Astronomija

Da li su Gamma Ray rafali galaktičkog ili ekstragalaktičkog porijekla?

Da li su Gamma Ray rafali galaktičkog ili ekstragalaktičkog porijekla?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Čitao sam o raspravi Lamb-Paczynskog iz 1995. o tome jesu li GRB-ovi galaktičkog ili ekstragalaktičkog porijekla. S našim trenutnim eksperimentalnim dokazima, jesmo li otkrili jesu li GRB galaktički ili ekstragalaktički?


Na osnovu našeg razumijevanja šta bi mogli biti mogući uzroci GRB-a, ništa ne upućuje na to da je ovaj fenomen izoliran samo od drugih galaksija, ali do sada smo otkrili GRB koji potječe izvan Mliječnog puta. Dobro je što smo i to učinili, jer da se bilo koji od njih dogodio u našem kosmičkom susjedstvu i uperio prema nama, to bi bilo posljednje što bismo ikad vidjeli i učinkovito bi steriliziralo našu planetu. Više informacija dostupno je na Wikipediji o Gamma-ray burst-u, to je zapravo prilično dobar članak koji predstavlja opsežne informacije o GRB-u (pretpostavljam da je to razlog zašto se tamo nalazi).


Ubrzo nakon otkrića, astronomi su shvatili da postoje najmanje dvije klase GRB: kratki događaji (<2 sekunde) i dugi događaji (> 2 sekunde). Široko se vjeruje da su dugačke GRB hipernove, eksplozije masivnih crnih rupa u vrlo udaljenim galaksijama. Zapravo su mnogo dalje nego što su čak i Paczynski i njegovi sljedbenici vjerovali u vrijeme rasprave. Konsenzus o kratkom GRB-u tek treba postići, iako je teorija o spajanju neutronskih zvijezda i neutronskih zvijezda, koja više nije primjenjiva na dugačke GRB, još uvijek u igri za kratke. Takođe, neki mali procenat kratkog GRB-a sigurno su magnetarne baklje (poput čuvenog događaja od 7. marta 1979), ali u drugim obližnjim galaksijama.


  • Teorijska i eksperimentalna astrofizika visokih energija
  • Optička promatranja kolega probijanja gama zraka

Gamma-Ray prasak je jedno od najuzbudljivijih otkrića u astrofizici visokih energija. Rafali gama zraka ostali su enigma skoro četiri decenije. Najvažnija pitanja bez odgovora i dalje izazivaju veliko zanimanje. Koji su izvori izbijanja gama zraka? A gdje su ti izvori, uključujući smjer i udaljenost? Da li kratki rafalni gama zraci imaju galaktičko ili ekstragalaktičko porijeklo? A koji su mehanizmi generisanja gama zraka i njihovi optički kolege?

Moje se istraživačko zanimanje fokusira na različite teorijske aspekte dva navedena pitanja usredotočujući se na jednu klasu (kratki rafalni gama zraci): Oni uključuju statističku studiju prostorne raspodjele ovih kratkih rafala, kao i pretpostavljene kandidate za izvor, Crne rupe. Iako većina istraživača gama rafala vjeruje da su dugotrajni rafali ekstragalaktični, porijeklo kratkih gama rafala još uvijek nije jasno. Potraga za optičkim pandanima rafala gama zraka (uključujući duge i kratke gama rafale) postaje važna i duboka kako bi se razumjeli mehanizmi izvora. Iz zemaljskih promatranja (teleskopi), precizno će se izračunati crveni pomak (z vrijednost) svakog otkrivenog optičkog kolege. Informacije o energiji svakog rafala iz gama i optičkog opsega također će se tretirati modernim teorijskim modelima. Ovo istraživanje ne samo da se bavi temeljnim pitanjima astrofizike visokih energija, već poziva i na razvoj novih statističkih kodova, teorijskih modela i tehnologija posmatranja teleskopima.


Izvangalaktička astronomija - INTEGRALNA

Jezgre mnogih galaksija proizvode ogromne količine zračenja na svim talasnim dužinama. Pretpostavlja se da se ovi aktivni galaktički nukleusi ili AGN napajaju nagomilavanjem materije na supermasivne crne rupe sa 10 6 do 10 10 solarnih masa. Smatra se da se velika emisija energije oslobađa u koroni vrućeg materijala iznad akrecijskog diska i / ili u moćnim mlaznicama.

Drugi izvor emisije X-zraka i gama-zraka mogu biti nakupine galaksija koje prožimaju vrući gas.

Dubinska ispitivanja i visokoenergetska pozadina

Zbog svog širokog vidnog polja, INTEGRAL je u stanju da odjednom promatra velika polja ekstragalaktičkog neba i tako vrši vrlo duboka ispitivanja neba (do nekoliko Msec) pri energijama koje omogućavaju probijanje kroz normalne slojeve plina i prašine, zakrivajući neke izvore iz zapažanja u klasičnom rendgenskom opsegu. Ova istraživanja otkrivaju nove izvore, od kojih su mnogi apsorbovani izvori, kako se očekuje da objasne pozadinsko zračenje visoke energije na tim energijama. Ali ne nalaze ih toliko koliko se predviđalo, nagovještavajući izvore koji su još više zaokruženi ("Comptonski debeli") ili evoluciju izvornih svojstava. Vidjeti, npr., Paltani i sur. (2008), Sazonov i dr. (2007), Beckmann i dr. (2006), ili Bassani et al. (2006).

Korištenje Zemlje za mjerenje kozmičke pozadine

U januaru i februaru 2006. godine INTEGRAL je preduzeo originalan pristup kako bi posmatrao doprinos nerešenih izvora visokoenergetskoj pozadini - pomoću Zemlje blokirao zračenje difuzne visokoenergetske pozadine da bi izmerio njenu snagu i spektar preciznije nego ikad ranije prije u opsegu gdje je njegov doprinos najjači. Promatranja su bila složena, fiksirajući pravac promatranja satelita prema nebu i puštajući Zemlju da lebdi kroz polje. Rezultate su objavili Churazov i dr. (2007).

Jata Ophiuchus kao ubrzivač čestica

Jarak galaksija Ophiuchus svijetli je izvor X-zraka, ali u prošlosti nije bilo jasno postoji li dodatna netermička spektralna komponenta ili ne. Kombinirajući 3 ms INTEGRALNIH podataka, Eckert i sur. (2008) jasno su otkrili visokoenergetski rep i pokazuju da ta prekomjerna emisija ne može doći iz vrlo vrućih područja ili apsorbirane AGN. Postoje dva modela koja objašnjavaju emisiju, jedan inverzno-komptonskim rasipanjem GeV elektrona na CMB fotonima, jedan sinhrotonskim zračenjem populacije elektrona pri TeV energijama, koje bi onda trebalo otkriti, npr. HESS.

Širom svemira

Mnogi izvori koje je pronašao INTEGRAL nisu odmah identificirani, čekajući zapažanja na drugim talasnim dužinama. U slučaju INTEGRALNOG izvora IGR J22517 + 2218, promatranje NASA-inog satelita Swift omogućilo je identifikaciju sa već poznatom aktivnom galaksijom MG3 J225155 + 2217, blazarom pri crvenom pomicanju z

3.668. Zbog toga je INTEGRAL učinio najdaljim nebeskim objektom koji je ikada mogao promatrati (vidi Bassani i dr. 2007).

Ispituje strukturu lokalnog univerzuma velikih razmjera

Opšte je prihvaćeno da praktično svaka galaksija u lokalnom svemiru ima supermasivnu crnu rupu i neke od tih crnih rupa su vidljive kao AGN sa različitim sjajima. Zbog toga je zapreminska brojna gustina AGN-a koja emituje X-zrake proporcionalna zapreminskoj gustini broja galaksija. Na osnovu njihovog tvrdog rendgenskog snimanja čitavog neba, sondiranje lokalnog svemira do

100 Mpc, Krivonos i dr. (2007) pokazuju da je zapreminska gustina AGN zaista jako nehomogena, što odražava strukturu velikih razmjera u lokalnom svemiru.


Da li su Gamma Ray rafali galaktičkog ili ekstragalaktičkog porijekla? - Astronomija

Galaksije su gradivni elementi svemira. Poslednjih godina brzo se napreduje u našem razumevanju prirode materije (viđene i neviđene) našeg sopstvenog Mlečnog puta i galaksija u lokalnom svemiru i šire. Istraživanje stvaranja Mliječnog puta, kao i drugih galaksija i jata galaksija, čini jedno od područja istraživanja astronomije u ARIES-u.

Astrofizički problemi iz ove kategorije uključuju: Kako nastaje galaksija? Kakva je priroda tamne materije u galaksiji? Zašto su neke galaksije aktivne? Kakva je uloga crnih rupa u formiranju galaksija? Kakvo je porijeklo visokoenergetskih vangalaktičkih objekata poput pucanja gama zraka i supernova?

Nukleusi aktivnih galaksija

Otprilike desetljeće je dobro utvrđeno da su supermasivne crne rupe (SMBH, s masama između 10 ^ 6 - 10 ^ 10 M ⊙) prisutne u jezgrima svih galaksija sa zvjezdanim ispupčenjima. U bilo kojem trenutku nekoliko posto tih SMBH napaja se dovoljnom količinom plina da bi posjedovalo značajne akrecijske diskove. Ovi diskovi mogu emitirati više zračenja od svih zvijezda u cijeloj galaksiji domaćina zbog općih relativističkih efekata koji daju vrlo visoku efikasnost za pretvaranje materije u zračenje dok se spirala spušta u BiH. Ovo je osnovni mehanizam u osnovi Aktivnih Galaktičkih Nukleusa (AGN).

Odavno je poznato da postoje dvije glavne klase svjetlećih AGN (tj. Kvazara). Otprilike 85-90% njih ima vrlo malu radio emisiju F 5GHz / FB ≤ 10, ovdje je F 5GHz = fluks na radiju 5 GHz i FB = fluks na optičkom B opsegu 4400 ̊ A) i zato se nazivaju radio-tihim kvazarima (RQQSOs ). Preostalih ∼ 10–15% kvazara su radio-glasni kvazari (RLQSO).

Mali podskup RLQSO pokazuje brzu varijabilnost fluksa na gotovo svim talasnim dužinama elektromagnetskog (EM) spektra i takođe imaju jako polarizovanu emisiju. Takvi radio kvazari sa ravnim spektrom (FSRQ) sada su obično udruženi zajedno sa suštinski slabijim, ali vrlo varijabilnim objektima BL Lacertae (BL Lac) i zajednički su poznati kao blazari. BL Lac objekti pokazuju beznačajni (bez istaknutih linija emisije ili apsorpcije) optički kontinuum, dok FSRQ pokazuju vidljive emisione linije u svojim optičkim spektrima. Blazari imaju spektralnu raspodjelu energije (SED) koja pokazuje dva vrha, što dovodi do dvije podklase blazara: LBL (odabrani crveni ili niskoenergetski ili radio) i HBL (odabrani plavi ili visokoenergetski ili rendgenski). SED komponenta niže frekvencije doseže vrhunac kod IR / optičkog u LBL-ima i kod UV / X-zraka u HBL-ovima. Druga komponenta se proteže do gama zraka, obično dostižući maksimum pri GeV u LBL i kod TeV u HBL. Blazarovo zračenje na svim talasnim dužinama je uglavnom netermalno. EM emisijom dominira sinhrotronska komponenta pri niskoj energiji, a pri visokoj energiji vjerovatno inverzna Comptonova komponenta. Blazarova emisija je doplerovsko pojačana mlazna emisija, a blazari (i druge radio glasno aktivne galaksije) izbacuju relativističke mlazove u suprotnim smjerovima (okomito na akrecioni disk i / ili poravnate sa BH osovinom spina) koji mogu izrasti u najveće fizički povezane objekte univerzum.

Istraživačka grupa koja radi na AGN-ima fokusirana je na varijabilnost višetalasnih dužina blazara, unutarnoćnu optičku varijabilnost radio-tihih i radio-glasnih AGN-a i svojstva AGN-a zasnovanih na optičkim spektralnim linijama. Za izvođenje ovih projekata uzimaju se podaci o više talasa različitih javnih arhiva, kao i nova zapažanja teleskopima ARIES, kao i drugi nacionalni i međunarodni objekti.


Gama-zračna astronomija

II.G Gama-rafali

Kao što im samo ime govori, kozmički rafalni gama zraci (GRB) su intenzivni rafali gama zračenja, koji traju od djelića sekunde do minuta, a koji emitiraju glavninu svoje energije u režimu gama zraka (iznad ∼ 0,1 MeV). Nepredvidljivi, ovi privremeni događaji čine jednu od najdugovječnijih i najizazovnijih zagonetki u modernoj astrofizici, koja datira još od njihovog slučajnog otkrića prije više od trideset godina sa Vela serijom nuklearnih nadzornih satelita. Eksperiment praska i prolaznih izvora (BATSE) na brodu CGRO posebno je dizajniran da služi kao monitor neba za otkrivanje ovih misterioznih događaja. Tijekom svog devetogodišnjeg vijeka trajanja BATSE je otkrio ukupno 2704 GRB-a, mnogo puta veći od broja prethodno zabilježenih, i prikupio zastrašujuću kolekciju podataka o njihovim svojstvima. Tijekom svog kratkog pojavljivanja GRB-ovi su najsvjetliji objekti na nebu, nadmašujući sve ostale izvore gama-zraka zajedno. Zaista, eksplozije gama zraka mogu biti najdalji i eksplozivni događaji (sa energijama većim od 10 53 erga) koji su ikada zabilježeni u prirodi. GRB se javljaju u slučajnim intervalima (∼ 1 / dan), čini se da se ne ponavljaju (što podrazumijeva vjerovatno uništavanje izvora) i oni su izotropni u svojoj distribuciji, dolazeći iz svih smjerova na nebu. Svaki rafal je različit u svojoj vremenskoj strukturi, koja može dramatično varirati u trajanju i složenosti od rafala do rafala (vidi sliku 11). Dalje, brza varijabilnost emisije (reda milisekundi) izmerena tokom datog rafala implicira da posmatrano zračenje proizlazi iz izuzetno kompaktnog izvora, zahtevajući relativističko širenje čestica koje emituju kako bi se izbegla neprozirnost stvaranja para fotona-fotona koji bi inače ugasio posmatrano gama zračenje. Ovo brzo širenje materijala koji emitira mogao bi imati oblik relativističke vatrene kugle koja je posljedica inicijalne eksplozije ili kolimiranih zraka relativističkih mlazova koji proizlaze iz središnjeg izvora.

SLIKA 11. Vremenski profili za uzorak provale gama zraka (GRB), dobijeni pomoću BATSE instrumenta na brodu Opservatorija gama-zraka Compton. Ovi profili ilustriraju bogatu raznolikost u vremenskoj strukturi, intenzitetima i trajanju izbijanja gama zraka, od kojih nijedna nisu potpuno slična u svim pogledima. (Ljubaznošću NASA-e i CGRO BATSE instrumentalnog tima.)

Dugo godina misterija porijekla izbijanja gama zraka sastojala se od nedostatka detekcije u bilo kojem frekvencijskom opsegu ispod tvrdog rendgenskog zračenja, što je činjenica koju je teško pomiriti s tako naizgled katastrofalnim oslobađanjem energije. Dalje je zakompliciralo situaciju da se malo udaljenih, ako uopće postojećih, promatračkih ograničenja moglo postaviti na udaljenosti od izvora rafala, niti se GRB-ovi mogli povezati s bilo kojom poznatom klasom predmeta. Shodno tome, skala udaljenosti do rafala proučavana je indirektno kroz kutnu raspodjelu na nebu i raspodjelu intenziteta ukupne rafalne cjeline. Primijećeni deficit u broju slabih rafala otkrivenih BATSE-om (u usporedbi s brojem koji se očekuje za jednoličnu, homogenu raspodjelu izvora rafala u ravnom trodimenzionalnom euklidskom prostoru) implicirao je, na primjer, da vidimo daleku „ivicu“ populacija izvora pucanja. Ipak, ovo je omogućilo da izvori rafala budu ili „lokalni“ za našu vlastitu Galaksiju, ili „kosmološki“ na ivici vidljivog svemira, što dovodi do beskrajne raznolikosti u predloženim modelima rafalnih rafala i široke rasprave i kontroverze na polju studija praska.

Odavno je prepoznato da je ključ za razotkrivanje misterije GRB-a identifikacija rafalnih pandana na drugim talasnim dužinama. Kratko trajanje izbijanja gama zraka, međutim, u kombinaciji s nepredvidljivošću njihovog nastanka bilo gdje na nebu, i relativno loše mogućnosti gama-uređaja za određivanje lokacije (u usporedbi s detektorima koji rade u drugim valnim opsezima) ozbiljno su ograničili efikasnost koordinirane daljnje pretrage za kolegama iz GRB-a. Uprkos ponovljenim i hrabrim pokušajima na mnogim valnim duljinama da se otkrije ili ostatak naknadnog sjaja rafalnog događaja ili mirnog kolege unutar okvira s greškom probijanja gama zraka, nijedan nije otkriven tokom mnogih frustrirajućih godina. Proboj u promatranju dogodio se početkom 1997. godine, ubrzo nakon lansiranja talijansko-holandskog rendgenskog satelita BeppoSAX. U nekoliko navrata BeppoSAX je sa jednom od svojih kamera širokog polja (WFC) primijetio nepogrešiv naknadni sjaj X-zraka povezan sa rafalnim gama zračenjem. Pojava rafala istovremeno je registrirana sa detektorima cezijum-jodida (CsI) koji su prvenstveno služili kao štitnici glavnog satelitskog rendgenskog teleskopa, ali su također bili konfigurirani da rade kao zasebni monitor gama-zračenja. Nakon sumnji na rafalni slučaj, svemirska letelica je preorijentisana kako bi omogućila svojim rendgenskim instrumentima visoke rezolucije da posmatraju isto polje, potvrde sve manju emisiju X-zraka i tačno fiksiraju svoju tačku porekla (vidi sliku 12). Nakon brze komunikacije preciznih koordinata, opservatorije širom svijeta odmah su pokrenule naknadna promatranja, što je rezultiralo prvim otkrivanjima blijeđenja emisije naknadnog sjaja, koja je trajala od nekoliko sati do nekoliko sedmica, od izbijanja gama zraka. U nekoliko slučajeva, dalja promatranja opadajućeg optičkog izvora otkrila su prisustvo slabe, produžene temeljne emisije, koja ukazuje na veoma udaljene galaksije domaćina. Mjerenje crvenog pomaka galaksije domaćina pružilo je prvi nepobitan dokaz da se GRB-ovi javljaju na kosmološkim udaljenostima. U 3 godine nakon početnog otkrivanja rafalnog pandana, BeppoSAX je brzo lokalizirao preko trideset GRB-ova, sa preko desetak događaja koji su otkrili odgovarajuće detekcije u drugim talasnim opsezima, uključujući rendgenske, optičke, infracrvene, milimetarske i radio, kao kao i mjerenja crvenog pomaka na vjerovatno domaćinima galaksija (karakterističnog crvenog pomaka z ∼ 1). Ovi su rezultati elektrificirali istražitelje na polju istraživanja gama zračenja i potpuno su revolucionirali istraživanje GRB-a.

SLIKA 12. Slike otkrića prvog rentgenskog naknadnog sjaja otkrivenog eksplozijom gama zraka (GRB 970228), uočenog na satelitu BeppoSAX. Lijeva ploča prikazuje sjajnu rendgensku emisiju sa lokacije GRB-a ubrzo nakon pojave rafala 28. februara 1997. godine, dok desna ploča prikazuje izblijedjelu rendgensku zraku viđenu nekoliko dana kasnije, 3. marta 1997. (Prilagođeno sa Koste , E. i dr. (1997). "Otkriće rendgenskog naknadnog sjaja povezanog sa eksplozijom gama zraka 28. februara 1997." Priroda 387, 783–785, Copyright 1997, po dopuštenju.)

Otkrivanje hitne i naknadne emisije odgovarajuće svetlosti omogućilo je ozbiljnu revalorizaciju mnogih teorija iznetih da bi se objasnilo poreklo GRB-a. Naročito je naklonjen modelu „relativističke vatrene kugle“ koji predstavlja ogromno trenutno otpuštanje energije u malom volumenu. U ovom scenariju, relativistička vatrena kugla koja se sastoji od plazme elektronsko-pozitronskog para s Lorentzovim faktorom 100-1000 širi se prema početnom energetskom događaju. Privremena struktura uočena u eksploziji gama zraka nastala je kao rezultat sudara šokova s ​​nešto drugačijim Lorentzovim faktorima unutar relativističkog odljeva (takozvani „unutrašnji“ šokovi). Brza rafalna emisija (npr. Dramatična optička baklja koju je vidio robotski teleskop ROTSE za vrijeme GRB 990123) pripisuje se "obrnutim" udarcima koji putuju unatrag kroz gustu ejektu. Dugoročnija emisija naknadnog sjaja nastaje uslijed "vanjskih" udara koji se probijaju kroz okolni medij. Relativističke čestice ubrzane u tim udarcima zrače i sinhrotronskom i Comptonovom emisijom. Spektar naknadnog sjaja uočen satima do sedmica nakon izbijanja obično se sastoji od niza zakona sinhrotronske snage čiji prekidi ovise o raspodjeli energije u populaciji zračenja netermalnih elektrona. Vremenom se posmatrani sinhrotronski spektar prebacuje na niže energije kao rezultat širenja hlađenja i opadajućeg Lorentz-ovog faktora zapreminskog protoka. Odgođeni početak i karakteristično glatko propadanje uočeno za emisiju kolegama na rendgenskim, optičkim i radio talasnim dužinama mogu se prirodno objasniti kao posljedica širenja parne plazme koja postaje sve optički tanka do nižefrekventnog zračenja tokom kasnijih faza hlađenje vatrene kugle. Model vatrene kugle izuzetno se dobro slaže sa zapažanjima, iako tačni detalji širokopojasne emisije kritično ovise o fizičkim svojstvima međuzvjezdane ili međugalaktičke okoline u koju se vatrena kugla širi.

Osnovno pitanje je priroda energetskog događaja koji izaziva detonaciju same vatrene kugle. Ogromne energije (& gt10 53 erga) implicirane kosmološkim udaljenostima zaključenim iz najnovijih opažanja GRB-a uvelike ograničavaju broj mogućnosti. Samo spajanje komponenata evoluiranih binarnih sistema koji sadrže parove kompaktnih objekata (neutronske zvijezde ili crne rupe) ili kolaps najmasivnijih zvijezda na krajevima njihovog života (kako je opisano u modelima „hipernova“ i „kolapsar“) ), čini se da zadovoljavaju gigantske energetske potrebe. Nedavno otkrivanje emisije linija gvožđa na talasnim dužinama X-zraka u GRB-u nakon zažarenja instrumentima na brodu BeppoSAX i opservatoriji Chandra favorizira potonju klasu modela, jer se čini da je količina željeza procijenjena iz promatranja najvjerojatnije potekla iz evoluirane masivne zvijezda koja je eksplodirala u događaju sličnom supernovi.

Praktično svi modeli za krajnji izvor energije GRB-a uključuju krajnju tačku zvezdane evolucije, posebno najmasivnijih zvezda. Stoga je predloženo da brzina praska mora biti proporcionalna ukupnoj brzini formiranja kosmičke zvijezde. U prilog ovom stavu ide činjenica da su tipični crveni pomaci (z ∼ 1) povezane sa galaksijama domaćinima GRB-a odgovaraju epohi ranog aktivnog formiranja zvijezda u Svemiru. Analoge sa praskom takođe se mogu naći u vanjskim regijama plavih galaksija koje prolaze kroz nedavno formiranje zvijezda, ili u nepravilnim galaksijama koje su se mogle pretrpjeti nedavnim sudarima ili spajanjima, promovirajući nalet aktivnosti formiranja zvijezda u ranoj epohi.


Sadržaj

Za promatranje vangalaktičkih kosmičkih zraka potrebni su detektori s izuzetno velikom površinom, zbog vrlo ograničenog fluksa. Kao rezultat, ekstragalaktički kosmički zraci se obično otkrivaju u zemaljskim opservatorijama, pomoću opsežnih zračnih pljuskova koje stvaraju. Te zemaljske opservatorije mogu biti ili površinski detektori koji promatraju čestice zračnog tuša koji dopiru do tla, ili detektori fluorescencije zraka (zvani i detektori „mušinog oka“ [2]), koji promatraju fluorescenciju uzrokovanu interakcijom napunjenog zraka tuširajte čestice atmosferom. U oba slučaja, krajnji cilj je pronaći masu i energiju primarnog kosmičkog zraka koji je stvorio tuš. Površinski detektori to postižu mjerenjem gustine čestica u tlu, dok fluorescentni detektori to čine mjerenjem dubine maksimuma tuširanja (dubine s vrha atmosfere na kojoj je maksimalan broj čestica prisutan u tušu). [3] Dvije trenutno djelujuće opservatorije kosmičkih zraka visokih energija, opservatorija Pierre Auger i niz teleskopa, hibridni su detektori koji koriste obje ove metode. Ova hibridna metodologija omogućava potpunu trodimenzionalnu rekonstrukciju vazdušnog tuša i daje mnogo bolje informacije o pravcu, kao i tačnije određivanje vrste i energije primarnog kosmičkog zraka od bilo koje same tehnike. [4]

Opservatorij Pierre Auger Uredi

Opservatorija Pierre Auger, smještena u provinciji Mendoza u Argentini, sastoji se od 1660 površinskih detektora, od kojih je svaki odvojen po 1,5 km i pokriva ukupnu površinu od 3000 km 2, te 27 detektora fluorescencije na 4 različita mjesta koja gledaju na površinske detektore. [5] [6] Opservatorija radi od 2004. godine, a punim kapacitetom počela je raditi 2008. godine nakon završetka gradnje. Površinski detektori su detektori vode Cherenkov, a svaki detektor je spremnik promjera 3,6 m. Jedan od najznačajnijih rezultata Opservatorije Pierre Auger je otkrivanje dipolne anizotropije u pravcima dolaska kosmičkih zraka sa energijom većom od 8 x 10 18 eV, što je bio prvi konačni pokazatelj njihovog vangalaktičkog porijekla. [7] [8]

Uređivanje niza teleskopa

Niz teleskopa nalazi se u državi Utah u Sjedinjenim Američkim Državama, a sastoji se od 507 površinskih detektora razdvojenih 1,2 km i pokrivajući ukupnu površinu od 700 km 2 [9], i 3 stanice za fluorescentnu detekciju sa 12-14 fluorescentnih detektori na svakoj stanici. [10] Teleskopski niz izgrađen je u suradnji timova koji su prethodno upravljali Akeno Giant Air Shower Array (AGASA), koji je bio površinski detektorski niz u Japanu, i Letećeg oka visoke rezolucije (HiRes), fluorescencije zraka detektor koji se takođe nalazi u Utahu. [11] Niz teleskopa u početku je dizajniran za otkrivanje kosmičkih zraka sa energijom iznad 10 19 eV, ali produženje projekta, produžetak niskoenergetskog niza teleskopa (TALE) trenutno je u toku i omogućit će promatranje kosmičkih zraka s energijom iznad 3 x 10 16 eV [12]

Dvije jasne i dugo poznate karakteristike spektra ekstragalaktičkih kosmičkih zraka su 'gležanj', što je izravnavanje spektra na oko 5 x 10 18 eV, [14] i suzbijanje toka kosmičkih zraka pri visokim energijama (gore oko 4 x 10 19 eV). [15] [16] U novije vrijeme opservatorija Pierre Auger takođe je primijetila pojačavanje spektra kosmičkih zraka iznad skočnog zgloba, [17] prije strmog preseka iznad 10 19 eV (vidi sliku). Čini se da spektar koji je izmjerio Opservatorij Pierre Auger ne ovisi o smjeru dolaska kosmičkih zraka. [18] Međutim, postoje određena odstupanja između spektra (posebno energije pri kojoj dolazi do potiskivanja fluksa) izmjerene od Opservatorija Pierre Auger na južnoj hemisferi i niza teleskopa na sjevernoj hemisferi. [19] Nejasno je da li je to rezultat nepoznate sistematske greške ili istinske razlike između kosmičkih zraka koji dolaze na sjevernu i južnu hemisferu.

Interpretacija ovih karakteristika spektra kosmičkih zraka ovisi o detaljima pretpostavljenog modela. Povijesno se gležanj tumači kao energija pri kojoj strmi galaktički spektar kosmičkih zraka prelazi u ravni ekstragalaktički spektar. [20] Međutim, difuzno ubrzanje udara u ostacima supernove, koje je pretežni izvor kozmičkih zraka ispod 10 15 eV, može ubrzati protone samo do 3 x 10 15 eV, a gvožđe do 8 x 10 16 eV. [20] [21] Stoga mora postojati dodatni izvor galaktičkih kosmičkih zraka do oko 10 18 eV. S druge strane, "dip" model pretpostavlja da se prijelaz između galaktičkih i vangalaktičkih kosmičkih zraka događa na oko 10 17 eV. Ovaj model pretpostavlja da su vangalaktički kosmički zraci sastavljeni isključivo od protona, a gležanj se tumači kao posljedica stvaranja parova koji proizlaze iz interakcija kosmičkih zraka sa kosmičkom mikrotalasnom pozadinom (CMB). [22] Ovo potiskuje tok kosmičkih zraka i na taj način uzrokuje izravnavanje spektra. Stariji podaci, kao i noviji podaci iz niza teleskopa [23] [24] favoriziraju čisti protonski sastav. Međutim, nedavni Auger podaci sugeriraju sastav kojim dominiraju laki elementi do 2 x 10 18 eV, ali sve jači elementi postaju sve veći sa porastom energije. [25] U ovom slučaju potreban je izvor protona ispod 2 x 10 18 eV.

Općenito se pretpostavlja da je potiskivanje fluksa pri visokim energijama posljedica Greisen-Zatsepin-Kuz'min (GZK) efekta u slučaju protona ili zbog fotodisintegracije CMB-a (Gerasimova-Rozental ili GR efekt) u slučaj teških nukleusa. Međutim, to može biti i zbog prirode izvora, odnosno zbog maksimalne energije do koje izvori mogu ubrzati kosmičke zrake. [26]

Kao što je gore spomenuto, niz teleskopa i opservatorija Pierre Auger daju različite rezultate za najizgledniji sastav. Međutim, podaci koji se koriste za zaključivanje sastava iz ove dvije opservatorije su dosljedni kada se uzmu u obzir svi sistematski učinci. [19] Sastav vangalaktičkih kosmičkih zraka stoga je i dalje dvosmislen

Za razliku od solarnih ili galaktičkih kosmičkih zraka, malo se zna o porijeklu ekstragalaktičkih kosmičkih zraka. To je uglavnom zbog nedostatka statistike: samo oko 1 ekstragalaktička čestica kosmičkih zraka po kvadratnom kilometru godišnje dosegne površinu Zemlje (vidi sliku). Mogući izvori ovih kosmičkih zraka moraju udovoljavati Hillasovom kriteriju, [27]

gdje je E energija čestice, q njen električni naboj, B je magnetsko polje u izvoru, a R veličina izvora. Ovaj kriterij dolazi iz činjenice da da bi se čestica ubrzala do određene energije, njen Larmorov radijus mora biti manji od veličine regiona ubrzanja. Jednom kada je Larmorov radijus čestice veći od veličine ubrzavajućeg područja, ona pobjegne i ne dobija više energije. Kao posljedica toga, teže jezgre (s većim brojem protona), ako postoje, mogu se ubrzati do viših energija od protona unutar istog izvora.

Aktivne galaktičke jezgre Uredi

Poznato je da su aktivne galaktičke jezgre (AGN) jedni od najenergičnijih objekata u svemiru i stoga se često smatraju kandidatima za proizvodnju vangalaktičkih kosmičkih zraka. S obzirom na njihovu izuzetno visoku osvjetljenost, AGN mogu ubrzati kosmičke zrake do potrebnih energija čak i ako se za to ubrzanje koristi samo 1/1000 njihove energije. Postoji određena promatračka podrška za ovu hipotezu. Analiza mjerenja kosmičkih zraka sa opservatorijom Pierre Auger sugerira korelaciju između pravaca dolaska kosmičkih zraka najvećih energija više od 5 × 10 19 eV i položaja obližnjih aktivnih galaksija. [28] U 2017. godini IceCube je otkrio visokoenergetski neutrino sa energijom 290 TeV čiji je smjer bio u skladu s plamenom, TXS 0506-056, [29] što je pojačalo slučaj za AGN-ove kao izvor ekstragalaktičkih kosmičkih zraka. Budući da se pretpostavlja da visokoenergijski neutrini potiču iz raspada piona proizvedenih interakcijom odgovarajuće visokoenergetskih protona sa kosmičkom mikrotalasnom pozadinom (CMB) (proizvodnja foto-piona), ili iz fotodisintegracije energetskih jezgara, a budući da neutrini putujući u osnovi nesmetano kroz svemir, mogu se pratiti do izvora visokoenergijskih kosmičkih zraka.

Jata galaksija Uredi

Klasteri galaksija neprekidno odvajaju plin i galaksije iz niti kosmičke mreže. Kako se hladni plin koji se akreditira pada u vrući medij unutar klastera, na rubovima jata stvara šokove koji mogu ubrzati kosmičke zrake kroz mehanizam difuznog ubrzanja udara. [30] Veliki radio-oreoli i radio-relikvije, za koje se očekuje da će biti posljedica sinhrotronske emisije iz relativističkih elektrona, [31] pokazuju da klasteri zaista sadrže čestice visoke energije. [32] Studije su otkrile da udarci u nakupinama mogu ubrzati jezgre gvožđa do 10 20 eV, [33] što je gotovo jednako kao i najenergičniji kosmički zraci koje je primijetila opservatorija Pierre Auger. [34] Međutim, ako klasteri ubrzavaju protone ili jezgre do tako visokih energija, oni bi takođe trebali proizvesti emisiju gama zraka zbog interakcije visokoenergetskih čestica sa intraklaster medijumom. [35] Ova emisija gama zraka još nije primijećena, [36] što je teško objasniti.

Eksplozija gama zraka Uredi

Pucanje gama zraka (GRB) prvobitno je predloženo kao mogući izvor ekstragalaktičkih kosmičkih zraka jer je energija potrebna za stvaranje promatranog fluksa kosmičkih zraka slična njihovoj tipičnoj osvjetljenosti u γ zrakama i zato što protoni mogu ubrzati do energije od 10 20 eV kroz difuzno ubrzanje udara. [37] Dugi rafali gama zraka (GRB) posebno su zanimljivi kao mogući izvori vangalaktičkih kosmičkih zraka u svetlu dokaza o težem sastavu pri višim energijama. Dugi GRB-ovi povezani su sa smrću masivnih zvijezda [38], za koje je poznato da proizvode teške elemente. However in this case many of the heavy nuclei would be photo-disintegrated, leading to considerable neutrino emission also associated with GRBs, which has not been observed. [39] Some studies have suggested that a specific population of GRBs known as low-luminosity GRBs might resolve this, as the lower luminosity would lead to less photo-dissociation and neutrino production. [40] These low luminosity GRBs could also simultaneously account for the observed high-energy neutrinos. [41] However it has also been argued that these low-luminosity GRBs are not energetic enough to be a major source of high energy cosmic rays. [42]

Neutron stars Edit

Neutron stars are formed from the core collapse of massive stars, and as with GRBs can be a source of heavy nucleii. In models with neutron stars - specifically young pulsars or magnetars - as the source of extragalactic cosmic rays, heavy elements (mainly iron) are stripped from the surface of the object by the electric field created by the magnetized neutron star's rapid rotation. [43] This same electric field can accelerate iron nucleii upto 10 20 eV. [43] The photodisintegration of the heavy nucleii would produce lighter elements with lower energies, matching the observations of the Pierre Auger Observatory. [44] In this scenario, the cosmic rays accelerated by neutron stars within the Milky Way could fill in the 'transition region' between Galactic cosmic rays produced in supernova remnants, and extragalactic cosmic rays. [45]


Galactic and extragalactic Fast X-ray Transient sources

Fast X-ray Transients (FXTs) have long been an enigma in x-ray astronomy. These non-recurrent and bright x-ray sources, lasting up to a day and without quiescent x-ray emission, have been studied with the Wide Field Cameras (WFCs) during the 6 years of operational life of BeppoSAX. They were among the prime motivations for building the instrument. The WFC observations allow for the determination of duration, lightcurves and spectra, while the positional information is sufficiently good to search for counterparts. The results show the heterogeneous nature of FXTs. If we exclude the x-ray counterparts of Gamma Ray Bursts, at least two types can be distinguished, both seen at high galactic latitude with a spatial distribution consistent with isotropy. A galactic population of FXTs has a typical duration of an hour and is associated with stellar sources exhibiting coronal activity. An extragalactic population of FXTs, called X-ray Flashes, has a duration of order minutes. They are explosive events whose origin has most likely a connection with the origin of Gamma Ray Bursts. Recently the first spectroscopic distance determination from the optical afterglow of an X-ray Flash has been found at z=0.25. These results, together with recent developments in GRBs, indicate a two component cosmic explosion in which the prompt ultra-relativistic γ-ray energy can be minor, whereas the total energy release of the explosion is similar in XRFs and GRBs.


Where do the highest-energy cosmic rays come from? Not from gamma-ray bursts, says IceCube study

IceCube’s 5,160 digital optical modules are suspended from 86 strings reaching a mile and a half below the surface at the South Pole. Each sphere contains a photomultiplier tube and electronics to capture the faint flashes of muons speeding through the ice, their direction and energy -- and thus that of the neutrinos that created them -- tracked by multiple detections. At lower left is the processed signal of an energetic muon moving upward through the array, created by a neutrino that traveled all the way through the Earth. Credit: IceCube Collaboration and Lawrence Berkeley National Laboratory

The IceCube neutrino telescope encompasses a cubic kilometer of clear Antarctic ice under the South Pole, a volume seeded with an array of 5,160 sensitive digital optical modules (DOMs) that precisely track the direction and energy of speeding muons, massive cousins of the electron, which are created when neutrinos collide with atoms in the ice. The IceCube Collaboration recently announced the results of an exhaustive search for high-energy neutrinos that would likely be produced if the violent extragalactic explosions known as gamma-ray bursts (GRBs) are the source of ultra-high-energy cosmic rays.

"According to a leading model, we would have expected to see 8.4 events corresponding to GRB production of neutrinos in the IceCube data used for this search," says Spencer Klein of the U.S. Department of Energy's Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab), who is a long-time member of the IceCube Collaboration. "We didn't see any, which indicates that GRBs are not the source of ultra-high-energy cosmic rays."

"This result represents a coming-of-age of neutrino astronomy," says Nathan Whitehorn from the University of Wisconsin-Madison, who led the recent GRB research with Peter Redl of the University of Maryland. "IceCube, while still under construction, was able to rule out 15 years of predictions and has begun to challenge one of only two major possibilities for the origin of the highest-energy cosmic rays, namely gamma-ray bursts and active galactic nuclei."

Redl says, "While not finding a neutrino signal originating from GRBs was disappointing, this is the first neutrino astronomy result that is able to strongly constrain extra-galactic astrophysics models, and therefore marks the beginning of an exciting new era of neutrino astronomy."

The IceCube Collaboration's report on the search appears in the April 19, 2012, issue of the journal Priroda.

Blazing fireballs and nature's accelerators

Cosmic rays are energetic particles from deep in outer space – predominately protons, the bare nuclei of hydrogen atoms, plus some heavier atomic nuclei. Most probably acquire their energy when naturally accelerated by exploding stars. A few rare cosmic rays pack an astonishing wallop, however, with energies prodigiously greater than the highest ever attained by human-made accelerators like CERN's Large Hadron Collider. Their sources are a mystery.

"Nature is capable of accelerating elementary particles to macroscopic energies," says Francis Halzen, IceCube's principal investigator and a professor of physics at the University of Wisconsin-Madison. "There are basically only two ideas on how she does this: in gravitationally driven particle flows near the supermassive black holes at the centers of active galaxies, and in the collapse of stars to a black hole, seen by astronomers as gamma ray bursts."

Klein, the deputy director of Berkeley Lab's Nuclear Science Division (NSD, explains that in active galactic nuclei (AGNs) "the black holes suck in matter and eject enormous particle jets, perpendicular to the galactic disk, which could act as strong linear accelerators." Of gamma-ray bursts he says, "Some GRBs are thought to be collapses of supermassive stars – hypernova – while others are thought to be collisions of black holes with other black holes or neutron stars. Both types produce brief but intense blasts of radiation."

The IceCube Lab in the setting sun at the Amundsen-Scott South Pole Station in Antarctica inlate March, 2012. IceCube uses a cubic kilometer of ice to house over 5,000 optical modulesthat are connected via cable to the lab. (Photo: NSF/S. Lidstrom)

The massive fireballs move away from the explosion at nearly the speed of light, releasing most of their energy as gamma rays. The fireballs that give rise to this radiation might also accelerate particles to very high energies through a jet mechanism similar to that in AGNs, although compressed into a much smaller volume.

Accelerated protons in a GRB's jets should interact with the intense gamma-ray background and strong magnetic fields to produce neutrinos with energies about five percent of the proton energy, together with much higher-energy neutrinos near the end of the acceleration process.

Neutrinos come in three different types that change and mix as they travel to Earth the total flux can be estimated from the muon neutrinos that IceCube concentrates on. The muons these neutrinos create can travel up to 10 kilometers through the Antarctic ice. Thus many neutrino interactions occur outside the actual dimensions of the IceCube array but are nevertheless visible to IceCube's detectors, effectively enlarging the telescope's aperture.

"The way we search for GRB neutrinos is that we build a huge detector and then we just watch and wait," says Klein. "When it comes to detecting neutrinos, size really does matter."

IceCube watches with its over 5,000 DOMs, digital optical modules conceived, designed, and proven by Berkeley Lab physicists and engineers, which detect the faint light from each passing muon. Scientists can rely on their remarkable dependability to wait as long as necessary. Almost no failures occurred after the DOMs were installed 98 percent are working perfectly and another one percent are usable. Now frozen in the ice, they will never be seen again.

IceCube records a million times more muon tracks moving downward through the ice than upward, mainly debris from direct cosmic-ray hits on the surface or secondary products of cosmic-ray collisions with Earth's atmosphere. Muons moving upward, however, signal neutrinos that have passed all the way through Earth. When the telescope is searching for bright neutrino sources in the northern sky, the planet makes a marvelous filter.

A fireball produced in a black-hole collision or by the collapse of a gigantic star can form jets in which protons and heavier nuclei are accelerated and shock waves produce a burst of gamma rays. The fireball model also predicts the creation of very high energy neutrinos, which ought to be detectable shortly after the gamma-ray burst becomes visible from Earth. Credit: Image by Dana Berry/NASA

Zeroing in on gamma-ray bursts

A network of satellites circles the globe and reports almost 700 GRBs each year, which readily stand out from the cosmic background. They're timed, their positions are triangulated, and the data are distributed by an international group of researchers. Some blaze for less than two seconds and others for a few minutes. Neutrinos they produce should arrive at IceCube during the burst or close to it.

"IceCube's precision timing and charge resolution, plus its large size, allow it to precisely determine where a neutrino comes from – often to within one degree," says Lisa Gerhardt of Berkeley Lab, whose research has focused on detecting ultra-high-energy neutrino interactions. Indeed, a GRB neutrino should send a muon track through the ice with an angular resolution of about one degree with respect to the GRB's position in the sky.

IceCube researchers sifted through data on 307 GRBs from two periods in 2008 and 2009 when IceCube was still under construction, looking for records of muon trails coincident in time and space with GRBs. (Forty strings, with 60 DOMs each, had been installed by 2008, and 59 strings by 2009. The finished IceCube has 86 strings.) The fireball model predicted that when the expected flux from all the samples had been summed, at least 8.4 related muon events would be found within 10 degrees of a GRB during the seconds or minutes when it was blazing brightly.

"Different calculations of the neutrino flux from GRBs are based on slightly different assumptions about how the neutrinos are produced and on uncertainties such as how fast the fireball is moving toward us," says Klein. "Among the published predictions, the lowest estimate of neutrino production is about a quarter of what the fireball model predicts. That's barely consistent with our zero observations."

Says Halzen, "After observing gamma-ray bursts for two years, we have not detected the telltale neutrinos for cosmic ray acceleration."

If it's likely that GRBs aren't up to the task of accelerating cosmic rays to ultra-high-energies, what are the options? Klein points to a salient fact about natural accelerators: a small, rapidly spinning object must accelerate particles very rapidly this requires an extremely energy-dense environment, and there are many ways the particles could lose energy during the acceleration process.

"But remember the other popular model of ultra-high-energy cosmic rays, active galactic nuclei," says Klein. "GRBs are small, but AGNs are big – great big accelerators that may be able to accelerate particles to very high energies without significant loss."

Are AGNs the real source of the highest-energy cosmic rays? IceCube has looked for neutrinos from active galactic nuclei, but as yet the data sets are not sensitive enough to set significant limits. For now, IceCube has nothing to say on the subject – beyond the fact that the fireball model of GRBs can't meet the specs.


Are Gamma Ray Bursts of galactic or extragalactic origin? - Astronomija

The Fermi Gamma Ray Burst Monitor (GBM) is an all sky gamma-ray monitor well known in the gamma-ray burst community. Although GBM excels in detecting the hard, bright extragalactic GRBs, its sensitivity above 8 keV and all-sky view make it an excellent instrument for the detection of rare, short-lived Galactic transients. In March 2010, we initiated a systematic search for transients using GBM data. We conclude this phase of the search by presenting a 3 year catalog of 1084 X-ray bursts whose results are detailed in the three tables below. Using spectral analysis, location and spatial distributions we classified the 1084 events into 752 thermonuclear X-ray bursts, 267 transient events from accretion flares and X-ray pulses, and 65 untriggered gamma-ray bursts. All thermonuclear bursts have peak blackbody temperatures broadly consistent with photospheric radius expanison (PRE) bursts. We find an average rate of 1.4 PRE bursts per day, integrated over all Galactic bursters within about 10 kpc. These include 33 and 10 bursts from the ultra-compact X-ray binaries 4U

0918-549, respectively. These results are preliminary. Please contact Peter Jenke for further information.


GBM-related X-ray burst publications from the Gamma-Ray Astronomy team are listed here.


Gamma-rays from the Galactic Center, a dark matter

There is an excess of highly energetic radiation (gamma-rays) that comes from the direction of the Galatic Center and many ideas have been proposed to explain its origin. For a few years now, this excess emission has puzzled scientists and we followed this story in this astrobite and this one. One possibility is that dark matter particles consisting of weakly interacting particles (WIMPs), annihilate each other in this high density region, giving rise to gamma-rays. In the paper we discuss today, the authors analyze data from the Fermi telescope to get new insights into the origin of this excess emission.

Fermi observes the sky in gamma-rays. It explores the physics behind gamma-ray bursts, how black holes power their jets and the nature of dark matter, among many other topics. Single gamma-ray photons hit the detector and when they do, they produce an electron-positron pair. Every time these charged particles produce ionization in the detector, they get counted as an “event”. Counting these “events” and knowing from which direction they came, the Large Area Telescope (LAT) on-board the Fermi satellite can produce high sensitivity, high resolution maps of gamma-ray sky.

The difference between this paper and previous studies with Fermi is that now, it is possible to decide whether to include or reject a given Fermi event based on the quality of the directional reconstruction. In other words, the authors are able to consider only the events for which they are certain that the photons came from near the Galactic Center. To model the observed emission in gamma-rays coming from near the Galactic Center, the authors need to take into account different mechanisms that produce gamma-ray radiation in our Galaxy. For example, they consider diffuse emission of gamma-rays in our Galaxy, an isotropic background due to extragalactic gamma-rays, point sources, emission from the Fermi bubbles, and a few other physical processes. The maps are described as a combination of all these components, including the dark matter annihilation contribution. As a result, the figure below shows a significant contribution from the best fit dark matter annihilation signal to the emission seen near the Galactic Center in a range of 1-3 GeV in the energy of the incident photons. The region shown is the “Inner Galaxy”, a region around the Galactic Center that excludes the Center itself . The model of the gamma-ray emission reproduces the data better when dark matter annihilation is included (as opposed to neglecting it).

Spatial maps of the contribution of dark matter annihilation (grey-scale) to the best fit model. The bright lump near the center of each panel is in the direction of the Galactic Center. There are 4 maps for the emission seen in Fermi in 4 different energy bins for the incoming events. Figure 6 of Daylan et al.

The contribution of dark matter annihilation to the maps depends on the properties of the dark matter particles: their mass, how often they interact with each other and the spectrum of the energy emitted during annihilation (the number of photons emitted at a given energy). It also depends on their distribution around the Galactic Center. Because annihilation produces charged particles, those can also produce gamma-ray radiation when they are accelerated (bremsstrahlung radiation), and that in fact contributes significantly to the overall energy spectrum of the events. In the figure below, the authors plot the measured energy spectrum of the photons that contribute to the dark matter annihilation signal. By fitting this signal, they obtain information about the dark matter particle.

The measured energy spectrum of the photons that come from dark matter annihilation near the Galactic Center. The solid line is the expected spectrum from a dark matter particle of mass

35.25 GeV annihilating into bottom quarks for comparison. Figure 5 of Daylan et al.

The results of this study suggest the annihilation of a dark matter particle with a mass between

20-40 GeV produces gamma-rays near the Galactic Center. When these particles annihilate, the process preferentially creates quarks. They are also able to constrain the “cross-section” for annihilation, which is related to the rate at which two dark matter particles annihilate. The result they obtain is consistent with other measurements of how much dark matter there is in the Universe. Overall, the authors are confident that dark matter annihilation accounts for part of the gamma-ray emission measured by Fermi near the Galactic Center.

While this astrobite was being written, a related article by other authors appeared on astro-ph suggesting that a lower mass (

10 GeV) dark matter particle produces a better fit to the data when other physical processes are accounted for.


Pogledajte video: ZAYN ft. Sia - Dusk Till Dawn Traducida al Español (Januar 2023).