Tajemnicze cząstki promieniowania
kosmicznego o ultrawysokich energiach

Pierre Victor Auger — odkrywca pęków promieniowania kosmicznego

Wyjaśnienie pochodzenia docierających do Ziemi z głębin Wszechświata cząstek z energiami sięgającymi nieraz kilkudziesięciu dżuli może być w niedalekiej przyszłości największym osiągnięciem astrofizyki, a może też spowodować rewolucję w fizyce. Poniżej, krótko i bardziej obrazowo niż ściśle, przedstawiam prowadzone obecnie badania, w których biorą też udział polscy uczeni z Krakowa i Łodzi.

Historia badania promieni kosmicznych zaczęła się w roku 1912, kiedy to profesor Victor Hess wzniósł się balonem na wysokość 5 km, mierząc w trakcie lotu tempo rozładowywania się elektroskopu. Przypuszczano wtedy, że utrata ładunku przez nawet najlepsze takie urządzenia jest wywołana przenikliwym promieniowaniem gamma z rozpadów pierwiastków radioaktywnych, które — jonizując powietrze w elektroskopie — umożliwiają przepływ niewielkiego prądu neutralizującego zgromadzony w nim ładunek elektryczny. Hess wyruszył w podniebną podróż, spodziewając się, że z dala od Ziemi proces ten zaniknie. Całkiem niespodziewanie zauważył przy wznoszeniu, że od pewnej wysokości elektroskop rozładowywał się coraz szybciej, a zatem tempo jonizacji powietrza wzrastało wraz z wysokością. Musiało być za to odpowiedzialne promieniowanie przychodzące do nas z kosmosu, bo radioaktywność samego powietrza jest znikoma. Dopiero wiele lat później stwierdzono, że dochodzące promienie, nazwane promieniowaniem kosmicznym, to w większości cząstki materialne o wielkich energiach. Obecnie wiemy, że bez zbadania tych cząstek i ich pochodzenia nie potrafimy w pełni wyjaśnić większości ważnych procesów w kosmosie — od formowania gwiazd w dysku galaktyki do kwazarów i błysków gamma. Być może miały one także wpływ na procesy ewolucji na Ziemi, bo wnikając do żywych organizmów, mogły przypadkowo modyfikować w nich kod genetyczny. Poniżej zajmiemy się tą częścią obecnych badań promieniowania kosmicznego o najwyższych energiach, która sięga w nieznane obszary astronomii, a może i fizyki.

W największych akceleratorach cząstek, budowanych przez fizyków na Ziemi, potrafimy tak bardzo rozpędzać protony, że niesiona przez nie energia jest tysiące razy większa od ich energii spoczynkowej E = mc². W trakcie zderzeń takich cząstek ze sobą część tej energii jest zamieniana z powrotem na masę wielu wytwarzanych przy tym cząstek wtórnych, a jeden rozpędzony proton może wyprodukować dziesiątki protonów lub innych znanych (a jeśli badacz miał szczęście, to i nieznanych) fizykom cząstek. W dziedzinie promieni kosmicznych okazuje się jednak, że takie energie to betka. Już w roku 1937 Francuz, Pierre Auger odkrył, że docierające do powierzchni Ziemi cząstki promieniowania kosmicznego przychodzą często w pękach, bombardując na dużej powierzchni grunt i rozmieszczone na nim detektory. Wyjaśniono, że jest to efekt końcowy związany z wdarciem się do naszej atmosfery jednej cząstki o bardzo wielkiej energii. Ta, zderzając się z atomami powietrza (a dokładniej z jądrami tych atomów), zamienia swoją początkową energię na nowo tworzone cząstki wtórne lub obdziela swoją energią cząstki wybite z jąder. Te z kolei zderzają się z kolejnymi atomami, zwiększając tak długo swoją liczebność, aż energia pojedynczych cząstek stanie się za mała dla tworzenia czy wybijania nowych. Zanim to nastąpi, jedna docierająca do atmosfery ziemskiej cząstka zamienia się w rój cząstek biegnących ku ziemi z prędkością bliską prędkości światła. Cząstki, które były źródłem kaskad obserwowanych przed drugą wojną światową przez Augera, miały energie o wiele większe niż najwyższe energie w dzisiejszych akceleratorach. Obecnie wiemy, że z kolei najwyższe energie promieni kosmicznych mogą być jeszcze ponad sto tysięcy razy większe (!). Właśnie ich tajemnicom poświęcony jest ten artykuł.

Rys.1 Detektor AGASA (Akeno Giant Air Shower Array) w Japonii. Biały budynek poniżej środka zdjęcia to budynek centralnego laboratorium gdzie ulokowane są komputery gromadzące ogromne ilości danych

Na rys. 2 przedstawiono liczbę docierających do nas cząstek o najwyższych energiach, zmierzoną w olbrzymim japońskim detektorze AGASA. Patrząc na rysunek, niełatwo odczytać główną trudność, jaką napotykają astrofizycy przy takich pomiarach: bardzo małe liczby dolatujących do nas cząstek. O ile jedna cząstka z tych obserwowanych przez Augera wpada w atmosferę mniej więcej raz na tydzień na metr kwadratowy, to jedna z tych o energiach sięgających dziesiątek dżuli — to znaczy więcej niż 10²⁰ elektronowolta (eV) — pada średnio na kilometr kwadratowy raz na sto lat. Zatem aby zaobserwować kilka takich cząstek, potrzeba naprawdę olbrzymich detektorów. Wspomniany wyżej japoński detektor jest położony w sporej dolinie wśród wzgórz niedaleko Tokio, na powierzchni około 100 km². Na szczęście nie trzeba całej powierzchni przykrywać aparaturą, wystarczy, że pojedyncze detektory są od siebie oddalone o około 1 km. Cząstki, którymi się zajmujemy, przelatując przez atmosferę, wytwarzają dziesiątki miliardów cząstek wtórnych, które bombardują potem powierzchnię Ziemi na przestrzeni wielu kilometrów. Zarejestrowanie ich w kilku detektorach nie pozwala oczywiście od razu podać energii całej kaskady. Staje się to możliwe, gdy porównamy obserwacje z wynikami komputerowego modelu dla kaskady, którego przykład pokazano na rys. 3. Różne czynniki utrudniają taki pomiar energii pierwotnej cząstki. Niedokładna znajomość oddziaływania początkowej cząstki, której energia jest dużo wyższa niż możliwości dokonywania pomiarów w akceleratorach, jest jednym z nich. W rezultacie energię kaskady można wyznaczyć z dokładnością do około 20%. Dodatkowo, pomiary opóźnień docierania — wyglądającego jak płaski naleśnik wypełniony cząstkami — pęku do kolejnych detektorów pozwalają na dosyć dokładne wyznaczenie kierunku, z którego przyleciała początkowa cząstka.

Inną ciekawą możliwością obserwacji takich kaskad jest obserwacja świecenia wywoływanego przez nie przy przelocie w atmosferze. Cząstki kaskady, lecąc w powietrzu, „obijają się” o cząsteczki azotu, pobudzając je do świecenia fluorescencyjnego w zakresie niebieskich fal widzialnych. Inny ciekawy mechanizm świecenia cząstek kaskady wynika z tego, że prędkość światła w powietrzu jest nieco mniejsza niż prędkość światła w próżni. Dzięki temu cząstki o bardzo wysokich energiach mogą się poruszać w atmosferze Ziemi szybciej niż światło. Wykazują one wzdłuż kierunku swego ruchu tak zwane promieniowanie Czerenkowa, które można obserwować jako zwykłe światło niebieskie. Oba powyższe typy promieniowania: promieniowanie fluorescencyjne atmosfery oraz rozproszone promieniowanie Czerenkowa można obserwować prostymi teleskopami optycznymi. Mierząc ilość docierającego światła i przesuwania się świecenia po niebie, można oceniać energię i kierunek przychodzących cząstek. Niestety, takie błyski światła są zbyt słabe dla oka ludzkiego. Poważnym kłopotem dla wspomnianych pomiarów są wymagania dotyczące idealnych warunków pogodowych i możliwość obserwacji jedynie wtedy, gdy Księżyc nie rozświetla nam firmamentu. Największe działające obecnie obserwatorium tego typu mieści się na pustyni w stanie Utah, w Stanach Zjednoczonych. Uzyskano tam ważny wynik: w najwyższym rozpatrywanym zakresie energii charakterystyki obserwowanych kaskad dobrze pasują do hipotezy, że wywołujące je cząstki to protony, a nie na przykład jądra ciężkich pierwiastków, które powinny zapoczątkowywać kaskady nieco wyżej w atmosferze.

Warto może wspomnieć, że obecnie próbuje się też całkiem nowych typów pomiarów. Przykładowo, jeśli cząstka o najwyższej energii uderzy w Księżyc i wniknie pod jego powierzchnię (łatwiej jej to zrobić, jeśli jest słabo oddziałującym z materią neutrinem), to zderzając się tam, może wytworzyć w gruncie księżycowym kaskadę cząstek promieniującą w zakresie fal radiowych. Próby rejestracji takich fal wyłaniających się z gruntu księżycowego podejmują fizycy z Los Angeles olbrzymim radioteleskopem w Goldstone. Na razie nie mamy jednak pewności, czy wśród cząstek promieniowania kosmicznego są też wspomniane tu neutrina. Jeśli są, to mogłyby one przelatywać swobodnie przez naszą atmosferę i tworzyć kaskady na przykład pod powierzchnią oceanów. Cząstki kaskady, która rozwija się w gęstej wodzie morskiej jak kilkudziesięciocentymetrowa miniaturka zjawiska obserwowanego w atmosferze, zdeponują tam energię wielu dżuli, powodując momentalne podgrzanie i rozprężanie wody, wywołujące fale dźwiękowe. Podejmuje się próby „usłyszenia” takich fal, wykorzystując rosyjskie (amerykańskie odbierają na zbyt niskich częstościach) podmorskie wojskowe detektory łodzi podwodnych. Próby stosowania takich niekonwencjonalnych metod mogą niektórych dziwić, ale jak tu nie próbować, skoro badanie cząstek o najwyższych energiach daje szansę na wielkie odkrycie, czegoś naprawdę nowego w nauce.

Skąd te cząstki?

Rys.2 Strumień cząstek promieniowania kosmicznego w funkcji ich energii zmierzony japońskim detektorem AGASA. Obserwacje (punkty) nie zgadzają się z modelem teoretycznym (linia ciągła) wyliczonym dla źródeł cząstek rozłożonych równomiernie we Wszechświecie. Obok punktów o najwyższych energiach podano liczbę cząstek, jakie zaobserwowano przy danej energii

Uzyskanie odpowiedzi na to pytanie stanowi obecnie jeden z najbardziej pasjonujących problemów badawczych. Poniżej opiszemy niektóre z hipotez i propozycji wyjaśnienia ich pochodzenia. Zajmijmy się najpierw tym, czym te cząstki prawie na pewno nie są. Proton o energii 10²⁰ eV w takim polu magnetycznym jak w naszej Galaktyce, około 100 tys. razy słabszym od pola na Ziemi, porusza się po okręgu o promieniu dużo większym od rozmiarów całej Galaktyki. Zatem, gdyby nasze cząstki były protonami i powstawały w Galaktyce, powinny docierać do Ziemi słabo odchylone od kierunku ich źródeł. Obserwowane kierunki cząstek nie wykazują jednak wcale tendencji do grupowania na niebie w pasie Drogi Mlecznej, malowanej przez gwiazdy i mgławice naszej Galaktyki. Z drugiej strony, protony takie (a tym bardziej złożone jądra atomowe) nie mogą docierać do nas z odległych głębin kosmosu z powodu „tarcia” o wypełniające Wszechświat mikrofalowe promieniowanie tła. Potrafi ono spowolnić cząstkę o dowolnie dużej energii do wartości poniżej 10²⁰ eV po przebyciu drogi będącej drobną częścią całego obserwowanego Wszechświata, niewiele większej niż „marne” 100 mln lat świetlnych.

Zatem, skoro cząstki te nie są ani z bardzo bliska, ani z bardzo daleka, to skąd one właściwie są? W tej chwili astrofizycy rozpatrują dwie główne koncepcje dotyczące ich pochodzenia. Pierwsza przyjmuje, że hipotetyczne, nie obserwowane dotąd bardzo ciężkie cząstki powstałe we wczesnych fazach ewolucji Wszechświata rozpadają się teraz, wyrzucając przy okazji cząstki o największych energiach. Z kolei rozpatrywane są też możliwości przyspieszania cząstek do takich energii w rozmaitych obiektach astronomicznych, w znanych astrofizykom procesach akceleracji.

W poszukiwaniu kosmicznych akceleratorów

Rys.3 Wymodelowany komputerowo obraz kaskady cząstek w atmosferze, zapoczątkowanej przez wpadający proton o energii 10¹⁹ eV (około 2 J energii). Zaznaczono tory tylko niektórych spośród miliardów cząstek kaskady, a protony i im podobne cząstki biegną w gęstwinie w centrum kaskady. Pierwsze zderzenie wpadającej cząstki zaszło jeszcze kilka kilometrów powyżej górnej części przedstawionej kaskady

Aby rozpędzić naładowaną cząstkę do wielkich energii, musimy ją jakoś utrzymać, uwięzić w obszarze przyspieszania. W przestrzeni kosmicznej jest to możliwe dzięki polu magnetycznemu. Z kolei, aby straty energii (takie jak wspomniane wyżej „tarcie” o promieniowanie mikrofalowe) nie zahamowały procesu przyspieszania, musi on być odpowiednio szybki. Rolę obu tych czynników analizował na początku lat 80. Michael Hillas i pokazał, które z obiektów astronomicznych warto badać jako potencjalne źródła cząstek o ultrawysokich energiach. Opiszmy krótko niektóre z nich.

Galaktyki rozłożone są we Wszechświecie w obszarach przypominających z grubsza połączone ze sobą plastry lub kolumny, w których lokalne zgęszczenia obserwujemy jako gromady galaktyk. Na takie olbrzymie, rozciągające się na dziesiątki milionów lat świetlnych, struktury może opadać przyciągany grawitacyjnie gaz nie przerobiony jeszcze na gwiazdy. Jak pokazało modelowanie komputerowe procesu tworzenia struktury we Wszechświecie, mogą się przy takim spadku tworzyć olbrzymie fale uderzeniowe, gdy masy gazu zderzają się z prędkościami większymi od prędkości dźwięku. Działa wtedy proces przyspieszania cząstek. Do dziś nie wiadomo, jak często i wydajnie dzieje się to w otaczającym nas kosmosie. Ponadto modele samego procesu akceleracji wskazują, że w najlepszym przypadku dopuszczalnym przez obserwacje (a często przez ich brak) nie ma szans na uzyskanie cząstek o energiach bliskich 10²⁰ eV, chociaż dziesięć razy mniejsze energie są już możliwe. Jednym z głównych powodów trudności z przyspieszaniem cząstek do większych energii okazuje się tu niewielka (w porównaniu z prędkością światła!) prędkość spadającej materii — „tylko” jakieś 1000 km/s.

Zwróćmy zatem uwagę na fale uderzeniowe obserwowane w miejscach, gdzie materia płynie z prędkością bliską prędkości światła, np. w strugach materii wyrzucanych z obszarów aktywnych jąder galaktyk i tworzących olbrzymie radioźródła pozagalaktyczne o rozmiarach sięgających niekiedy milionów lat świetlnych. Strugi te, czy jak często się mówi „dżety”, kończą swój bieg, tworząc relatywistyczne fale uderzeniowe obserwowane jako silnie świecące radiowo „gorące plamy”. Prędkości przepływu materii w dżecie tworzącym gorącą plamę nie da się dokładnie zmierzyć, ale astronomowie oceniają, że jest ona bliska przynajmniej połowie prędkości światła. Wtedy przyspieszane w tej fali cząstki mogłyby w sprzyjających warunkach osiągnąć najwyższe obserwowane energie. Piszemy tu o „sprzyjających warunkach”, bo współczesne techniki obserwacyjne nie są w stanie dokładnie zmierzyć parametrów fizycznych w obszarze działania procesu akceleracji i zwykle przyjmuje się, że te parametry są właśnie takie, jakich potrzeba do uzyskania najwyższych energii. Jednak znacznym kłopotem dla takiego wyjaśniania pochodzenia promieni kosmicznych jest brak odpowiednio silnych radioźródeł w sąsiedztwie naszej Galaktyki.

Kolejna możliwość rozpatrywana przez astrofizyków to wytwarzanie cząstek ultrawysokich energii w falach uderzeniowych, towarzyszących zjawisku „błysku gamma”. Pomiarów strumieni wysokoenergetycznych fotonów gamma z takich błysków nie da się wyjaśnić, jeśli nie przyjmiemy, że promieniująca materia porusza się prędkością bliską 0,999 999 prędkości światła, prawdopodobnie jako skierowany w naszym kierunku dżet. Materia dżetu zderza się z otaczającym go ośrodkiem i tworzy przy tak wielkiej prędkości „ultrarelatywistyczną” falę uderzeniową, w której można uzyskiwać promienie kosmiczne z najwyższego wymaganego przez obserwacje zakresu energii. Oczywiście i tu staje się to możliwe, gdy przyjmujemy, że niemożliwe do wyznaczenia parametry fizyczne mają wartości sprzyjające przyspieszaniu. Problem natomiast z tym, że błyski gamma pochodzą z rozległych obszarów Wszechświata i z większości z nich cząstki nie mają szans na dotarcie do Ziemi, ze względu na omawiany wcześniej proces strat energii przez tarcie o promieniowanie tła.

Rys.4 Cząstka wysokiej energii wpadająca do atmosfery, wcześniej czy później zderza się z jądrem atomowym któregoś ze składników powietrza, powodując powstanie wielu cząstek wtórnych. Te wtórne cząstki z kolei znów zderzają się z napotkanymi atomami, produkując cząstki następnej generacji. Po wielu takich aktach powstaje cała kaskada cząstek, zwana wielkim pękiem atmosferycznym

Całkiem inny model akceleracji wykorzystuje szybko rotujące kosmiczne magnesy, takie jak młode, tuż po powstaniu po wybuchu gwiazdy supernowej, gwiazdy neutronowe. Obracając szybko swoim potężnym polem magnetycznym, mogłyby rozpędzać jądra żelaza wyrywane z powierzchni gwiazdy neutronowej (materia neutronowa zaczyna się nieco głębiej) do olbrzymich energii i wyrzucać je w kosmos. Ponieważ młode gwiazdy i wybuchy gwiazd supernowych występują głównie w pobliżu dysku naszej Galaktyki, więc brak koncentracji kierunków obserwowanych cząstek blisko tej płaszczyzny świadczy przeciwko takiemu modelowi dla cząstek o najwyższych energiach, może natomiast mieć istotny przyczynek do promieniowania kosmicznego o nieco niższych energiach. Podobną ciekawą możliwość zaczęto rozpatrywać w zeszłym roku. Obecnie mamy coraz więcej obserwacji sugerujących, że w centrach większości obserwowanych galaktyk rezydują czarne dziury o masach milionów, a nawet miliardów mas Słońca. Mają to być pozostałości po dawnych okresach świetności, gdy jaśniały one w kosmosie jako kwazary. W tej chwili niewielka ilość spadającej na te „martwe kwazary” materii nie daje możliwości takiego potężnego świecenia. Niemniej jednak wnoszone ze zjonizowaną materią do szybko kręcącej się czarnej dziury pole magnetyczne powinno prowadzić do procesów podobnych do tych rozpatrywanych dla pulsarów i przyspieszających część znajdujących się tam cząstek do wysokich energii. W tej chwili jest sprawą nie rozstrzygniętą, czy mogą być przy tym osiągane najwyższe energie wymagane przez obserwacje.

Czy te lub inne podobne modele akceleracji cząstek wyjaśnią nam pochodzenie cząstek najwyższych energii? Być może odpowiedź na to pytanie dadzą obserwacje budowanym teraz w Argentynie, także z udziałem Polski (http://auger.ifj.edu.pl), olbrzymim obserwatorium promieni kosmicznych AUGER. A może okaże się, że trzeba zmodyfikować podstawy fizyki? Dziś nikt jeszcze nie zna odpowiedzi na te pasjonujące fizyków i astrofizyków pytania.

Profesor Michał Ostrowski jest dyrektorem Obserwatorium Astronomicznego UJ w Krakowie. Jego zainteresowania naukowe koncentrują się wokół problemów astrofizyki wysokich energii.