Promienie kosmiczne

Promienie kosmiczne
˚adne inne czàstki nie niosà tyle energii.
Choç ich êród∏o jest nieznane,
mo˝e znajdowaç si´ stosunkowo blisko
James W. Cronin, Thomas K. Gaisser i Simon P. Swordy
36 ÂWIAT NAUKI Marzec 1997
wzrostem energii powinien, zbli˝ajàc si´ do
poziomu 1016 eV, zaniknàç, ale tak si´ nie dzieje, co sugeruje, ˝e mechanizm odpowiedzialny za powstawanie promieni kosmicznych
o skrajnie wysokich energiach jest inny ni˝
produkujàcy promieniowanie o energiach
bardziej umiarkowanych.
W 1960 roku Bernard Peters z Tata Institute w Bombaju wysunà∏ hipotez´, ˝e promienie kosmiczne o ni˝szej energii powstajà przewa˝nie w naszej Galaktyce, podczas
gdy te o wy˝szej energii pochodzà z odleglejszych êróde∏. Sk∏oni∏a go do tego obserwacja, ˝e na przyk∏ad tor protonu nale˝àcego do promieni kosmicznych o energii
ponad 1019 eV nie móg∏by zostaç znaczàco
odchylony przez ˝adne z pól magnetycznych generowanych przez Galaktyk´, tak
wi´c powinien byç mniej wi´cej prostoliniowy. Je˝eli takie czàstki pochodzi∏yby
z g∏´bi naszej Galaktyki, moglibyÊmy si´
spodziewaç ró˝nej ich liczby z ró˝nych kierunków, poniewa˝ Droga Mleczna nie otacza nas symetrycznie. Rozk∏ad ten jest w zasadzie izotropowy, tak jak w przypadku
promieni o ni˝szych energiach, których kierunki sà rozproszone.
Promienie kosmiczne
– jàdra atomowe w´drujàce
z podÊwietlnà pr´dkoÊcià –
przemierzajà dziwaczny,
skrócony relatywistycznie
kosmos, zanim uderzà w jàdra
atomów gazu atmosferycznego
wysoko nad Ziemià.
Znaczna cz´Êç energii zostaje
przekszta∏cona w materi´ –
subatomowe czàstki
takie jak miony, które z kolei
zderzajà si´ gwa∏townie
z innymi atomami w atmosferze,
tworzàc „p´k atmosferyczny”.
Emitowane jest tak˝e
promieniowanie g.
Supernowe jako pompy
Z tych niepewnych wniosków wynika, jak
niewiele wiemy o pochodzeniu promieni kosmicznych. Astrofizycy dysponujà wiarygodnymi modelami ich powstawania, ale nie
znajà ostatecznych odpowiedzi. O tym stanie rzeczy decyduje zapewne niewyobra˝alna prawie ró˝nica mi´dzy warunkami panujàcymi na Ziemi i w obszarach, gdzie rodzà
si´ promienie kosmiczne. W przestrzeni mi´dzygwiazdowej w centymetrze szeÊciennym
wyst´puje mniej wi´cej jeden atom, co jest
g´stoÊcià o wiele ni˝szà ni˝ w najlepszej
sztucznej pró˝ni, jakà potrafimy wytworzyç.
Ponadto obszary te sà wype∏nione rozleg∏ymi polami elektrycznymi i magnetycznymi,
powiàzanymi ÊciÊle z rozproszonà populacjà na∏adowanych czàstek – jeszcze mniej licznych od atomów neutralnych.
OÊrodkowi takiemu daleko do oazy spokoju, jakiej moglibyÊmy si´ spodziewaç: niskie g´stoÊci pozwalajà si∏om elektrycznym
MICHAEL GOODMAN
M
niej wi´cej co sekund´ w ziemskà atmosfer´ wpada subatomowa czàstka o takiej energii jak kamieƒ wrzucony do studni. Wynika z tego, ˝e
gdzieÊ we WszechÊwiecie sà si∏y zdolne
przekazaç pojedynczemu protonowi energi´ 100 mln razy wi´kszà ni˝ osiàgana przez
najpot´˝niejsze akceleratory ziemskie. Gdzie
i w jaki sposób?
Pytania te absorbowa∏y umys∏y fizyków
od odkrycia promieni kosmicznych w 1912
roku (chocia˝ wiemy ju˝, ˝e twory, o których
mowa, sà czàstkami, nadal nazywamy je
„promieniami”). W oÊrodku mi´dzygwiazdowym wyst´pujà jàdra atomów wszystkich
pierwiastków z tablicy okresowej; poruszajà si´ one pod wp∏ywem pól elektrycznych
i magnetycznych. Gdyby nie by∏o atmosfery ziemskiej, promienie kosmiczne zagra˝a∏yby w znacznym stopniu naszemu zdrowiu;
ludzie ˝yjàcy w górach lub cz´sto podró˝ujàcy samolotami otrzymujà mierzalne, dodatkowe dawki promieniowania.
Byç mo˝e najbardziej rzuca si´ w oczy fakt,
˝e naukowcy do tej pory nie odkryli naturalnego kraƒca widma promieniowania kosmicznego. Wi´kszoÊç znanych êróde∏ na∏adowanych czàstek – takich jak S∏oƒce z jego
wiatrem s∏onecznym – charakteryzuje si´
pewnà wartoÊcià granicznà energii; êród∏a te
po prostu nie wytwarzajà czàstek o energiach
powy˝ej tej granicy. Promienie kosmiczne
natomiast si´ pojawiajà, aczkolwiek w coraz
mniejszej iloÊci, przy tak wysokich energiach,
jakie tylko astrofizycy potrafià zmierzyç. Dane koƒczà si´ na poziomie 300 mld razy wi´kszym od energii spoczynkowej protonu, gdy˝
obecnie nie ma detektora tak ogromnego, by
zdo∏a∏ zarejestrowaç bardzo ma∏à liczb´ czàstek o wy˝szych energiach.
Niemniej w odst´pach kilkuletnich obserwowano dowody istnienia promieni kosmicznych o skrajnie wysokich energiach; czàstki te,
trafiajàc do atmosfery, tworzy∏y niezliczone
czàstki wtórne (∏atwiejsze do wykrycia). Na
przyk∏ad 15 paêdziernika 1991 roku obserwatorium promieniowania kosmicznego na
pustyni Utah zarejestrowa∏o p´k czàstek wtórnych, pochodzàcych od promienia kosmicznego o energii 50 J (3 x 1020 eV). Strumieƒ
promieniowania kosmicznego malejàcy ze
˚ycie promienia kosmicznego
Czàstki na poczàtkowym etapie
rozwoju kaskady poruszajà si´
tak szybko, ˝e przewy˝szajà
w rozrzedzonych górnych
warstwach atmosfery pr´dkoÊç
Êwiat∏a (nieznacznie ni˝szà
ni˝ pr´dkoÊç Êwiat∏a w pró˝ni),
i dlatego emitujà promieniowanie
Czerenkowa – odpowiednik
optyczny huku powstajàcego
przy przekraczaniu bariery dêwi´ku.
Gdy czàstki powsta∏e w wyniku poczàtkowego
zderzenia wpadnà na jàdra atomowe atmosfery,
kosztem ich energii mogà powstaç inne czàstki
oraz wysokoenergetyczne promieniowanie.
Z zasady zachowania p´du wynika, ˝e wi´kszoÊç
wykreowanej materii porusza si´ w tym samym
kierunku, co poczàtkowy promieƒ kosmiczny,
natomiast fotony mogà byç w zasadzie
emitowane we wszystkich kierunkach.
Miony i inne resztki na koƒcu p´ku
atmosferycznego rozproszy∏y ju˝ swojà
energi´ na tyle, ˝e ich oddzia∏ywanie
z atmosferà generuje g∏ównie promieniowanie
ultrafioletowe, powstajàce w wyniku zniszczenia
pow∏ok elektronowych w atomach. Âwiat∏o to
mo˝e byç wykrywane przez czu∏e fotomno˝niki.
W przypadku szczególnie wysokiej energii
niektóre czàstki p´ku osiàgajà poziom gruntu
i tam równie˝ mogà zostaç wykryte.
ÂWIAT NAUKI Marzec 1997 37
PROMIE¡ KOSMICZNY mo˝e zostaç, jak
si´ przypuszcza, przyspieszony w wyniku
wybuchu supernowej. Astrofizycy wysun´li hipotez´, ˝e jàdra atomowe, przechodzàc
przez front fali uderzeniowej supernowej,
pobierajà energi´ z turbulentnych pól magnetycznych osadzonych w fali. Tor czàstki mo˝e byç tak odchylany, ˝e przechodzi
ona przez front fali setki, a nawet tysiàce razy, pobierajàc za ka˝dym razem coraz wi´cej energii, a˝ wylatuje jako promieƒ kosmiczny. Wi´kszoÊç czàstek porusza si´ po
torach dajàcych stosunkowo s∏abe przyspieszenia, co odpowiada ogólnemu kszta∏towi
widma energetycznego promieniowania kosmicznego (skrajnie z prawej), które opada
przy wy˝szych energiach. Z wygi´cia krzywej („kolanka”) wynika, ˝e wi´kszoÊç czàstek jest przyspieszana przez mechanizm
dostarczajàcy nie wi´cej ni˝ 1015 eV energii.
Nadmiar czàstek o skrajnie wysokich energiach Êwiadczy o wyst´powaniu dodatkowego ich êród∏a, którego natura nie zosta∏a
jeszcze poznana.
PROMIE¡
KOSMICZNY
JÑDRA ATOMOWE
OÂRODKA MI¢DZYGWIAZDOWEGO
FRONT FALI
UDERZENIOWEJ
DETEKTOR P¢KU ATMOSFERYCZNEGO
poszukuje Êladów promieni kosmicznych
w górnych warstwach atmosfery. Fotodetektory mogà Êledziç b∏yski Êwiat∏a powodowane przez czàstki oddzia∏ujàce z czàsteczkami powietrza i okreÊlaç energi´ oraz
prawdopodobnà to˝samoÊç dochodzàcych
promieni. Detektor Fly’s Eye (z prawej na
zbli˝eniu) usytuowany jest w Utah.
38 ÂWIAT NAUKI Marzec 1997
POROZRYWANE
LINIE SI¸
POLA MAGNETYCZNEGO
go w Drodze Mlecznej jest tylko niewiele mniejsza ni˝ Êrednia energia kinetyczna dostarczana oÊrodkowi galaktycznemu w trzech wybuchach supernowych,
do których dochodzi w ka˝dym stuleciu. Niewiele jest – je˝eli w ogóle istniejà – innych êróde∏ takiej energii w naszej Galaktyce.
Gdy zapada si´ gwiazda o du˝ej masie, jej zewn´trzne cz´Êci eksplodujà,
osiàgajàc pr´dkoÊç ponad 10 000 km/s.
Podobna iloÊç energii jest wyzwalana
podczas ca∏kowitego rozpadu bia∏ego
kar∏a w wybuchu termojàdrowym.
W obydwu typach supernowych wyrzucana materia rozprasza si´ z pr´dkoÊcià
B. BOLA U.S. Army
i magnetycznym dzia∏aç na wielkie odleg∏oÊci i przez d∏ugi czas, co w przypadku materii o g´stoÊci ziemskiej zosta∏oby
bardzo szybko st∏umione. Przestrzeƒ mi´dzygwiazdowa jest zatem wype∏niona
turbulentnà wysokoenergetycznà plazmà
cz´Êciowo zjonizowanego gazu, znajdujàcego si´ w stanie gwa∏townej aktywnoÊci. Ruch ten cz´sto trudno zaobserwowaç w skali czasowej dost´pnej cz∏owiekowi, odleg∏oÊci astronomiczne sà bowiem ogromne; niemniej te same odleg∏oÊci pozwalajà nawet umiarkowanym
si∏om na imponujàce wzmocnienie. Przez
ziemski akcelerator czàstka przemkn´∏aby w kilka mikrosekund, natomiast w jego kosmicznym odpowiedniku mo˝e
sp´dziç lata, a nawet tysiàclecia. (Na skale czasowe majà dodatkowy wp∏yw niezwyk∏e, zniekszta∏cone relatywistycznie
uk∏ady, w których poruszajà si´ czàstki
promieniowania kosmicznego o skrajnie
wysokich energiach. JeÊli moglibyÊmy
obserwowaç takà czàstk´ przez 10 tys.
lat, to z jej punktu widzenia okres ten
odpowiada∏by zaledwie sekundzie.)
Astronomowie ju˝ od dawna rozwa˝ali mo˝liwoÊç, ˝e wi´kszoÊç galaktycznego promieniowania kosmicznego –
o energii poni˝ej mniej wi´cej 1016 eV –
nie powstaje podczas wybuchu supernowych. Hipoteza ta narzuca∏a si´
wprost, skoro moc potrzebna do utrzymania na obserwowanym poziomie zapasu jàder promieniowania kosmiczne-
GEORGE KELVIN
SUPERNOWA
naddêwi´kowà, powodujàc w otaczajàcym jà oÊrodku powstanie silnej fali
uderzeniowej. Przypuszcza si´, ˝e takie
fale uderzeniowe przyspieszajà jàdra materii, przez którà przechodzà, przekszta∏cajàc je w promienie kosmiczne. Poniewa˝ promienie kosmiczne sà na∏adowane, poruszajà si´ w mi´dzygwiazdowych polach magnetycznych po skomplikowanych torach. W wyniku tego ich
kierunki obserwowane z Ziemi nie dostarczajà ˝adnej informacji o po∏o˝eniu
pierwotnych êróde∏.
Przypatrujàc si´ promieniowaniu synchrotronowemu, zwiàzanemu czasem
z pozosta∏oÊciami po supernowych, na-
JEDNA CZÑSTKA NA METR KWADRATOWY
NA ROK
KOLANKO
JEDNA CZÑSTKA NA KILOMETR KWADRATOWY
NA ROK
10
10
12
JENNIFER C. CHRISTIANSEN
WZGL¢DNY STRUMIE¡ CZÑSTEK (JEDNOSTKI LOGARYTMICZNE)
JEDNA CZÑSTKA
NA METR KWADRATOWY
NA SEKUND¢
14
16
18
10
10
10
10
ENERGIA (ELEKTRONOWOLTY)
20
10
ukowcy znaleêli bardziej bezpoÊrednie
dowody wyst´powania supernowych
w roli akceleratorów. Promieniowanie
synchrotronowe jest charakterystyczne
dla elektronów o wysokiej energii, poruszajàcych si´ w intensywnym polu magnetycznym, które mog∏oby dzia∏aç jako akcelerator promieni kosmicznych,
a pojawianie si´ w niektórych pozosta∏oÊciach po supernowych synchrotronowego promieniowania rentgenowskiego Êwiadczy o szczególnie wysokich
energiach. (W urzàdzeniach ziemskich
emisja synchrotronowa ogranicza energi´ czàstek, poniewa˝ tempo jej wyÊwiecania wzrasta wraz z pr´dkoÊcià
czàstki. W pewnym momencie energia
w postaci promieniowania uchodzi z
przyspieszanej czàstki w takim tempie,
w jakim jest do niej dostarczana.) Ostatnio japoƒski satelita przeznaczony do
obserwacji promieniowania rentgenowskiego ASCA wykona∏ zdj´cia otoczki
supernowej z 1006 roku. W odró˝nie-
niu od promieniowania dochodzàcego z wn´trza pozosta∏oÊci promieniowanie rentgenowskie otoczki wykazuje cechy charakterystyczne promieniowania synchrotronowego. Astrofizycy wywnioskowali z tego, ˝e elektrony by∏y tam przyspieszane a˝ do energii 1014 eV (100 TeV).
Detektor EGRET, umieszczony na pok∏adzie Compton Gamma Ray Observatory,
zosta∏ u˝yty do badania punktowych
êróde∏ promieniowania g uto˝samianych z pozosta∏oÊciami po supernowych.
Obserwowane nat´˝enia promieniowania i ich widma (a˝ do miliarda elektronowoltów) wskazujà, ˝e pochodzi ono
z rozpadu czàstek zwanych pionami
neutralnymi, które mog∏yby powstawaç
w efekcie zderzenia promieni kosmicznych stanowiàcych resztki eksplodujàcej gwiazdy z otaczajàcym jà gazem
mi´dzygwiazdowym. Interesujàce jest
jednak to, ˝e poszukiwania przedsi´wzi´te w naziemnym Whipple Observatory w zakresie promieni g o du˝o wy˝szych energiach, pochodzàcych w kilku
przypadkach z tych samych pozosta∏oÊci po supernowych, nie doprowadzi∏y
do stwierdzenia sygna∏ów na takim poziomie, jakiego nale˝a∏o si´ spodziewaç,
gdyby wybuchy przyspiesza∏y czàstki
do energii 1014 eV lub wy˝szych.
Dodatkowo sprawdzamy zwiàzek
mi´dzy promieniami kosmicznymi o wysokich energiach a supernowymi, badajàc sk∏ad chemiczny jàder atomowych
promieni. Rozmiary orbity na∏adowanej
czàstki w polu magnetycznym sà proporcjonalne do jej ca∏kowitego p´du
przypadajàcego na jednostk´ ∏adunku,
tak wi´c ci´˝sze jàdra o danych rozmiarach orbity majà wi´kszà energi´ ca∏kowità. Ka˝dy proces ograniczajàcy przyspieszanie czàstek z powodu wielkoÊci
orbity (na przyk∏ad przyspieszanie w
ograniczonym obszarze) prowadziç zatem b´dzie do nadwy˝ki ci´˝szych jàder
towarzyszàcych wy˝szym energiom.
ChcielibyÊmy jednak pójÊç dalej i znaleêç Êlad pierwiastków przyspieszanych
w poszczególnych typach supernowych.
Na przyk∏ad supernowa powsta∏a w
wyniku rozpadu bia∏ego kar∏a powinna przyspieszaç wszystkie jàdra atomowe, które znajdujà si´ w otaczajàcym jà
oÊrodku mi´dzygwiazdowym, natomiast powstajàca w wyniku zapadania si´ gwiazdy o du˝ej masie – wiatr
gwiazdowy otaczajàcy gwiazd´ na
wczeÊniejszych etapach ewolucji. W niektórych przypadkach w wietrze tym powinno si´ znajdowaç wi´cej helu, w´gla, a nawet pierwiastków ci´˝szych.
Wysokoenergetyczne promienie kosmiczne niemal ca∏kowicie tracà to˝samoÊç podczas oddzia∏ywania z atoma-
mi atmosfery ziemskiej, gdy powstaje
p´k czàstek wtórnych. Aby wi´c upewniç si´ co do sk∏adu chemicznego promieni kosmicznych, nale˝y przeprowadziç pomiar, zanim jeszcze wejdà one
w g´ste warstwy atmosfery. Niestety, zarejestrowanie 100 promieni kosmicznych
o energiach bliskich 1014 eV wymaga od
detektora o powierzchni 10 m2 dzia∏ania
na orbicie przez trzy lata. Typowe czasy ekspozycji sà obecnie równowa˝ne
mniej wi´cej 3 dniom na 1 m2 detektora.
Naukowcy starajà si´ rozwiàzaç ten
problem za pomocà pewnych pomys∏owych eksperymentów. Na przyk∏ad
w NASA zosta∏a rozwini´ta technologia
utrzymywania du˝ych ∏adunków (o wadze oko∏o trzech ton) przez wiele dni na
balonach pozostajàcych na du˝ych wysokoÊciach. Koszty takich eksperymentów stanowià niewielkà cz´Êç kosztów
detektora tej klasy umieszczonego na
satelicie. Najbardziej udane loty tego typu odby∏y si´ na Antarktydzie, gdzie
wiatry w górnych warstwach atmosfery
zataczajà niemal idealny okràg wokó∏
bieguna po∏udniowego.
Balon wypuszczony w McMurdo
Sound na wybrze˝u Antarktydy przew´druje po zamkni´tej p´tli o prawie
sta∏ym promieniu wokó∏ bieguna i powróci w koƒcu w pobli˝e miejsca, skàd
zosta∏ wys∏any. Niektóre z balonów
okrà˝y∏y kontynent w ciàgu 10 dni.
Swordy wspó∏pracuje z Dietrichem Müllerem i Peterem Meyerem z University of
Chicago nad budowà detektora o powierzchni 10 m2 mogàcego dokonaç w
czasie takiego lotu pomiarów ci´˝kich
jàder promieniowania kosmicznego, których energia dochodzi do 1015 eV. Dok∏adajà równie˝ staraƒ, by wyd∏u˝yç
czas ekspozycji do oko∏o 100 dni, organizujàc podobne loty bli˝ej równika.
W przestrzeni mi´dzygalaktycznej
Badanie promieni kosmicznych
o jeszcze wi´kszych energiach – powstajàcych w nie znanych dotàd êród∏ach –
wymaga zastosowania olbrzymich detektorów naziemnych. Pozwala to pokonaç problemy zwiàzane z ma∏ym
strumieniem, gdy˝ mo˝na prowadziç
obserwacj´ ogromnych powierzchni
efektywnych w ciàgu miesi´cy, a nawet
lat. Ta informacja musi zostaç jednak
wy∏owiona z kaskad czàstek wtórnych
– elektronów, mionów i promieni g –
których êród∏em wysoko w atmosferze
jest wpadajàce jàdro atomowe promienia kosmicznego. Takie poÊrednie metody mogà, zamiast identyfikowaç liczb´
atomowà ka˝dego wpadajàcego jàdra,
jedynie sugerowaç ogólny sk∏ad chemiczny tych promieni.
ÂWIAT NAUKI Marzec 1997 39
BALON WYSOKOÂCIOWY wypuszczony
w pobli˝u Bazy McMurdo na Antarktydzie
wynosi detektory promieniowania kosmicznego ponad atmosfer´. Na wysokoÊci 40 km
nad czapà polarnà wiatry zataczajà wokó∏
bieguna po∏udniowego okr´gi, odsy∏ajàc na
powrót balon w okolice punktu startowego
po mniej wi´cej 10 dniach. Detektory na balonach nie sà tak czu∏e jak umieszczane na
pok∏adach satelitów, za to mogà byç o wiele wi´ksze i kosztujà znacznie mniej.
40 ÂWIAT NAUKI Marzec 1997
BAZA
McMURDO
KIERUNEK LOTU
ANTARKTYDA
GEORGE KELVIN
Miliony czàstek wtórnych wyzwolonych przez promieƒ kosmiczny sà rozrzucane na poziomie gruntu na obszarze
o promieniu setek metrów. Poniewa˝
nie jest zbyt praktyczne pokrywanie detektorami ca∏ego tak wielkiego obszaru, rejestruje si´ takie p´ki atmosferyczne w kilkuset ró˝nych miejscach.
Usprawnienia techniczne umo˝liwi∏y
gromadzenie coraz bardziej z∏o˝onych
serii danych, pozwalajàc w ten sposób
wyciàgnàç wnioski z badania ka˝dego
p´ku. Na przyk∏ad w eksperymencie
o nazwie CASA-MIA-DICE przeprowadzonym w Utah, w którym biorà udzia∏
Cronin i Swordy, dokonuje si´ pomiarów rozk∏adu elektronów i mionów przy
powierzchni Ziemi. Wykrywane jest tak˝e promieniowanie Czerenkowa (rodzaj
optycznej fali uderzeniowej wytwarzanej przez czàstki poruszajàce si´ z pr´dkoÊcià wi´kszà ni˝ Êwiat∏o w otaczajàcym je oÊrodku), generowane przez
czàstki p´ku w ró˝nych warstwach atmosfery. Dane te pozwalajà na wierniejszà rekonstrukcj´ kszta∏tu p´ku, a zatem
na lepsze odtworzenie energii i zidentyfikowanie promienia kosmicznego, który go zainicjowa∏.
Gaisser mierzy natomiast w∏asnoÊci
p´ków osiàgajàcych powierzchni´ Ziemi na biegunie po∏udniowym. Eksperymentatorzy wspó∏pracujà z AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino
Detector Array – antarktycznym uk∏adem detektorów mionów i neutrin)
wykrywajàcym miony o wysokiej energii, powstajàce w tych samych p´kach
w wyniku obserwacji promieniowania
Czerenkowa generowanego g∏´boko
w lodowej czapie polarnej. G∏ównym
zadaniem AMANDA jest wy∏apywanie
Êladów neutrin wytwarzanych w kosmicznych akceleratorach, które mogà
generowaç po przejÊciu przez wn´trze
Ziemi p´ki skierowane ku górze.
Poza gromadzeniem dok∏adniejszych
danych naukowcy udoskonalajà tak˝e
symulacje komputerowe rozwoju p´ków atmosferycznych. Modele pozwalajà zrozumieç zarówno mo˝liwoÊci,
jak i ograniczenia pomiarów naziemnych. Poszerzenie zakresu bezpoÊrednich pomiarów energii promieniowania kosmicznego pomo˝e w prowadze-
LODOWIEC
SZELFOWY RONNE
LODOWIEC
SZELFOWY ROSSA
niu obserwacji tych samych rodzajów
promieni kosmicznych przez detektory
naziemne i powietrzne, a tak˝e w lepszym kalibrowaniu danych naziemnych.
SpoÊród promieni kosmicznych o energiach przewy˝szajàcych 1020 eV w atmosfer´ ziemskà uderza najwy˝ej jeden na
kilometr kwadratowy rocznie. W zwiàzku z tym ich badanie wymaga stosowania detektora p´ków atmosferycznych
o prawdziwie gigantycznych rozmiarach.
Oprócz incydentu z 1991 roku w Utah
czàstki o energiach powy˝ej 1020 eV by∏y
rejestrowane przez ró˝ne grupy w ca∏ych
Stanach Zjednoczonych, w Akeno w Japonii, w Haverah Park w Wielkiej Brytanii i w Jakucku na Syberii.
Niezwyk∏e olbrzymy
Czàstki o tak wysokich energiach stanowià prawdziwà zagadk´. Z jednej
strony, dochodzà prawdopodobnie spoza naszej Galaktyki, poniewa˝ ˝aden
znany galaktyczny mechanizm przyspieszania nie móg∏by ich wytworzyç,
a ponadto przychodzà ze wszystkich
kierunków, chocia˝ pole magnetyczne
Galaktyki nie zagina ich toru. Z drugiej
zaÊ strony, ich êród∏o nie mo˝e byç bardziej odleg∏e ni˝ jakieÊ 30 mln lat Êwietlnych – w przeciwnym razie czàstki te
utraci∏yby swojà energi´, oddzia∏ujàc
z globalnym t∏em promieniowania mikrofalowego pozosta∏ego po narodzinach kosmosu w Wielkim Wybuchu.
W relatywistycznym wszechÊwiecie,
który zape∏niajà promienie kosmiczne
o najwy˝szych energiach, nawet pojedynczy foton o cz´stoÊci radiowej ma
wystarczajàco du˝o krzepy, by pozbawiç czàstk´ wi´kszoÊci jej energii.
JeÊliby êród∏a takich wysokoenergetycznych czàstek by∏y roz∏o˝one równomiernie we WszechÊwiecie, oddzia∏ywanie z mikrofalowym promieniowaniem
t∏a powodowa∏oby ostre obci´cie liczby
czàstek o energiach powy˝ej 5 x 1019 eV;
taki przypadek jednak nie zachodzi. Zarejestrowano dotychczas zbyt ma∏o zdarzeƒ o energii przekraczajàcej ten symboliczny próg, aby móc stwierdziç, co si´
dzieje, lecz nawet te nieliczne, których
Êwiadkami byliÊmy, dajà nam jedynà
w swoim rodzaju okazj´ do budowania
ró˝nych teorii. Poniewa˝ promienie te
nie ulegajà w zasadzie odchyleniu przez
s∏abe mi´dzygalaktyczne pola magnetyczne, pomiary kierunku przychodzenia dostatecznie du˝ej próbki powinny
jednoznacznie wskazaç po∏o˝enie ich
êróde∏.
Bardzo interesujàce jest dedukowanie to˝samoÊci êróde∏. Szeroki zakres
mo˝liwoÊci dajà trzy przedstawione
ostatnio hipotezy: dysk akrecyjny wokó∏ galaktycznej czarnej dziury, b∏yski
promieniowania g oraz defekty topologiczne struktury WszechÊwiata.
Astrofizycy przewidzieli, ˝e do wyrzucenia relatywistycznych strug materii daleko w przestrzeƒ mi´dzygalaktycznà z pr´dkoÊciami dochodzàcymi
do osiàganej przez Êwiat∏o konieczne sà
czarne dziury o masach powy˝ej miliarda mas S∏oƒca, wsysajàce materi´ w jàdrach aktywnych galaktyk. Mapy takich
strug materii zosta∏y sporzàdzone za
pomocà radioteleskopów. Peter L. Biermann z Instytutu Radioastronomicznego Maxa Plancka w Bonn wraz ze
wspó∏pracownikami przypuszczajà, ˝e
goràce plamy widoczne w tych strukturach radiowych sà frontami fal ude-
STEVEN PETERZEN National Scientific Balloon Facility
rzeniowych przyspieszajàcymi promienie kosmiczne do skrajnie wysokich
energii. Istniejà oznaki, ˝e kierunki promieni kosmicznych o najwy˝szych energiach naÊladujà do pewnego stopnia
rozk∏ad radiogalaktyk na niebie.
Hipoteza, ˝e b∏yski promieniowania g sà êród∏em wysokoenergetycznych promieni kosmicznych, wzi´∏a si´
z teorii wyjaÊniajàcej powstawanie b∏ysków w wyniku relatywistycznych eksplozji, podczas których dochodzi do zlewania si´ gwiazd neutronowych. Mario
Vietri z Obserwatorium Astronomicznego w Rzymie oraz niezale˝nie Eli
Waxman z Princeton University zauwa˝yli wysokà zgodnoÊç pomi´dzy energià
wyzwalanà podczas takich kataklizmów
a potrzebnà do utrzymania najwy˝szej
energii obserwowanego strumienia promieniowania kosmicznego. Traktujà oni
fale uderzeniowe o bardzo wielkich
pr´dkoÊciach wywo∏ywane przez te eksplozje jako kosmiczne akceleratory.
Byç mo˝e najbardziej interesujàca jest
hipoteza, wed∏ug której czàstki o najwy˝szych energiach zawdzi´czajà istnienie
rozpadowi monopoli, strun, Êcian domen oraz innych defektów topologicz-
nych, jakie mog∏yby powstaç we wczesnym WszechÊwiecie. Te hipotetyczne
obiekty sà, jak si´ przypuszcza, siedliskiem pozosta∏oÊci po wczeÊniejszej, bardziej symetrycznej fazie podstawowych
pól natury: gdy grawitacja, elektromagnetyzm oraz jàdrowe oddzia∏ywania
s∏abe i silne stanowi∏y jednoÊç. Mo˝na je
sobie w pewnym sensie wyobraziç jako
ma∏e kieszonki z odrobinami WszechÊwiata, który istnia∏ w u∏amkach sekund
po Wielkim Wybuchu.
Podczas zapadania si´ tych kieszonek,
gdy równie˝ wewnàtrz nich dochodzi
do z∏amania symetrii si∏, energia w nich
zawarta zostaje wyzwolona w postaci
supermasywnych czàstek rozpadajàcych
si´ natychmiast na strumienie czàstek
o energiach do 100 tys. razy wi´kszych
od znanych nam promieni kosmicznych
o skrajnie wysokich energiach. W tym
scenariuszu te ostatnie sà jedynie stosunkowo powolnymi pozosta∏oÊciami po kaskadach kosmologicznych czàstek.
Jakiekolwiek by by∏o êród∏o tych promieni kosmicznych, prawdziwym wyzwaniem jest zebranie wystarczajàcej ich
iloÊci do zbadania szczegó∏owych korelacji z obiektami pozagalaktycznymi.
Uk∏ad detektorów AGASA w Japonii ma
obecnie powierzchni´ efektywnà 200 km2,
a nowy eksperyment w Utah zwany
Fly’s Eye HiRes (Oko Muchy o Du˝ej
RozdzielczoÊci) pokryje powierzchni´
oko∏o 1000 km2. Ka˝dy z detektorów mo˝e rocznie wy∏apaç jedynie kilka zdarzeƒ
o skrajnie wysokiej energii.
W ciàgu ostatnich kilku lat Cronin
i Alan A. Watson z University of Leeds
stan´li na czele przedsi´wzi´cia zmierzajàcego do zgromadzenia jeszcze wi´kszej
próbki promieni kosmicznych o bardzo
wysokiej energii. Inicjatyw´ t´ nazwano
Auger Project od nazwiska Pierre’a
Augera, francuskiego naukowca, który
pierwszy bada∏ zjawisko powiàzanych
ze sobà p´ków czàstek pochodzàcych od
promieni kosmicznych. Planowana jest
budowa na powierzchni 9000 km2 detektorów, mogàcych w ciàgu roku zmierzyç
setki wysokoenergetycznych zdarzeƒ.
Powierzchni´ detektorów stanowiç b´dzie wiele jednostek roz∏o˝onych na siatce o pó∏torakilometrowych okach. Pojedyncze zdarzenie mo˝e zainicjowaç
sygna∏ w dziesiàtkach jednostek.
Konferencja poÊwi´cona realizacji Auger Project, która odby∏a si´ w 1995 roku
w Fermi National Accelerator Laboratory,
podkreÊli∏a mo˝liwoÊci nowoczesnej techniki w budowaniu takiego uk∏adu; przyk∏adami jej sà baterie s∏oneczne, telefony
komórkowe czy odbiorniki Globalnego
Systemu Lokalizacji (GPS). Detektor wielkoÊci Rhode Island kosztowa∏by tylko
oko∏o 50 mln dolarów. Aby objàç pomiarami ca∏e niebo, planuje si´ zbudowanie
dwóch takich detektorów – na pó∏kuli pó∏nocnej i po∏udniowej.
Podczas gdy naukowcy zmagajà si´
z problemami budowy i obs∏ugi gigantycznych sieci detektorów, nadal nie ma
odpowiedzi na podstawowe pytanie: czy
natura mo˝e wytworzyç czàstki o jeszcze wi´kszej energii od zarejestrowanych
do tej pory? Czy istniejà promienie kosmiczne o jeszcze wy˝szych energiach,
czy te˝ mo˝e ju˝ wykrywamy czàstki
o najwy˝szych energiach, jakie nasz
WszechÊwiat potrafi wykreowaç?
T∏umaczy∏
Zbigniew Loska
Informacje o autorach
Literatura uzupe∏niajàca
JAMES W. CRONIN, THOMAS K. GAISSER i SIMON P. SWORDY pracujà zarówno nad
teorià powstawania promieni kosmicznych, jak i praktycznymi problemami zwiàzanymi
z ich detekcjà i analizà. Cronin, profesor fizyki w University of Chicago od 1971 roku,
obroni∏ prac´ magisterskà w 1953 roku, a prac´ doktorskà w 1955. W 1980 roku wraz z Valem L. Fitchem otrzyma∏ Nagrod´ Nobla za prac´ o naruszeniu symetrii podczas rozpadu mezonów. Gaisser, profesor fizyki w University of Delaware, skoncentrowa∏ si´ na interpretacji kaskad atmosferycznych wywo∏anych promieniami kosmicznymi. Uzyska∏
doktorat w Brown University w 1967 roku. Sp´dzi∏ dwa miesiàce na Antarktydzie przy
montowaniu detektorów promieniowania kosmicznego. Swordy, profesor nadzwyczajny
w University of Chicago, zajmowa∏ si´ aktywnie pomiarami promieniowania kosmicznego od 1976 roku. Doktoryzowa∏ si´ w University of Bristol w 1979 roku.
INTRODUCTION TO ULTRAHIGH ENERGY COSMIC RAY
PHYSICS. Pierre Sokolsky; Addison-Wesley, 1988.
COSMIC RAYS AND PARTICLE PHYSICS. Thomas K.
Gaisser; Cambridge University Press, 1990.
vol. 1. Wyd. II. Malcolm S. Longair; Cambridge University Press,
1992.
COSMIC RAY OBSERVATIONS BELOW 1014 eV. Simon
Swordy, w: Proceedings of the XXIII International Cosmic Ray Conference. Red. D. A. Leahy, R.
B. Hicks i D. Venkatesan; World Scientific, 1994.
HIGH ENERGY ASTROPHYSICS,
ÂWIAT NAUKI Marzec 1997 41