Астрономические источники мюонов

Первичные мюоны

Мюоны могут рождаться в любом достаточно энергичном событии, но мы никогда не видим их напрямую.

Проблема в том, что хотя по стандартам физики элементарных частиц они живут долго, среднее время жизни мюонов по-прежнему составляет всего около 2 микросекунд ($\tau = 2.2 \times 10^{-6} \,\mathrm{s}$).

Среднее расстояние, которое они могут пройти (при высокой относительности), равно

$$d_\text{mean} \approx \gamma \tau c \;,$$ где $\gamma = [1 - (v/c)^2]^{-1/2}$есть фактор Лоренца. Оба $\tau$и $c$являются константами, поэтому мы можем переписать это как $$d_\text{mean} = \gamma (660\,\mathrm{m}) \;.$$

Но расстояние до астрофизических событий измеряется световыми годами, каждый из которых превышает$10^{15}\,\mathrm{m}.$Таким образом, чтобы у нас был хоть какой-то разумный шанс захватить мюон от «близкого» астрофизического события, он должен иметь энергию порядка$10^{12} m_\mu = 10^{20} \,\mathrm{eV}$. ^{1 На самом} деле мы видим несколько космических лучей с такой энергией , но они исходят от активных галактических ядер, поэтому ближайший кандидат-источник — большая черная дыра в центре нашей собственной галактики примерно в 30 000 световых лет от нас. Это поднимает шкалу энергии до чего-то вроде$10^{24}\,\mathrm{eV}$.

Это просто превышает энергию, которую мы наблюдали, сконцентрированную в одной частице.

Итак, короткий-краткий ответ, часть первая: не наблюдается никаких наблюдаемых астрофизических источников первичных мюонов (это означает, что никакие мюоны, созданные в астрофизических событиях, не достигают детектора на Земле или вокруг нее).

Подписи мюона

Теперь вы можете сказать: «Все в порядке, достаточно наблюдать безошибочную сигнатуру мюонов».

Это означает одну из нескольких вещей

1. Видеть продукты распада мюонов, которые нельзя создать другими способами.
2. Наблюдение за другими частицами, которые генерируются только в реакциях с участием мюонов.
3. Наблюдение спектроскопической сигнатуры рождения или распада мюона.

Итак, давайте возьмем их по одному. Здесь будет полезна сводка группы данных о частицах по физике мюонов (ссылка в формате PDF) .

Продукты распада мюона.

Мюоны являются вторым по легкости заряженным лептоном и легче всех адронов. Следовательно, продукты его распада могут включать электроны, позитроны и различные нейтрино. Поскольку всего этого в изобилии в любом энергетическом событии, здесь нет подписи.

Подписи создания

Единственные частицы, которые обязательно образуются в реакции с участием мюонов, — это нейтрино с ароматом мюона. Увы, смешивание нейтрино означает, что мы можем наблюдать мюонные нейтрино из событий, включающих только электроны (например, мы видим их из событий солнечного синтеза, которые создают только нейтрино с электронным ароматом).

Спектроскопические сигнатуры

Направление и скорость продуктов распада электронов и позитронов будут определяться распределением межзвездного магнитного и электрического полей. А позитроны в основном будут аннигилировать по пути.

Мы могли бы попытаться получить спектр нейтрино, но (а) из-за малого нейтринного сечения очень трудно собрать достаточно событий из внесолнечного источника, чтобы сказать: «эти нейтрино происходят от того», гораздо меньше, чтобы сказать, «и это спектр нейтрино от источника», и (б) если бы мюоны, из которых исходят нейтрино, имели относительное движение, это размыло бы распределение.

Точно так же мюон может быть создан многими способами с таким разнообразным набором партнеров, что спектр становится неуправляемо сложным.

Итак, краткий ответ, часть вторая: нет четких признаков рождения или распада мюонов, которые можно было бы наблюдать на астрофизических расстояниях.

---

¹ В высокорелятивистском режиме ($\gamma \ge 100$) это очень хорошее приближение, чтобы связать фактор Лоренца с массой$m$и полная энергия$E$частицы на

$$\gamma = \frac{E}{m} \;.$$

Имеющиеся измерения массы и радиуса нейтронных звезд позволяют предположить, что мюоны создаются в их недрах.

Основная часть недр нейтронной звезды состоит из нейтронной жидкости, находящейся в равновесии с гораздо меньшей плотностью протонов и электронов. Как только энергия Ферми электронов достигает энергии массы покоя мюона, открываются каналы для распада нейтронов на протоны и мюоны или для прямой «мюонизации» электронов, например.

$$\bar{\nu}_e + e \rightarrow \mu + \bar{\nu}_{\mu}$$

Плотности, необходимые для этого, примерно вдвое превышают плотность атомного ядра (около$5\times 10^{17}$кг/м$^3$), но такие плотности должны быть легко достигнуты среди более массивных нейтронных звезд, которые наблюдались и, вероятно, даже в более средней нейтронной звезде с массой 1,4 Солнца (см., например, влиятельный обзор Douchin & Haensel 2001 - особенно Рис.4 ).

Создаваемые таким образом мюоны стабилизируются против распада благодаря присутствию вырожденного электронного газа, который не представляет более низких энергетических состояний, в которые может попасть распадный электрон.

Широко распространено мнение, что космические лучи ускоряются в ударах остатков сверхновых (см . мои вопросы и ответы ). Поскольку большинство наблюдаемых космических лучей представляют собой протоны, то взаимодействия этих высокоэнергетических протонов с тепловыми протонами могут привести к нейтральным или заряженным пионам:

$$p+p\to \begin{cases} p+\pi^\pm \\ p+\pi^0\end{cases}$$ Затем заряженные пионы могут распадаться на мюоны: $$\pi^+\to\mu^++\nu_\mu$$ это то, что вам нужно (нейтральные пионы распадаются на фотоны, что обнаруживает Fermi LAT, поэтому игнорирует это).

Существует большой интерес к нейтрино в вышеупомянутых реакциях (отсюда IceCube Obs.) в астрофизике, а не к мюонам, но я думаю, что большинство источников нейтрино также будут генерировать мюоны. Это может стать отправной точкой для дальнейших исследований.