شتاب پروتون‌های پرانرژی در مرکز کهکشان

شتاب پروتون‌های پرانرژی در مرکز کهکشان

پرتوهای کیهانی با انرژی‌های مختلف به زمین می‌رسند. آن‌هایی که انرژی‌های بسیار زیادی دارند (در حد ۱۰۱۸ الکترون‌ولت و به بالا) به احتمال زیاد از منابع خارج کهکشانی ناشی می‌شوند. اما دسته‌ی دیگری از پرتوهای کیهانی پرانرژی وجود دارند که از منابع داخل کهکشان راه شیری ناشی می‌شوند. برخی از این ذرات تا چند PeV که معادل ۱۰۱۵ الکترون‌ولت است می‌رسند. پس در کهکشان راه شیری باید شتاب‌دهنده‌هایی وجود داشته باشد که بتواند ذرات را به این انرژی‌ها برساند. اما مدل‌های موجود توانایی توجیه این انرژی‌ها را در منابع کهکشانی ندارند. حتی مدل‌هایی که برای بقایای ابرنواخترهای پوسته‌دار مطرح می‌شوند و به طور کلی به عنوان شتاب‌گرهای پرتوهای کیهانی کهکشانی شناخته شد‌ه‌اند، نمی‌توانند ویژگی‌های ذرات PeV را نشان دهند. در این مقاله، رصدخانه‌ی H.E.S.S.۱ گزارشی از مشاهدات عمیق پرتوهای گاما که با دقت زاویه‌ای بالا از مناطق مرکزی کهکشان راه شیری انجام داده است را گزارش می‌دهد. این مشاهدات نشان می‌دهند که ذرات PeV در ۱۰ پارسکی مرکز کهکشان وجود دارند و سیاهچاله‌ی مرکزی کهکشان (قوس‌آ*)۲ می‌تواند منشا آن‌ها باشد.

شکل ۱. تصویر پرتوهای گامای پرانرژی محدوده‌ی مرکز کهکشان. رنگ‌ها تعداد بر پیکسل را نشان می‌دهند. شکل سمت چپ: خطوط سیاه مناطقی را نشان می‌دهند که در محاسبه‌ی چگالی انرژی پرتوهای کیهانی در بخش مولکولی مرکزی استفاده شده‌اند. خطوط کانتوری سفید توزیع چگالی گاز مولکولی را نشان می‌دهند. شکل سمت راست: تصویر بزرگ‌شده‌ی ۷۰ پارسک داخلی و کانتور منطقه‌ی استفاده‌شده در طیف تابش پخشی.

شکل ۱. تصویر پرتوهای گامای پرانرژی محدوده‌ی مرکز کهکشان. رنگ‌ها تعداد بر پیکسل را نشان می‌دهند. شکل سمت چپ: خطوط سیاه مناطقی را نشان می‌دهند که در محاسبه‌ی چگالی انرژی پرتوهای کیهانی در بخش مولکولی مرکزی استفاده شده‌اند. خطوط کانتوری سفید توزیع چگالی گاز مولکولی را نشان می‌دهند. شکل سمت راست: تصویر بزرگ‌شده‌ی ۷۰ پارسکی داخلی و کانتور منطقه‌ی استفاده‌شده در طیف تابش پخشی.

شکل ۲. توزیع طیفی چگالی پرتوهای کیهانی برحسب فاصله از *Sgr A. پروفایل شعاعی ۱ بر روی r با داده‌های HESS بیشتر منطبق است.

شکل ۲. توزیع طیفی چگالی پرتوهای کیهانی برحسب فاصله از *Sgr A. پروفایل شعاعی ۱ بر روی r با داده‌های .H.E.S.S بیشتر منطبق است.

قوس‌آ* فازهای مختلفی را در گذشته از خود نشان داده است که در انفجارهای پرتو ایکس و جریانی از مرکز کهکشان بروز کرده بودند. باوجود اینکه نرخ کنونی تولید ذره توسط این سیاهچاله به اندازه‌ای نیست که بتوان تمام پرتوهای کیهانی رصدشده را از این منشا دانست، اما فعالیت‌های آن در حدود ۱۰۶ یا۱۰۷ سال گذشته به مقدار قابل توجهی زیاد بوده است و می‌تواند جایگزین نظریه‌ی بقایای ابرنواختری به عنوان منبع پرتوهای کیهانی کهکشانی با انرژی PeV بشود.

رصدخانه‌ی .H.E.S.S در ده سال گذشته، مقدار زیادی فوتون رصد کرده است و در نتیجه آمار زیادی در دست دارد. در این مدت روش‌های تحلیل داده نیز بهبود یافته و امکان مطالعه‌ی دقیق‌تر ویژگی‌های تابش پخشی پرانرژی از مناطق مولکولی مرکزی کهکشان را فراهم آورده است. این ناحیه که مرکز کهکشان را در برمی‌گیرد شامل گاز مولکولی است و تا ۲۵۰ پارسک در راستای طول کهکشانی مثبت و ۱۵۰ پارسک در راستای طول کهکشانی منفی گسترده شده است. نقشه‌ی منطقه‌ی مولکولی مرکزی را در شکل ۱ می‌بینید. این نقشه هم‌بستگی قوی‌ای بین توزیع روشنایی پرتوهای گامای پرانرژی و مناطق گازی پرجرم نشان می‌دهد. این موضوع حاکی از این است که تابش پخشی منشا هادرونی۳ دارند و در واقع پرتوهای گاما از برخوردهای پروتون‌های نسبیتی با گاز محیطی به وجود می‌آیند.

شکل ۳. طیف پرتوی گامای پرانرژی تابش پخشی. محور عمودی شار را نشان می‌دهد که با انرژی به توان دو ضرب شده است. باندهای قرمز و آبی بهترین برازش‌ها (۱ سیگما) بر روی داده‌ها را نشان می‌دهند. خطوط قرمز محاسبات عددی را نشان می‌دهند که فرض می‌کنند پرتوهای گاما از واپاشی پایون‌های خنثی و در برخوردهای پروتون-پروتون به وجود آمده‌اند. شارهای طیف تابشی پخشی و مدل‌ها ضربدر ۱۰ شده‌اند.

شکل ۳. طیف پرتوی گامای پرانرژی تابش پخشی. محور عمودی شار را نشان می‌دهد که با انرژی به توان دو ضرب شده است. باندهای قرمز و آبی بهترین برازش‌ها (۱ سیگما) بر روی داده‌ها را نشان می‌دهند. خطوط قرمز محاسبات عددی را نشان می‌دهند که فرض می‌کنند پرتوهای گاما از واپاشی پایون‌های خنثی و در برخوردهای پروتون-پروتون به وجود آمده‌اند. شارهای طیف تابشی پخشی و مدل‌ها ضربدر ۱۰ شده‌اند.

شکل ۲ پروفایل شعاعی چگالی انرژی پرتوهای کیهانی با انرژی‌های بیشتر از ۱۰ TeV را تا فاصله‌ی ۲۰۰ پارسکی نشان می‌دهد. این مقادیر از درخشندگی پرتوهای گاما و مقدار گاز هدف مورد بررسی به دست آمده است. چگالی انرژی در منطقه‌ی مولکولی مرکزی یک مرتبه‌ بزرگ‌تر از پرتوهای کیهانی در مکان‌های دیگر کهکشان است. چگالی انرژی پرتوهای کیهانی کم‌انرژی‌تر در مرکز کهکشان و مکان‌های دیگر آن از یک مرتبه‌ی بزرگی است. بنابراین در مرکز کهکشان، باید شتاب‌دهنده‌ی دیگری وجود داشته باشد که ذرات با انرژی‌های بیشتر را تولید کند.

شکل ۳ طیف انرژی تابش پخشی پرتوهای گاما را نشان می‌دهد که از منطقه‌ای حول قوس‌آ* محاسبه شده است. این اولین باری است که طیف پرتو گامایی که در برخوردهای هادرونی تولید می‌شود، آشکار شده است. از آن‌جایی که این پرتوهای گاما از واپاشی پایون‌های خنثی در واکنش پروتون-پروتون تولید می‌شوند، به‌دست‌آوردن چنین طیف توانی سختی، نشان می‌دهد که طیف پروتون‌های والد تا انرژی‌های نزدیک به ۱ PeV گسترده شده است. بهترین برازش طیف پرتوهای گاما از واپاشی پایون خنثی بر داده‌های .H.E.S.S برای یک طیف پروتونی با اندیس ۲.۴ به دست آمده است. این اولین رصد دقیق از شتابگر هادرونی کیهانی پرانرژی است. محققان .H.E.S.S سیاهچاله‌ی پرجرم در مرکز کهکشان را به عنوان محتمل‌ترین منبع تامین‌کننده‌ی پروتون‌ها و هسته‌های نسبیتی پیشنهاد می‌دهند.

(۱) H.E.S.S: High Energy Stereoscopic System
(۲) *Sagittarius A
(۳) Hadron

عنوان اصلی مقاله: Acceleration of Petaelectronvolt protons in the Galactic Centre
نویسنده: H.E.S.S. Collaboration
این مقاله در نشریه‌ی Nature چاپ شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1603.07730
گردآوری: آزاده کیوانی

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

آزاده کیوانی

پژوهشگر پَسادکترا در دانشگاه ایالتی پنسیلوانیا است که در زمینه‌ی اخترفیزیک ذره‌ای پژوهش می‌کند. در حال حاضر عضو تیم تحقیقاتی AMON و هم‌چنین عضو رصدخانه‌ی نوترینوی IceCube است. او در سال ۲۰۱۳ دکترای خود را در رشته‌ی اخترفیزیک از دانشگاه ایالتی لوییزیانا گرفته است و در طول تحصیلات تکمیلیش عضو رصدخانه Pierre Auger بوده است. پروژه‌ی دکترای او بررسی تأثیرات میدان مغناطیسی کهکشان راه شیری بر روی انحراف پرتوهای کیهانی پرانرژی در راستای شناخت منشأ و نوع این ذرات بوده است.

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*