GZK-Cutoff

GZK-Cutoff (nach den Physikern Kenneth Greisen^[1], Georgi Sazepin und Wadim Kusmin^[2], die sie im Jahre 1966 errechneten) ist die Obergrenze (engl. cutoff) für die Energie kosmischer Protonenstrahlung sehr weit entfernter (⪆ 50 Mpc) Quellen. Diese Teilchen erreichen eine Geschwindigkeit von <2· 10^-20 % unterhalb der der Lichtgeschwindigkeit, anschaulich wenige nm/Jahr.

Geladene Protonen extrem hoher Energie „sehen“ durch den Doppler-Effekt auf Grund ihrer Geschwindigkeit Photonen ${\displaystyle \gamma }$ der kosmischen Hintergrundstrahlung um den Faktor 10¹¹ und mehr blauverschoben.

Dadurch kann es durch den Compton-Effekt zu elastischen Streuungen oder beginnend ab etwa 6 · 10¹⁹ eV zu Kernprozessen kommen.

Ab dieser Energie werden Teile der Hintergrundstrahlung zunehmend als Gammastrahlung mit mehr als 300 MeV „gesehen“, was die Bildung von Delta-Baryonen ${\displaystyle \Delta ^{+}}$ (angeregte Protonen, die den Spin des Photons „geschluckt“ haben; auch als „Delta-Resonanz“ bezeichnet) mit einer knapp 300 MeV höheren Masse als Protonen (1232 MeV vs. 938,3 MeV) ermöglicht, die mit einer Lebensdauer von 5,6 · 10⁻²⁴ Sekunden unter Bildung eines Pions wieder zerfallen.

Die häufigsten Kernreaktionen (> 99 %) lauten

${\displaystyle p+\gamma \ \rightarrow \ \Delta ^{+}\ \rightarrow \ p+\pi ^{0}}$

und

${\displaystyle p+\gamma \ \rightarrow \ \Delta ^{+}\ \rightarrow \ n+\pi ^{+}}$

und erzeugen ein Delta-Baryon ${\displaystyle \Delta ^{+}}$, das wiederum in ein Nukleon (Proton ${\displaystyle p}$ oder Neutron ${\displaystyle n}$) sowie ein Pion (neutral ${\displaystyle \pi ^{0}}$ oder geladen ${\displaystyle \pi ^{+}}$) zerfällt. Das Proton verliert dabei durch Übertragung von Impuls auf das Pion knapp 15 % seiner Energie und ändert seine Richtung. Der Energieverlust durch Impulsübertrag liegt dabei mit etwa 10¹⁹ eV viele Größenordnungen über der Energie für die Erzeugung des Pions mit 10⁸ eV. Liegt die Energie des Protons immer noch über dieser Schwelle, so kann die Reaktion erneut stattfinden. Für sehr weit entfernte Quellen (> 100 Mio. Lichtjahre) ist die Wahrscheinlichkeit, ohne Stoß durchzukommen, sehr gering. Man spricht von GZK-Unterdrückung oder dem GZK-Effekt.

Elektronen bilden keine Deltaresonanzen, unterliegen allerdings wesentlich stärker der Compton-Streuung, der Wirkungsquerschnitt berechnet sich zu Klein-Nishina-Wirkungsquerschnitt.

Kosmische Strahlung besteht hauptsächlich aus Protonen und Alpha-Teilchen. Alpha-Teilchen sind etwa viermal so schwer wie Protonen und benötigen die vierfache kinetische Energie zur Ausbildung von Delta-Resonanzen.

Zwar besteht die kosmische Strahlung bei den höchsten Energien nicht nur aus Protonen, sondern aus einer Mischung verschiedener Atomkerne, aber auch diese werden durch Wechselwirkung mit der kosmischen Hintergrundstrahlung abgebremst. Der GZK-Effekt wird daher grundsätzlich unabhängig von der genauen Zusammensetzung der kosmischen Strahlung erwartet, wobei das Ausmaß und Schwell-Energie der GZK-Unterdrückung von der nur ungenau bekannten Massenzusammensetzung der kosmischen Strahlung abhängen.^[3]

Die experimentellen Resultate bezüglich der höchstenergetischen kosmischen Strahlung erschienen zunächst widersprüchlich. Während das AGASA-Experiment der Universität Tokio Teilchen oberhalb der GZK-Energie registriert haben will^[4], sind die Daten der HiRes-Kollaboration mit dem GZK-Cutoff verträglich^[5]. Das Pierre-Auger-Observatorium^[6] und das Telescope-Array-Projekt^[7] haben inzwischen bestätigt, dass es im Energiespektrum der kosmischen Strahlung tatsächlich einen Abbruch gibt, dessen Energie mit dem erwarteten GZK-Cutoff im Rahmen der Mess- und Vorhersage-Unsicherheiten übereinstimmt.

Die extrem seltenen Ereignisse, die bei Energien jenseits der GZK-Grenze gemessen wurden, müssen von nähergelegenen Quellen stammen. Tatsächlich korreliert die beobachtete Richtungsverteilung mit aus dem optischen Bereich bekannten potentiellen Quellen.^[8] Allerdings ist noch nicht sicher geklärt, ob der GZK-Cutoff tatsächlich die Hauptursache dafür ist, dass bei höheren Energien deutlich weniger Teilchen die Erde erreichen. Eine alternative Erklärung ist, dass die Maximalenergie der Quellen der kosmischen Strahlung bei einer ähnlichen Energie liegen könnte. Mit dem derzeit durchgeführten Upgrade des Pierre-Auger-Observatoriums soll dessen Messgenauigkeit soweit erhöht werden, dass dieses Szenario vom GZK-Cutoff unterschieden werden kann.^[3]

Genaue Messungen im Bereich der GZK-Energie können außerdem verwendet werden, um Theorien für noch unbekannte physikalische Effekte zu testen, beispielsweise Szenarien der Schleifenquantengravitation. Diese sagt eine höhere Energieschwelle als 6 · 10¹⁹ eV voraus.^[9]

1. ↑ Kenneth Greisen: End to the Cosmic-Ray Spectrum? In: Physical Review Letters. 16. Jahrgang, Nr. 17, 1966, S. 748–750, doi:10.1103/PhysRevLett.16.748 (englisch). 
2. ↑ G. T. Zatsepin, V. A. Kuz'min: Upper Limit of the Spectrum of Cosmic Rays. In: Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters. 4. Jahrgang, 1966, S. 78–80, bibcode:1966JETPL...4...78Z (englisch, jetpletters.ac.ru [PDF]). 
3. ↑ ^{a b} The Pierre Auger Collaboration: The Pierre Auger Observatory Upgrade - Preliminary Design Report, 2016, arxiv:1604.03637 [astro-ph]
4. ↑ M. Takeda et al.: Energy determination in the Akeno Giant Air Shower Array experiment Astropart.Phys. 19 (2003) 447–462, arxiv:astro-ph/0209422v3
5. ↑ HiRes Collaboration: First Observation of the Greisen-Zatsepin-Kuzmin Suppression Phys. Rev. Lett. 100, 101101 (2008), arxiv:astro-ph/0703099v2
6. ↑ The Pierre Auger Collaboration: Observation of the suppression of the flux of cosmic rays above 4x10^19eV. Phys. Rev. Lett. 101, 061101 (2008), arxiv:0806.4302v1
7. ↑ The Telescope Array Collaboration: The Cosmic-Ray Energy Spectrum Oberved with the Surface Detector of the Telescope Array Experiment. Astrophysical Journal Letters 768 (2013) 1, arxiv:1205.5067
8. ↑ The Pierre Auger Collaboration: Update on the correlation of the highest energy cosmic rays with nearby extragalactic matter. Astropart.Phys. 34 (2010), S. 314–326, arxiv:1009.1855v2 [astro-ph]
9. ↑ Jorge Alfaro, Gonzalo Palma: Loop Quantum Gravity and Ultra High Energy Cosmic Rays. In: Phys. Rev. D. Band 67, 2003, S. 083003, doi:10.1103/PhysRevD.67.083003, arxiv:hep-th/0208193. 

• AGASA-Experiment
• HiRes-Kollaboration
• AUGER-Experiment