은하 자기장에 의한 우주선 편향: ARGO YBJ 실험의 새로운 통찰

은하의 자기장(GMF)이 지구 대기에 도달하기 전까지 우주선은 대부분 하전 핵 형태로 전파됩니다. 이 과정에서 GMF의 영향으로 우주선의 도착 방향은 편향되고, 결과적으로 동질성을 잃게 됩니다. 이러한 현상은 우주선 원천과 자기장 선이 무작위로 분포하는 은하 내에서 발생합니다.

일반적으로, 편향 정도는 엄격히 에너지 의존적이며, 고에너지 우주선(몇 백 테라볼트 이상)에서 더 뚜렷하게 나타납니다. 그러나 다양한 실험 [2-7]은 시차 시간 프레임에서 에너지 의존적인 “대규모” 편향을 관측했습니다. 이 편향의 진폭은 약 10^-4 ~ 10^-3 수준으로, 은하 내에서 두 개의 뚜렷한 광역 지역이 존재함을 시사합니다: 하나에는 우주선 집중이 더 높은 “꼬리 안쪽” 지역(40° ~ 90° 적경 분포)이 있고, 다른 하나는 우주선 집중이 낮은 “손실 공” 지역(150° ~ 240° 적경 분포)입니다. 이러한 편향의 기원은 아직 명확하게 밝혀지지 않았습니다. 일부 저자들은 이러한 관측이 정규 및 난류 GMF의 결합 효과 또는 지역적인 일차원 및 이차원 유입의 결과일 수 있다고 주장합니다 [8, 9]. 다른 연구들은 소산 근사법을 사용하여 최근 가장 가까운 몇 개의 원천을 고려함으로써 표준 우주선 모델과 현지 GMF 모델을 유지하면서 이러한 편향을 설명할 수 있음을 제시했습니다 [1, 10].

이러한 편향의 각도 규모가 작아질수록, 그리고 에너지가 낮아질수록, 표준 우주선 모델과 GMF 모델을 일치시키는 것이 더 어려워집니다. 최근 티베트 ASγ [11]와 밀라고 [12] 협업 연구에서 “꼬리 안쪽” 지역에 중각 규모 편향의 증거가 발견되어 주목받았습니다. 남반구에서 아이스큐브 실험 [7] 또한 유사한 소규모 편향을 관측했다고 주장했습니다. 현재까지, 은하 내 우주선을 설명하는 이론은 이러한 소각도 편향(1-10 TeV 에너지 범위)을 표준 모델의 변경 없이 설명할 수 있는 것은 없습니다.

실험적 관점에서, 중각 규모 10^-4 수준의 편향 효과를 관찰하는 것은 공기 샤워 배열을 사용하여 노출을 추정하는 데 내재된 어려움 때문에 매우 어렵습니다.

마지막으로, 더 큰 규모의 편향 내에 작은 규모의 편향이 존재하는 것을 관측하려면, 큰 규모의 편향 구조에 영향을 주지 않으면서 분석 과정에서 작은 규모의 효과를 도입하지 않는 능력이 필요합니다.

본 논문에서는 ARGO-YBJ 실험을 통해 다양한 각도 규모에서의 우주선 편향을 에너지 의존적으로 보고합니다.

ARGO-YBJ 실험은 중국 티베트 양바징 우주선 연구소(4,300m 고도, 606 g/cm^2)에 위치한 공기 샤워 배열입니다. 이 실험은 몇 백 게가전자볼트 이상의 에너지에서 우주선을 감지할 수 있으며, 2007년 11월부터 안정적인 데이터 수집을 진행하고 있습니다(85% 이상의 임무 주기). 임계 에너지에서의 트리거율은 3.6 kHz입니다. 실험의 특성 및 성능에 대한 자세한 내용은 [13]를 참조하십시오.

다양한 각도 규모의 편향을 분석하기 위해, 이질적인 우주선 배경을 추정하는 데 두 가지 방법이 사용되었습니다: 등방각 방법 [14]과 직접 적분 방법 [15].

등방각 방법은 대규모 편향 연구에 사용되며, 기기적 및 환경적 변동에 의한 다양한 오류를 제거할 수 있습니다.

전문 한국어 번역

실험 데이터에서 각 각도 규모에 대한 데이터를 통합함으로써, 이 방법은 잠재적인 작은 구조들이 기본적인 대규모 변동에 분리되지 않도록 합니다. 시간 평균 기반의 직접 적분 방법은 입사하는 우주선(CR)의 지역 분포가 천천히 변한다는 가정에 의존하며, 시간 평균 신호는 배경 내용을 추정하는데 좋은 값이 될 수 있습니다. 시간 평균화 방법은 효과적으로 고주파 필터 역할을 하여, 배경 계산에 사용된 시간 간격보다 큰 규모의 특징을 검사하지 못합니다 (즉, 15시간/일 × ∆t). 평균을 계산하기 위한 시간 간격은 ∆t = 3시간이며, 이 결과가 약 35° 폭의 구조까지 신뢰할 수 있다는 확신을 줍니다.

ARGO-YBJ에 의한 CR 대규모 방향성의 관찰은 그림 1에 표시되어 있습니다. 방향성의 규모를 정량화하기 위해, 우리는 적도 좌표에서 하늘 지도 내 경도 범위에 대해 1차원 경도 투영을 통합했습니다. 따라서, 우리는 경도 프로파일을 첫 두 조하르 함수로 적합시켰습니다. 첫 번째 조하르 함수의 진폭은 그림 2의 오른쪽 그래프에 표시되어 있으며, 에너지 함수에 따라 다른 측정값과 비교되었습니다. ARGO-YBJ 결과는 다른 실험 결과와 일치하여, 조하르 첫 번째 조하의 진폭이 에너지가 증가함에 따라 감소함을 시사합니다.

그림 3은 ARGO-YBJ의 적도 좌표 하늘 지도를 보여줍니다. 분석은 2007년 11월부터 2011년 5월까지 수집된 이벤트에 대해 수행되었습니다. 다음 선택 기준을 적용했습니다: (1) 감지기의 최소 25개의 샤워 입자; (2) 재구성된 샤워의 지평각이 90°를 초과하지 않음. ARGO-YBJ는 α ∼ 120°, δ ∼ 40°와 α ∼ 60°, δ ∼ -5° 위치에 가장 뚜렷한 특징을 관찰했습니다. 이는 Milagro [12]에 의해 감지된 지역과 위치적으로 일치합니다. 이러한 지역, 즉 “지역 1"과 “지역 2"는 통계적 유의성 약 14σ로 관찰되었습니다. 병행되는 결핍 지역은 과잉 지역의 인공적인 증가로 인한 분석 효과로 인해 발생하며, 배경을 평가하는 데 과잉 이벤트를 사용합니다. 하늘 지도 왼쪽에는 앞서 언급된 것보다 덜 강하지만 여러 개의 새로운 확장 특징이 보입니다.

R.A. 195° ≤ R.A. ≤ 315° 영역은 6σ 이상의 통계적 유의성을 가진 몇 도 규모의 과잉을 포함하고 있으며, 이는 무작위 변동에 의해 설명될 수 없습니다. 이러한 구조의 관찰은 본 연구에서 처음 보고되며, 지역 1과 2의 관찰과 함께 TeV CR 하늘에 대한 흥미로운 연구를 가능하게 합니다.

…(본문이 길어 생략되었습니다. 전체 내용은 원문 PDF를 참고하세요.)…