Kosmické záření

Země je stále bombardována nejrůznějšími částicemi z kosmu, jejichž energie jsou velmi vysoké. Problémem je, že některé energie jsou vysoké až příliš - částice mají vyšší energie, než povoluje teorie. Řešení této záhady jsou zatím jen dosti spekulativní, neboť dopadů extrémně energetických částic bylo dosud zaznamenáno jen několik desítek. K solidnímu proměření (a tedy snad i k řešení zmiňované záhady) nejenergetičtějšího konce spektra kosmického záření jistě přispěje budovaná observatoř Pierra Augera.

• Co je kosmické záření?
• Jaké má energie?
• Odkud přichází?
• Jaké jsou jeho zdroje?
• Jak se šíří?

Co je kosmické záření?

Za kosmické záření je obvykle považován vysokoenergetický proud částic, který do zemské atmosféry proniká z kosmického prostoru. Přesněji řečeno, jedná se o primární kosmické záření, které interaguje (tedy sráží se) s částicemi zemské atmosféry. Srážkami vznikají další a další částice, reakce se rozvětvuje a výsledkem je sprška sekundárního kosmického záření, která dopadá na zemský povrch. Kosmické záření je z největší části tvořeno protony (kolem 90%), zbytek tvoří jádra hélia a těžších prvků, jisté malé zastoupení mají i elektrony. Součástí kosmického záření jsou i další stabilní částice - neutrina, které se však mohou srazit s částicí v atmosféře jen nesmírně vzácně a mechanismy jejich urychlování nejsou zatím zcela jasné. Někdy bývají za složku kosmického záření považovány i velmi energetické gama fotony, které se rovněž mohou srazit s nějakým atomem či molekulou v atmosféře a následně vytvořit spršku sekundárního záření.

Jaké má energie?

Energie částic primárního kosmického záření se pohybuje od 10⁹ eV do cca 10²⁰ eV (1 eV odpovídá 1,602.10^-19 J; Pro porovnání je možná vhodné poznamenat, že nejenergetičtější částice připravené člověkem v urychlovačích dosahují energií nejvýše v řádu 10¹² eV.). Dolní mez je dána existencí slunečního větru, který je tvořen pohybujícími se nabitými částicemi vytvářejícími magnetické pole. Toto pole zabraňuje naprosté většině kosmického záření - nabitým částicím, aby vůbec pronikly do sluneční soustavy.

Částic s energiemi kolem 10⁹ eV dopadá na Zemi poměrně hodně, zhruba 10 tisíc na čtvereční metr za sekundu. S rostoucí energií jejich počet rychle klesá (energetický tok primárního kosmického záření je zhruba úměrný E^-3, kde E je energie), pro energie 10¹² eV je to zhruba jedna částice za sekundu na metr čtvereční. Pokles počtu částic začíná být ještě o něco rychlejší pro energie cca 10¹⁶ eV, kdy pozorujeme již jen několik částic dopadajících na čtvereční metr zas jeden rok. Této části spektra kosmického záření se říká též "koleno" - zajímavé je to, že existence takovéhoto "kolena" je pro astronomy dosud víceméně záhadou. Na mnohem větší a možná i zajímavější problémy narážíme však v oblasti částic s energiemi vyššími než 10¹⁹ eV. Částice s takovou energií dopadne zhruba jedna za rok na kilometr čtvereční. Z toho vyplývá, že statistika v této oblasti je zatím jen velmi omezená, nicméně je patrné, že energetické spektrum má v této oblasti jakýsi "kotník" - úbytek částic začíná být opět pomalejší, křivka spektra je o něco plošší. Existence "kotníku" je opět nevysvětlena, závažnější však je, že kosmické záření s takovými energiemi by se dle stávajících teorií nemělo vyskytovat vůbec.

Doposud nejenergetičtější částice zachycená na Zemi měla energii 3,2.10²⁰ eV, tedy 51 Joulů, čili zhruba tolik jako pětikilogramová cihla padající z jednoho metru. Zachycena byla fluorescenčním detektorem "Fly's Eye" (Muší oko) v Utahu v USA v 15.října roku 1991.

Odkud přichází?

Kosmické záření, které zachycujeme na Zemi, je téměř přesně izotropní, tedy ze všech směrů ho přichází stejně. Drobné odchylky od této izotropie jsou způsobeny v nízkoenergetické oblasti (do 10¹¹ eV) zářením přicházejícím od Slunce, přičemž tato složka jeví znatelné 11-leté variace shodné se slunečním cyklem. Pro vyšší energie je odchylka od izotropie menší než 1%.

Toto rovnoměrné směrové rozdělení přicházejícího kosmického záření je celkem snadno pochopitelné, když uvážíme, že v kosmickém záření výrazně převažují nabité částice, jejichž dráhy jsou zakřivovány zejména v magnetických polích. Částice tak opisují na svojí cestě k Zemi velmi složité dráhy, čímž se ztrácí informace o zdroji, v němž byly vyprodukovány. Zakřivení dráhy (které se charakterizuje tzv. Larmorovým poloměrem) je přímo úměrné energii částice a nepřímo úměrné jejímu náboji a intenzitě magnetického pole, kterým se pohybuje. Například v magnetickém poli naší Galaxie (2-3.10^-10 T) je Larmorův poloměr pro proton s energií 10¹⁵ eV pouhých 0,5 pc. Pouze nejenergetičtějším částicím s energiemi kolem 10¹⁹ eV je Galaxie poněkud "malá", jejich Larmorovy poloměry jsou v řádu kiloparseků, a kdyby tedy zdroj těchto částic měl být v naší Galaxii, museli bychom jistě pozorovat větší počet takových částic přicházejících z okolí roviny Galaxie, což se však neděje. Nejenergetičtější částice mají tedy poměrně jistě extragalaktický původ.

Jaké jsou jeho zdroje?

Z výše uvedených důvodů tedy nejsme zatím schopni identifikovat zdroje kosmického záření přímo, můžeme se jen dohadovat, při jakých procesech mohou vznikat částice s dostatečnou energií. Možné zdroje záření lze rozdělit do tří kategorií.

Do první kategorie patří velké rozlehlé objekty, například celé galaxie či velká oblaka mezigalaktického plynu, v nichž dochází k postupnému urychlování částic. Základní mechanismus tohoto urychlování navrhl již v roce 1949 Enrico Fermi. Podstatou procesu, který bývá též nazýván stochastické či difúzní urychlování, jsou opakované interakce částice s pohybujícími se oblaky kosmické plazmy, tedy v zásadě s libovolným nabitým mezihvězdným či mezigalaktickým materiálem. Podstatné je, jak vypočítal právě Fermi, že průměrná změna energie částice je při těchto urychlujících "setkáních" kladná a že při vhodných parametrech oblaku plazmatu (např. v rádiových galaxiích) může částice dosáhnout energie až 10²⁰ eV předtím, než oblast, ve které je urychlována, definitivně opustí a vydá se třeba směrem k Zemi.

Do druhé kategorie lze zařadit zdroje, v nichž probíhají více či méně katastrofické procesy. Jedná se většinou o poměrně kompaktní objekty a částice jsou v nich urychlovány jen v jediném kroku. Lze sem zařadit supernovy, aktivní galaktická jádra, akreční disky u neutronových hvězd a v neposlední řadě i procesy probíhající v souvislosti se záblesky záření gama, kde (ať již je fyzikální podstata zdrojů záblesků jakákoli) dochází k produkci gama fotonů právě interakcí ultrarelativisticky urychlených částic s okolním prostředím (a částice kosmického záření nejsou nic jiného než ultrarelativisticky urychlené částice). Dle stávajících teorií může i ve všech těchto zdrojích při ideálním nastavení parametrů docházet k urychlení částic na energie nad 10²⁰ eV.

Konečně do třetí kategorie patří tzv. exotické urychlovače. Sem patří například dosud neznámé supertěžké částice, jejichž existenci předpovídá supersymetrická teorie (SUSY) a které by mohly vznikat při srážkách či anihilaci (rovněž doposud nenalezených) topologických defektů z raných fází vesmíru, jako jsou kosmické struny, doménové stěny, magnetické monopóly a podobně. Tyto částice by měly mít energie kolem 10²⁴ eV a jejich rozpadem by měly vznikat typicky desetitisíce baryonů a mezonů s potřebnými energiemi (tedy nad 10²⁰ eV), které mohou dopadnout až na Zemi. Při těchto procesech mohou vznikat i fotony a neutrina s podobně velkými energiemi. Extrémně energetická neutrina, která mohou být i reliktní - tedy jako pozůstatky po bouřlivých procesech po velkém třesku, jsou vůbec zajímavá. Mohou se totiž srážet s jinými, pomalými neutriny a vytvářet částice Z (intermediální bosony slabé interakce), jejichž rozpadem pak vzniká několik desítek částic včetně protonů a elektronů s energiemi až do 10²¹ eV. Tato reakce je perspektivní zejména kvůli tomu, že pomalých neutrin je všude dostatek, a tak může docházet k rozpadu Z částic a následnému vzniku spršek i v poměrně "kosmologicky malých" vzdálenostech (řádově Mpc) od Země.

Jak se šíří?

Kosmické záření se nepohybuje vesmírem volně, ale je do značné míry ovlivňováno i okolním prostředím. O jeho zakřivovaných drahách jsme se již zmiňovali, avšak zvláště částice zatím nejzáhadnější, tedy ty nejenergetičtější, se účastní i řady dalších interakcí, které vedou ke snižování jejich energie.

Příčinou těchto postupných energetických ztrát jsou interakce s reliktním mikrovlnným zářením, které doplňují i srážky se zářením rádiovým a infračerveným. Částice kosmického záření (nejčastěji proton) se totiž pohybují relativistickými rychlostmi a zákonitě se na nich projevují efekty speciální teorie relativity. Ve svém klidovém systému totiž částice "vidí", že foton reliktního záření má veliký modrý dopplerovský posuv a stává se tak pro ní gama fotonem, na kterém se potom částice účinně rozptyluje a ztrácí energii - obvykle vyprodukováním pionu. Obdobně strádají i těžší jádra, které se na fotonech nejprve roztříští, ale třeba i gama fotony, které mohou srážkami například produkovat elektron -pozitronové páry.

Srážky s fotony jsou tím efektivnější, čím má částice vyšší energii. Jak ukázali nezávisle na sobě v roce 1966 K. Greisen a G.T. Zacepin spolu s V.A. Kuzminem, lze dokonce stanovit energetickou mez, která se na jejich počest nazývá mezí GZK a která pro protony činí zhruba 5.1019 eV. Podle jejich výpočtů nemohou přilétat protony s energií vyšší než 5.10¹⁹ eV ze vzdáleností větších než cca 50 - 100 Mpc, neboť ať byla jejich energie zpočátku jakákoli, postupnými srážkami s reliktními fotony se sníží až na mez GZK, pod kterou již nejsou srážky spojené s tvorbou pionů dostatečně efektivní, aby tak vedly k dalšímu snižování energie.

Detekujeme-li tedy kosmické záření s energiemi většími než je mez GZK (což skutečně, byť zřídka, detekujeme), jsou možné jen dva typy řešení. Za prvé - zdroje extrémně energetického záření jsou "blízko" Země (tedy do 50 - 100 Mpc), v takovém případě však zatím nevíme, o jaké zdroje se jedná. Výše diskutované zdroje totiž buď nejsou dost blízko (rádiové galaxie) anebo jejich parametry nejsou ideální (neutronové hvězdy). V blízkosti kompaktních objektů navíc dochází k degradaci energie částic vysíláním synchrotronového záření. Ve hře tedy zatím zůstávají jen exotické zdroje záření, jako již zmiňované topologické defekty či zatím neznámé typy částic. Za druhé - zdroje jsou v kosmologických vzdálenostech a GZK limit je vypočten špatně. To může mít však jen velmi fundamentální příčiny - spekulativní teorie, které byly zatím předloženy, se pokoušejí mez GZK zvýšit kvantově-gravitačními korekcemi vycházejícími ze superstrunové teorie, anebo tvrzením, že lorentzovská transformace není "zcela přesně invariantní", čehož důsledkem je, že speciální teorie relativity je "trochu" špatně.