Yaklaşık 10 yıllık gözlemlerin kapsamlı bir analizi, kozmik-ışın elektronlarının aralığını benzeri görülmemiş yüksek enerjilere kadar genişletiyor.
Kozmik-ray protonları ve diğer çekirdeklerden çok daha az sayıda olmalarına rağmen, kozmik-ray elektronları ve pozitronları, Galaksimizdeki yüksek enerjili süreçleri anlamak için çok önemlidir. Kozmik ışın elektron ve pozitron spektrumlarını şaşırtıcı bir şekilde 40 TeV’ye kadar son derece kapsamlı bir şekilde ölçen Yüksek Enerji Stereoskopik Sistemi (H.E.S.S.) , bu alanda büyük bir atılım gerçekleştirmiştir.
Bu spektrumun önceki ölçümleri 5 TeV’nin altında sona erdi. H.E.S.S. ekibi tarafından 12 yıl boyunca toplanan veriler, özellikle spektral eğimin yaklaşık 1 TeV civarında dikleştiği belirgin bir “kırılma” noktasının yakınında daha önce duyulmamış detaylar gösteriyor.
Bulgular, bu kırılmanın galaktik kozmik ışınların kökenleri hakkındaki bilgimizi zorlayarak, tüm kozmik ışın spektrumu boyunca en belirgin ve gizemli yönlerden biri olduğunu doğruluyor. Ölçülen akışa yerel kaynakların katkısı ve alternatif üretim mekanizmaları, örneğin Samanyolu’ndaki karanlık madde parçacıklarının potansiyel yok oluşu veya bozunması gibi, kırılmanın ötesinde tespit edilen ve enerjide tüm bir büyüklük sırasını sürdüren neredeyse özelliksiz güç yasası nedeniyle önemli sınırlamalar da getirilmektedir.
Bu çığır açıcı veriler sayesinde yerel kozmik ışın hızlandırıcılarını ve Galaksi genelinde yüksek enerjili parçacıkların yayılımını şimdi daha iyi anlıyoruz.
Kozmik ışın elektronları olarak bilinen yüksek enerjili parçacıklar, Galaksi boyunca hareket ederken, çoğunlukla arka plan radyasyonu ve Galaktik manyetik alanlarla etkileşimleri nedeniyle hızla enerji kaybederler. Enerji kaybı, özellikle yüksek enerjilerde, iletim aralıklarını sınırladığından, komşu kozmik-ray hızlandırıcılarından parçacık spektrumu izleri bulma olasılığını artırır. Bu muhtemelen pulsarlar ve süpernova kalıntıları olan yakınlardaki hızlandırıcıları bularak kozmik ışınların kökenlerini belirleyebiliriz.
Kozmik ışın elektronlarının, karanlık madde yok edilmesi gibi alışılmadık süreçler tarafından yaratılması olasılığı, geleneksel astrofizik akışlarının azaldığı yüksek enerjilerde daha kolay görülebileceği için spektrumun yüksek enerji ucunu araştırmanın bir başka nedenidir.
Kozmik ışın elektronlarını, çok daha yaygın olan kozmik ışın protonlarından ve diğer çekirdeklerden ayırmak, özellikle H.E.S.S. İşbirliği tarafından kullanılan dolaylı teknikler gibi yöntemlerle kozmik ışın elektronlarını tespit ederken büyük bir sorundur. H.E.S.S. İşbirliği’nin topladığı önemli miktardaki yüksek kaliteli veriler, çalışmasını dikkate değer kılıyor.
Elektron olaylarını yüksek bir kesinlikle izole edebilmek için, araştırmacılar Namibya’daki bir dizi Cherenkov teleskobu kullanarak parçacık ayırma tekniklerini geliştirdiler ve proton reddetme oranını 10,000’e 1’e ulaştırdılar. (Şekil:1)
Kırık bir güç yasası, ardından gelen kozmik ışın elektron spektrumunu en iyi şekilde tanımlar: Spektral indeks, güç yasasının üssünü temsil eder, 1 TeV altında yaklaşık 3.25 ve 1 TeV üzerinde keskin bir şekilde 4.49’a dikleşir. (Şekil:2)
Kozmik ışın akışı, spektral indeks daha yüksek olduğunda daha yüksek enerjide daha hızlı azalır.
CALET ve DAMPE gibi uzay tabanlı deneyler daha önce 1 TeV civarında spektral kırılmayı tespit etmişti, ancak verileri çoklu-TeV bölgesine genişletememişlerdi ki bu da kırılmanın nedenini belirlemek için kritik öneme sahiptir.
Başlangıçta, elektronların Galaksi boyunca hareket ederken enerji kayıplarının bu spektrumun dikleşmesinin nedeni olduğu düşünülüyordu. AMS-02 (başka bir uzay tabanlı deney), CALET ve DAMPE tarafından ölçülen bor-karbon oranı, kozmik-ray çekirdeklerinin bu enerjideki kalış süresinin kırılmanın esas olarak basit enerji kaybı tarafından nedenlenmesiyle uyumsuz olduğunu gösteren kozmik-ray çekirdeklerinin son zamanlardaki bir ölçüm örneğidir.
Ayrıca, 1 TeV’deki bölünme, H.E.S.S. tarafından gösterildiği gibi, daha önce düşünüldüğünden daha keskindir ve bu, bu parçacıkların Galaksi boyunca difüzif iletimi temelinde bir kökeni çelişkilidir.
Bir teoriye göre, birkaç yerel kaynağın etkisi ihlalin nedeni olabilir. Ancak, gözlemlenen akıya katkılarının dalgalanmalar içermesi beklenen bu tür yerel kaynakların işlevi, ölçümler 40 TeV’ye kadar uzanan özelliksiz bir güç yasası ortaya koyduğundan H.E.S.S. tarafından sıkı bir şekilde kısıtlanmıştır. İkna edici bir açıklamanın yokluğunda, bu bulgular, Galaktik hızlandırıcıların bu parçacıkları soğuk yıldızlararası ortamdan relativistik hızlara nasıl enerji verdiğini anlamak için kozmik ışın hızlandırma modellerinin, özellikle elektronlar için, yeniden değerlendirilmesine yol açabilir. Bu güç yasasının 1 TeV üzerindeki özelliksizliği, özellikle 1.4 TeV civarında belirgin bir zirve eksikliği ile dikkat çekicidir. Daha önce, DAMPE verilerinde böyle bir zirvenin ipuçları görülmüştü ve bazıları bunun karanlık madde imzasını gösterebileceğini speküle etmişti.
Bu bulguların önemli sonuçları var. Örneğin, çevredeki kozmik ışın elektron kaynakları için olası adayların sayısını azaltırlar. Daha geleneksel açıklamalar olan pulsarlar veya süpernova kalıntıları makul olmaya devam ederken, karanlık madde yok edilmesi daha az olası hale geliyor. Bu keşif, bu kadar yüksek enerjide parçacık yayılımını kontrol eden süreçlerle ilgili ilginç soruları da gündeme getiriyor.
Gelecek çalışmalar muhtemelen doğrudan ölçümlerin enerji aralığını genişleterek daha yüksek enerjili elektronları yakalamaya ve makine öğrenimi yaklaşımlarını kullanarak parçacık tanımlamasını daha da geliştirmeye odaklanacaktır. H.E.S.S. İşbirliği kozmik ışın fiziği için çıtayı yükseltmiş olsa da, yüksek enerjili Evren hakkında öğrenilecek çok şey var.
Kaynak: physics.aps.org/articles/v17/165
Haberi Derleyen: : Yusuf Havvat Çukurova Üniversitesi Fizik Bölümü
