Ultraenergetické paprsky z kosmu
Na naší zemi neustále dopadá směsice nejrůznějšího záření jak vlnové tak částicové povahy. Zdrojem tohoto záření je Slunce, ale i další hvězdy naší galaxie a posléze dosud i neznámé hlubiny vesmíru. Jednu ze složek představuje i tzv. kosmické záření z vysoce energetických protonů a menšího podílu jader lehkých prvků. Energetické spektrum těchto částic sahá od zlomků GeV až po 1020 eV a charakteristická zde je nepřímá závislost toků těchto částic na jejich energii, jak je to patrné na Obr.1. Jsou zde přítomny, i když v malém množství, protony, jejichž energie je stomilionkrát větší, než jakou mají protony urychlené na dosud nejmohutnějším Tevatronu ve Fermiho laboratoři nedaleko Chicaga.
Zdá se, že kosmické paprsky nepocházejí všechny z jediného zdroje.
Původ méněenergetické části spektra se připisuje urychlovacím polím
ve slunečních erupcích i procesům probíhajícím v blízkosti vybuchujících supernov. Dráhy těchto částic jsou stáčeny magnetickými poli uvnitř naší galaxie, dopadají k nám zhruba rovnoměrně ze všech stran, takže se takto
nelze dopátrat, odkud původně vylétly.
Jinak je tomu však u ultraenergetické složky kosmického záření, jejíž předpokládaný zdroj se klade mimo naši galaxii, avšak do vzdálenosti ne větší než sto milionů světelných let od nás. Na dráhy tak vysokoenergetických protonů případná intergalaktická magnetická pole již nemají vliv a tak informace o směru jejich dopadu je důležitým vodítkem při hledání jejich zdrojů.
Výzkum ultraenergických kosmických paprsků je významný ze dvou důvodů. Jednak nám zde příroda zdarma nabízí ke studiu
částice s extrémně vysokými energiemi (i když s malými toky), které v našich pozemských laboratořích patrně sotva kdy budeme schopni takto urychlit. Studium interakcí částic při tak vysokých energiích umožní hlouběji proniknout do struktury stavby hmoty. Zkoumání té nejenergetičtější části spektra kosmického záření jakož i směru dopadu těchto částic poskytuje poznatky, na základě jichž lze prověřovat různé domněnky o původu těchto paprsků.
Stanovit energii protonu v oblasti 1020 eV není ovšem snadná záležitost a nelze k tomu využít odchylky v magnetickém poli jak to v laboratořích běžně provádíme v oboru nižších energií. Příroda nám zde ale sama podala pomocnou ruku a dovolila využít jevu který probíhá, když primární částice kosmického záření pronikají atmosférou. Zde dochází kaskádovitě ke vzniku t.zv. spršek, t.j. velkého počtu elektronů, mezonů µ i záření gama, které nakonec úhrnnou energii primárního paprsku převezmou. Při brzdění těchto elektonů a mezonů spršky v atmosféře dochází k exitaci atomů dusíku, které posléze energii vyzáří ve formě záblesku (zeleného) luminiscenčního světla. Prokázat na noční obloze takový hromadný záblesk pocházející od
sekundárních částic velké spršky, jejíž plošný rozsah je několik km2 a k níž dojde třeba pouze jen jednou za rok, je opravdu tvrdý oříšek.
Nicméně již řada takových detekčních systém byla realizována.
Tak například v poušti amerického státu Utah byl po řadu let v provozu detekční systém nazývaný "muší oko" (pro určité podobnosti s mnohosložkovým okem mouchy). Jeho detekční prvky tvořila dvoumetrová zrcadla, které světlo ze záblesků noční oblohy soustřeďovala na velmi citlivou CCD kameru (viz obr.2). Pomocí tohoto systému se podařilo v noci 15.října 1991 zaznamenat dopad částice s dosud rekordní energií 3,2.1020 eV (což odpovídá asi 50 joulům). Tento systém je nyní zdokonalován a v konečném stavu jej bude tvořit 54 dvoumetrových zrcadel umístěných na vrcholcích hor vzájemně vzdálených 13 km, který bude tak citlivý, že zaznamená záři čtyřwattové žárovky na vzdálenost 20 km.
Ještě větší citlivost by měl mít detekční systém nazvaný po
francouzském fyzikovi Pierre Augerovi, který by měl být dokončen
v roce 2001. Bude jej tvořit 1600 velkoobjemových (3000 galonů) detektorů Čerenkovova záření. (To vzniká, když se určitým prostředím částice pohybuje rychleji, než se tímto prostředím šíří světlo.) Jednotlivé detektory budou tvořit nádoby naplněné vodou, v nichž bude vznikat Čerenkovovo záření, které bude registrováno pomocí fotonásobičů. Síť takových detektorů bude zaujímat plochu 3000 km2. Očekává se, že tento systém bude ročně registrovat
asi 60 částic s energií vyšší než 1020 eV a umožní určovat směr dopadu primání částice s přesností asi 2o. Jsou zde ale i náměty použít k detekci luminiscenčních záblesků vyvolaných v atmosféře jednotlivými kosmickými paprsky dalekohledů s dvoumetrovými zrcadly umístěnými na oběžné dráze kolem Země. Toto zařízení nazýváme OWL (Orbiting Wideangle Light Detectors) by mohlo být realizováno ovšem až někdy v příštím století.
Teprve až se podaří pomocí těchto systémů nashromáždit statisticky dostatečné množství informací o primárních kosmických paprscích bude možno přistoupit k prověřování jednotlivých hypotéz, které byly vysloveny k objasnění jejich vzniku. Někteří autoři soudí, že by k urychlení protonů do oblasti ultravysokých energií mohlo docházet při srážkách galaxií, jiní ze vzniku podezírají radiogalaxie nabo t.zv. gama ray bursters (které v krátkých intervalech vyzařují pulsy záření gama). Další autoři zase vznik tohoto záření připisují "topologickým defektům" nebo částicím
X, které snad vznikly bezprostředně po velkém třesku. Ultraenergetické kosmické paprsky budou jak se zdá ještě dlouho patřit k nejzáhadnějším fyzikálním realitám, které známe.
Doc.RNDr.Čestmír Jech, CSc.
Ústav fyzikální chemie J.Heyrovského AV ČR
Další informace o tomto tématu (v angličtině): http://ulysses.jpl.nasa.gov/ULSHOME/gamma-ray.html