镜像世界探秘4——超高能宇宙射线之谜

本文基于如下论文:“Neutron-mirror neutron oscillations for solving the puzzles of ultrahigh-energy cosmic rays

本来这一阶段我更痴迷于用新模型解决中微子和正反物质不对称之谜,但一来这些问题更困难一些 ,二来受之前类似工作的启发,我便先完成了相对容易的关于超高能宇宙射线(ultrahigh energy cosmic rays)之谜的论文。而且通过前两篇奠基性论文,新模型的两个内廪参数(n-n’混合强度和质量差)已大体确定。但新镜像理论(mirror matter theory)的宇宙学参数——镜像物质对普通物质温度之比(T’/T)还未知,研究超高能宇宙射线之谜恰恰可以确定这一参数。

1912年,奥地利物理学家Victor Hess坐气球升到海拔超过5000米的高空中通过放电实验发现了来自外太空的辐射,即宇宙射线。为此,他1936年与发现了正电子的Anderson一起分享了1936年的物理诺奖。

今天我们知道宇宙射线主要由质子以及可能其他原子核组成。相对低能的宇宙射线主要来自我们的银河系。但是我们知道超高能宇宙射线(例如1019 eV)肯定是来自河外星系 。这些超高能宇宙射线的各向异性首先由两个最大的观测团队于几年前证实。一个是Pierre Auger Observatory(PAO)位于南半球的阿根廷,占地面积达几千平方公里。另一个是Telescope Array(TA)位于北半球的美国,覆盖面积达几百平方公里。

这些宇宙射线的能量是如此之高,稀薄的星际介质几乎无法改变它们的飞行方向。这使得我们可以利用这些超高能宇宙射线去发现和研究产生这些射线的源。然而真空不空,星系之间即使几乎不存在原子等物质,至少暗能量无处不在。自从Penzias和Wilson在1965年发现了宇宙微波背景辐射(Cosmic Microwave Background)后,我们知道宇宙也到处充斥着这些宇宙大爆炸残留的极低能量的光子,其温度现在只有绝对零度之上的2.73度。然而正是这些背景光子使得宇宙在大尺度上对超高能宇宙射线并不透明。

高能质子射线会和这些光子发生π介子生成反应(photopion reactions),并且每一次反应都大约会失去20%左右的能量。由于能量守恒,只有当质子能量至少高于~6 × 1019 eV时,这样的反应才会发生。这一截断能量以三位物理学家Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK)的名字命名。根据微波背景辐射密度,可以容易估算出高能质子每穿行一千万光年就会如此反应一次(也即平均自由程)。以我们所知的可观察宇宙的大小,一个质子从遥远的源头在到达地球被探测前这样的反应可以达到上千次导致它的能量几乎必然低于这一截断能量。前面提到的三位物理学家首先在1966年就预言了在超高能宇宙射线能谱上应该能观测到这样的GZK截断。但是直到2008年,前面提到的PAO团队和另一个(HiRes)团队才证实了类似GZK截断的存在。

然而故事并没有到此结束,观测到的能量截断并没有理论预言的那么强。事实上,人们观测到了过多的超过1020 eV的事例。并且我们无法把这些超GZK事例和任何可能的天体源联系在一起。根据对探测信号的拟合,现在流行的解释是认为这些超GZK事例是由重核,特别是铁原子核构成的宇宙射线造成的。这一流行解释有两个致命弱点。一个是我们已经知道宇宙(重子)物质的3/4都是质子(即氢元素的核),铁核所占比例几乎可以忽略不计。另外一个就是在如此高的能量上,还用低能的标准模型来拟合信号是有问题的。

Farrar和Allen [arXiv:1307.2322] 利用强子手征对称性在高温下的恢复(Chiral Symmetry Restoration -CSR)可以对探测信号给出更好的拟合,同时超高能事例都由质子来一致解释而无需重核。他们提出的CSR模型恰恰描述了新镜像理论的分级夸克凝聚(Staged Quark Condensation)的逆过程。这启示我们绝大多数超高能事例都应是质子,新镜像理论应该扮演一定的角色来解释过多的超GZK事例。

根据观测到的超高能宇宙射线能谱,其2×1020 eV能量处大约只有五百分之一的GZK抑制效应,比预想的要弱得多。下面我们就来看看新镜像理论如何定量解释这一效应。

在新镜像理论的普通-镜像中子振荡(n-n’ oscillations)模型里,每一次中子的非相干散射或类似与背景光子的核反应都会有大约10-5的几率变成镜像中子。前面提到的光π介子反应可以实现质子和中子的相互转换,但只是对超GZK射线才可能。对于2×1020 eV的超GZK质子或中子,它与背景光子生成正负电子对的反应截面更大。这导致其平均自由程要小的多,只有大约20万光年。换算成固有时其平均自由飞行时间大概是20秒。自由中子的寿命是888秒。于是我们可以估计出普通中子由于n-n’振荡变成镜像中子的概率为888/20×10-5即大约5×10-4

类似地,暗物质就是由镜像粒子组成的镜像世界,并且存在着由镜像光子构成的镜像宇宙微波背景辐射。假定镜像物质对普通物质温度之比(T’/T)为0.3,也就是说镜像光子背景要比普通背景稀薄得多。这也使得镜像GZK截断可以高达2×1020 eV。由于镜像粒子只和镜像光子作用,普通粒子也只和普通光子作用。我们可以得到镜像粒子的平均自由程因此要大得多,大约为普通粒子的平均自由程的1/0.33 ≈ 40倍。对于2×1020 eV的超GZK镜像中子,我们同样可以估计出其变成普通中子的概率为888/20/40×10-5即大约10-5

n-n’振荡可以提供两种机制产生地球上观测到的超GZK事例。一种是从普通中子振荡成镜像中子然后再振荡回普通中子。然而此过程的叠加概率太小,只有大约5×10-9,因而基本可以忽略不计。另一种就是镜像源的镜像粒子直接穿越大尺度的宇宙距离最后振荡成普通粒子。观测数据告诉我们,镜像物质(即暗物质)是普通物质的5倍。再考虑其40倍的平均自由程,所以到达地球的镜像宇宙射线比普通的要多200倍。利用上面估算的镜像到普通的10-5的转换概率,我们可以得到正好五百分之一的GZK抑制效应,与观测刚好符合。

上面的讨论显然依赖于温度比(T’/T)的数值。观测表明镜像温度必须低于普通物质温度。大爆炸的早期元素合成,特别是氦丰度的精确测量,要求T’/T必须小于1/2。而超高能宇宙射线的观测并结合以上的讨论则告诉我们T’/T ≈ 0.3。这也给宇宙射线限制了一个更强的能量截断:≤ T/T’× 6 × 1019 eV ≈ 2×1020 eV(假定T’/T ≈ 0.3)。如果我们能把现在的超高能宇宙射线探测器效率再提高一个数量级,我们应该能观测到这个预言的新截断。

按照新镜像理论,我们观测到的超GZK宇宙射线事例都来自于更遥远的镜像源。而我们的探测器无法直接“看到”镜像物质以及镜像光子。这也解释了为什么我们无法确定这些超GZK宇宙射线事例的所对应的源。

更有意思的是,从这样的镜像源产生的较低能镜像质子射线无法通过镜像photopion反应生成镜像中子,也就不能通过n-n’振荡变成我们可观测的宇宙射线。超GZK事例于是成为这些镜像源唯一可被我们观测到的射线。观测到的低于GZK截断的宇宙射线应该主要来源于普通源。于是如果我们选取一个特定方向来观测一个大的镜像源,我们会测到过多的超GZK事例同时较少的亚GZK事例。2018年TA团队发表的论文恰好展示了他们观测到的宇宙射线在GZK截断附近的这种反相关性。这也是新镜像理论的一个有力佐证。

一个有趣的巧合是,TA团队测到的超GZK热点方向很可能与LIGO引力波团队探测到的最大的黑洞融合事件(GW170729)一致,也几乎和Lynx Arc超星系团重合。Lynx Arc是已知的最激烈的恒星形成区域,距我们大约有120亿光年远,蕴藏着早期宇宙恒星形成的奥秘。其中也很可能有大量镜像物质,并产生超高能镜像宇宙射线,这样的距离也刚刚好在可观测范围内,且正好在TA团队测到的热点方向。GW170729黑洞融合事件恰巧也被粗略估算为大概100亿光年远,但方向不大确定,只是可能和TA热点方向相容。

也许在不远的将来,更丰富的超GZK宇宙射线的观测可以告诉我们更多的关于来自遥远的镜像星系或者宇宙之初恒星刚开始形成的美丽故事。我们将翘首以待。

July 19, 2020
Last modified: December 19, 2020

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