รังสีคอสมิกนอกกาแล็กซีเป็นอนุภาคพลังงานสูงมากที่ไหลเข้ามาในระบบสุริยะจากนอก กาแล็กซี ทางช้างเผือกในขณะที่พลังงานต่ำรังสีคอสมิก ส่วนใหญ่ มีต้นกำเนิดภายในกาแล็กซี (เช่น จากซากซูเปอร์โนวา ) แต่ที่พลังงานสูง สเปกตรัมของรังสีคอสมิกจะถูกครอบงำโดยรังสีคอสมิกนอกกาแล็กซีเหล่านี้ พลังงานที่แน่นอนที่เกิดการเปลี่ยนผ่านจากรังสีคอสมิกในกาแล็กซีไปเป็นรังสีคอสมิกนอกกาแล็กซียังไม่ชัดเจน แต่มีช่วง^{ประมาณ 10¹⁷}ถึง^10¹⁸ eV ^{[ 1} ]

การสังเกตการณ์รังสีคอสมิกนอกกาแล็กซีจำเป็นต้องใช้เครื่องตรวจจับที่มีพื้นที่ผิวขนาดใหญ่มาก เนื่องจากฟลักซ์มีจำกัดมาก ดังนั้น รังสีคอสมิกนอกกาแล็กซีจึงมักถูกตรวจจับด้วยหอดูดาวบนพื้นดิน โดยอาศัยฝักบัวอากาศขนาดใหญ่ที่พวกมันสร้างขึ้น หอดูดาวบนพื้นดินเหล่านี้อาจเป็นเครื่องตรวจจับพื้นผิว ซึ่งสังเกตอนุภาคฝักบัวอากาศที่ตกลงสู่พื้นดิน หรือเครื่องตรวจจับการเรืองแสงในอากาศ (เรียกอีกอย่างว่าเครื่องตรวจจับ 'ตาแมลงวัน' ^{[ 2 ]} ) ซึ่งสังเกตการเรืองแสงที่เกิดจากปฏิสัมพันธ์ของอนุภาคฝักบัวอากาศที่มีประจุกับชั้นบรรยากาศ ไม่ว่าในกรณีใด เป้าหมายสูงสุดคือการค้นหามวลและพลังงานของรังสีคอสมิกหลักที่สร้างฝักบัว เครื่องตรวจจับพื้นผิวทำได้โดยการวัดความหนาแน่นของอนุภาคที่พื้นดิน ในขณะที่เครื่องตรวจจับการเรืองแสงทำได้โดยการวัดความลึกสูงสุดของฝักบัว (ความลึกจากด้านบนของชั้นบรรยากาศที่มีจำนวนอนุภาคสูงสุดอยู่ในฝักบัว) ^{[ 3 ]}หอดูดาวรังสีคอสมิกพลังงานสูงสองแห่งที่กำลังดำเนินการอยู่ในปัจจุบัน ได้แก่หอดูดาวปิแอร์ ออเจอร์และกล้องโทรทรรศน์อาร์เรย์ เป็นเครื่องตรวจจับแบบไฮบริดที่ใช้วิธีการทั้งสองนี้ วิธีการแบบไฮบริดนี้ช่วยให้สามารถสร้างภาพสามมิติของฝักอากาศได้อย่างสมบูรณ์ และให้ข้อมูลทิศทางที่ดีกว่ามาก รวมถึงการกำหนดประเภทและพลังงานของรังสีคอสมิกหลักได้แม่นยำกว่าการใช้เทคนิคใดเทคนิคหนึ่งเพียงอย่างเดียว^{[ 4 ]}

หอดูดาวปิแอร์ ออเจอร์ ตั้งอยู่ในจังหวัดเมนโดซา ประเทศอาร์เจนตินา ประกอบด้วยเครื่องตรวจจับพื้นผิว 1660 เครื่อง แต่ละเครื่องห่างกัน 1.5 กิโลเมตร ครอบคลุมพื้นที่ทั้งหมด 3000 ตารางกิโลเมตร^และเครื่องตรวจจับฟลูออเรสเซนซ์ 27 เครื่อง ใน 4 ตำแหน่งที่แตกต่างกันซึ่งมองเห็นเครื่องตรวจจับพื้นผิว^{[ 5 ] [ 6 ]}หอดูดาวแห่งนี้เปิดดำเนินการมาตั้งแต่ปี 2547 และเริ่มดำเนินการเต็มกำลังในปี 2551 เมื่อการก่อสร้างเสร็จสมบูรณ์ เครื่องตรวจจับพื้นผิวเป็นเครื่องตรวจจับเชเรนคอฟแบบใช้น้ำโดยแต่ละเครื่องตรวจจับเป็นถังขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 3.6 เมตร หนึ่งในผลลัพธ์ที่โดดเด่นที่สุดของหอดูดาวปิแอร์ ออเจอร์ คือการตรวจพบความไม่สม่ำเสมอของไดโพลในทิศทางการมาถึงของรังสีคอสมิกที่มีพลังงานมากกว่า 8 × ^10¹⁸ eV ซึ่งเป็นข้อบ่งชี้ที่ชัดเจนครั้งแรกเกี่ยวกับต้นกำเนิดนอกกาแล็กซี^{[ 7 ] [ 8 ]}

กล้องโทรทรรศน์อาร์เรย์ตั้งอยู่ในรัฐยูทาห์ ประเทศสหรัฐอเมริกา ประกอบด้วยเครื่องตรวจจับพื้นผิว 507 เครื่องที่แยกจากกัน 1.2 กิโลเมตร ครอบคลุมพื้นที่ทั้งหมด 700 ตารางกิโลเมตร^{[ 9 ] และ}สถานีตรวจจับฟลูออเรสเซนซ์ 3 สถานี โดยแต่ละสถานีมีเครื่องตรวจจับฟลูออเรสเซนซ์ 12-14 เครื่อง^{[ 10 ]}กล้องโทรทรรศน์อาร์เรย์ถูกสร้างขึ้นโดยความร่วมมือระหว่างทีมที่เคยดำเนินการAkeno Giant Air Shower Array (AGASA)ซึ่งเป็นอาร์เรย์เครื่องตรวจจับพื้นผิวในญี่ปุ่น และHigh Resolution Fly's Eye (HiRes)ซึ่งเป็นเครื่องตรวจจับฟลูออเรสเซนซ์ในอากาศที่ตั้งอยู่ในยูทาห์เช่นกัน^{[ 11 ]}เดิมที Telescope Array ถูกออกแบบมาเพื่อตรวจจับรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงกว่า 10 ¹⁹ eV แต่โครงการต่อยอด Telescope Array Low Energy extension (TALE) กำลังดำเนินการอยู่ และจะช่วยให้สามารถสังเกตรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงกว่า 3 × 10 ¹⁶ eV ได้ ^{[ 12 ]}

ลักษณะเด่นสองประการที่ชัดเจนและเป็นที่รู้จักมานานของสเปกตรัมของรังสีคอสมิกนอกกาแล็กซีคือ 'ข้อเท้า' ซึ่งเป็นการแบนราบของสเปกตรัมที่ประมาณ 5 × 10 ¹⁸ eV ^{[ 14 ]}และการลดลงของฟลักซ์รังสีคอสมิกที่พลังงานสูง (สูงกว่าประมาณ 4 × 10 ¹⁹ eV) ^{[ 15 ] [ 16 ]}เมื่อไม่นานมานี้ หอดูดาวปิแอร์ออเจอร์ยังสังเกตเห็นการชันขึ้นของสเปกตรัมรังสีคอสมิกเหนือข้อเท้า^{[ 17 ]}ก่อนที่จะมีการตัดที่ชันเหนือ 10 ¹⁹ eV (ดูรูป) สเปกตรัมที่วัดโดยหอดูดาวปิแอร์ออเจอร์ดูเหมือนจะไม่ขึ้นอยู่กับทิศทางการมาถึงของรังสีคอสมิก^{[ 18 ]}อย่างไรก็ตาม มีความคลาดเคลื่อนบางประการระหว่างสเปกตรัม (โดยเฉพาะพลังงานที่เกิดการลดลงของฟลักซ์) ที่วัดโดยหอดูดาวปิแอร์ออเจอร์ในซีกโลกใต้และ Telescope Array ในซีกโลกเหนือ^{[ 19 ]}ยังไม่ชัดเจนว่านี่เป็นผลมาจากข้อผิดพลาดเชิงระบบที่ไม่ทราบสาเหตุหรือความแตกต่างที่แท้จริงระหว่างรังสีคอสมิกที่มาถึงซีกโลกเหนือและซีกโลกใต้

การตีความคุณลักษณะเหล่านี้ของสเปกตรัมรังสีคอสมิกขึ้นอยู่กับรายละเอียดของแบบจำลองที่สมมติขึ้น ในอดีต ข้อเท้าถูกตีความว่าเป็นพลังงานที่สเปกตรัมรังสีคอสมิกกาแล็กซีที่ชันเปลี่ยนไปเป็นสเปกตรัมนอกกาแล็กซีที่ราบเรียบ^{[ 20 ]}อย่างไรก็ตามการเร่งความเร็วแบบช็อกแบบแพร่กระจายในซากซูเปอร์โนวา ซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดหลักของรังสีคอสมิกที่ต่ำกว่า 10 ¹⁵ eV สามารถเร่งโปรตอนได้สูงสุดเพียง 3 × 10 ¹⁵ eV และเหล็กได้สูงสุด 8 × 10 ¹⁶ eV ^{[ 20 ] [ 21 ]}ดังนั้นจึงต้องมีแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกกาแล็กซีเพิ่มเติมจนถึงประมาณ 10 ¹⁸ eV ในทางกลับกัน แบบจำลอง 'dip' สมมติว่าการเปลี่ยนผ่านระหว่างรังสีคอสมิกกาแล็กซีและนอกกาแล็กซีเกิดขึ้นที่ประมาณ 10 ¹⁷ eV แบบจำลองนี้ถือว่ารังสีคอสมิกนอกกาแล็กซีประกอบด้วยโปรตอนล้วนๆ และข้อเท้าถูกตีความว่าเกิดจากการผลิตคู่ที่เกิดจากการปฏิสัมพันธ์ของรังสีคอสมิกกับพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล (CMB) ^{[ 22 ]}ซึ่งจะยับยั้งฟลักซ์ของรังสีคอสมิกและทำให้สเปกตรัมแบนราบลง ข้อมูลเก่า รวมถึงข้อมูลล่าสุดจาก Telescope Array ^{[ 23 ] [ 24 ]}สนับสนุนองค์ประกอบที่เป็นโปรตอนล้วนๆ อย่างไรก็ตาม ข้อมูล Auger ล่าสุดชี้ให้เห็นถึงองค์ประกอบที่ส่วนใหญ่เป็นธาตุเบาจนถึง 2 × 10 ¹⁸ eV แต่จะถูกครอบงำมากขึ้นเรื่อยๆ ด้วยธาตุหนักเมื่อพลังงานเพิ่มขึ้น^{[ 25 ]}ในกรณีนี้จำเป็นต้องมีแหล่งกำเนิดของโปรตอนที่ต่ำกว่า 2 × 10 ¹⁸ eV

โดยทั่วไปแล้ว สันนิษฐานว่าการระงับฟลักซ์ที่พลังงานสูงนั้นเกิดจากผลของ Greisen–Zatsepin–Kuz'min (GZK)ในกรณีของโปรตอน หรือเกิดจากการสลายตัวด้วยแสงโดย CMB (ผลของ Gerasimova-Rozental หรือ GR) ในกรณีของนิวเคลียสหนัก อย่างไรก็ตาม อาจเป็นเพราะลักษณะของแหล่งกำเนิดด้วย กล่าวคือเนื่องจากพลังงานสูงสุดที่แหล่งกำเนิดสามารถเร่งรังสีคอสมิกได้^{[ 26 ]}

ดังที่กล่าวไว้ข้างต้น Telescope Array และหอดูดาว Pierre Auger ให้ผลลัพธ์ที่แตกต่างกันสำหรับองค์ประกอบที่เป็นไปได้มากที่สุด อย่างไรก็ตาม ข้อมูลที่ใช้ในการอนุมานองค์ประกอบจากหอดูดาวทั้งสองนี้มีความสอดคล้องกันเมื่อพิจารณาผลกระทบที่เป็นระบบทั้งหมดแล้ว^{[ 19 ]}ดังนั้นองค์ประกอบของรังสีคอสมิกนอกกาแล็กซีจึงยังคงคลุมเครือ

แตกต่างจากรังสีคอสมิกจากดวงอาทิตย์หรือ กาแล็กซี ความรู้เกี่ยวกับต้นกำเนิดของรังสีคอสมิกจากนอกกาแล็กซีมีน้อยมาก ส่วนใหญ่เป็นเพราะขาดสถิติ: มีเพียงอนุภาครังสีคอสมิกจากนอกกาแล็กซีประมาณ 1 อนุภาคต่อตารางกิโลเมตรต่อปีเท่านั้นที่มาถึงพื้นผิวโลก (ดูรูป) แหล่งที่มาที่เป็นไปได้ของรังสีคอสมิกเหล่านี้ต้องเป็นไปตามเกณฑ์ของ Hillas ^{[ 27 ]}

${\displaystyle E=qBR}$

โดยที่ E คือพลังงานของอนุภาค q คือประจุไฟฟ้า B คือสนามแม่เหล็กในแหล่งกำเนิด และ R คือขนาดของแหล่งกำเนิด เกณฑ์นี้มาจากข้อเท็จจริงที่ว่า สำหรับอนุภาคที่จะถูกเร่งให้มีพลังงานถึงระดับหนึ่งรัศมีลาร์มอร์ ของ อนุภาคจะต้องน้อยกว่าขนาดของบริเวณเร่งอนุภาค เมื่อรัศมีลาร์มอร์ของอนุภาคมากกว่าขนาดของบริเวณเร่งอนุภาค อนุภาคจะหลุดออกไปและไม่ได้รับพลังงานเพิ่มอีก ผลที่ตามมาคือ นิวเคลียสที่หนักกว่า (ที่มีจำนวนโปรตอนมากกว่า) หากมีอยู่ จะสามารถถูกเร่งให้มีพลังงานสูงกว่าโปรตอนภายในแหล่งกำเนิดเดียวกันได้

นิวเคลียสดาราจักรที่แอคทีฟ (AGN) เป็นที่ทราบกันดีว่าเป็นวัตถุที่มีพลังงานสูงที่สุดในจักรวาล และด้วยเหตุนี้จึงมักถูกพิจารณาว่าเป็นแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกนอกดาราจักร เนื่องจากมีความสว่างสูงมาก AGN จึงสามารถเร่งรังสีคอสมิกให้มีพลังงานถึงระดับที่ต้องการได้ แม้ว่าจะใช้พลังงานเพียง 1/1000 ของพลังงานทั้งหมดในการเร่งก็ตาม มีหลักฐานจากการสังเกตการณ์บางส่วนที่สนับสนุนสมมติฐานนี้ การวิเคราะห์การวัดรังสีคอสมิกด้วยหอดูดาวปิแอร์ ออเจอร์ ชี้ให้เห็นถึงความสัมพันธ์ระหว่างทิศทางการมาถึงของรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงสุดมากกว่า 5×10¹⁹ ^eV  กับตำแหน่งของดาราจักรที่แอคทีฟที่อยู่ใกล้เคียง^{[ 28 ]}ในปี 2017 IceCube ตรวจพบ นิวตริโนพลังงานสูงที่มีพลังงาน 290 TeV ซึ่งทิศทางสอดคล้องกับบลาซาร์ที่ ปะทุขึ้น TXS 0506-056 [ ^{29 ]}ซึ่งเสริมความแข็งแกร่งให้กับกรณีของ AGN ในฐานะแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกนอกกาแล็กซี เนื่องจากนิวตริโนพลังงานสูงนั้นสันนิษฐานว่ามาจากการสลายตัวของ^ไพอนที่เกิดจากการปฏิสัมพันธ์ของโปรตอนพลังงานสูงกับพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) (การผลิตโฟโตไพอน) หรือจากการสลายตัวด้วยแสงของนิวเคลียสพลังงานสูง และเนื่องจากนิวตริโนเดินทางผ่านจักรวาลได้อย่างไม่มีสิ่งกีดขวาง จึงสามารถติดตามกลับไปยังแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกพลังงานสูงได้

กระจุกกาแล็กซีจะดูดซับก๊าซและกาแล็กซีอย่างต่อ เนื่องจาก เส้นใยของโครงข่ายจักรวาล เมื่อก๊าซเย็นที่ถูกดูดซับตกลงสู่ตัวกลางระหว่างกระจุกกาแล็กซี ที่ร้อน มันจะก่อให้เกิดคลื่นกระแทกที่บริเวณรอบนอกของกระจุกกาแล็กซี ซึ่งสามารถเร่งรังสีคอสมิกผ่านกลไกการเร่งคลื่นกระแทกแบบแพร่กระจาย^{[ 30 ]}รัศมีวิทยุขนาดใหญ่และซากวิทยุซึ่งคาดว่าจะเกิดจากการปล่อยรังสีซินโครตรอนจากอิเล็กตรอนสัมพัทธภาพ^{[ 31 ]}แสดงให้เห็นว่ากระจุกกาแล็กซีมีอนุภาคพลังงานสูง^{[ 32 ]}การศึกษาพบว่าคลื่นกระแทกในกระจุกกาแล็กซีสามารถเร่งนิวเคลียสของเหล็กได้ถึง 10 ²⁰ eV ^{[ 33 ]}ซึ่งเกือบเท่ากับรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงสุดที่สังเกตได้จากหอดูดาวปิแอร์ ออเจอร์^{[ 18 ]}อย่างไรก็ตาม หากคลัสเตอร์เร่งโปรตอนหรือนิวเคลียสให้มีพลังงานสูงเช่นนั้น คลัสเตอร์เหล่านั้นก็ควรจะปล่อยรังสีแกมมาออกมาด้วย เนื่องจากการปฏิสัมพันธ์ของอนุภาคพลังงานสูงกับตัวกลางภายในคลัสเตอร์^{[ 34 ]}การปล่อยรังสีแกมมานี้ยังไม่ได้รับการสังเกต^{[ 35 ]}ซึ่งเป็นเรื่องยากที่จะอธิบาย

เดิมทีมีการเสนอว่า การระเบิดรังสีแกมมา (GRBs) อาจเป็นแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกนอกกาแล็กซี เนื่องจากพลังงานที่จำเป็นในการผลิตฟลักซ์ของรังสีคอสมิกที่สังเกตได้นั้นคล้ายคลึงกับความสว่างทั่วไปของรังสีแกมมา และเนื่องจากสามารถเร่งโปรตอนให้มีพลังงานถึง 10 ²⁰ eV ผ่านการเร่งด้วยคลื่นกระแทกแบบแพร่กระจาย^{[ 36 ]}การระเบิดรังสีแกมมา (GRBs) ที่ยาวนานนั้นน่าสนใจเป็นพิเศษในฐานะแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกนอกกาแล็กซีที่เป็นไปได้ เนื่องจากมีหลักฐานว่ามีองค์ประกอบที่หนักกว่าที่พลังงานสูงกว่า GRBs ที่ยาวนานนั้นเกี่ยวข้องกับการตายของดาวฤกษ์มวลมาก^{[ 37 ]}ซึ่งเป็นที่ทราบกันดีว่าผลิตธาตุหนัก อย่างไรก็ตาม ในกรณีนี้ นิวเคลียสหนักจำนวนมากจะสลายตัวด้วยแสง ทำให้เกิดการปล่อยนิวตริโนจำนวนมากที่เกี่ยวข้องกับ GRBs ซึ่งยังไม่ได้รับการสังเกต^{[ 38 ]}การศึกษาบางชิ้นแนะนำว่า GRB ที่มีความสว่างต่ำบางกลุ่มอาจช่วยแก้ปัญหานี้ได้ เนื่องจากความสว่างที่ต่ำกว่าจะนำไปสู่การแตกตัวด้วยแสงและการผลิตนิวตริโนที่น้อยลง^{[ 39 ]} GRB ที่มีความสว่างต่ำเหล่านี้ยังสามารถอธิบายการสังเกตนิวตริโนพลังงานสูงได้พร้อมกันด้วย^{[ 40 ]}อย่างไรก็ตาม ยังมีการโต้แย้งว่า GRB ที่มีความสว่างต่ำเหล่านี้มีพลังงานไม่เพียงพอที่จะเป็นแหล่งกำเนิดหลักของรังสีคอสมิกพลังงานสูง^{[ 41 ]}

ดาวนิวตรอนเกิดจากการยุบตัวของแกนกลางของดาวฤกษ์มวลมาก และเช่นเดียวกับ GRB ก็สามารถเป็นแหล่งกำเนิดของนิวเคลียสหนักได้ ในแบบจำลองที่มีดาวนิวตรอน โดยเฉพาะอย่างยิ่ง พัลซาร์ หรือแมกเนตาร์อายุน้อยเป็นแหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิกนอกกาแล็กซี ธาตุหนัก (ส่วนใหญ่เป็นเหล็ก) จะถูกดึงออกจากพื้นผิวของวัตถุโดยสนามไฟฟ้าที่เกิดจากการหมุนอย่างรวดเร็วของดาวนิวตรอนที่มีสนามแม่เหล็ก^{[ 42 ]}สนามไฟฟ้าเดียวกันนี้สามารถเร่งนิวเคลียสของเหล็กได้ถึง 10 ²⁰ eV ^{[ 42 ]}การสลายตัวด้วยแสงของนิวเคลียสหนักจะผลิตธาตุที่เบากว่าที่มีพลังงานต่ำกว่า ซึ่งตรงกับการสังเกตการณ์ของหอดูดาวปิแอร์ ออเจอร์^{[ 43 ]}ในสถานการณ์นี้ รังสีคอสมิกที่เร่งโดยดาวนิวตรอนภายในกาแล็กซีทางช้างเผือกสามารถเติมเต็ม 'บริเวณเปลี่ยนผ่าน' ระหว่างรังสีคอสมิกกาแล็กซีที่ผลิตในซากซูเปอร์โนวา และรังสีคอสมิกนอกกาแล็กซี^{[ 44 ]}

• รังสีคอสมิกพลังงานสูงมาก