Z$内的概率湮灭在我们的银河系超星系团的晕内可能是在1%的数量级。根据宇宙中微子通量在10^{20} eV以上的大小，这种“局部”初级产生率可能足够高，足以产生在GZK截止值以上观测到的宇宙射线事件。本文提出了几种检验超GZK事件产生的Z爆发假说的方法，包括：（i）在E_R处新的截止能量;（ii）在谱的上端附近的原色有大的$γ/p$比;（iii）事件的定向配对，并指向它们的宇宙源;以及（iv）在GZK截止能量以上的中微子通量，其可能在提议的$\gsim 10^{11}$ ton宇宙射线探测器中直接测量。
1999-10-13 astro-ph hep-ph
Secondary protons from ultra high energy cosmic ray nuclei: is the Greisen-Zatsepin-Kuzmin cutoff unavoidable?
讨论了宇宙线原初核通过宇宙微波背景（CMB）和红外（IR）辐射在星系际空间传播时产生超高能次级质子的情况。在假定只有原子质量数为$A_0$的初级核被加速的情况下，计算了次级质子的能谱。发现对于所有的$A_0$，在能量为$E \sim (1 - 2)\times 10^{19}$ eV时，次级质子的扩散通量开始超过初级核的扩散通量，从而产生了标准的Greisen-Zatsepin -Kuzmin（GZK）截止。
2008-03-29 astro-ph
Super-GZK Photons from Photon-Axion Mixing
我们发现，如果光子与银河系外磁场中的轻轴子混合，那么能量高于GZK截止值的光子可以从非常遥远的来源到达我们。使之成为可能的效应是光子转换成轴子，轴子的耦合足够弱，可以不受阻碍地传播很长的距离。这些轴子然后在地球附近转换回高能光子。我们发现，光子-轴子混合有利于超GZK光子的生存，最有效的光子-轴子耦合尺度为10^11 GeV，这与光子-轴子混合解释没有宇宙加速的超新星变暗的尺度相同。我们讨论了这种效应可能的观察后果。
2003-05-15 astro-ph gr-qc hep-ph
Anti-GZK effect in UHECR spectrum
在本文中，我们讨论的反GZK效应，出现在超高能（UHE）质子的扩散传播的框架。这种效应包括UHE质子可以到达观察者的最大距离的跳跃式增加。跃迁的位置与星系际磁场（IMF）的强度无关，只取决于质子的能量损失，即绝热跃迁能量和成对产生能量损失。超高能宇宙射线（UHECR）谱在这个能量附近呈现出低能陡化，这非常接近于观测到的第二个拐点的位置。在普适光谱中，质子与宇宙微波背景（CMB）辐射相互作用的特征是下降，在磁场中扩散传播的情况下也存在这种下降。
2005-07-13 astro-ph
Anti-GZK effect in Ultra High Energy Cosmic Rays diffusive propagation
我们讨论了超高能质子在星系际磁场中扩散传播的反GZK效应，它包括超高能质子到达观测者的最大距离的跳跃式增加。这个跳跃的位置，$E_j \approx 2\times 10^{18}$ eV，完全由能量损失（从绝热到成对产生能量损失的转变）决定，并且与扩散参数无关。漫射谱在这个能量附近呈现出低能量的陡峭，这非常接近宇宙线谱中观察到的第二个拐点的位置。这种下降在普适光谱中被视为与宇宙微波背景辐射相互作用的特征，在磁场中扩散传播的情况下也存在。
2005-05-27 astro-ph
Axion-like particles as ultra high energy cosmic rays?
如果E>4 10^{19} eV的超高能宇宙射线（UHECR）如最近的研究所建议的那样在宇宙学距离上起源于BL Lacertae，则GZK截止的缺失与标准模型粒子性质不一致。轴子可以逃脱GZK截止，但即使在大尺度磁场中光子和轴子之间的相干转换和反向转换也不足以产生所需的通量。然而，人们可以构建其他新的（伪）标量中性粒子的模型，这些粒子的特性允许源中粒子产生的足够速率和大气中簇射产生的足够速率来解释观测结果。作为一个明确的例子，这样的粒子，我们认为超对称模型与轻sgoldstinos。
2001-03-27 astro-ph hep-ph
Ultra high energy cosmic rays from extragalactic astrophysical sources: energy losses and spectra
计算了质子作为初级粒子的超高能宇宙射线的能量损失和能谱。注意的是由于电子-正电子生产与微波2.73 K光子碰撞的能量损失。计算几种模型的能谱，这些模型因产生谱和源分布而不同，即：（i）具有陡峭的产生谱（指数为2.4 - 2.7）的源的均匀分布，有宇宙学演化和没有宇宙学演化。在这种情况下，可以拟合观测到的光谱的形状，直到8.10^{19} eV，但是所需的CR发射率太高，并且存在GZK截止。(ii)具有平坦产生谱dE/E^2的源的均匀分布，这与伽玛暴有关。计算的光谱与观测的光谱不一致。使用复生成谱可以在E \lesssim 8.10^{19} eV处达到一致，但所需的CR发射率比GRB高三个数量级，并且预测的谱具有GZK截止。(iii)局部增强的情况下，在区域内的大小为10 - 30 Mpc的过密度由因子3- 30。为了消除GZK截止，需要大于10的过密度。
2002-04-30 astro-ph hep-ph
Propagation and Signatures of Ultra High Energy Cosmic Rays
当源间距离小于传播长度（如能量衰减长度或扩散长度（在磁场中传播））时，我们研究了具有普适谱的河外质子，它与传播方式无关。借助于修正因子，研究了该谱中的传播特性，即GZK截止、倾斜和凸起，修正因子与产生谱指数$γ_g$的关系很弱。我们认为，从上述功能的下降是最独立的模型之一。对于具有$γ_g=2.7$的幂律产生谱，所有现有探测器的数据都很好地证实了这种下降，这为河外质子通过CMB传播提供了强有力的证据。我们发展了UHECR起源的活动星系核模型，成功地解释了观测到的$1\times 10^{20}$ eV以下的光谱和从银河到河外的宇宙射线跃迁。计算出的光谱具有GZK截止值，并且在$E \gsim 1\times 10^{20}$ eV处的AGASA过量事件需要另一个分量，例如来自超重暗物质。在弱河外磁场的情况下，这个模型是一致的小角度集群和观察到的相关性与BL Lac。
2005-05-10 astro-ph
Sources of sub-GZK cosmic rays
我们分析了现有的证据表明BL Lacertae对象（BL Lacs）是最高能量的宇宙射线的来源。我们认为，在实际观测数据中观察到的三个独立的特征是：（1）银河系磁场轨道修正的相关性的改善，（2）γ射线和UHECR辐射之间的联系，（3）银河系磁场轨道修正的相关性的改善。（3）天空中相关射线的不均匀分布--与能量范围40- 45的宇宙射线的相当大部分的假设一致。60 EeV是在BL Lac中加速的质子。
2002-12-16 astro-ph hep-ph
Testing Lorentz Invariance with Ultra High Energy Cosmic Ray Spectrum
根据HiRes和Auger实验观测到的超高能宇宙线（UHECR）谱预测了GZK截止。结果提出了严格的约束的洛伦兹不变性破坏（LIV）的影响，已被引入解释GZK截止的AGASA数据中指出的情况下。假设源分布均匀，具有单一的幂律谱，我们考虑了电离产生、$e^+e^-$对产生和绝热能量损失等过程，计算了地球上观测到的UHECRs谱。计算中还考虑了LIV的影响。通过对HiRes单目谱和Auger组合谱的拟合，我们发现LIV参数分别被约束为$ξ=-0.8^{+3.2}_{-0.5}\times10^{-23}$和$0.0^{+1.0}_{-0.4}\times10^{-23}$，这与严格的Lorentz不变性在最高能量下是一致的.
2009-05-04 astro-ph hep-ph
On Gamma Ray Burst and Blazar AGN Origins of the Ultra-High Energy Cosmic Rays in Light of First Results from Auger
HiRes和Auger天文台对GZK截止点的发现以及Auger对沿超银道面向附近<~75 Mpc活动星系核聚集的>~60 EeV超高能宇宙射线（UHECR）的发现，确立了UHECR的天体物理起源。UHECR的可能来源是伽马射线暴和射电噪声活动星系核，因为：（1）它们是河外的;（2）它们足够强大;（3）在相对论喷出物中可以实现超高能加速;（4）异常的X射线和伽玛射线特征可以用相对论冲击波中的非热强子加速来解释;（5）源位于GZK半径内。两个参数的加速UHE的，并限制UHECR离子加速。UHECR离子被证明是能够生存没有光致衰变，而通过活动星系核散射辐射场，即使在宽线区域深发射。整个宇宙时间的UHECR注入符合UHECR的测量能谱，至少对质子来说是这样。本地UHECR质子和离子的相互作用和能量损失平均自由程计算使用经验拟合河外背景光（EBL）在红外和光学能量。最小星系际磁场（IGM）~ 1 e-11 G是从假设特定源起源的聚类中得出的，例如，Cen A，附近的活动星系核，或用俄歇观测到的超级GZK CRs的伽玛暴。除了大面阵空间望远镜（GLAST）需要观测到的宇宙线感生γ射线特征外，源中微子和GZK中微子的探测以及UHECR到达的方向和时间分布可以最终确定最高能量的宇宙射线的来源。
2007-12-14 astro-ph
Cosmic Rays and the Search for a Lorentz Invariance Violation
本文介绍了在宇宙射线中寻找洛伦兹不变性破坏（LIV）信号的研究进展。我们首先概述了宇宙射线的基本方面，重点是超高能射线（UHECR）。讨论了宇宙质子的Greisen-Zatsepin-Kuz'min（GZK）能量截止，该截止是由于在宇宙微波背景（CMB）中产生的质子而引起的.在质子静止坐标系中，这是一个能量适中的过程。如果洛伦兹变换甚至在因子$γ\sim O(10^{11})$上也适用，则可以在实验室中高精度地研究它。对于较重的原子核，由于光致衰变，能量衰减甚至更快，同样如果这个过程是洛伦兹不变的。因此，洛伦兹对称性的可行性高达巨大的伽马因子-远远超出加速器测试-是一个中心问题。接下来，我们评论的概念方面的洛伦兹不变性和自发破缺的可能性。这可能会导致轻微的粒子依赖的“最大吸积速度”。讨论了它们在宇宙射线衰变、切伦科夫辐射、GZK截止和中微子振荡中的作用。我们还审查了宇宙γ射线中的LIV搜索。对于多TeV的伽马射线，我们可能会遇到另一个与CMB的透明度有关的难题，类似于GZK截止。在伽马射线暴中发射的光子能量较低，但它们非常长的路径提供了接近普朗克尺度的信息。到目前为止还没有观察到LIV。然而，即使是非常微小的LIV效应也可能彻底改变对宇宙射线物理学的预测。一个附录专门介绍皮埃尔·俄歇合作组织最近提出的假设，该假设确定了附近的活动星系核-或它们旁边的物体-可能是UHECR源。
2008-11-18 astro-ph hep-ph hep-th
Non-linear quantum mechanics and high energy cosmic rays
我们指出，在GZK截止以上的高能宇宙射线的存在可以用普朗克水平上的量子力学的基本非线性来解释。
2003-10-02 astro-ph hep-th quant-ph
Ultra-High-Energy Cosmic Ray Acceleration by Magnetic Reconnection in Newborn Accretion Induced Collapse Pulsars
我们在这里调查的可能性，超高能宇宙线（UHECR）的事件，观察到的GZK极限以上的主要是质子加速的重联网站上的新生毫秒星系的磁层起源于吸积诱导的崩溃（AIC）。我们表明，具有表面磁场$10^{12} G < B_{\star} \lesssim 10^{15}$ G和自旋周期$1 ms \lesssim P_{\star} < 60 ms$的AIC粒子能够将粒子加速到能量$\geq 10^{20}$ eV。由于我们银河系中AIC源的预期速率非常小（\sim 10^{-5} yr^{-1}），因此相应的对UHECR通量的贡献是难以辨认的，总通量是由AIC源的积分贡献给出的，AIC源是由位于不受GZK截止值影响的距离内的星系分布产生的（$\sim 50$ Mpc）。我们发现，重联效率因子需要$ξ\gtrsim 0.1$，以重现观测到的通量的UHECR。
2000-04-24 astro-ph
Comment on ``Violation of the Greisen-Zatsepin-Kuzmin Cutoff: A Tempest in a (Magnetic) Teapot? Why Cosmic Ray Energies above $10^{20}$ eV May Not Require New Physics''
在最近一封标题相同的信中，Farrar和Piran解释了高能宇宙射线（UHECR）到达方向的近各向同性[2]，以及在$10^{20}$ eV附近的光谱中明显缺乏所谓的“GZK截止”[3]，这是由于Greisen独立预测的宇宙背景辐射（CMB）上的π介子光生作用[4]。[15]《易经》云：“君子之道，焉可诬也？有始有卒者，其惟圣人乎！他们认为，银河系附近的河外磁场足够强，足以使来自附近几个源的UHECR的到达方向发生偏转和各向同性，因为它们到地球的旅行时间短于它们在CMB上通过π光生作用的衰减时间。他们还估计，这使得活动星系核（AGN）或伽马射线暴（GRB）成为UHECR的来源。然而，这些建议与各种观察结果不一致
2000-06-01 astro-ph hep-ph
Ultimate synchrotron cutoff in gamma-ray spectra of blazars as a signature of the converter mechanism
在高能天体物理学中，同步辐射的能量有一个严格的上限：$ \sim m_{\rm e} c^2 /α$，其中$α= 1/137$是精细结构常数，其值是指流体的共动坐标系。这是具有任意高初始能量的电子在磁场中转动$\sim π$角后所能发射的同步加速器光子的最大能量。如果转换器机制对喷流辐射有贡献，这个上限自然可以达到，并且可以在一些耀变体的光谱中作为GeV范围内的截止或下降而被印记。我们用数值模拟来探测辐射射流的参数范围，最终同步截止出现。我们再现的各种光谱取决于源的光度和发射站点的规模。我们还将我们的结果与EGRET blazar光谱进行了比较，以说明协议是可能的，但在统计上仍然不显着。如果预言的特征存在，那么在某些耀变体的光谱中，{ \it Fermi}应该能观察到这种特征。
2008-12-17 astro-ph
Signatures of AGN model for UHECR
我们证明了AGASA、Fly 'sEye、HiRes和Yakutsk探测器观测到的超高能宇宙射线（UHECR）能谱，具有UHE质子与CMB辐射相互作用的印记，其形式为GZK截止开始时的$E\sim 1\times 10^{19}$ ~ eV处的凹陷，并且与计算的谱形非常吻合。我们认为，这些数据，结合小角度集群和活动星系核（BL Lac）的相关性，指向活动星系核模型的UHECR起源的能量$E \lsim 1\times 10^{20}$ eV。在$E \gsim 1\times 10^{20}$ eV处的过量事件，这是AGASA观测到的（但在HiRes数据中没有），可以用UHECR的另一个分量来解释，例如来自超重暗物质的UHECR。
2002-10-04 astro-ph
Strong Neutrino-Nucleon Interactions at Ultrahigh Energies as a Solution to the GZK Puzzle
在简要回顾了高能宇宙线之谜--从宇宙学距离上明显观测到的宇宙射线，其能量高于预期的格瑞森-扎采平-库兹明截止值4 × 10 ^{19} eV --之后，我们认为强相互作用中微子情景是一个特别有趣的解决方案。我们发现，从10^{17} eV到10^{21} eV的高能宇宙线谱的所有特征都可以被描述为起源于一个简单的类似于功率的质子注入谱，假设中微子-核子截面在质心能量高于~ 100 TeV时显著增强。在这种情况下，质子在宇宙微波背景中传播时产生的宇宙成因中微子会像质子一样在大气中引发空气簇射。由质子和中微子引起的总的空气簇射谱显示出与观测非常好的一致性。我们不久将讨论TeV尺度的标准模型的扩展，这可能导致实现强相互作用中微子的情况。然而，我们强调，这样的情况下，甚至可以实现在标准的电弱模型：电弱瞬子/sphaleron诱导的过程可能会得到强大的能量。对强相互作用中微子的可能测试范围从宇宙射线设施和中微子望远镜的观测到轻子核子散射实验的搜索。
2004-02-10 astro-ph hep-ex hep-ph
Dip in UHECR spectrum as signature of proton interaction with CMB
超高能河外质子通过宇宙微波辐射传播时，其光谱特征表现为倾斜、碰撞（堆积质子）和Greisen-Zatsepin-Kuzmin（GZK）截止。我们已经进行了这些功能的修改因子方面的分析。该分析是弱模型依赖的，特别是在倾斜的情况下。倾斜的能量形状由Akeno-AGASA数据和d.o.f.的$χ^2=19.06$证实。=17，使用两个自由参数进行比较。与HiRes数据的一致性也非常好。这是强有力的证据表明，在能量为$1\times 10^{18}$ eV - $4\times 10^{19}$ eV的UHE宇宙射线是通过CMB传播的河外质子。在磁场中扩散传播的情况下也存在倾角。
2005-02-28 astro-ph
Ultra high energy cosmic rays from cosmological relics
超高能宇宙射线（UHECR）可能是来自非常早期（后暴胀）宇宙的信号。在这个宇宙学时代，拓扑缺陷（TD）和长寿命超重（SH）粒子有望自然有效地产生。这两个遗迹现在都可以产生粒子，如质子和光子，其能量大大超过UHECR中观察到的能量，$E \sim 10^{10} - 10^{11} GeV$。作为UHECR源的拓扑缺陷的批判性审查和宇宙项链和monopolonia被确定为最合理的来源。遗留的超重粒子和单极子被证明是集群在我们的银河系的晕和他们的衰变产生UHECR没有GZK截止。这两个模型的观测签名进行了讨论。
1998-11-17 astro-ph
Tau Neutrinos in the Auger Observatory : A New Window to UHECR Sources
宇宙射线谱已被证明远远超过10^{20}eV。在过去的40年里，观察到了近20个事件，现在已经确定宇宙中的粒子被加速或产生，能量接近10^{21}eV。在所有的产生模型中，中微子和光子都是宇宙射线通量的一部分。在加速模型（自下而上模型）中，它们是作为加速带电粒子可能相互作用的第二部分产生的;在直接产生模型（自上而下模型）中，它们是衰变链的主要部分。此外，超过GZK阈值能量的强子也会沿着它们在宇宙中的路径产生中微子和光子，作为π介子光生过程的第二步。因此，光子和中微子是超高能宇宙射线潜在源的性质和分布的非常独特的特征。在下文中，我们描述了俄歇天文台的τ中微子探测和识别能力。我们发现，在3 × 10 ^{17}-3 × 10 ^{120}eV的范围内，俄歇有效孔径达到千分之几km^2.sr，这使得天文台对每km^2.sr.年只有几个τ中微子的通量很敏感。在nu_mu <-->nu_tau振荡与充分混合的假设下，这种灵敏度允许探测GZK截止以及提供对超高能宇宙射线产生机制的模型独立约束。
2001-08-10 astro-ph
Signatures of Magnetized Large Scale Structure in Ultra-High Energy Cosmic Rays
我们研究了结构化宇宙对10^19 eV以上宇宙射线的多极矩、自关联函数和团统计的影响。我们比较结构和均匀的源分布和没有磁场从宇宙学模拟。我们发现，目前的数据稍微有利于结构化的源分布和磁场达到几个微高斯的星系团，但低于0.1微高斯在我们当地的河外邻居。在这种情况下，还预测了一个明显的GZK截止值。未来的实验将使度标度自关联函数成为源周围微高斯场的灵敏探针。
2003-09-25 astro-ph hep-ph
Signatures of Pulsar Polar-Cap Emission at the High-Energy Spectral Cut-off
我们解决四个独特的签名脉冲星伽马射线辐射极冠模型预测。这些签名预计将出现在附近的光谱高能量截止在几个GeV左右。它们的大小，因此，它们的可观测性强烈地依赖于取向因素，旋转，以及极冠结构的细节。这些强有力的预测可能会被NASA未来的伽马射线任务GLAST所验证。
2003-04-18 astro-ph
Gamma-Rays from Supernova Remnants and the Signatures of Diffusive Shock Acceleration
虽然从已知的超新星遗迹（SNRs）的γ射线的确定性检测仍然难以捉摸，收集可能与SNRs相关的未识别EGRET源激发了最近对这些源的TeV发射的建模。目前的理论模型使用幂律冲击加速的质子和电子在他们的预测预期的伽马射线TeV通量从那些身份不明的EGRET源与残余协会。在本文中，我们探讨了一个更详细的非线性冲击加速模型，它产生非热质子分布，并包括一个自洽的确定冲击流体力学。我们获得的伽马射线光谱允许停止加速到高能量，这是由于有限的年龄和大小的残余物的信噪比。伽玛射线光谱截止可以观察到在TeV范围内的合理的剩余参数，和偏离幂律行为被发现在所有的能量范围从1兆电子伏的截止。INTEGRAL、惠普尔和其他仪器的相关观测可能会对我们理解超新星遗迹提供严格的限制。
1997-04-15 astro-ph
A Break in the Highest Energy Cosmic Ray Spectrum: A Signature of New Physics?
最近从蝇眼和Akeno阵列获得的实验数据似乎表明，在$10^{18}\eV$之上的高能宇宙射线谱中存在着重要的结构。在约$5\times10^{18}\eV$处已确定统计学显著下降。此外，每个实验都观察到一个不同的超高能事件，它位于$10^{20}\eV$之上，与其余的数据相隔大约五年的能量。在这篇文章中，我们将讨论这意味着存在或不存在的“格瑞森-扎采平-库兹”最小截止值，一个长期存在的，仍然悬而未决的问题，在宇宙射线物理。如果宇宙射线是由银河系外较低能量粒子的冲击加速产生的，那么由宇宙微波背景辐射中的能量损失引起的这种截止预计将发生在$10^{19}\eV$的几倍。我们表明，从光谱的角度来看，源接近几个$\Mpc$仍然是一致的数据在$1σ$水平，提供这些源加速粒子超过$3\times10^{20}\eV$。然而，在总暴露量高出4倍的水平上，现有数据中的明显差距持续存在，这将排除$98\%$ C.L.的各种加速模型，无论它们是依赖于附近的还是河外的来源。这可能暗示了一种“自上而下”的机制的存在，这种机制直接产生了高能粒子的一个额外的硬成分，比如说，与带电粒子的自下而上的加速相反，通过从某种更高的能量尺度衰变。在这种情况下，一个明显的光谱平坦化，甚至可能是一个缺口，自然可以形成截止。
1995-06-23 astro-ph
Upper limit on the photon fraction in highest-energy cosmic rays from AGASA data
本文提出了一种从小数据集的空气簇射中导出光子原色上限的新方法，该方法考虑了簇射性质随初始能量和到达方向的变化。将这种方法应用于AGASA实验记录的最高能量簇射，对于1.25 * 10^20 eV以上的初级能量，在90%（95%）的置信水平下，光子分数的上限为51%（67%）。对GZK截止能量以上光子分数的新限制限制了最高能量宇宙射线起源的Z-爆发模型。
2005-09-15 astro-ph hep-ph
The rise and fall of top-down models as main UHECR sources
综述了自顶向下模型作为高能宇宙射线源的研究动机和现状。在AGASA过量的刺激下，它们被认为是GZK截止值以外UHECR的主要来源。与此同时，对它们的特征的搜索限制了它们对UHECR通量的贡献，使其处于次主导地位，而这些搜索的理论动机仍然很强：拓扑缺陷是大统一理论的一般结果，超重粒子是一个可信的暗物质候选者。虽然费米/GLAST的结果应该有助于改善很快从弥漫的伽玛射线背景的拓扑缺陷的界限，最有前途的检测方法是UHE中微子搜索。超重暗物质可以通过其特征性的星系各向异性结合对UHE光子的搜索来限制或检测。
2008-10-23 astro-ph hep-ph
Signatures of Protons in UHECR
我们证明了AGASA、Fly 'sEye、HiRes和Yakutsk探测器观测到的超高能宇宙射线（UHECR）的能谱具有UHE质子与CMB辐射相互作用的印记，其凹陷中心位于$E\sim 1\times 10^{19}$ eV，即GZK截止的开始，并且与计算的谱形非常吻合。关于质子组成的这一结论与最近关于伸长率的HiRes数据一致，该数据支持在$E\geq 1\times 10^{18}$ eV处的质子组成。光谱中在$E \sim 4\times 10^{19}$ eV处的可见凸起不是由堆积的质子引起的，而是光谱乘以$E^3$的伪影。我们认为，这些数据，结合小角度集群和活动星系核（BL Lacs）的相关性，指向活动星系核模型的UHECR起源能量$E \leq 1\times 10^{20}$ eV。AGASA观测到的高能量事件和$E \geq 1\times 10^{20}$ eV的过量事件（但HiRes数据中没有）必须由UHECR的另一个组成部分解释，例如超重暗物质的UHECR。
2003-03-12 astro-ph hep-ph
Signature neutrinos from ultrahigh-energy photons
在高红移时，宇宙微波背景的温度足够高，使得超高能光子通过与背景光子的相互作用成对产生μ介子和π介子。同时，射电背景和磁场太弱，在产生μ介子和π介子之前，无法从电磁级联中耗尽能量。高能μ子和π子的衰变产生了具有某些独特光谱特性的中微子，这些特性可以被探测到，并可以指示高红移的超高能光子的存在。中微子的特征可以帮助确定超过格瑞森-扎采平-库兹明截止线的宇宙射线的起源。
2000-08-23 astro-ph hep-ph
Light Nuclei solving Auger puzzles. The Cen-A imprint
AUGER小组最近发现了60 EeV的超高能宇宙射线（UHECR）图。这一结果被解释为AGN源在GZK边缘主要从超银道面喷射质子的表现。这个结果是令人惊讶的，因为没有更近的室女星系团。此外，光谱中早期截止的GZK可能与轻核（而不是质子）更好地协调。此外，一个大组（近12个）的事件集群可疑沿Cen-A。最后，质子UHECR组成的性质是在尖锐的分歧与早期奥格声称的重核优势在40 EeV。因此，我们在这里解释的信号，主要是UHECR轻核（He，Be，B，C，O），很可能大部分是最轻的（He，Be），从最近的AGN Cen-A喷出，被银河系磁场涂抹的UHECR，其随机垂直弯曲与超银河臂重叠。由于超银河平面（臂）和涂抹之间如此罕见的巧合，最终发生了Auger误解来自Cen-A的（随机）信号，垂直于银河场弯曲。我们的推导验证了He，Be和B，C，O的随机涂抹角的一致性，与Cen-A附近的AUGER主群事件有合理的一致性。只有少数其他罕见的事件在其他地方传播。Cen-A的准直度最高，最轻。传播的越多，传播的越重。因此，Cen-A是HEAT和AMIGA作为增强的AUGER阵列在千万PeV能量下可观测到的最佳候选UHE中微子τ。这一模型可能很快被新事件聚集在Cen-A周围和成分印记研究所检验。
2008-08-07 astro-ph hep-ph
