कॉस्मिक-रे "घुटना": एक गैलेक्टिक गति-सीमा की उत्पत्ति

पृथ्वी से टकराने वाली कॉस्मिक किरणों की संख्या को उनकी ऊर्जा के विरुद्ध आलेखित करें, तो आपको समूची भौतिकी के सबसे भरोसेमंद ग्राफ़ों में से एक मिलता है: एक लगभग सीधी, तीव्रता से नीचे गिरती हुई रेखा जो दस मानों की कोटि (ten orders of magnitude) तक टिकी रहती है। फिर, लगभग तीन से चार क्वाड्रिलियन इलेक्ट्रॉन-वोल्ट की ऊर्जा पर, यह रेखा मुड़ जाती है। यह टूटती नहीं, न ही लुप्त होती है — बस थोड़ी और तीव्रता से झुक जाती है और गिरती रहती है। खगोलविद इस सूक्ष्म मोड़ को "घुटना" (the knee) कहते हैं, और साठ से अधिक वर्षों से यह एक तरह के ब्रह्मांडीय मील-पत्थर की तरह काम करता आया है। आकाशगंगा में कहीं ठीक उसी ऊर्जा पर कुछ घटित होता है, और हम आज भी इस बात पर बहस कर रहे हैं कि वास्तव में वह क्या है।

प्रलेखित तथ्य

कॉस्मिक किरणें असल में किरणें हैं ही नहीं, बल्कि कण हैं — ज़्यादातर नंगे प्रोटॉन और परमाणु नाभिक — जो अंतरिक्ष से लगभग प्रकाश की गति से हमारे वायुमंडल में टकराते हैं। जब ऐसा कोई एक कण ऊपरी वायु से टकराता है, तो वह द्वितीयक कणों की एक झड़ी को जन्म देता है जिसे विस्तृत वायु झंझा (extensive air shower) कहते हैं, और भूमि पर लगे संसूचक-समूह (ground arrays) इसी को पकड़ते हैं।

घुटने की खोज इसी तरह हुई। 1958 में, मॉस्को स्टेट यूनिवर्सिटी के जॉर्गी कुलिकोव (Georgy Kulikov) और जर्मन ख़्रिस्तियनसेन (German Khristiansen) ने होडोस्कोप काउंटरों के एक समूह का उपयोग करते हुए वायु-झंझा स्पेक्ट्रम में एक "मोड़" देखा जो कई PeV की प्राथमिक ऊर्जाओं से मेल खाता था (एक PeV का अर्थ है 10^15 इलेक्ट्रॉन-वोल्ट)। उन्हें जो तीव्रता से नीचे झुकाव मिला, उसे आज सर्वत्र घुटना कहा जाता है (CERN Courier; University of Siena, Early History of Cosmic Rays)।

तब से इस लक्षण को कहीं अधिक परिशुद्धता से मापा गया है। चीन के सिचुआन में स्थित लार्ज हाई एल्टीट्यूड एयर शॉवर ऑब्ज़र्वेटरी (LHAASO) ने 2024 में Physical Review Letters में अब तक का सबसे विस्तृत मापन प्रकाशित किया। अपने KM2A समूह का उपयोग करते हुए LHAASO ने घुटने को 3.67 ± 0.05 ± 0.15 PeV पर स्थित पाया। स्पेक्ट्रल सूचकांक (spectral index) — यानी गिरती रेखा की तीव्रता — घुटने के नीचे −2.7413 और उसके ऊपर −3.128 मापा गया (LHAASO Collaboration, Phys. Rev. Lett. 132, 131002)। इससे पहले जर्मनी के KASCADE प्रयोग ने भी एक समान घुटना-जैसा लक्षण लगभग 4 PeV के पास रखा था (arXiv:1308.2098)।

उस ऊर्जा को परिप्रेक्ष्य में रखें तो: 3.7 PeV लगभग उस ऊर्जा से दस लाख गुना है जो लार्ज हैड्रॉन कोलाइडर (Large Hadron Collider) एक अकेले प्रोटॉन को देता है। प्रकृति हमारी आकाशगंगा में कहीं यह काम मुफ़्त में कर रही है, और घुटना हमें बताता है कि जो भी इसे करता है, वह ठीक उसी बिंदु पर हाँफने लगता है।

प्रमुख व्याख्या ठोस, परखने योग्य भौतिकी पर टिकी है। आवेशित कण चुंबकीय क्षेत्रों द्वारा त्वरित और परिबद्ध (confined) होते हैं, और भौतिक रूप से जो मायने रखता है वह कच्ची ऊर्जा नहीं बल्कि रिजिडिटी (rigidity) है — मोटे तौर पर, ऊर्जा को आवेश से भाग देने पर जो मिलता है। इसलिए कोई स्रोत जितनी अधिकतम ऊर्जा दे सकता है वह कण के आवेश संख्या Z के अनुपात में बढ़ती है। यदि प्रोटॉन (Z=1) कुछ PeV के पास अपनी अधिकतम सीमा पर पहुँच जाते हैं, तो हीलियम, कार्बन और लोहा (Z=26) को अपने-अपने घुटनों तक आनुपातिक रूप से अधिक ऊर्जाओं पर पहुँचना चाहिए। यही रिजिडिटी-निर्भर या "पीटर्स चक्र" (Peters cycle) चित्र है, और यह एक स्पष्ट भविष्यवाणी करता है: घुटने के ऊपर कॉस्मिक-रे के मिश्रण को भारी होते जाना चाहिए (IOPscience, Cosmic-Ray Physics)।

वह भविष्यवाणी टिकी रही है। LHAASO के 2024 के आँकड़े दिखाते हैं कि घुटने के ऊपर कॉस्मिक किरणों का औसत लघुगणकीय द्रव्यमान (mean logarithmic mass) भारी तत्वों की ओर झुक रहा है — ठीक वैसा ही जैसा आप अपेक्षा करेंगे यदि हल्के प्रोटॉन पहले बाहर निकल रहे हों और भारी नाभिक उनके पीछे की जगह भर रहे हों (Phys. Rev. Lett. 132, 131002)।

एक ज्यामितीय छत (geometric ceiling) भी है। हिलस मानदंड (Hillas criterion) कहता है कि कोई स्रोत किसी कण को तभी तक त्वरित कर सकता है जब तक कण की कक्षा त्वरण-क्षेत्र के भीतर समा जाए — औपचारिक रूप से, अधिकतम ऊर्जा चुंबकीय क्षेत्र की प्रबलता और स्रोत के आकार के गुणनफल के अनुपात में बढ़ती है (E_max ≈ eBR)। अधिकांश गैलेक्टिक पिंडों के लिए, यह गणित त्वरण को कहीं PeV परास के भीतर सीमित कर देता है, जब तक कि चुंबकीय क्षेत्र को नाटकीय रूप से प्रवर्धित न किया जाए (Frontiers in Astronomy and Space Sciences)।

अंत में, अब हमारे पास इस बात का प्रत्यक्ष प्रमाण है कि आकाशगंगा में ऐसे त्वरक मौजूद हैं जो इन ऊर्जाओं तक पहुँचते हैं। 2021 में LHAASO ने Nature में एक दर्जन "PeVatrons" का संसूचन बताया — ऐसे स्रोत जो 100 TeV से ऊपर गामा किरणें उत्सर्जित करते हैं — जिनमें सिग्नस (Cygnus) तारा-निर्माण क्षेत्र से आया लगभग 1.4 PeV का एक फोटॉन भी शामिल था, जो अब तक का सर्वाधिक ऊर्जा वाला रिकॉर्ड किया गया फोटॉन है। केकड़ा नीहारिका (Crab Nebula) को 1 PeV से ऊपर के फोटॉन उत्सर्जित करते देखा गया, बिना किसी स्पष्ट कटऑफ़ के (Cao et al., Nature 594, 33, 2021)।

असली खुला प्रश्न

यहाँ वह पहेली है जो घुटने को अनसुलझा बनाए रखती है: हम आकाशगंगा को कणों को PeV ऊर्जाओं तक त्वरित करते हुए देख सकते हैं, और हमारे पास एक स्पष्ट सिद्धांत है कि घुटना क्यों प्रकट होना चाहिए — लेकिन हम निश्चित रूप से किसी एक विशेष श्रेणी के स्रोत को इस काम से नहीं जोड़ पाए हैं।

दशकों से, प्रमुख संदिग्ध रहे हैं सुपरनोवा अवशेष (supernova remnants) — फटे हुए तारों की फैलती हुई आघात-तरंगें, जहाँ माना जाता है कि विसरणी आघात त्वरण (diffusive shock acceleration) कणों को उच्च ऊर्जा तक बढ़ाता है (Astronomy & Astrophysics, arXiv:astro-ph/0303159)। सिद्धांत सुरुचिपूर्ण है। दिक्कत आँकड़ों में है। प्रेक्षित अवशेषों की विस्तृत मॉडलिंग बताती है कि उनमें से कई अपने कण-स्पेक्ट्रम को लगभग 100 TeV के आसपास नरम कर देते हैं या काट देते हैं — यानी घुटने से मोटे तौर पर दस गुना नीचे (LHAASO and Galactic Cosmic Rays, PMC)। एक सामान्य अधेड़ उम्र का अवशेष, जिसकी आघात-तरंग पहले ही धीमी पड़ चुकी है, शायद 10 TeV तक पहुँचने में भी संघर्ष करे।

तो सुपरनोवा अवशेष जो देते हुए प्रतीत होते हैं और जहाँ घुटना बैठा है, इन दोनों के बीच एक खाई बनी रहती है। LHAASO ने जो PeVatrons पाए, उनकी पहचान ज़्यादातर उनकी गामा किरणों से होती है, जो प्रोटॉन (वे कॉस्मिक किरणें जो हमें चाहिए) और इलेक्ट्रॉन (जो घुटने में योगदान नहीं करते) दोनों से उत्पन्न हो सकती हैं। इन दोनों को अलग करना — हैड्रॉनिक (hadronic) PeV त्वरण का पक्का प्रमाण ढूँढना — सचमुच कठिन है, और हाल की सर्वाधिक समीक्षाओं तक, किसी भी एकल गैलेक्टिक स्रोत को संदेह से परे एक पुष्ट प्रोटॉन PeVatron के रूप में पुख़्ता नहीं किया जा सका है (arXiv:2306.01484)।

संक्षेप में: घुटना लगभग निश्चित रूप से आकाशगंगा के त्वरकों की अधिकतम ऊर्जा को चिह्नित करता है। हम बस अब तक उस मशीन — या मशीनों — की ओर इशारा करके यह नहीं कह सकते कि वही, ठीक इसी तरह काम करते हुए, 3.7 PeV पर रेखा खींचती है।

सिद्धांत और व्याख्याएँ (नामांकित अटकलें)

त्वरण-सीमा वाला दृष्टिकोण (मुख्यधारा)। घुटना वह बिंदु है जहाँ गैलेक्टिक त्वरक प्रोटॉनों के लिए अपनी अधिकतम सीमा पर पहुँच जाते हैं, जबकि भारी नाभिक रिजिडिटी अनुक्रम के माध्यम से स्पेक्ट्रम को उच्चतर ऊर्जाओं तक बढ़ाते हैं। यही सहमति वाली व्याख्या है और संघटन (composition) के आँकड़ों से इसे सबसे अधिक समर्थन मिलता है (IOPscience समीक्षा)।

परिबंधन / रिसाव वाला दृष्टिकोण (विश्वसनीय विकल्प)। एक अतिव्यापी विचार यह मानता है कि घुटना आंशिक रूप से उस समय को दर्शाता है जब आकाशगंगा अपनी कॉस्मिक किरणों को रोक नहीं पाती — एक निश्चित रिजिडिटी से ऊपर, कण गैलेक्टिक चुंबकीय क्षेत्र में फँसे रहने के बजाय बाहर रिसने लगते हैं। हालिया कार्य तर्क देता है कि एनिसोट्रॉपी मापन (anisotropy measurements — आने वाले कणों की दिशा में हल्की असमानता) यह परखने में मदद कर सकते हैं कि क्या इस मोड़ को त्वरण नहीं बल्कि संचरण (propagation) चला रहा है (Astrophysical Journal अध्ययन)। यह एक विश्वसनीय प्रतिस्पर्धी बना हुआ है।

एकल-स्रोत या विदेशी प्रस्ताव (अधिक सट्टापूर्ण)। कुछ अल्पमत मॉडल घुटने को आकार देने के लिए किसी एक निकटवर्ती प्रभावी स्रोत के योगदान, या नए कण-भौतिकी प्रभावों का सहारा लेते हैं। ये रोचक हैं पर इनके पीछे प्रेक्षणीय समर्थन कहीं कम है और इन्हें अनुमान के रूप में ही लिया जाना चाहिए।

कॉस्मिक-रे के घुटने को इतना संतोषजनक रहस्य जो बनाता है वह यह है कि यह अस्पष्ट नहीं है। यह एक परिशुद्ध संख्या है, कुछ प्रतिशत तक मापी गई, आकाश में अंकित। हम मोटे तौर पर जानते हैं कि यह वहाँ क्यों होना चाहिए। हम बस अब भी उन गैलेक्टिक इंजनों की खोज में हैं जिन्होंने इसे वहाँ रखा — और LHAASO जो भी PeV फोटॉन पकड़ता है, वह इस खोज को और संकीर्ण करता जाता है।

स्रोत और आगे पढ़ने के लिए

• LHAASO Collaboration, "Measurements of All-Particle Energy Spectrum and Mean Logarithmic Mass of Cosmic Rays from 0.3 to 30 PeV with LHAASO-KM2A," Physical Review Letters 132, 131002 (2024). ADS
• Cao et al., LHAASO Collaboration, "Ultrahigh-energy photons up to 1.4 petaelectronvolts from 12 γ-ray Galactic sources," Nature 594 (2021). IHEP/LHAASO विज्ञप्ति
• "The origin of cosmic rays," CERN Courier. cerncourier.com
• "Early History of Cosmic Ray Research," University of Siena. PDF
• "LHAASO and Galactic cosmic rays," PMC समीक्षा। ncbi.nlm.nih.gov
• "Chapter 4: Cosmic-Ray Physics," IOPscience. iopscience.iop.org
• "Open Questions in Cosmic-Ray Research at Ultrahigh Energies," Frontiers in Astronomy and Space Sciences. frontiersin.org
• "The knee in galactic cosmic ray spectrum and variety in supernovae," arXiv:astro-ph/0303159. arxiv.org
• "Search for the Galactic accelerators of cosmic rays up to the knee with the Pevatron Test Statistic," arXiv:2306.01484 (प्रीप्रिंट)। arxiv.org

स्रोत और आगे पढ़ने के लिए

• LHAASO Collaboration, Phys. Rev. Lett. 132, 131002 (2024) — https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2024PhRvL.132m1002C/abstract
• Cao et al., LHAASO/Nature 594 (2021), IHEP विज्ञप्ति — http://english.ihep.cas.cn/lhaaso/News/202110/t20211026_286767.html
• The origin of cosmic rays, CERN Courier — https://cerncourier.com/a/the-origin-of-cosmic-rays/
• Early History of Cosmic Ray Research, University of Siena — https://galileo.dsfta.unisi.it/images/PSMPDFiles/Early-history-of-CR.pdf
• LHAASO and Galactic cosmic rays, PMC — https://pmc.ncbi.nlm.nih.gov/articles/PMC9157250/
• Cosmic-Ray Physics समीक्षा, IOPscience — https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1674-1137/ac3faa
• Open Questions in Cosmic-Ray Research at Ultrahigh Energies, Frontiers — https://www.frontiersin.org/journals/astronomy-and-space-sciences/articles/10.3389/fspas.2019.00023/full
• The knee in galactic cosmic ray spectrum and variety in supernovae, arXiv:astro-ph/0303159 — https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0303159
• Pevatron Test Statistic search (प्रीप्रिंट), arXiv:2306.01484 — https://arxiv.org/pdf/2306.01484
• KASCADE-Grande elemental spectra, arXiv:1308.2098 — https://arxiv.org/pdf/1308.2098
• Joint constraint on propagation origin of the knee, ApJ — https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ae3d2d