Waxman-Bahcall rumbo a

El límite de Waxman-Bahcall es un límite superior calculado para el flujo de neutrinos de alta energía, basado en el flujo observado de rayos cósmicos de alta energía . Dado que los neutrinos de mayor energía se producen a partir de interacciones de rayos cósmicos de ultra alta energía, la tasa de producción observada de estos rayos impone un límite a estas partículas. Recibe su nombre de John Bahcall y Eli Waxman. ^{[ 1 ]}

rayos cósmicos

El límite de Waxman-Bahcall proviene del análisis de los rayos cósmicos en diversos niveles de energía y sus respectivos flujos. Los rayos cósmicos son partículas de alta energía, como protones o núcleos atómicos , que se mueven a una velocidad cercana a la de la luz . ^{[ 1 ]} Estos rayos pueden provenir de diversas fuentes, como el Sol, el Sistema Solar , la Vía Láctea o incluso más allá. ^{[ 2 ]}^{[ 3 ]}

Al entrar en nuestra atmósfera, estos rayos cósmicos interactúan con los átomos atmosféricos, iniciando cascadas de rayos cósmicos en la atmósfera . Estas cascadas son de partículas secundarias, como muones y neutrinos. ^{[ 2 ]} Estos neutrinos atmosféricos pueden estudiarse y se puede determinar y crear un gráfico general de su energía y sus flujos. El gráfico a continuación muestra el espectro de energía de los rayos cósmicos. Precaución: el espectro de energía de los neutrinos atmosféricos es diferente; además, el límite de Waxman-Bahcall no se aplica a los neutrinos atmosféricos, sino a los neutrinos de (ultra)alta energía provenientes de fuera de nuestra galaxia.

^{[ 2 ]}

Durante la investigación y el trabajo de Waxman y Bahcall sobre los neutrinos, parecía existir una brecha de neutrinos de muy alta energía, más allá del límite de los neutrinos atmosféricos, pero aún por debajo del límite GZK, lo que significa que existe alguna fuente extragaláctica de neutrinos de alta energía aún por detectar. ^{[ 1 ]}^{[ 3 ]}

Neutrinos atmosféricos

Los neutrinos atmosféricos se producen en la atmósfera, a unos 15 km sobre la superficie terrestre. ^{[ 2 ]} Son el resultado de partículas, generalmente protones o núcleos atómicos ligeros, que chocan con otras partículas en la atmósfera y provocan una lluvia de neutrinos hacia la superficie terrestre. ^{[ 2 ]}

Los neutrinos atmosféricos se detectaron con éxito en la década de 1960, cuando los experimentos lograron encontrar muones resultantes de estos neutrinos. ^{[ 4 ]} A partir de esto, pudieron determinar la energía de los neutrinos y el flujo asociado a ellos. Actualmente, los neutrinos se pueden detectar mediante diversos experimentos, como IceCube Lab, lo que permite mediciones más precisas de su energía y flujos .

límite de GZK

^{El límite GZK existe como un límite para la energía máxima posible de} los rayos cósmicos que pueden viajar sin interacción a través del universo, y los rayos cósmicos por encima de aproximadamente 5 × 10¹⁹ eV ^[⁵^] solo pueden llegar a la Tierra desde el universo cercano. El límite existe porque a estas energías más altas, y a distancias de viaje mayores de 50 Mpc, aumentan las interacciones de los rayos cósmicos con los fotones del CMB . ^[⁵^] Con estas interacciones, las nuevas partículas producto de los rayos cósmicos tienen energías cada vez menores, y los rayos cósmicos por encima de unas pocas 10²⁰ ^eV no llegan a la Tierra (excepto si su fuente estuviera muy cerca). Es importante en este contexto que las interacciones GZK también produzcan neutrinos, llamados neutrinos cosmogénicos . Su energía suele ser un orden de magnitud inferior a la energía por nucleón de la partícula de rayo cósmico (por ejemplo, un protón ^{de 10²⁰} eV daría lugar a neutrinos ^{de 10¹⁹ eV, pero un núcleo de hierro de}^10²⁰ eV con 56 nucleones daría lugar a neutrinos con una energía 56 veces menor que en el caso del protón).

Waxman - Límite superior de Bahcall

El límite superior de Waxman-Bahcall se deriva de un problema en el que se descubrió que los neutrinos tenían una energía mayor que el límite atmosférico, pero aún por debajo del límite GZK mencionado anteriormente. Sin estar seguros de cuál podría ser la causa de estos neutrinos, Waxman y Bahcall trabajaron para descartar otras posibles fuentes, como la asistencia de campos magnéticos , la corrección del corrimiento al rojo y fuentes de alta energía fuera de la Vía Láctea . ^{[ 1 ]}

Se dice que el límite superior actual de la intensidad del neutrino muónico es:

$I_{\text{max}}=1.5*10^{-8}*\xi _{z}{\text{GeV}}{\text{cm}}^{-2}{\text{s}}^{-1}{\text{sr}}^{-1}$

con una intensidad de neutrinos esperada de 1/2 I _max . ^{[ 1 ]}

Pérdidas por desplazamiento al rojo

Inicialmente, en la derivación de la intensidad del neutrino muónico anterior, se ignoraron los factores de corrimiento al rojo. Sin embargo, si se incluyera un factor de corrección, también se podría encontrar que los neutrinos detectados anteriormente o bien partían de energías altas y se detectaban a una energía menor debido al corrimiento al rojo. ^{[ 1 ]}

Sin embargo, se sabe que si el corrimiento al rojo es el factor principal en el límite, el protón habría tenido que tener un corrimiento al rojo z menor que 1. Si la partícula partió de fuera de este rango, como indica el límite GZK, se producirían otras interacciones durante el viaje de la partícula, lo que haría que los neutrinos detectados estuvieran muy por debajo del umbral mencionado. ^{[ 1 ]}

Al derivar un factor de corrección para multiplicar por Imax para cambiar el umbral del sistema, se encontró que era:

$\xi _{z}={\frac {\int _{0}^{z_{\text{max}}}\mathrm {d} zg(z)(1+z)^{-7/2}f(z)}{\int _{0}^{\inf }\mathrm {d} zg(z)(1+z)^{-5/2}}}$

Al trabajar con galaxias y cúmulos cercanos , se encontró que no hay un cambio significativo en el límite debido a la corrección del corrimiento al rojo, y que la razón del límite y los valores esperados fuera del límite deben provenir de alguna otra fuente externa. ^{[ 1 ]}

campos magnéticos

Fuente de neutrinos

Otro factor a considerar fue la adición de campos magnéticos en la fuente de los neutrinos y cómo esto podría permitir un aumento de la energía de una partícula cargada entrante de un rayo cósmico. ^{[ 1 ]} Si se puede impedir que los protones salgan de la fuente debido a un campo magnético, entonces solo los neutrinos podrían pasar, lo que significa que podríamos ver neutrinos de mayor nivel. ^{[ 1 ]} Bahcall y Waxman descartaron rápidamente esta opción como permanente, ya que cuando hay una interacción proto-meso se crea un pión cargado , pero un protón también se convierte en un neutrón . El neutrón no se verá afectado por el campo de ninguna manera y viajará aproximadamente 100 kpc cuando tenga altas energías. Esto hace imposible superar el límite superior encontrado anteriormente por Waxman y Bahcall. ^{[ 1 ]}

campo magnético intergaláctico

Otra teoría plantea que el campo magnético intergaláctico podría cambiar la dirección de los protones en su camino hacia la Tierra, permitiendo que los neutrinos lleguen en línea relativamente recta. ^{[ 6 ]}

Para derivar esta teoría, Waxman y Bahcall partieron del protón básico que viaja con energía E , en un campo magnético B y con longitud de correlación λ . Si el protón viaja una distancia de λ , el ángulo de deflexión resultante es: ^{[ 1 ]}

${\text{ángulo}}=\lambda /R_{l}$

Donde R _l es el radio de Larmor. ^{[ 1 ]}

$R_{l}=E/eB$

Si el ángulo se mantiene pequeño y se propaga una distancia l , el nuevo ángulo de deflexión se convierte en: ^{[ 1 ]}

${\text{ángulo}}={\sqrt {l/\lambda }}*\lambda /R_{l}$

Sustituyendo valores para el tiempo, que nos darían una distancia máxima de propagación que la partícula podría recorrer en ese tiempo, encontramos que la existencia de un campo magnético intergaláctico distribuido uniformemente no tendría efecto en el límite. ^{[ 6 ]}^{[ 1 ]}

Posibles causas

Modelos de chorros de núcleos galácticos activos

Al observar la galaxia y comenzar a pensar en qué podría haber causado la aparición de neutrinos de tan alta energía, se pensó que los chorros de los núcleos galácticos activos (AGN) eran la causa principal. Al analizar más en detalle, Waxman y Bachall observaron que las intensidades de los chorros de los AGN son dos veces mayores en magnitud que el límite mencionado anteriormente. ^{[ 7 ]}

Inicialmente, se pensó que los fotones y protones se aceleraban en los chorros gracias a la aceleración de Fermi con un espectro de energía: ^{[ 1 ]}

${\frac {\mathrm {d} N}{\mathrm {d} E}}\varpropto E^{-2}$

para protones y fotones (simplemente sustituya los valores de fotones o protones para cualquiera de las cantidades). Esto implica que la profundidad óptica está relacionada con E _p y, asumiendo una pequeña profundidad óptica, podemos tener el espectro de neutrinos de: ^{[ 1 ]}

${\frac {\mathrm {d} N}{\mathrm {d} E}}\varpropto E^{-1}$

Posteriormente, se comprendió que la desintegración de piones neutros, que se crean junto con piones cargados, causa una emisión de rayos gamma de alta energía. Se descubrió entonces que las altas energías observadas no eran resultado de la dispersión Compton de protones y fotones , sino de la desintegración de piones neutros. ^{[ 7 ]} Una vez fijada esta emisión, la intensidad de los neutrinos detectados en AGN quedó por debajo del límite máximo mencionado anteriormente, y los AGN se convirtieron entonces en una causa válida para estos neutrinos de mayor energía si el área era ópticamente delgada y el estallido de energía era causado por una única interacción de un pión neutro en desintegración. ^{[ 1 ]}

Estallidos de rayos gamma

El modelo de bola de fuego de los estallidos de rayos gamma (GRB) también ha sido otro candidato para explicar la existencia de neutrinos de mayor energía. ^{[ 8 ]}^{[ 1 ]}

El modelo de neutrinos de alta energía ya tenía en cuenta múltiples variables y coincidía con el límite mencionado anteriormente. ^{[ 9 ]} De forma similar a los AGN, los GRB son ópticamente delgados; sin embargo, a diferencia de los AGN, que requerían más suposiciones sobre cómo se expulsaba y alcanzaba la energía para coincidir con los cálculos de flujo, el modelo de GRB pudo coincidir correctamente con este límite. ^{[ 9 ]}^{[ 1 ]}

El modelo de bola de fuego funciona teniendo una explosión inicial del GRB, pero luego tiene otro choque posterior que explica el resplandor posterior asociado con los GRB. Este segundo choque continúa empujando las partículas y les permite llegar a los detectores en la Tierra dentro de los límites mencionados anteriormente. ^{[ 9 ]}

Bibliografía

Alemany, R.; Burrage, C.; et al. "(2019). Informe resumido de Física más allá de los colisionadores en el CERN". ^{[ 10 ]}
- Da una idea de los colisionadores del CERN que pueden ayudar con este conjunto de datos.
Bradascio, F. (2019). "Búsqueda de neutrinos de alta energía en núcleos de AGN". Actas de la Ciencia. ^{[ 7 ]}
- Este artículo, revisado por pares, proporciona información adicional sobre aspectos de AGN que se incluyen en el artículo inicial.
Kachelriess, M. (2022). "Rayos cósmicos extragalácticos". FOS: Physical Science ^{[ 3 ]}
- Un artículo revisado por una revista describe los rayos cósmicos extragalácticos.
Kachelriess, M.; Semikoz, DV (2019). "Modelos de rayos cósmicos" . Progress in Particle and Nuclear Physics, 109, 103710. ^{[ 4 ]}
- Revista revisada por pares que ofrece una comprensión amplia de los modelos de rayos cósmicos y diferentes experimentos.
Kajita T. Neutrinos atmosféricos y descubrimiento de oscilaciones de neutrinos. Proc Jpn Acad Ser B Phys Biol Sci . ^{[ 2 ]}
- Proporciona información sobre los neutrinos - documento revisado por revista
Kimura, S. (2022). "Neutrinos de estallidos de rayos gamma". FOS: Ciencias Físicas . ^{[ 9 ]}
- El artículo de revista revisado por pares mencionado anteriormente contribuye a brindar una visión más profunda de los neutrinos de alta energía provenientes de GRB, tema que se discute en el artículo original de Bahcall y Waxman, y ofrece una perspectiva más amplia del trabajo.
Letessier-Selvon, A. (2001). "Establecimiento del límite GZK con neutrinos tau de energía ultra alta". Actas de la Conferencia AIP . ^{[ 5 ]}
- Esta es una fuente revisada por pares y sirve para agregar detalles sobre otros factores y componentes necesarios para nuestro análisis.
Piran, T. (1999). Estallidos de rayos gamma y el modelo de bola de fuego . Physics Reports, 314(6), 575–667. ^{[ 8 ]}
- Artículo revisado por revista que ofrece una breve explicación de cómo funciona el método de la bola de fuego.
Kronberg, P. (2003). "Campos magnéticos intergalácticos". Physics Today, 55 ^{[ 6 ]}
- El artículo revisado por la revista mencionado anteriormente proporciona más información sobre los campos magnéticos intergalácticos mencionados en el documento.
Waxman, E; Bahcall, J (1998). "Neutrinos de alta energía de fuentes astrofísicas: un límite superior" . Physical Review D, 59(2). ^{[ 1 ]}
- Este artículo, revisado por pares, fue elaborado por los autores Waxman y Bachall y ofrece una buena visión general del tema elegido.

Referencias

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Waxman, Eli; Bahcall, John (1999). "Neutrinos de alta energía de fuentes astrofísicas: un límite superior". Physical Review D . 59 (2) 023002. arXiv : hep-ph/9807282 . Bibcode : 1998PhRvD..59b3002W . doi : 10.1103/PhysRevD.59.023002 . S2CID 38054395 .
1 2 3 4 5 6 Kajita, Takaaki (2010). "Neutrinos atmosféricos y descubrimiento de oscilaciones de neutrinos" . Actas de la Academia Japonesa, Serie B. 86 ( 4): 303– 321. Bibcode : 2010PJAB...86..303K . doi : 10.2183/pjab.86.303 . PMC 3417797. PMID 20431258 .
1 2 3 Kachelriess, M. (2022). "Rayos cósmicos extragalácticos". 37.ª Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos. 12-23 de julio de 2021. Berlín . pág. 18. arXiv : 2201.04535 . Bibcode : 2022icrc.confE..18K . doi : 10.22323/1.395.0018 .
1 2 Kachelrieß, M.; Semikoz, DV (noviembre de 2019). "Modelos de rayos cósmicos". Progress in Particle and Nuclear Physics . 109 103710. arXiv : 1904.08160 . Bibcode : 2019PrPNP.10903710K . doi : 10.1016/j.ppnp.2019.07.002 .
1 2 3 Letessier-Selvon, A. (2001). "Establecimiento del límite GZK con neutrinos tau de energía ultra alta". AIP Conference Proceedings . 566 : 157– 171. arXiv : astro-ph/0009444 . Bibcode : 2001AIPC..566..157L . doi : 10.1063/1.1378629 . S2CID 117787105 .
1 2 3 Kronberg, Philipp P. (2002-12-01). "Campos magnéticos intergalácticos". Physics Today . 55 (12): 40– 46. Bibcode : 2002PhT....55l..40K . doi : 10.1063/1.1537911 .
1 2 3 Bradascio, Federica (2019). "Búsqueda de neutrinos de alta energía en núcleos de AGN". 36.ª Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos (ICRC2019) . Vol. 36. pág. 845. arXiv : 1908.05170 . Bibcode : 2019ICRC...36..845B . doi : 10.22323/1.358.0845 .
1 2 Piran, Tsvi (1999). "Rayos gamma y el modelo de bola de fuego". Physics Reports . 314 (6): 575– 667. arXiv : astro-ph/9810256 . Bibcode : 1999PhR...314..575P . doi : 10.1016/S0370-1573(98)00127-6 . S2CID 9868536 .
1 2 3 4 Kimura, Shigeo S. (2022). "Neutrinos de estallidos de rayos gamma". arXiv : 2202.06480 [ astro-ph.HE ].
↑ Alemany, R.; Burrage, C.; Bartosik, H.; Bernhard, J.; Boyd, J.; Brugger, M.; Calviani, M.; Carli, C.; Charitonidis, N.; Curtin, D.; Dainese, A. (2019). "Informe resumido de la física más allá de los colisionadores en el CERN". arXiv : 1902.00260 [ hep-ex ].

[:0-1] 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Waxman, Eli; Bahcall, John (1999). "Neutrinos de alta energía de fuentes astrofísicas: un límite superior". Physical Review D . 59 (2) 023002. arXiv : hep-ph/9807282 . Bibcode : 1998PhRvD..59b3002W . doi : 10.1103/PhysRevD.59.023002 . S2CID 38054395 .

[:1-2] 1 2 3 4 5 6 Kajita, Takaaki (2010). "Neutrinos atmosféricos y descubrimiento de oscilaciones de neutrinos" . Actas de la Academia Japonesa, Serie B. 86 ( 4): 303– 321. Bibcode : 2010PJAB...86..303K . doi : 10.2183/pjab.86.303 . PMC 3417797. PMID 20431258 .

[:2-3] 1 2 3 Kachelriess, M. (2022). "Rayos cósmicos extragalácticos". 37.ª Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos. 12-23 de julio de 2021. Berlín . pág. 18. arXiv : 2201.04535 . Bibcode : 2022icrc.confE..18K . doi : 10.22323/1.395.0018 .

[:3-4] 1 2 Kachelrieß, M.; Semikoz, DV (noviembre de 2019). "Modelos de rayos cósmicos". Progress in Particle and Nuclear Physics . 109 103710. arXiv : 1904.08160 . Bibcode : 2019PrPNP.10903710K . doi : 10.1016/j.ppnp.2019.07.002 .

[:5-5] 1 2 3 Letessier-Selvon, A. (2001). "Establecimiento del límite GZK con neutrinos tau de energía ultra alta". AIP Conference Proceedings . 566 : 157– 171. arXiv : astro-ph/0009444 . Bibcode : 2001AIPC..566..157L . doi : 10.1063/1.1378629 . S2CID 117787105 .

[:6-6] 1 2 3 Kronberg, Philipp P. (2002-12-01). "Campos magnéticos intergalácticos". Physics Today . 55 (12): 40– 46. Bibcode : 2002PhT....55l..40K . doi : 10.1063/1.1537911 .

[:7-7] 1 2 3 Bradascio, Federica (2019). "Búsqueda de neutrinos de alta energía en núcleos de AGN". 36.ª Conferencia Internacional de Rayos Cósmicos (ICRC2019) . Vol. 36. pág. 845. arXiv : 1908.05170 . Bibcode : 2019ICRC...36..845B . doi : 10.22323/1.358.0845 .

[:8-8] 1 2 Piran, Tsvi (1999). "Rayos gamma y el modelo de bola de fuego". Physics Reports . 314 (6): 575– 667. arXiv : astro-ph/9810256 . Bibcode : 1999PhR...314..575P . doi : 10.1016/S0370-1573(98)00127-6 . S2CID 9868536 .

[:9-9] 1 2 3 4 Kimura, Shigeo S. (2022). "Neutrinos de estallidos de rayos gamma". arXiv : 2202.06480 [ astro-ph.HE ].

[:4-10] Alemany, R.; Burrage, C.; Bartosik, H.; Bernhard, J.; Boyd, J.; Brugger, M.; Calviani, M.; Carli, C.; Charitonidis, N.; Curtin, D.; Dainese, A. (2019). "Informe resumido de la física más allá de los colisionadores en el CERN". arXiv : 1902.00260 [ hep-ex ].