超高能下的各向异性与化学成分

本文提出并讨论了一种依赖于随能量变化的各向异性模式的超高能宇宙线化学成分检验方法。特别地，我们表明，如果记录到由电荷 Z 的重核在能量 E_{thr} 以上产生的各向异性信号，那么在能量 >E_{thr}/Z 处应记录到更强的（可能强得多）各向异性，这归因于预期与重核源相关的质子成分。这一结论对于表征源的参数是稳健的，并且完全不依赖于天体物理磁场的建模。作为具体例子，我们将此检验应用于皮埃尔·奥格天文台的最新数据。假设在 55 EeV 以上报告的各向异性并非统计偶然，并且在 <10 EeV 能量处未观察到显著各向异性，我们表明朝向半人马座 A 的表观聚集不能归因于重核。关于与附近活动星系核的表观过量相关性也得出了类似结论。然后，我们讨论了一个源为了能够将电荷 Z 的粒子加速到 100 EeV 所必须拥有的磁光度的稳健下界，L_B>10^{45}Z^{-2} erg/s。结合上述结论使用该下界，我们认为当前的 PAO 数据不支持宇宙线起源于射电宁静甚至射电噪活动星系核的模型。最后，我们证明，由于宇宙线在磁化瓣上的散射，朝向半人马座 A 的表观聚集可以通过宿主星系中最后几个伽马射线暴或磁星的贡献来解释。