理論上の限界を超える宇宙線粒子とは何ですか?

超高エネルギー宇宙線は極めて高エネルギーの宇宙線の一種であり、そのエネルギーは人類が現在生成できるあらゆる粒子線をはるかに超えています。最近、天文学者は超高エネルギー宇宙線粒子「アマテラス粒子」を確認したが、それがどこで発生したのかは分かっていない。

著者 |シア・チェン

2021年5月27日、米国の望遠鏡アレイ（TA）実験により、超高エネルギー宇宙線粒子が検出されました。この発見は2年後の2023年11月にサイエンス誌に掲載されました[1]。 TA 共同研究グループの日本人研究者も、この生物に日本神話の太陽の女神「天照大御神」にちなんで「アマテラス」と名付けました。（アニメ「NARUTO」を見たことがある友人なら、この言葉に馴染みがあるはずです。うちは兄弟が写輪眼アマテラスの技を発動したとき、彼らは「アマテラス！」と叫びました。）

この粒子の何がそんなに不思議なのでしょうか?そのエネルギーは非常に高く、244EeV（1EeV = 10^18eV）に達します。このエネルギーは、現在人類が利用できる最も強力な粒子加速器によって生成できるエネルギーの 3 億倍です。天照粒子の名前は太陽から借りていますが、太陽とは何の関係もありません。そのエネルギーは太陽宇宙線の何兆倍も高い。アマテラス粒子は、人類が検出した宇宙線粒子のエネルギーランキングで第2位にランクされています。 1つ目は、TA実験の前身であるHiRes（High Resolution Fly's Eye）実験によって1991年に検出されたOh-My-God（OMG）粒子注1で、エネルギーは約310EeVです。

エネルギー分野で第 2 位にランクインしたことが、サイエンス誌に掲載された唯一の理由ではないことは明らかです。本当に興味深いのは、このイベントの粒子エネルギーが100EeVを超えたことですが、これは既存の理論と天文学的観測に基づくと不可能です。

宇宙線入門

まずは宇宙線について理解しましょう。 1912年、オーストリア系アメリカ人の物理学者ビクター・ヘスは、空気のイオン化の原因を研究するために熱気球を高度5,000メートルまで飛ばしました。彼は、高度が上がるにつれて空気のイオン化率が減少することを発見した。これは、放射能は地表から来るという従来の推測と一致していた。しかし、約700メートルで電離率が増加し始め、最終的に表面の電離率を数倍上回りました。彼は、大気圏外に空気をイオン化する透過性の高い放射線が存在すると提唱した。ロバート・ミリカンは、ヘスが推測した放射線はガンマ線（つまり、高エネルギー光子）であると信じ、宇宙線という名前を導入しました。これは通常、中国語で宇宙線と略されます。

その後の研究で宇宙線の存在が確認され、ヘスは宇宙線の発見により1936年のノーベル物理学賞を受賞した。しかし、その主成分は光子ではなく、高エネルギー荷電粒子であり、その90%は陽子で、残りは電離した原子核、電子、陽電子、反陽子です。宇宙線に含まれる元素の種類は非常に豊富で、ほとんどの元素の相対的な存在量は太陽系のそれに近いことから、私たちの太陽系が宇宙の中で特別なものではないことがわかります。既存の理論によれば、生命を構成する炭素、酸素、カルシウムなど、陽子やヘリウムより重い元素のほとんどは、恒星内部の核融合によって生成される。巨大な星が進化の終わりに達すると、超新星爆発が起こります。このプロセスでは、より重い希少元素が合成されるだけでなく、大量の物質が宇宙に放出されます。一部の物質は超新星残骸の衝撃波で宇宙線へと加速され続け、一部は冷えて惑星を形成し、一部は有機物へと合成され、生命誕生の種となる可能性があります。宇宙線は星の塵であり、私たちもすべて星の塵であると言えます。

宇宙線は歴史的に、素粒子物理学の発展と密接に結びついています。大型粒子加速器が発明される前は、宇宙線が高エネルギー粒子のほぼ唯一の発生源でした。 1932年、アメリカの物理学者でミリカンの弟子であったカール・アンダーソンが宇宙線の中に陽電子を発見した。これは人類が初めて反物質を目撃した瞬間であった。アンダーソンとヘスは同年にノーベル物理学賞を受賞した。 1940 年代後半には、ミューオン、中間子、エキゾチック粒子が宇宙線を通じて発見され、これらはすべて画期的な発見でした。今日、粒子加速器は人類が構築できる限界に近づいています。新しい物理学を見つけるために、人々は再び宇宙線などの高エネルギー天体に注目しました。例えば、宇宙線中の反物質を通して暗黒物質粒子の信号を探したり、超高エネルギー宇宙線におけるローレンツ対称性の破れを探したりすることなどです。

星間空間は不規則な磁場で満たされており、宇宙線は電荷を帯びているため、伝播する間も回転し続けます。銀河の観点から見ると、宇宙線の動きはブラウン運動に似たランダムウォークです。つまり、宇宙線は直線ではなく、銀河全体を覆う霧のようなものなのです。これがまさに宇宙線の研究の難しさです。私たちが検出する宇宙線はほぼ等方性であり、それがどこから来るのかを推測するのは困難です。

大気は現在、荷電宇宙線に加えて、電気的に中性な高エネルギーガンマ光子とニュートリノも受けています。これらの中性粒子は直線的に伝播し、高エネルギー天体活動の源まで遡ることができるため、宇宙線の起源と伝播過程を理解するのに役立ちます。四川省稲城市の高高度宇宙線観測所（LHASSO）は、ガンマ線の観測を通じて白鳥座の星形成領域に巨大な泡のような構造を発見し、史上初めて10ペタ電子ボルト（1016eV）のエネルギー宇宙線の起源を発見した。（参照：「ラッソの巨大超高エネルギーガンマ線バブルの発見は、初の超宇宙線加速源を証明」）この天体は天の川銀河に位置し、超宇宙線源と呼ばれていますが、そのエネルギーはアマテラス粒子の1万分の1しかありません。したがって、天照粒子は、天の川銀河の外側のより激しい天体活動によって生成される可能性が高いと考えられます。

中国の研究者らは歴史上初めて、10PeVを超えるエネルギーを持つ宇宙線の起源を発見した。結果はScience Bulletinに掲載されました。画像出典: sciengine.com

宇宙線のエネルギースペクトルと検出

宇宙線のエネルギー範囲は非常に広く、OMG粒子レベルでは1MeV（106eV）から300EeV（3×10^20eV）の範囲に及びます。下の図は、宇宙線フラックス、つまりエネルギースペクトル (単位面積、単位時間、単位エネルギー、単位立体角を通過する粒子の数) を示しています。

宇宙線スペクトル。画像出典: Particle Data Group (PDG)。

図中の黒い点で表された宇宙線の全エネルギースペクトルは、ほぼべき乗法則スペクトルを満たしており、つまり、二重対数座標グラフ上で直線になっています。べき乗法則スペクトルの根底にある主な構造は、高エネルギー領域におけるいくつかの小さな屈曲です。天体物理学者は、宇宙線のエネルギースペクトルを比喩的に人間の脚に例え、左側の曲がりを「膝」、右側の曲がりを「足首」としています。データが充実すると、膝と足首の間に小さな曲がりが現れ、これを「第 2 の膝」と呼びます。これらの曲がりは、宇宙線の異なる発生メカニズムを示唆している可能性があります。エネルギースペクトルが右側で終わる点は、アマテラスと OMG 粒子の位置であり、「つま先」と呼ばれることもあります。

一般に、宇宙線の束は主に数 GeV 付近に集中しており、エネルギーが増加すると急速に減少します。 1平方メートルあたり毎秒1GeVのエネルギーを持つ宇宙線1万個を集めることができ、1平方キロメートルの領域でも10EeVを超えるエネルギーを持つ宇宙線粒子が検出される確率は100年に1回です。

エネルギー範囲が異なれば、検出方法も異なります。低エネルギー部分は直接検出できますが、高エネルギー部分は間接的にしか検出できません。宇宙線の直接検出は、粒子検出器を使用して宇宙線の粒子を直接受信することです。大気が存在するため、地上で受信される宇宙線は、実際には一次宇宙線が大気と衝突して生成された二次宇宙線です。原始宇宙線を直接検出するには、大気圏外に出るしかありません。熱気球は、空気の薄い高高度に探査機を送ったり、衛星を宇宙空間に打ち上げたりするのに使用できます。たとえば、わが国の Wukong Dark Matter Exploration Satellite (DAMPE) は、本質的には宇宙線検出器です。悟空が使用する検出器のタイプは熱量計であり、熱量計に入射する粒子のエネルギー蓄積を測定することで、粒子の種類とエネルギーを区別することができます。宇宙線のエネルギースペクトルの異常を観測することで間接的に暗黒物質を探索します。

1976 年のノーベル物理学賞受賞者であるサミュエル・ティンが主導したアルファ磁気分光計 (AMS-02) 実験は、宇宙線のもう一つの有名な直接検出実験です。 AMS-02は2011年に打ち上げられ、国際宇宙ステーションに設置されています。磁気分光計には磁石が装備されており、磁場内で異なる電荷を持つ粒子の異なる偏向角度を利用します。粒子の種類を区別する能力は熱量計よりも強力です。しかし、磁石の磁場強度の制限により、検出されるエネルギーの上限は通常、熱量計の上限よりも低くなります。

人類が打ち上げた宇宙線検出器は、有名なボイジャー1号、2号など数多くあります。主な観測対象は木星と土星ですが、いずれも宇宙線システムを搭載しています。現在、これらは太陽系外で宇宙線を直接検出する唯一の検出器ペアです。（編集者注：「彼女が撮影したこの写真は人類に宇宙と自分自身について考え直すきっかけを与えた」を参照）

しかし、衛星に搭載された宇宙線検出器の大きさはわずか1平方メートルです。計測できるエネルギーの上限が十分高くないのは言うまでもなく、たとえ天照粒子のエネルギーを計測できたとしても、それに遭遇する確率はわずか10億分の1に過ぎない。高エネルギー宇宙線は非常に少ないため、直接検出するのは明らかに非現実的です。幸いなことに、大気は直接的な検出を妨げますが、それ自体が巨大な熱量計に相当するため、原始宇宙線の特性を推測することができます。

単一の高エネルギー宇宙線粒子が大気中の物質と衝突すると、ミューオン、ニュートリノ、陽電子、電子、高エネルギーガンマ光子などの二次粒子が発生する可能性があります。これらの二次粒子のエネルギーはまだ非常に高く、大気中を移動しながら新しい粒子を生成し続けます。新しい粒子は新しい粒子を再生します。このプロセスはカスケード反応と呼ばれます。最終的に地面に到達する二次粒子の数は数百万に達する可能性があります。大気中の宇宙線のカスケード反応は、広範囲空気シャワー、または単に空気シャワーとも呼ばれます。実際、宇宙線の直接検出に使用されるカロリメータは、同様のカスケード反応原理を利用しています。ただし、これは人工検出器で発生する現象の縮小版です。

拡張エアシャワーの概略図。画像出典: sott.net.

宇宙線の間接検出では、大気シャワーを利用して地上に検出アレイ（前述のLHASSOなど）を設置し、二次粒子を検出して大気中のエネルギー蓄積を推測し、元の宇宙線のエネルギーと方向を推測し、さらにその粒子の種類を区別します。地上の検出器は数キロメートルごとに設置され、数千平方キロメートルをカバーする検出ネットワークを形成します。このような広い面積では、限られた時間内に超高エネルギー宇宙線を捕捉することができます。

TA実験

今回アマテラス粒子を検出したTA実験は、地上での間接検出実験でした。アメリカ合衆国ユタ州の西部砂漠、標高1,400メートルに位置しています。合計507個の3平方メートルのプラスチックシンチレーター検出器が1.2キロメートル間隔で配置されており、検出面積700平方キロメートルの地上検出アレイを形成しています。

TA実験の模式図。画像ソース: telescopearray.org

アマテラス粒子イベントの場合、天文学者は多数のミューオンを検出し、そこからアマテラス粒子は高エネルギー光子ではなく原子核であると推測し、そのエネルギー情報を使用して原始宇宙線のエネルギーを再構築しました。各検出器が反応する時間順序を利用して、原始宇宙線の移動方向を推測することができます。

TA実験には、励起された後に大気中の窒素分子が放出する蛍光を測定するための蛍光望遠鏡も装備されています（原理は日常生活で使用されている蛍光灯に似ています）。つまり、蛍光望遠鏡を使えば、宇宙線粒子がどのような元素でできているかを知ることができるのです。大気シャワーは、入射宇宙線を中心に円錐状に前方に広がり、ある特定の深さで最大に達します。この最大深さは通常、Xmax として記録されます。空気の78%は窒素です。窒素分子は大気シャワー中の高エネルギー光子によって励起され、低エネルギーの蛍光を発します。蛍光望遠鏡で蛍光の範囲を観察することで、大気シャワーの発達度合いを判断し、Xmaxを測定することができます。宇宙線が原子核である場合、一般的に言えば、核種が重いほど、対応する Xmax は小さくなります。単純な線形フィッティングまたは複雑な機械学習手法により、Xmax から宇宙線の核種を推測できます。しかし、宇宙線の直接検出に使用される人工的に設計されたカロリメータと比較すると、大気シャワーの計算には大きな不確実性があるため、宇宙線の間接検出では核種の分離があまり正確ではありません。

限界を超えた粒子

なぜ100EeVを超えるエネルギーを持つアマテラス粒子やOMG粒子は現れないと言われているのでしょうか？これはビッグバンから始まらなければなりません。

1965 年、アメリカの電波天文学者アルノ・ペンジアスとロバート・ウィルソンは、衛星通信用のアンテナをデバッグする際に、昼夜を問わず、アンテナの方向に関係なく、常に約 7.35 cm の波長のマイクロ波ノイズが測定されることを発見しました。彼らが発見したノイズは、実はアメリカの物理学者ジョージ・ガモフ、ラルフ・アルファー、ロバート・ハーマンが1948年に予測した宇宙マイクロ波背景放射（CMB）だった。CMBは、現代の宇宙論の基礎となっているビッグバン理論を裏付ける重要な証拠である。

プランク衛星によって測定された宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) の温度マップ。温度のわずかな異方性は初期宇宙における物質の不均一な分布を反映しており、現在の宇宙の物質の 80% が未知であることを示しています。画像出典: sci.esa.int.

現代宇宙論では、宇宙はある一点におけるビッグバンから始まったと信じられています。宇宙が誕生した当初、その温度は非常に高かった。素粒子は互いの制約から簡単に解放される可能性がある。粒子と反粒子が絶えず生成され消滅し、宇宙全体が混沌とした熱平衡状態にありました。その後、宇宙は膨張と冷却を続けました。温度が下がると、素粒子は熱平衡から外れ始め、互いに結合してさまざまな種類の物質を形成しました。ビッグバンから約38万年後、温度は3000Kまで下がり、電子と陽子が結合して中性の水素原子が形成されました。宇宙の光子はもはや電子や陽子によって跳ね回ることはなく、直線的に自由に伝播し始め、宇宙は透明になりました。これらの自由光子は宇宙全体に均等に分布しており、137億年後の今日でもまだ自由に伝播していますが、温度は2.7Kまで低下し、私たちが観測するCMBになっています。これらの光子のエネルギー分布は黒体放射スペクトルを満たしており、これは宇宙が熱平衡状態にあったことの強力な証拠です。

1966年、宇宙マイクロ波背景放射の発見からわずか1年後、アメリカの天文学者ケネス・グライゼン、ソ連の天文学者ゲオルギー・ザツェピン、ヴァディム・クズミンはそれぞれ同年4月と8月に論文を発表し、超高エネルギー宇宙線は飛行中に遍在するCMB内の光子と衝突し、エネルギーを失うことを指摘した。彼らは、ある一定のエネルギーを超えると宇宙線のエネルギースペクトルが切断されると予測しました。これは、彼らの名字の頭文字にちなんで名付けられた有名な GZK 切断です。

超高エネルギー宇宙線が陽子である場合、陽子と光子の衝突により逆コンプトン散乱が起こり、陽電子対とおそらくパイオンが生成される可能性がある。これらのプロセスにより、陽子はいくらかのエネルギーを失います。最初の 2 つのプロセスは電磁相互作用によって支配され、一方、パイオンの生成は強い相互作用によって生じます。失われるエネルギーは前の 2 つよりもはるかに大きいですが、陽子が到達する必要があるエネルギー閾値は高くなります。黒体放射スペクトルにより、温度が与えられた場合の光子の平均エネルギーと平均数密度を計算できます。グレイソンは、現在の宇宙におけるCMB光子の平均エネルギー7×10^(-4)eV（当時のCMBの測定温度は3K）を使用して、パイオン生成のエネルギー閾値は約10^20eV、つまり100EeVであると推定しました。 1 立方センチメートルあたり約 550 個の光子が存在するため、宇宙線陽子の平均自由行程は約 1.3 Mpc であると計算できます (Mpc は 100 万パーセクの天文単位で、約 300 万光年に相当します)。つまり、陽子は 1.3Mpc の移動ごとに光子と衝突してパイオンを生成します。衝突ごとにエネルギーの約 20% が失われ、エネルギーが 100 EeV 未満に低下すると、パイオンの生成は発生しなくなります。

超高エネルギー宇宙線がより重い原子核である場合、それらも CMB 光子と衝突して光崩壊を起こし、つまり重い原子核が軽い原子核に崩壊します。このプロセスのエネルギー閾値は核子あたり約 5×10^18eV です (陽子と中性子は総称して核子と呼ばれます)。したがって、超高エネルギー宇宙線がどのような核種であっても、GZK カットオフは存在します。

したがって、近隣のアンドロメダ銀河（約254万光年離れている）など、地球に比較的近い場所から発生しない限り、100 EeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー宇宙線を地球上で検出することはほとんど不可能である。これは天文学的な数字ですが、あまり遠い数字だとは思わないでください。エネルギー244EeVのアマテラス粒子が陽子であれば、その速度は光速よりわずか1/10^23（1000億分の1）遅いだけです。特殊相対性理論の長さ収縮効果により、私たちが見ている254万光年は、アマテラス粒子の視点から見るとわずか1億キロメートルであり、これはボイジャー1号注2の100倍近い距離です。天照粒子にとっては、たった5分の旅です。たとえアマテラス粒子が平均寿命がわずか15分しかない中性子であっても、アンドロメダから地球まで移動することができます。地球上の観測者にとって、254 万光年は 254 万年かかります。これは、アマテラス粒子自体が感じる 5 分と矛盾しません。時間の遅れの効果が長さの収縮効果を補完するからです。地球上の観測者は、アマテラス粒子にとって時間の流れが非常に遅いことに気づくでしょう。

天照粒子の謎

アマテラス粒子のエネルギー240EeVは、明らかにGZKカットオフの100EeVを超えています。このような高いエネルギーであれば、星間磁場の偏向はそれほど大きくないでしょう。磁場をモデル化することで、研究者は粒子の移動の軌道を計算し、その発生方向を推測することができます。残念ながら、アマテラス粒子が到着したとき、月明かりが非常に明るく、TAの蛍光検出器がオンになっていなかったため、それがどの核種であるかを特定できませんでした。研究者はまず仮定を立ててから分析することしかできません。その結果、陽子、炭素、ケイ素、鉄の原子核のいずれであると仮定しても、また銀河間磁場のモデルを調整しても、アマテラス粒子の発生源は活動銀河がほとんどない空間を指し示すという結果が出た。この空間には、超高エネルギー宇宙線を発生させる可能性のある遠方の銀河が存在します。しかし、それは 600 Mpc 離れており、そのような長距離でエネルギーが GZK カットオフを超えることは基本的に不可能です。

TA 共同研究の論文の計算によれば、アマテラス粒子が陽子で、その初期エネルギーが 1000EeV の場合、27Mpc の距離内でのみ生成できることが示されています。初期エネルギーをさらに 10 倍に増やす場合でも、61.9 Mpc の距離内で生成する必要があります。計算をより重い鉄の原子核に変更すると、距離はさらに近づき、それぞれ 10.3 Mpc と 13.1 Mpc になります。これらの距離内には適切な宇宙線発生源は見つかりません。

論文の最後には、TA実験により2008年5月から2021年11月の間にエネルギーが100EeVを超える宇宙線イベントが合計28回検出され、その方向分布は等方性であったことも報告されている。興味深いことに、GZK 切断は超高エネルギー宇宙線のエネルギースペクトルに存在し、これは TA 実験の前身である HiRes によって 2010 年に初めて確認されました。スーパー GZK 領域の場合、滑らかなエネルギースペクトルを統計的に計算するには、さらに多くのケースが必要です。 2019年に提案されたGRAND（Giant Radio Array for Neutrino Detection）プロジェクトでは、2030年までに世界中に1万平方キロメートルの無線アンテナアレイを20基建設し、合計20万個のアンテナで20万平方キロメートルの面積をカバーする計画となっている。超高エネルギー宇宙線の起源の謎を探ることが目的です。

結論

TA実験グループはできる限りの解析を行ったが、結局アマテラス粒子の起源を解明することはできなかった。彼らは論文の最後にこう書いている。

「244 EeV のエネルギーを発生する宇宙線の発生源が近くに存在しないのは、使用されたモデルよりも重い主星や強い磁場によって、予測よりも大きな粒子の偏向が生じたためである可能性があります。これとは別に、GZK を超える超高エネルギー宇宙線の存在は、粒子物理学の理解が不完全であることを示している可能性もあります。CMB と相互作用しない未知の種類の粒子が存在する場合、それらはおそらくより遠くの活動銀河から地球に伝送され、エネルギーを保持している可能性があります。観測されるイベントでは、これらの可能性を区別することはできません。」

科学的研究はこのように行われます。未解決の謎に直面して、研究者たちは知恵を絞って、たくさんの誤った理論を思いつきます。新しい実験データが得られたら、それらは一つずつ排除されます。結局、幸運な少数の人々の理論がテストに耐え、残りは砲弾の餌食になりましたが、全員の努力は価値がありました注 3 。

宇宙線は100年以上前から発見されており、私たちは10桁のエネルギー範囲全体にわたって宇宙線のエネルギースペクトルを測定し、宇宙線の構成を知り、宇宙線の相互作用を計算する理論を開発し、さらには太陽系の端まで探査機を送り、接触を維持するなど、目覚ましい成果を上げてきました。それにもかかわらず、その起源と拡散についてはほとんど知られていない。小さな青い惑星に閉じ込められた人類は、宇宙のさらなる謎を探るためにあらゆる手段を講じています。

注記

1. OMG 粒子: Wardtian 粒子と翻訳できます。

2. わざと概念を混乱させてしまったことをお許しください。 1億キロメートルはアマテラスの粒子静止基準系にあり、ボイジャー1号は静止基準系で地球から約240億キロメートル離れています。

3. 映画「ラブ・ミス」のセリフを借りると、「この世に価値のあるものや価値のないものなど存在せず、あるのは幸せか不幸かだけだ。」

参考文献

[1] RU Abbasi、MG Allen、R. Arimura他「表面検出器アレイで観測された極めて高エネルギーの宇宙線」、Science 382、903（2023）。

この記事は科学普及中国星空プロジェクトの支援を受けています

制作：中国科学技術協会科学普及部

制作：中国科学技術出版有限公司、北京中科星河文化メディア有限公司

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