Содержание к диссертации
Введение
Глава 1. Состав первичных космических частиц сверхвысоких энергий - 34
1 Пособытийное исследование состава первичных частиц . 34
1.1 Метод пособытийного анализа малых выборок 35
1.2 Ограничения на долю фотонов в первичных космических частицах сверхвысоких энергий 47
1.3 Адронная компонента первичных космических частиц сверхвысоких энергий 57
2 Особенности фотонных ливней 64
2.1 Моделирование развития ливней и искусственные флуктуации 64
2.2 Отличия в развитии фотонных и адронных ливней. 74
2.3 Чувствительность различных экспериментов к фотонной компоненте 77
Глава 2. Астрономия сверхвысоких энергий 82
1 Физические условия в потенциальных ускорителях косми
ческих лучей сверхвысоких энергий 82
1.1 Общие ограничения из геометрии и излучения 83
1.2 Магнитные поля в конкретных источниках 88
1.3 Выводы: диаграмма Хилласа с учетом новых данных и радиационных потерь 98
2 Сопутствующее излучение нейтрино и фотонов высоких энергий 104
2.1 Вторичные потоки нейтрино от оптически толстых источников 105
2.2 Электрон-фотонные каскады и протяженные гамма-источники 110
3 Глобальное распределение направлений прихода космических лучей наивысших энергий 118
3.1 Ожидаемое распределение для астрофизических источников 118
3.2 Ожидаемое распределение для сценария сверхтяжелой темной материи 126
3.3 Перспектива изучения глобальной анизотропии в будущих космических экспериментах 128
3.4 Глобальная анизотропия в результатах наземных экспериментов 132
4 Кластеризация направлений прихода и влияние магнитного поля Галактики 140
4.1 Модели галактического магнитного поля 140
4.2 Магнитное поле Галактики и кластеры направлений прихода 142
Глава 3. Корреляции направлений прихода космических лучей с их потенциальными астрофизическими источниками 149
1 Метод корреляций с источниками 149
1.1 Описание метода 149
1.2 Пример применения метода в гамма-астрономии. 154
2 Сравнительное исследование корреляций с различными классами источников 166
2.1 Классы возможных источников 166
2.2 Результаты сравнительного исследования 172
3 Корреляции событий, зарегистрированных экспериментом AG AS А и Якутской установкой, с гамма-источниками. 177
4 Centaurus Л как возможный источник части космических лучей самых высоких энергий 184
4.1 Физические условия для ускорения частиц в различных частях радиогалактики Cen А 185
4.2 Направления прихода событий и Cen А 191
Глава 4. Нейтральные частицы от лацертид, аксионоподобные частицы и гамма-астрономия 193
1 Корреляции с лацертидами на малых углах 193
1.1 Результаты корреляционного анализа данных стереоскопического эксперимента HiRes 193
1.2 Ожидаемая величина эффекта в данных других экспериментов 199
1.3 Свойства коррелирующих лацертид 2Г1
2 Смешивание фотонов с аксионоподобными частицами и распространение нейтральных частиц на большие расстояния 221
2.1 Аксион-фотонное смешивание в астрофизических источниках 221
2.2 Объяснение наблюдения нейтральных частиц от удаленных источников 230
Заключение 238
Приложение
- Особенности фотонных ливней
- Сопутствующее излучение нейтрино и фотонов высоких энергий
- Кластеризация направлений прихода и влияние магнитного поля Галактики
- Сравнительное исследование корреляций с различными классами источников
Введение к работе
Интерес к природе космических лучей сверхвысоких (более 1019 эВ) энергий со стороны исследователей, работающих как в физике элементарных частиц, так и в астрофизике, не ослабевает на протяжении десятилетий. В течение долгого времени он подогревался предсказанием Грейзена [1], Зацепина и Кузьмина [2] об обрезании спектра космических протонов при энергиях выше ~ 7 х 1019 эВ, соответствующих порогу рождения пи-мезопов во взаимодействиях протонов с фотонами реликтового излучения (эффект ГЗК), и одновременным экспериментальным наблюдением широких атмосферных ливней (ШАЛ), вызванных первичными частицами, чья реконструированная энергия превышала 1020 эВ (первое такое событие было зарегистрировано экспериментом Volcano Ranch [3] еще до открытия реликтового излучения). Вопросы, возникавшие в этой области, были связаны с происхождением частиц столь высоких энергий, ни при каких других условиях не зарегистрированных в природе, и с поиском новой физики, которая может проявляться в этом энергетическом диапазоне и определять отклонения экспериментальных результатов от теоретических ожиданий. Как мы увидим ниже, эти две группы вопросов сохраняют актуальность и во многом определяют развитие исследований на стыке физики элементарных частиц и астрофизики и в наши дни.
Изучение физики космических лучей сверхвысоких энергий ограничено двумя основными трудностями, связанными со спецификой исследуемых явлений. Во-первых, поток таких космических частиц очень мал (в среднем за год на один квадратный километр попадает одна частица рассматриваемой энергии). Малость потока означает невозможность непосредственной регистрации первичных частиц, взаимодейству-
ющих в верхних слоях атмосферы, с помощью летающих детекторов, и как следствие предопределяет косвенный характер их исследования наземными установками, которые регистрируют широкие атмосферные ливни, вызванные этими частицами. Более того, даже большие наземные установки, работающие на протяжении многих лет, набирают число событий, пренебрежимо малое по сравнению, скажем, с числом фотонов астрофизического происхождения, регистрируемых телескопами в любом другом диапазоне энергий. Во-вторых, взаимодействие частиц с атмосферой происходит при энергиях, которые недоступны лабораторному изучению (для протона с энергией 1019 эВ, взаимодействующего с покоящимся нуклоном в атмосфере, энергия в системе центра масс составляет сотни ТэВ), поэтому модели, с помощью которых характер развития атмосферного ливня связывается со свойствами первичной частицы, с неизбежностью включают экстраполяцию свойств взаимодействия в неизученную область энергий (и переданных импульсов).
С точки зрения экспериментальной техники регистрирующие ШАЛ установки разделяются на наземные решетки детекторов и флуоресцентные телескопы. Наземная решетка детекторов регистрирует частицы в ливне на уровне земли. Детекторы образуют сетку с шагом порядка километра, что позволяет определять функцию пространственного распределения (ФПР) плотности частиц в ливне. Флуоресцентный детектор представляет собой телескоп, фиксирующий ультрафиолетовое излучение, вызванное флуоресценцией молекул атмосферного азота, возбужденных заряженными частицами в ливне. Наземная решетка детекторов регистрирует только двумерный срез ШАЛ, но работает вне зависимости от погоды и времени суток и позволяет, в принципе, разделять различные компоненты ливня (электромагнитную, мюонную, барионную). Флуоресцентный детектор видит картину продольного развития ливня,
но может регистрировать события только в ясные безлунные ночи, что составляет около 10% от полного времени работы, и чувствителен только к электромагнитной компоненте ШАЛ. При этом наземная решетка регистрирует в основном периферийную часть ливня, а флуресцентный телескоп - центральный ствол.
Эксперименты, регистрирующие атмосферные ливни, вызванные первичными частицами с энергиями свыше 1019 эВ, можно условно разделить на четыре поколения. Первое поколение включает наземные решетки Volcano Ranch [4], Haverah Park [5], SUGAR [6] и флуоресцентный телескоп Fly's Eye [7]. Ко второму поколению можно отнести эксперименты со значительно большей экспозицией — решетку AGASA [8], Якутскую комплексную установку ШАЛ [9] и флуоресцентный телескоп HiRes (High Resolution Fly's Eye, [10]). Многие из разделов настоящей диссертации используют результаты этих трех экспериментов. Третье поколение представлено двумя ныне действующими гибридными установками, совмещающими наземные решетки и флуоресцентные телескопы для регистрации одних и тех же ливней, - Обсерваторией Pierre Auger [11] и экспериментом Telescope Array [12]. Наконец, четвертое поколение - это флуоресцентные детекторы, наблюдающие атмосферу Земли из космоса, - проекты ТУС [13], JEM-EUSO [14], КЛПВЭ [15] и S-EUSO [16]. Эти детекторы находятся в стадии разработки, хотя следует отметить, что первый шаг к реализации проектов уже сделан — прототип российского эксперимента ТУС работал в 2005-2006 годах на борту спутника "Татьяна" [17].
Исследования космических лучей сверхвысоких энергий после публикации результатов экспериментов первого поколения были направлены в основном на объяснение происхождения событий с энергиями выше порога ГЗК, и в частности выше 1020 эВ, и поиски возможных интерпре-
таций отклонения от предсказания ГЗК с привлечением новой физики или нестандартных астрофизических решений. Результаты AG AS А и Якутской установки, подтверждавшие существование событий самых высоких энергий на основе большей статистики, вызвали целый вал работ по "проблеме ГЗК". Обзор экспериментальных данных соответствующих, этому моменту, дается в работе [18], а обзор интерпретаций с привлечением новой физики - в работе [19]. После завершения работы экспериментов второго поколения AGASA и HiRes (в 2003 г. и в 2006 г. соответственно; продолжающая работу Якутская установка после модернизации была переориентирована на изучение событий с энергиями, в основном, ниже 1019 эВ) стало ясно, что вопрос об отсутствии или существовании в природе обрезания ГЗК следует считать открытым, поскольку данные двух экспериментов, полученные разными методами, противоречили друг другу. Такое противоречие в ключевом вопросе о форме спектра при самых высоких энергиях в сочетании с различием нормировки спектра при более низких энергиях остро поставило вопрос о систематической разнице между результатами флуоресцентных телескопов и наземных решеток, свидетельствующей о пробелах в понимании развития ШАЛ. Такое противоречие подтвердилось в результатах гибридного эксперимента Pierre Auger: независимая от флуоресцентного телескопа оценка энергии событий, зарегистрированных наземной решеткой, на 30% выше оценки, полученной при калибровке на флуоресцентный детектор [20]. Хотя в настоящее время считается, что флуоресцентный метод менее зависит от модели развития ливня, поэтому более надежен, и данные Auger, использующие такую калибровку, подтверждают [21] результат HiRes [22] о наличии в спектре космических лучей излома, совместного с обрезанием ГЗК, вопрос о происхождении систематической разницы в реконструкции энергии остается открытым.
Она может быть связана как с несовершенством моделей развития ливня, на которые опирается анализ данных наземных детекторов, так и с недостаточно точным знанием величины выхода флуоресцентного света и не вполне аккуратным учетом состояния атмосферы при обработке данных телескопов.
Параллельно с работой экспериментов, регистрирующих ШАЛ, совершенствовались теоретические модели, описывающие развитие ливня в атмосфере. Развитие компьютерной техники и достижения физики элементарных частиц привели к созданию сложных программ, описывающих взаимодействия частиц в ливне при моделировании его методом Монте-Карло. К сожалению, на настоящий момент не существует модели взаимодействия адронов, полностью согласующейся с экспериментальными данными о развитии ливней (обзор современных адрон-ных моделей приведен, например, в работе [23]). Одним из наиболее известных противоречий такого рода является неспособность моделей описать развитие ливня в зависимости от пройденного в атмосфере пу-ти,пройденного в атмосфере пути), восстанавливаемое в эксперименте методом сечений равной интенсивности (обсуждение этой проблемы см., напр., в работе [20]). Другие трудности упомянуты, в частности, в работе [24]. Определенные надежды на уточнение параметров адронных моделей связаны с экспериментами ТОТЕМ [25] и LHCf [26] на Большом адронном коллайдере, в ходе которых планируется изучить взаимодействия адронов в области энергий и переданных импульсов, приближающихся к нужным для описания первых взаимодействий в ШАЛ, хотя экстраполяции все равно не удастся избежать.
В сложившейся ситуации особый интерес представляют выводы относительно природы космических частиц сверхвысоких энергий, наименее зависящие от конкретных моделей, используемых при обработ-
ке экспериментальных данных. Цель настоящей диссертации состоит в проведении комплексного анализа процессов, определяющих физику космических лучей с энергиями выше 1019 эВ (включая ускорение частиц в астрофизических источниках, их распространение во Вселенной, развитие широких атмосферных ливней и реконструкцию их экспериментальными установками) на основе методов, минимизирующих модельную зависимость, и в построении непротиворечивой картины происхождения космических частиц сверхвысоких энергий, согласующейся с данными различных регистрирующих их экспериментов, с результатами астрономических наблюдений и с теоретическими представлениями. Для достижения этой цели в диссертации ставится и решается ряд задач, связанных с отдельными аспектами физики космических лучей сверхвысоких энергий.
При анализе широких атмосферных ливней с целью определения характеристик, и в частности типа первичных частиц, трудно добиться полной независимости результата от модели развития ливня. Одной из задач, модельную зависимость в решении которой удается в значительной степени уменьшить, является изучение характеристик ливней, вызываемых первичными фотонами, и поиск таких событий в экспериментальных данных. Поскольку развитие ШАЛ, вызванного фотоном, в основном определяется электромагнитным взаимодействием (вероятность фотоядерной реакции невелика), результаты моделирования таких ливней с использованием различных описаний адронных взаимодействий практически не отличаются друг от друга (для соотношения электромагнитной и мюонной, возникающей в результате фотоядерных реакций, компонент сигнала это было проверено нами в работах [27, 28]). Предыдущие поиски фотонной компоненты были основаны на сравнении числа вертикальных и наклонных ливней, зарегистрированных
установкой Haverah Park [29], а также на анализе мюонных данных эксперимента AG AS А [30]. Результатом указанных исследований стала постановка достаточно слабых ограничений на фотонную компоненту. Одна из причин недостаточной точности состоит в том, что характеристики реальных событий сравнивались с усредненными значениями для фотонных ливней, приходящих с разных направлений. В то же время ливни, вызванные первичными фотонами с энергиями порядка и выше 5 х 1019 эВ, развиваются по-разному в зависимости от направления прихода из-за взаимодействия с геомагнитным полем. При меньших энергиях сохраняется зависимость от зенитного угла, связанная с отличием продольного развития фотонного ливня от среднего адронного. Попытка учета этих факторов для событий AGASA с наибольшими энергиями была предпринята в работах [31, 32], где было сделано неправильное предположение об оценке энергии фотонных ливней, что также привело к постановке весьма слабого ограничения. Существенное продвижение в уточнении доли фотонов в потоке первичных космических лучей стало возможным благодаря разработанному нами [33] методу пособытийного анализа типа первичной частицы. Применение этого метода основано на сравнении наблюдаемых характеристик каждого отдельного события с такими же характеристиками модельных ливней с тем же направлением прихода, причем модельные ливни отбираются по энергии, реконструированной тем же способом, что и в эксперименте. Результатом применения данного метода стала постановка жестких ограничений на долю первичных фотонов с энергиями выше 1020 эВ по данным AG AS А и Якутской установки [27] и с энергиями выше 2 х 1019 эВ и 4 х 1019 эВ по данным Якутской установки [34]. Более поздние результаты колла-борации Pierre Auger [35], также использующие пособытийную оценку энергии в предположении первичных фотонов, улучшили этот результат
для энергии 2 х 10 эВ, однако на более высоких энергиях полученные нами ограничения продолжают оставаться наиболее сильными в мире. Зависимости от модели развития ливня нельзя полностью избежать, когда речь идет о составе первичных адронов. Относительно надежные данные, основанные на измерении глубины максимума развития ливня экспериментом HiRes при энергиях выше 1019 эВ совместны [36] с полным отсутствием тяжелых ядер (чисто протонный состав) при использовании конкретной адронной модели, но даже статистические ошибки у этого результата велики. Аналогичное исследование Pierre Auger [37], основанное на большем количестве событий, указывает на утяжеление первичных частиц с ростом энергии и на в среднем меньшую глубину развития ливня, нежели в данных HiRes; авторы работы [37] воздерживаются от количественных утверждений из-за неопределенности, связанной с адронными моделями. Несколько более смелой является попытка преодоления модельной зависимости в изучении состава адронной компоненты, предпринятая нами в работе [38], где мы сравниваем электромагнитную и мюонную компоненту сигнала в событиях с реконструированными энергиями выше 2 х 1019 эВ, зарегистрированных Якутской установкой. В этой работе мы выбираем одну из адронных моделей, сравнивая их предсказания с экспериментальными данными и исходя из интуитивного предположения отсутствия среди первичных частиц ядер тяжелее железа и легче водорода, и далее в рамках выбранной модели оцениваем соотношение легких и тяжелых ядер. Поскольку относительное содержание мюонов в ливнях, вызванных различными ядрами, хорошо описывается простой приближенной формулой и мало зависит от используемой модели взаимодействия, результаты этой работы (свидетельствующие о наличии значительной доли как легких, так и тяжелых ядер) будут справедливы для любой другой модели, удовле-
творяющей нашему интуитивному требованию.
Определение спектра космических лучей, основанное на абсолютном измерении энергии первичных частиц по вызванным ими атмосферным ливням, а для флуоресцентных детекторов еще и на детальном компьютерном моделировании экспозиции, не может быть проведено модельно-независимым образом. С целью устранения произвола, связанного с выбором моделей, и подавления систематических ошибок, в работе [39] было предположено, что причина различия спектров, построенных по данным разных экспериментов, состоит в не зависящей от энергии систематической ошибке в определении энергии для каждого эксперимента. Величины относительных систематических сдвигов легко найти, если потребовать, чтобы спектры, измеренные различными эксприментами, совпадали. Чтобы определить абсолютную нормировку, требуется дополнительное теоретическое предположение; в работе [39] для калибровки масштаба энергий используется положение теоретически предсказанного провала в спектре, связанного с потерями энергии протонов на рождение электрон-позитронных пар. Совпадение как формы, так и абсолютной нормировки сдвинутых спектров является сильным аргументом в пользу такого подхода. Однако при самых высоких энергиях (> 7х 1019 эВ) спектры разных экспериментов все равно ведут себя по-разному, что указывает на наличие дополнительного источника систематической разницы. В качестве такого источника предлагалась глобальная анизотропия направлений прихода высокоэнергетических событий [40]; в нашей работе [41] указания на такую анизотропию действительно были получены, однако там же было показано, что этого эффекта недостаточно для объяснения разницы между спектрами AGASA и HiRes. Более вероятным объяснением кажется изменение состава первичных частиц при самых высоких энергиях в сочетании с
различной чувствительностью детекторов к такому изменению, обсуждаемой нами на примере первичных фотонов, хотя нельзя исключать и наличие зависящей от энергии систематики в определении экспозиции, а также статистическую природу наблюдаемых различий.
Наименее подверженная модельной зависимости наблюдаемая величина, реконструируемая по атмосферному ливню, - направление прихода первичной частицы, которое определяется геометрически. Повышение точности геометрической реконструкции, прежде всего за счет улучшения временного разрешения, в сочетании с увеличением количества зарегистрированных событий позволило в последние годы говорить о рождении новой области знания - астрономии сверхвысоких энергий. Как и классическая астрономия, она изучает, прежде всего, два вопроса - определение источников излучения и исследование их физических характеристик, совместных с таким излучением. Поскольку в условиях небольшого количества данных, плохого углового разрешения и неизвестных отклонений в магнитных полях идентификация источников представляет собой трудную задачу, на протяжении долгого времени исследовался в основном второй вопрос, который в контексте сверхвысоких энергий следует формулировать как определение круга возможных источников, допускающих ускорение частиц до наблюдаемых энергий. После того, как этот круг очерчен, можно искать источники по экспериментальным данным.
В то время как в отношении источников космических лучей с энергиями до ~ 1017 эВ имеется определенная ясность (см., напр., [42]), круг потенциальных ускорителей сверхвысоких энергий определен заметно менее четко. Классическая работа [43] ограничивает возможные источники, в частности, с учетом простого геометрического условия -частица, удерживаемая в области ускорения магнитным полем, должна
набрать требуемую энергию прежде, чем покинет ускоритель. Удобное графическое выражение этого условия в терминах диаграммы Хилла-са, на которой представлены размеры и магнитные поля потенциальных источников, сделало это ограничение весьма популярным, и сама диаграмма повторяется во многих обзорах и учебных курсах практически в первоначальном виде (см., напр., обзор [44]). К сожалению, к моменту написания работы [43] (1984 г.) представления о магнитных полях в астрофизических источниках были весьма приближенными, поэтому сама работа не содержит ни ссылок на соответствующую астрономическую литературу, ни даже качественных объяснений выбранных значений параметров. То же относится и к последующим работам, обсуждающим диаграмму Хилласа. Наша работа [45] заполняет этот пробел и использует результаты астрономических наблюдений последних лет для построения обновленной диаграммы Хилласа. Основные изменения касаются, прежде всего, активных галактик различных типов.
Максимальная энергия ускоряемой частицы ограничивается также радиационными потерями. Хотя такие потери вычисляются, в общем случае, с помощью простой формулы, приведенной в учебниках [46], область применимости отдельных приближений к этой формуле (учет только синхротронного или только изгибного излучения) имеет принципиальное значение. Исследования ограничений из радиационных потерь порой приводили к противоречивым результатам (ср. работы [47] и [48]). Нами было проведено [45] систематическое исследование радиационных потерь в различных режимах ускорения, результаты которого для конкретных объектов выражаются на той же диаграмме Хилласа и снимают противоречия между выводами предыдущих авторов.
Упомянутые выше трудности астрономии сверхвысоких энергий (малая статистика, плохое разрешение и магнитные отклонения) делают на
нынешнем этапе невозможным классическую пообъектную идентификацию источников. Вместо этого приходится оперировать статистическими методами и искать проявления той или иной модели популяции источников в анизотропном распределении направлений прихода космических лучей для выборки событий в целом. Здесь можно выделить поиски глобальной и мелкомасштабной анизотропии.
Глобальная анизотропия направлений прихода ожидается для случая, когда наблюдаемый поток космических лучей создается ограниченным количеством относительно близких источников. Такая картина возможна в двух случаях: либо имеется значительный избыток плотности источников вблизи наблюдателя, либо частицы от далеких источников по тем или иным причинам до нас не долетают. Первому случаю соответствует предположение об источниках в нашей Галактике. К настоящему моменту можно с уверенностью исключить сколько-нибудь значительную популяцию источников частиц интересующих нас энергий, повторяющую распределение светящейся материи в Галактике -направления прихода событий с энергиями свыше 1019 эВ совместны с изотропным распределением и не концентрируются в галактической плоскости (см., напр., [49]); вопрос об анизотропии при меньших энергиях пока не получил окончательного ответа [10, 50, 51, 52]. Второй вариант - ограниченное расстояние, пролетаемое частицами, - реализуется для астрофизических источников протонов при энергиях, близких к порогу ГЗК; основной вклад в поток космических лучей с такими энергиями должны в этом случае вносить источники, расположенные внутри так называемой сферы ГЗК с радиусом порядка 100 Мпк. Поскольку материя внутри этой сферы распределена неоднородно, астрофизический сценарий с большим числом источников протонов предполагает анизотропное распределение направлений прихода [53, 54, 55, 56, 57].
Это распределение было предсказано в ряде работ на основе функции распределения плотности источников, то есть распределения вещества во Вселенной, и предположений о распространении частиц. Большинство исследований использовало для описания распределения материи каталог PSCz [58], построенный по данным инфракрасного спутника IRAS. К сожалению, этот каталог далек от совершенства, поскольку из-за плохого углового разрешения IRAS этот спутник не всегда мог различить отдельные галактики в богатых скоплениях, что привело к их систематическому недосчету. Дальнейшие продвижения в этом направлении были затруднены из-за отсутствия однородной выборки галактик, полной до достаточно большого расстояния. Такая выборка была построена нами [59] на основе комбинации двух каталогов галактик; наша выборка полна вплоть до расстояния 270 Мпк, что позволяет надежно предсказывать распределения направлений прихода протонов с энергиями от 7 х 1019 эВ и выше в рамках обсуждаемого сценария. Поиски такой анизотропии ведутся в данных современных экспериментов, однако наиболее надежные результаты могут быть получены лишь с помощью орбитальных детекторов четвертого поколения, экспозиция которых будет достаточно однородна по всей небесной сфере.
Поиски проявлений тех или иных источников в мелкомасштабной анизотропии сводятся, в основном, к изучению корреляций направлений прихода космических лучей с положениями объектов определенного класса (хотя оценки числа источников можно получать, изучая кластеризацию событий [60]). Попытки поиска корреляций предпринимались достаточно давно (см., напр., [61, 62, 63, 64, 65, 66, 67]), однако статистическая значимость полученных результатов не всегда контролировалась корректно, поскольку параметры выборки подбирались для максимизации сигнала; кроме того, не всегда правильно учитывалась зависимость
экспозиции эксперимента от направления. Ситуация изменилась с выходом работы [68], где проводился корректный учет экспериментальной экспозиции, размер оптимального углового бина для поиска корреляций определялся из Монте-Карло моделирования с учетом углового разрешения эксперимента, а подстройка параметров выборки компенсировалась введением так называемого штрафного фактора (см. более детальное обсуждение в работах [69, 70]). Результатом явилось указание на корреляции направлений прихода событий, зарегистрированных экспериментом AGASA и Якутской установкой и вошедших в выборку с максимальной кластеризацией, с положениями лацертид, наблюдаемые параметры которых подчинялись ряду условий. В работе [71] был впервые проведен корректный корреляционный анализ с учетом отклонений протонов в магнитном поле Галактики для одной из моделей поля и было показано, что корреляция событий AGASA с более широкой выборкой лацертид улучшается при учете отклонения. Дальнейшее развитие этой тематики связано, в основном, с работами, вошедшими в настоящую диссертацию.
Метод корреляционного анализа был протестирован нами [72] на примере поиска класса источников фотонов с энергиями > 10 ГэВ, зарегистрированных телескопом EGRET. В этом случае сочетание достаточно хорошего углового разрешения и относительно большой статистики позволило выявить сильный корреляционный сигнал и определить класс источников, от каждого из которых было зарегистрировано лишь порядка одного фотона. В работе [73] нами было предложено вместо подстройки параметров каталогов лацертид использовать теоретически мотивированную выборку объектов, излучающих в гамма-диапазоне. Нами были обнаружены корреляции таких лацертид с максимально кластеризованной выборкой событий, обсуждавшейся ранее.
Из-за малой чувствительности гамма-телескопов фотоны с энергиями порядка 100 МэВ и выше были зарегистрированы лишь от немногих надежно идентифицированных объектов (так, в выборку потенциальных гамма-источников вошло лишь 14 лацертид из нескольких сотен перечисленных в каталогах), поэтому мы проделали такой же анализ с неидентифицированными гамма-источниками, определенная часть которых, как ожидается, на самом деле связана с лацертидами. Заметные корреляции были обнаружены и для этой выборки; в обоих случаях сигнал усиливался при учете отклонений в магнитном поле Галактики. В 2004 году стали доступны для анализа данные стереоскопического флуоресцентного детектора HiRes [74|. С использованием этой выборки незавсимых данных высокого разрешения мы подтвердили [75] корреляции направлений прихода космических частиц с энергиями свыше 1019 эВ с яркими (видимая звездная величина < 18ш) лацертидами. Угловое разрешение HiRes (стерео) значительно меньше ожидаемого отклонения протонов таких энергий в магнитном поле Галактики, так что это наблюдение указало на наличие нейтральных частиц сверхвысоких энергий, распространяющихся на космологические расстояния. В последующей работе коллаборации HiRes [76] наш результат был подтвержден с помощью альтернативного метода анализа; корреляции с теми же объектами были обнаружены и в независимой выборке событий с энергиями ниже 1019 эВ. Данное явление не находит объяснения в рамках стандартной физики и астрофизики (см., напр., обсуждение в работе [77]). Не помогают тут и популярные расширения Стандартной модели физики элементарных частиц, например, суперсимметрия. Единственное непротиворечивое объяснение этого эффекта, помогающее решить также ряд других астрофизических проблем и доступное экспериментальной проверке, было предложено нами в 2008 году. Кро-
ме того, мы определили величину ожидаемого эффекта в данных других экспериментов [78] и исследовали внутренние характеристики коррелирующих лацертид [79]. С помощью данных HiRes, AGASA и Якутской-установки нами было также проведено сравнительное исследование всех сделанных ранее гипотез о корреляциях внегалактических источников с направлениями прихода космических лучей [80].
На применении практически того же метода основывается заключение коллаборации Pierre Auger [81] о корреляциях направлений прихода космических частиц с энергиями выше 5.6 х 1019 эВ.с положениями близких активных галактик. Сильные корреляции, наблюдаемые в угловом бине 3.1, превышающем угловое разрешение установки, были интерпретированы как свидетельство в пользу того, что события с такими энергиями вызываются протонами либо от близких активных галактик, либо от других объектов, распределенных во Вселенной сходным образом. Данная гипотеза подразумевает большое (не меньше 60, а вероятнее всего несколько сотен) число источников [82]. В то время как сам факт анизотропии направлений прихода не вызывает сомнения, его интерпретация в терминах указанной гипотезы представляется не столь однозначной. Во-первых, как мы отметили [83] сразу же после публикации результата Auger, глобальное распределение направлений прихода событий в выборке не согласуется с ожидаемым для этой гипотезы. Во-вторых, предположение о первичных протонах противоречит данным того же эксперимента Auger [37], равно как и Якутской установки [38]. В-третьих, в рамках предположения о протонах от достаточно большого числа источников наибольшее число событий с энергиями в обсуждаемом диапазоне должно приходить от достаточно удаленных объектов, не вошедших в выборку [81] (см., напр., [84]); вклад близких (до 30 Мпк) объектов тоже оказывается непропорционально подавлен [85]. Наконец,
как показано в нашей работе [86] (см. также [87]), большинство коррелирующих источников - маломощные сейфертовские галактики, и ни одна из них не способна ускорить протоны до наблюдаемых энергий. Нами было предложено [83, 88] альтернатрівное объяснение, основанное на происхождении заметной части коррелирующих космических лучей в близкой радиогалактике Сеп А, которое согласуется как с наблюдаемым распределением направлений прихода, так и с экспериментальными данными по составу первичных частиц [37, 38], а также с теоретическими оценками-ускорительной способности этого источника [86]. Этот пример указывает на необходимость комплексного анализа различных экспериментальных данных и теоретических построений, связанных с космическими частицами сверхвысоких энергий, который позволил бы уменьшить эффекты, вызванные модельной зависимостью и небольшим количеством данных. Такой анализ и проводится в настоящей диссертации.
Диссертация состоит из введения, четырех глав основного текста, заключения и четырех приложений.
В первой главе диссертации рассматривается экспериментальная информация о типе первичных частиц, получаемая из структуры широких атмосферных ливней. Первый параграф посвящен развитию, применению и обсуждению нового метода анализа состава первичных частиц, основанного на индивидуальном исследовании каждого отдельного события в выборке. Особенностями предлагаемого нами метода, определяющими его более высокую точность по сравнению с традиционными, являются сравнение модельных и реальных ливней для каждого события, без усреднения по направлениям прихода, и отбор для такого сравнения моделированных ливней на основе реконструкции их параметров (в первую очередь энергии) с помощью процедуры, полностью
аналогичной применяемой для реальных данных. В разделе 1.1 приводится описание метода, в разделе 1.2 метод применяется для анализа данных эксперимента AGASA и Якутской комплексной установки ШАЛ на предмет наличия фотонов среди первичных частиц сверхвысоких энергий. Полученные ограничения на уровне достоверности 95% на долю первичных фотонов при энергиях свыше 1020 эВ (36%) и свыше 4 х 1019 эВ (22%) являются на сегодняшний день наиболее строгими в мире. В разделе 1.3 метод посыбытийного анализа применяется для выборки событий с реконструированными энергиями Е > 2 х 1019 эВ, зарегистрированных Якутской установкой. Результат указывает на заметную (48%^^у на уровне достоверности 95%) долю тяжелых ядер при таких энергиях.
В параграфе 2 главы 1 с помощью моделирования развития атмосферных ливней изучается вопрос об особенностях реконструкции параметров событий, вызванных первичными фотонами. В разделе 2.1 решена важная техническая задача контроля над искусственными флук-туациями, возникающими в результате приближений при моделировании атмосферных ливней. Раздел 2.2 иллюстрирует основные отличия развития фотонных ливней от адронных, а в разделе 2.3 рассмотрено влияние этих отличий на реконструкцию энергий первичных фотонов и спектра фотонной компоненты разными экспериментами. Полученные результаты указывают на то, что энергии первичных фотонов, большие 1019 эВ, недооцениваются наземным детектором обсерватории Pierre Auger в среднем в четыре раза, что связано с гиперчувствительностыо используемых в эксперименте водных баков к мюонной компоненте ливня; эксперимент AGASA немного переоценивает энергию фотонов при самых больших энергиях, а флюоресцентный детектор HiRes оценивает энергии фотонов практически правильно (переоценка ~ 10%), но имеет
по отношению к фотонам экспозицию в два раза меньшую, нежели для адронных ливней.
Особенности фотонных ливней
Анализ экспериментальных данных по детектированию ши роких атмосферных ливней требует детального моделирования каскада, вызванного частицей высокой энергии, попавшей в атмосферу. Наиболее распространенным подходом к такому моделированию является моделирование развития ливня методом Монте-Карло с использованием имеющихся знаний о взаимодействиях при высоких энергиях. Альтернативой ему являются гибридные многоуровневые схемы [123], в которых моделирование Монте-Карло сочетается с численным решением каскадных уравнений.
Время полного Монте-Карло моделирования широкого атмосферного ливня и объем выходных данных приблизительно пропорциональны энергии первичной частицы. Полное моделирование ливней с энергиями 1019-1020 эВ находится на грани возможностей современной вычислительной техники, тогда как для анализа экспериментальных данных требуется моделирование тысяч таких ливней.
Проведя полное моделирование ливня, мы получаем на выходе совокупность частиц на уровне земли. Для многих целей такой набор частиц является избыточным. С одной стороны, на детектор попадает лишь малая доля всех частиц в ливне, с другой стороны для вычисления средних значений плотностей частиц не обязательно точно знать координаты всех частиц. Метод прореживания (thinning; см., напр., [124]) позволяет ускорить моделирование за счет замены групп частиц на эффективные частицы с некоторыми весовыми множителями. На выходе имеем набор эффективных частиц на уровне земли, каждая со своим весовым множителем. Вес конечной частицы с энергией Е — величина, распределенная вблизи значения WE f , где 1 - энергия первичной частицы, Єщ - пороговый параметр процедуры прореживания. Наименее энергич ные частицы будут иметь наибольшие весовые множители, что может приводить к значительным искусственным флуктуациям. Чтобы повысить точность расчетов, в процедуре прореживания можно ограничить максимальный весовой множитель [120]. Для задачи определения среднего значения плотности при определенной первичной энергии могут быть подобраны оптимальные ограничения весов для различных типов частиц, минимизирующие коэффициент качества, который определяется как величина, обратная произведению квадрата ошибки определения среднего значения и времени вычисления [120]. Определение оптимальных весовых ограничений включает в себя время вычисления, а, следовательно, оптимальные значения зависят от вычислительной производительности используемых адронных и электромагнитных моделей и могут также зависеть от архитектуры используемых вычислительных средств.
Процедура прореживания на несколько порядков уменьшает число эффективных частиц в расчетах, значительно сокращает время расчетов и объем, занимаемый выходными данными на устройствах хранения. Процедура прореживания позволяет определять среднее значение плотности частиц на определенном расстоянии от оси ливня и наклон функции пространственного распределения плотности. Однако при использовании данной процедуры невозможно исследовать флуктуации плотности на масштабе детектора и определить связанные с ними статистические ошибки определения наблюдаемых в современных экспериментах, а также проводить некоторые другие исследования.
При используемых на практике значениях параметра Sth, число частиц, участвующих в моделировании, сокращается в 103 — 106 раз. Для случайного процесса такое сокращение числа частиц (и, как следствие, числа рассчитываемых актов взаимодействий) приводит к росту флук туаций по сравнению с полностью смоделированным процессом. Значит, часть флуктуации при моделировании с прореживанием носит искусственный характер, то есть отсутствует в ливнях, смоделированных без прореживания. Для многих приложений эти флуктуации нежелательны и должны быть подавлены или ограничены сверху определенным значением. Например, точность определения химического состава зависит от ширин распределений наблюдаемых величин в искусственных ливнях, используемых для анализа. Указанные ширины включают в себя вклад искусственных флуктуации, понижающий точность анализа.
Используя открытую библиотеку искусственных ливней [89, 125], можно сравнить значения восстановленных наблюдаемых для ливней, смоделированных с использованием процедуры прореживания и без нее.
Флуктуации, влияющее на определение средних значений. Для каждого ливня, смоделированного без прореживания (sth — 0), было смоделировано определенное количество ливней с прореживанием для различных значений Sth- Все исходные параметры, включая параметры инициализации генератора случайных чисел, были выбраны такими же, как при моделировании с Sth — 0. Фиксация параметров инициализации генератора случайных чисел эффективно приводит к тому, что во всех искусственных ливнях первое взаимодействие происходит одинаково. Различные значения параметра Eth приводят к тому, что дальнейшие взаимодействия совершенно случайны. Для каждого ливня реконструировались три наблюдаемые: плотность сигнала на 600 метрах от оси, 5(600), мюонная плотность на 1000 метрах от оси, (1000) и глубина расположения максимума развития ливня Хтах. На рисунках 1.9, 1.10 проиллюстрирована величина стандартного отклонения значений наблюдаемых величин как функция параметра eth, Для типичного конкретного ливня. Заметим, что данное исследование таюке
Сопутствующее излучение нейтрино и фотонов высоких энергий
В предыдущем параграфе мы, стремясь поставить наиболее общие, универсальные ограничения, не рассматривали взаимодействие ускоряемых частиц с частицами среды. Во многих практически интересных случаях таким взаимодействием пренебречь нельзя, и его учет приводит к дополнительным ограничениям на источники как из анализа потерь энрегии при ускорении, так и из оценки потока вторичных частиц, основную часть которых составляют протоны и нейтрино. Ограничения последнего типа особенно важны для моделей, в которых требуются высокие потоки космических лучей в источнике. точников. Ряд наблюдательных данных (см. в частности главу 4) указывает на возможное присутствие частиц от космологически удаленных источников среди космических лучей сверхвысоких энергий. Среди частиц Стандартной модели лишь нейтрино может распространяться на такие расстояния через Вселенную, сохраняя столь высокую энергию. Однако анализ атмосферных ливней исключает нейтрино как первичную частицу [184, 185]. Чтобы обойти эту трудность, был предложен так называемый механизм "Z-вспышек" [186, 187], основанный на резонансном рассеянии нейтрино сверхвысокой энергии на реликтовых фоновых нейтрино, приводящем к рождению Z-бозона, продукты распада которого могут оказаться первичными частицами детектируемых на Земле космических лучей, если взаимодействие произошло в пределах нескольких десятков мегапарсек от нас. Резонансная энергия равна В астрофизических ускорителях нейтрино таких энергий могут рождаться во взаимодействиях протонов еще большей энергии с фотонами или протонами среды.
Основной источник нейтрино - распады вторичных заряженных пионов, а также нейтронов. Вместе с каждым нейтрино образуется определенное количество протонов и фотонов; если эти частицы покидают источник, то их высокие потоки могут приводить к противоречиям с экспериментальными данными. Для нуклонов это ограничение известно под именем Ваксмана-Бакалла [188, 189, 190] (см. также [191]): измерения потока космических лучей с энергиями выше 3 х 1018 эВ требуют, чтобы источник был непрозрачен для нуклонов сверхвысоких энергий. Поток вторичных фотонов существенно ограничен данными гамма- гелескопа EGRET [192]. Среди возможных путей обхода пределов EGRET было предложено рассматривать оптически толстые источники, непрозрачные для нуклонов и фотонов, так что лишь нейтрино могут их покидать; на этом сценарии мы сейчас и остановимся. , Оптически толстая часть источника. Оценить требуемую массу оптически толстой части источника ("поглотителя") легко из следующих соображений. Пусть продольный (по отношению к пучку фотонов) размер поглотителя /ц, а поперечный 1±. Для взаимодействий с протонами условие оптической толщи записывается как где Пр - плотность числа протонов в поглотителе, а а1Р - полное сечение рассеяния протонов сверхвысоких энергий на нерелятивистских барионах, о1Р 1 мбарн. Из (2.9) находится полная масса поглотителя, После каждого адронного взаимодействия часть (порядка 1/3) энергии переходит в нейтральные пионы, распады которых приводят к появлению новых фотонов; приблизительно 1/6 энергии передается электронам и позитронам в распадах заряженных пионов. Эти электроны и позитроны рождают новые гамма-кванты как за счет обратного эффекта Комптона, так и посредством синхротронного излучения на присутствующих в источнике магнитных полях. Все вторичные фотоны также вносят вклад в диффузное излучение, наблюдавшееся EGRET, так что их также требуется подавить с помощью дальнейших перерассеяний в источнике.
Число N таких перерассеяний, на которое надо будет умножить правые части (2.9), (2.10), может быть оценено из потока энергии Е = E2j(E) в нейтрино с Е « i?res, требуемого для сценария -вспышек [193, 194, 195], Сопутствующий поток фотонов (ETes) Еи{Ете ) (точный коэффициент зависит от преобладающего процесса рождения нейтрино). Чтобы не противоречить ограничениям EGRET, этот поток требуется уменьшить примерно в 50 раз. Поскольку каждое взаимодействие "ур уменьшает поток энергии фотонов, 7, примерно вдвое, консервативная оценка составляет N 6. В качестве наиболее вероятного источника, способного ускорять материнские протоны до энергий выше Eves, рассмотрение 1 оставляет лишь отдельные части наиболее мощных активных галактик. Для струй, горячих пятен и радиоушей, однако, выражения (2.9) и (2.10) противоречат наблюдаемым данным, так как для размеров порядка килопарсека и выше, во-первых, требуют превышения протонной плотности над наблюдаемыми значениями плотности электронов (пе 500 см- 3 [196]) на несколько порядков величины, а во-вторых, приводят к массе барионной части поглотителя 1О14М0, что на порядок тяжелее полной массы самых тяжелых галактик [197] и на два порядка - типичной активной галактики [198]. В случае поглощения за счет взаимодействия с облаком мягких фотонов, плотность и полная энергия последних может быть оценена аналогично (2.9), (2.10):
Кластеризация направлений прихода и влияние магнитного поля Галактики
Кластеризация направлений прихода космических лучей сверхвысоких энергий, то есть локальная анизотропия на малых углах, вызывает значительное количество вопросов [49, 70, 74, 263, 264, 265, 266, 267]. Изначальное наблюдение AGASA [263] указывало на наличие мощных точечных источников. Наиболее сильный сигнал был обнаружен [265] в объединенной выборке данных AG AS А и Якутской установки. Угловой размер этих кластеров порядка углового разрешения установки, то есть меньше (или в отдельных случаях порядка) характерного отклонения протонов в магнитном поле Галактики. В качестве одного из объяснений была предложена нейтральная компонента потока космических лучей. Последующие исследования со значительно лучшим угловым разрешением (HiRes stereo.[74]) не подтвердили кластеризацию на масштабе углового разрешения, что может указывать на то, что обнаруженные ранее кластеры образованы заряженными частицами. Для одной конкретной модели галактического магнитного поля [71] сигнал в данных AGASA и Якутска становится слабее в предположении заряженных частиц [240], в отличие, например, от корреляций с лацертидами в той же выборке [71, 73, 268], которые усиливаются при учете магнитного поля (см. главу 3).
В этом параграфе мы рассмотрим подробно учет отклонений для различных моделей магнитного поля, остановившись в частности на наиболее интересном кластере из пяти событий. поля Галактики, применяемые для анализа отклонений космических частиц, обсуждаются, в частности, в работах [71, 141, 239, 240, 269, 270, 271]. Регулярное магнитное поле в диске следует спиральной структуре Галактики. Модели поля в диске характеризуются несколькими непрерывными параметрами, определяемыми из измерений и фи-тирования данных (см. Таблицу 2.6) и разделяются на несколько дискретных классов в зависимости от предполагаемой глобальной структуры: аксисимметричные (ASS) модели предполагают одинаковое направление поля во всех спиральных рукавах, бисиммегпричные (BSS) предполагают наличие переворотов поля между рукавами; в моделях дипольного типа (D), в отличие от квадрупольного (Q), направления поля в Южной и Северной галактических полусферах противоположны. Заметно хуже известно поле в гало. Часто используется аппроксимация поля вне галактической плоскости как поля диска, умноженного на падающую экспоненту [71, 269] с масштабом h или на кусочно-гладкую комбинацию двух экспонент [272] с масштабами /її и /i2, склеенными на высоте /го- Возможно, они представляют собой часть глобального по ля гало с тороидальной или полоидальной структурой, сильного вблизи центра Галактики [239]. В случаях, когда мы учитываем тороидальную компоненту, мы используем явные выражения [239] для максимального значения 1 мкГс; полоидальное поле аппроксимируется напряженостью магнитного диполя, нормированной на локальную вертикальную компоненту Bz = 0.2 мкГс и обрезанной на 1 кпк от центра Галактики. Кластер из пяти направлений прихода. Один из дублетов космических лучей, обнаруженных эксперментом AG AS А [263], стал объектом пристального внимания после опубликования обновленных данных [49], в которых содержалось еще одно направление прихода, соседствующее с этим дублетом. Прямо в центр этого триплета попало одно из событий HiRes, зарегистрированных в стереоскопическом режиме [273].
Хотя реконструированная энергия этого события немного меньше порога выборки AGASA, 4 х 1019 эВ, учет вероятной систематической разницы в оценке энергий двумя экспериментами увеличивает ее до значения выше порогового. Наконец, пересмотр энергий и направлений прилета событий, зарегистрированных Якутской установкой [100], добавил пятое событие в тот же кластер [91]. Более подробная информация о событиях, входящих в пятиплет, дана в Таблице 2.7. Направления прихода и ошибки их определения изображены на Рис. 2.25. Для изучения влияния галактического магнитного поля на направления прихода предположим, что все пять частиц имеют общий астрофизический источник, и воспользуемся методом хи-квадрат, адапти рованным [91] для учета ошибок как в определении направления, так и в определении энергии (от которой зависит отклонение в магнитном поле). Мерой относительной "плотности" кластера будет вероятность Р получить такое же или меньшее %2 для случайной выборки: более тесным кластерам соответствует меньшее Р (мы не будем интерпретировать Р как вероятность или статистическую значимость). Нами были рассмотрены всевозможные вариации магнитного поля в соответствии с разделом 4.1. Результаты практически нечувствительны к модели поля в диске; они приведены в Таблице 2.8 для популярной модели BSS с одной экспонентой, как с полем гало, так и без него. При-веденые в той же таблице варианты зарядов мотивированы в различных сценариях, см. напр. [75, 186, 187, 274, 275]. Видно, что учет отклонений
Сравнительное исследование корреляций с различными классами источников
В этом разделе мы применим корреляционный метод к различным каталогам потенциальных источников космических частиц сверхвысоких энергий. Цель данного исследования - сравнительный анализ разных каталогов единым методом; такой анализ представляется необходимым, поскольку ранее опубликованные результаты о корреляциях были получены разнородными методами, и оценка их относительной значимости не представляется возможной. Различные классы потенциальных астрофизических ускорителей обсуждались в 1 главы 2 (см. также [291]). В данное исследование были, по возможности, включены все классы постоянных внегалактических источников, предложенные в литературе. Для неидентифицированных гамма-источников было наложено ограничение на галактическую широту, 6 10, с целью исключить популяцию галактических источников (для сравнения приводятся и результаты без такого ограничения). Более никаких дополнительных ограничений на параметры, по сравнению с оригинальными работами, в которых данный класс объектов был предложен в качестве источников, не накладывалось. В каталогах космических лучей ограничения по энергиям и зенитным углам были наложены заранее; они определяются доступностью опубликованных эксперментальных данных. Ниже перечисляются основные классы астрофизических объектов, которые предлагались различными авторами в качестве потенциальных источников космических лучей сверхвысоких энергий. Точные описания каталогов, используемых в сравнительном анализе, даны в Приложении Г. Радио—яркие квазары с плоским спектром (каталоги 1, 2). Мощные активные галактики, в которых частицы могут ускоряться до экстремальных энергий, часто рассматриваются в качестве наиболее мотивированных астрофизических источников космических лучей сверхвысоких энергий. Значимые корреляции (V — 5 х Ю-3) наиболее энергичных (реконструированная энергия по крайней мере на одно стандартное отклонение превышает 8 х 1019 eV) событий, зарегистрированных экспериментами Fly s Eye, AG AS А и Haverah Park и опубликованных до 1998 года, с радио-яркими квазарами с плоским спектром (FSRQ) были обнаружены в работе [61], где они рассматривались в качестве аргумента в пользу существования новых составных частиц, не испытывающих ГЗК-эффект. Затем эти корреляции анализировались в работах [62, 63, 64, 65] с различными результатами. Исходная выборка состояла из квазаров, вошедших в каталог [292] радиоисточников, поток которых на 5 ГГц превышает 1 Ян, а спектральный индекс в радио-диапазоне а —0.5. Здесь мы рассмотрим как исходную выборку, так и выборку из каталога квазаров [277], ограниченную теми же параметрами. Сейфертовские галактики (каталоги 3, 4). Этот класс маломощных активных галактик рассматривался в работе [66], где были обнаружены корреляции (V = 2 х Ю-5) с событиями экспериментов AGASA и Якутск с энергиями Е 4 х 1019 для выборок с точно подстроенными ограничениями по галактической широте.
В работе [66] были использованы каталоги [278] и [293] и накладывалось ограничение на расстояние z 0.01. Выборка близких активных галактик из каталога Верона, на которой основан недавний результат коллаборации Pierre Auger [81], также в основном состоит из сейфертовских галактик. В нашем анализе были использованы каталоги [278] и [277] с тем же ограничением. Лацертиды (каталоги 5-8). Блазары (мощные активные галактики с релятивистскими струями, направленными на наблюдателя), и в частности лацертиды (подкласс блазаров, определяемый по оптическому спектру), являются хорошими кандидатами в источники наблюдаемых на Земле частиц сверхвысоких энергий. Различные классы лацер-тид обсуждаются в работе [287] и указаны в каталоге [277] (см. раздел 1.2 этой главы). Впервые корреляции (V 6 х 10 5) космических лучей с лацертидами были обнаружены в работе [68] для выборки космических лучей, зарегистрированных экспериментами AG AS А и Якутск, которая максимизирует автокорреляции. Выборка лацертид (класс BL) была получена подгонкой ограничений по видимой звездной величине, радио-потоку и красному смещению из 9-го издания каталога
Верона [294] (приведенная выше вероятность V учитывает штрафной фактор). Как уже отмечалось, ускорение и последующее распространение космических лучей сверхвысоких энергий должно сопровождаться гамма-излучением. Было отмечено, что большинство коррелирующих лацертид в выборке [68] являются источниками EGRET. Требование совпадения лацертид из каталога [293] с гамма-источниками из каталога [281] приводит к выборке из 14 объектов, которая коррелирует с максимально кластеризованной выборкой космических лучей с очень низкими значениями формальной вероятности V 3 х 10 7 ([73], см. 3). Поскольку выборки [68] и [73] в значительной степени перекрываются, мы останавливаемся на более простом критерии совпадения с гамма-источниками и применяем его к обновленному каталогу [277], который используем везде в этом сравнительном исследовании. Значительно более общая выборка - все объекты типа BL ярче 18-й видимой звездной величины из каталога [293] - была использована (с положительным результатом) для поиска корреляций со всеми опуб
