Promienie Kosmiczne.pdf

Promienie kosmiczne

ûadne inne czstki nie nios tyle energii.

Cho ich rd¸o jest nieznane,

moýe znajdowa si« stosunkowo blisko

James W. Cronin, Thomas K. Gaisser i Simon P. Swordy

sk atmosfer« wpada subatomo-

wa czstka o takiej energii jak ka-

mieÄ wrzucony do studni. Wynika z tego, ýe

gdzieæ we Wszechæwiecie s si¸y zdolne

przekaza pojedynczemu protonowi ener-

gi« 100 mln razy wi«ksz niý osigana przez

najpot«ýniejsze akceleratory ziemskie. Gdzie

i w jaki sposb?

Pytania te absorbowa¸y umys¸y fizykw

od odkrycia promieni kosmicznych w 1912

roku (chociaý wiemy juý, ýe twory, o ktrych

mowa, s czstkami, nadal nazywamy je

ãpromieniamiÓ). W oærodku mi«dzygwiaz-

dowym wyst«puj jdra atomw wszystkich

pierwiastkw z tablicy okresowej; porusza-

j si« one pod wp¸ywem pl elektrycznych

i magnetycznych. Gdyby nie by¸o atmosfe-

ry ziemskiej, promienie kosmiczne zagraýa-

¸yby w znacznym stopniu naszemu zdrowiu;

ludzie ýyjcy w grach lub cz«sto podrýu-

jcy samolotami otrzymuj mierzalne, do-

datkowe dawki promieniowania.

By moýe najbardziej rzuca si« w oczy fakt,

ýe naukowcy do tej pory nie odkryli natural-

nego kraÄca widma promieniowania ko-

smicznego. Wi«kszoæ znanych rde¸ na¸a-

dowanych czstek Ð takich jak S¸oÄce z jego

wiatrem s¸onecznym Ð charakteryzuje si«

pewn wartoæci graniczn energii; rd¸a te

po prostu nie wytwarzaj czstek o energiach

powyýej tej granicy. Promienie kosmiczne

natomiast si« pojawiaj, aczkolwiek w coraz

mniejszej iloæci, przy tak wysokich energiach,

jakie tylko astrofizycy potrafi zmierzy. Da-

ne koÄcz si« na poziomie 300 mld razy wi«k-

szym od energii spoczynkowej protonu, gdyý

obecnie nie ma detektora tak ogromnego, by

zdo¸a¸ zarejestrowa bardzo ma¸ liczb« cz-

stek o wyýszych energiach.

Niemniej w odst«pach kilkuletnich obser-

wowano dowody istnienia promieni kosmicz-

nych o skrajnie wysokich energiach; czstki te,

trafiajc do atmosfery, tworzy¸y niezliczone

czstki wtrne (¸atwiejsze do wykrycia). Na

przyk¸ad 15 padziernika 1991 roku obser-

watorium promieniowania kosmicznego na

pustyni Utah zarejestrowa¸o p«k czstek wtr-

nych, pochodzcych od promienia kosmicz-

nego o energii 50 J (3 x 10 20 eV). StrumieÄ

promieniowania kosmicznego malejcy ze

wzrostem energii powinien, zbliýajc si« do

poziomu 10 16 eV, zanikn, ale tak si« nie dzie-

je, co sugeruje, ýe mechanizm odpowiedzial-

ny za powstawanie promieni kosmicznych

o skrajnie wysokich energiach jest inny niý

produkujcy promieniowanie o energiach

bardziej umiarkowanych.

W 1960 roku Bernard Peters z Tata Insti-

tute w Bombaju wysun¸ hipotez«, ýe pro-

mienie kosmiczne o niýszej energii powsta-

j przewaýnie w naszej Galaktyce, podczas

gdy te o wyýszej energii pochodz z odle-

glejszych rde¸. Sk¸oni¸a go do tego obser-

wacja, ýe na przyk¸ad tor protonu naleý-

cego do promieni kosmicznych o energii

ponad 10 19 eV nie mg¸by zosta znaczco

odchylony przez ýadne z pl magnetycz-

nych generowanych przez Galaktyk«, tak

wi«c powinien by mniej wi«cej prostoli-

niowy. Jeýeli takie czstki pochodzi¸yby

z g¸«bi naszej Galaktyki, moglibyæmy si«

spodziewa rýnej ich liczby z rýnych kie-

runkw, poniewaý Droga Mleczna nie ota-

cza nas symetrycznie. Rozk¸ad ten jest w za-

sadzie izotropowy, tak jak w przypadku

promieni o niýszych energiach, ktrych kie-

runki s rozproszone.

Promienie kosmiczne

Ð jdra atomowe w«drujce

z podæwietln pr«dkoæci Ð

przemierzaj dziwaczny,

skrcony relatywistycznie

kosmos, zanim uderz w jdra

atomw gazu atmosferycznego

wysoko nad Ziemi.

Znaczna cz«æ energii zostaje

przekszta¸cona w materi« Ð

subatomowe czstki

takie jak miony, ktre z kolei

zderzaj si« gwa¸townie

z innymi atomami w atmosferze,

tworzc ãp«k atmosferycznyÓ.

Emitowane jest takýe

promieniowanie

Supernowe jako pompy

Z tych niepewnych wnioskw wynika, jak

niewiele wiemy o pochodzeniu promieni kos-

micznych. Astrofizycy dysponuj wiarygod-

nymi modelami ich powstawania, ale nie

znaj ostatecznych odpowiedzi. O tym sta-

nie rzeczy decyduje zapewne niewyobraýal-

na prawie rýnica mi«dzy warunkami pa-

nujcymi na Ziemi i w obszarach, gdzie rodz

si« promienie kosmiczne. W przestrzeni mi«-

dzygwiazdowej w centymetrze szeæciennym

wyst«puje mniej wi«cej jeden atom, co jest

g«stoæci o wiele niýsz niý w najlepszej

sztucznej prýni, jak potrafimy wytworzy.

Ponadto obszary te s wype¸nione rozleg¸y-

mi polami elektrycznymi i magnetycznymi,

powizanymi æciæle z rozproszon popula-

cj na¸adowanych czstek Ð jeszcze mniej licz-

nych od atomw neutralnych.

Oærodkowi takiemu daleko do oazy spo-

koju, jakiej moglibyæmy si« spodziewa: ni-

skie g«stoæci pozwalaj si¸om elektrycznym

36 å WIAT N AUKI Marzec 1997

M niej wi«cej co sekund« w ziem-

ûycie promienia kosmicznego

Czstki na pocztkowym etapie

rozwoju kaskady poruszaj si«

tak szybko, ýe przewyýszaj

w rozrzedzonych grnych

warstwach atmosfery pr«dkoæ

æwiat¸a (nieznacznie niýsz

niý pr«dkoæ æwiat¸a w prýni),

i dlatego emituj promieniowanie

Czerenkowa Ð odpowiednik

optyczny huku powstajcego

przy przekraczaniu bariery dwi«ku.

Gdy czstki powsta¸e w wyniku pocztkowego

zderzenia wpadn na jdra atomowe atmosfery,

kosztem ich energii mog powsta inne czstki

oraz wysokoenergetyczne promieniowanie.

Z zasady zachowania p«du wynika, ýe wi«kszoæ

wykreowanej materii porusza si« w tym samym

kierunku, co pocztkowy promieÄ kosmiczny,

natomiast fotony mog by w zasadzie

emitowane we wszystkich kierunkach.

Miony i inne resztki na koÄcu p«ku

atmosferycznego rozproszy¸y juý swoj

energi« na tyle, ýe ich oddzia¸ywanie

z atmosfer generuje g¸wnie promieniowanie

ultrafioletowe, powstajce w wyniku zniszczenia

pow¸ok elektronowych w atomach. åwiat¸o to

moýe by wykrywane przez czu¸e fotomnoýniki.

W przypadku szczeglnie wysokiej energii

niektre czstki p«ku osigaj poziom gruntu

i tam rwnieý mog zosta wykryte.

å WIAT N AUKI Marzec 1997 37

PROMIEÁ KOSMICZNY moýe zosta, jak

si« przypuszcza, przyspieszony w wyniku

wybuchu supernowej. Astrofizycy wysun«-

li hipotez«, ýe jdra atomowe, przechodzc

przez front fali uderzeniowej supernowej,

pobieraj energi« z turbulentnych pl ma-

gnetycznych osadzonych w fali. Tor czst-

ki moýe by tak odchylany, ýe przechodzi

ona przez front fali setki, a nawet tysice ra-

zy, pobierajc za kaýdym razem coraz wi«-

cej energii, aý wylatuje jako promieÄ ko-

smiczny. Wi«kszoæ czstek porusza si« po

torach dajcych stosunkowo s¸abe przyspie-

szenia, co odpowiada oglnemu kszta¸towi

widma energetycznego promieniowania ko-

smicznego (skrajnie z prawej) , ktre opada

przy wyýszych energiach. Z wygi«cia krzy-

wej (ãkolankaÓ) wynika, ýe wi«kszoæ cz-

stek jest przyspieszana przez mechanizm

dostarczajcy nie wi«cej niý 10 15 eV energii.

Nadmiar czstek o skrajnie wysokich ener-

giach æwiadczy o wyst«powaniu dodatko-

wego ich rd¸a, ktrego natura nie zosta¸a

jeszcze poznana.

PROMIEÁ

KOSMICZNY

JDRA ATOMOWE

OåRODKA MI¢DZYGWIAZDOWEGO

FRONT FALI

UDERZENIOWEJ

SUPERNOWA

i magnetycznym dzia¸a na wielkie od-

leg¸oæci i przez d¸ugi czas, co w przypad-

ku materii o g«stoæci ziemskiej zosta¸oby

bardzo szybko st¸umione. PrzestrzeÄ mi«-

dzygwiazdowa jest zatem wype¸niona

turbulentn wysokoenergetyczn plazm

cz«æciowo zjonizowanego gazu, znajdu-

jcego si« w stanie gwa¸townej aktywno-

æci. Ruch ten cz«sto trudno zaobserwo-

wa w skali czasowej dost«pnej cz¸owie-

kowi, odleg¸oæci astronomiczne s bo-

wiem ogromne; niemniej te same odle-

g¸oæci pozwalaj nawet umiarkowanym

si¸om na imponujce wzmocnienie. Przez

ziemski akcelerator czstka przemkn«¸a-

by w kilka mikrosekund, natomiast w je-

go kosmicznym odpowiedniku moýe

sp«dzi lata, a nawet tysiclecia. (Na ska-

le czasowe maj dodatkowy wp¸yw nie-

zwyk¸e, zniekszta¸cone relatywistycznie

uk¸ady, w ktrych poruszaj si« czstki

promieniowania kosmicznego o skrajnie

wysokich energiach. Jeæli moglibyæmy

obserwowa tak czstk« przez 10 tys.

lat, to z jej punktu widzenia okres ten

odpowiada¸by zaledwie sekundzie.)

Astronomowie juý od dawna rozwa-

ýali moýliwoæ, ýe wi«kszoæ galaktycz-

nego promieniowania kosmicznego Ð

o energii poniýej mniej wi«cej 10 16 eV Ð

nie powstaje podczas wybuchu super-

nowych. Hipoteza ta narzuca¸a si«

wprost, skoro moc potrzebna do utrzy-

mania na obserwowanym poziomie za-

pasu jder promieniowania kosmiczne-

POROZRYWANE

LINIE SIü

POLA MAGNETYCZNEGO

go w Drodze Mlecznej jest tylko niewie-

le mniejsza niý ærednia energia kinetycz-

na dostarczana oærodkowi galaktyczne-

mu w trzech wybuchach supernowych,

do ktrych dochodzi w kaýdym stule-

ciu. Niewiele jest Ð jeýeli w ogle istnie-

j Ð innych rde¸ takiej energii w na-

szej Galaktyce.

Gdy zapada si« gwiazda o duýej ma-

sie, jej zewn«trzne cz«æci eksploduj,

osigajc pr«dkoæ ponad 10 000 km/s.

Podobna iloæ energii jest wyzwalana

podczas ca¸kowitego rozpadu bia¸ego

kar¸a w wybuchu termojdrowym.

W obydwu typach supernowych wyrzu-

cana materia rozprasza si« z pr«dkoæci

naddwi«kow, powodujc w otacza-

jcym j oærodku powstanie silnej fali

uderzeniowej. Przypuszcza si«, ýe takie

fale uderzeniowe przyspieszaj jdra ma-

terii, przez ktr przechodz, przekszta¸-

cajc je w promienie kosmiczne. Ponie-

waý promienie kosmiczne s na¸ado-

wane, poruszaj si« w mi«dzygwiazdo-

wych polach magnetycznych po skom-

plikowanych torach. W wyniku tego ich

kierunki obserwowane z Ziemi nie do-

starczaj ýadnej informacji o po¸oýeniu

pierwotnych rde¸.

Przypatrujc si« promieniowaniu syn-

chrotronowemu, zwizanemu czasem

z pozosta¸oæciami po supernowych, na-

DETEKTOR P¢KU ATMOSFERYCZNEGO

poszukuje æladw promieni kosmicznych

w grnych warstwach atmosfery. Fotodetek-

tory mog æledzi b¸yski æwiat¸a powodo-

wane przez czstki oddzia¸ujce z czstecz-

kami powietrza i okreæla energi« oraz

prawdopodobn toýsamoæ dochodzcych

promieni. Detektor FlyÕs Eye (z prawej na

zbliýeniu) usytuowany jest w Utah.

38 å WIAT N AUKI Marzec 1997

JEDNA CZSTKA

NA METR KWADRATOWY

NA SEKUND¢

niu od promieniowania dochodzce-

go z wn«trza pozosta¸oæci promienio-

wanie rentgenowskie otoczki wyka-

zuje cechy charakterystyczne promie-

niowania synchrotronowego. Astrofi-

zycy wywnioskowali z tego, ýe elektro-

ny by¸y tam przyspieszane aý do ener-

gii 10 14 eV (100 TeV).

Detektor EGRET, umieszczony na po-

k¸adzie Compton Gamma Ray Observatory ,

zosta¸ uýyty do badania punktowych

rde¸ promieniowania

mi atmosfery ziemskiej, gdy powstaje

p«k czstek wtrnych. Aby wi«c upew-

ni si« co do sk¸adu chemicznego pro-

mieni kosmicznych, naleýy przeprowa-

dzi pomiar, zanim jeszcze wejd one

w g«ste warstwy atmosfery. Niestety, za-

rejestrowanie 100 promieni kosmicznych

o energiach bliskich 10 14 eV wymaga od

detektora o powierzchni 10 m 2 dzia¸ania

na orbicie przez trzy lata. Typowe cza-

sy ekspozycji s obecnie rwnowaýne

mniej wi«cej 3 dniom na 1 m 2 detektora.

Naukowcy staraj si« rozwiza ten

problem za pomoc pewnych pomys¸o-

wych eksperymentw. Na przyk¸ad

w NASA zosta¸a rozwini«ta technologia

utrzymywania duýych ¸adunkw (o wa-

dze oko¸o trzech ton) przez wiele dni na

balonach pozostajcych na duýych wy-

sokoæciach. Koszty takich eksperymen-

tw stanowi niewielk cz«æ kosztw

detektora tej klasy umieszczonego na

satelicie. Najbardziej udane loty tego ty-

pu odby¸y si« na Antarktydzie, gdzie

wiatry w grnych warstwach atmosfery

zataczaj niemal idealny okrg wok¸

bieguna po¸udniowego.

Balon wypuszczony w McMurdo

Sound na wybrzeýu Antarktydy prze-

w«druje po zamkni«tej p«tli o prawie

sta¸ym promieniu wok¸ bieguna i po-

wrci w koÄcu w pobliýe miejsca, skd

zosta¸ wys¸any. Niektre z balonw

okrýy¸y kontynent w cigu 10 dni.

Swordy wsp¸pracuje z Dietrichem Ml-

lerem i Peterem Meyerem z University of

Chicago nad budow detektora o po-

wierzchni 10 m 2 mogcego dokona w

czasie takiego lotu pomiarw ci«ýkich

jder promieniowania kosmicznego, kt-

rych energia dochodzi do 10 15 eV. Do-

k¸adaj rwnieý staraÄ, by wyd¸uýy

czas ekspozycji do oko¸o 100 dni, orga-

nizujc podobne loty bliýej rwnika.

JEDNA CZSTKA

NA METR KWADRATOWY

NA ROK

KOLANKO

JEDNA CZSTKA

NA KILOMETR

KWADRATOWY

NA ROK

utoýsamia-

nych z pozosta¸oæciami po supernowych.

Obserwowane nat«ýenia promieniowa-

nia i ich widma (aý do miliarda elektro-

nowoltw) wskazuj, ýe pochodzi ono

z rozpadu czstek zwanych pionami

neutralnymi, ktre mog¸yby powstawa

w efekcie zderzenia promieni kosmicz-

nych stanowicych resztki eksplodu-

jcej gwiazdy z otaczajcym j gazem

mi«dzygwiazdowym. Interesujce jest

jednak to, ýe poszukiwania przedsi«-

wzi«te w naziemnym Whipple Observa-

tory w zakresie promieni

10 10

10 12

10 14

10 16

10 18

10 20

ENERGIA (ELEKTRONOWOLTY)

ukowcy znaleli bardziej bezpoærednie

dowody wyst«powania supernowych

w roli akceleratorw. Promieniowanie

synchrotronowe jest charakterystyczne

dla elektronw o wysokiej energii, poru-

szajcych si« w intensywnym polu ma-

gnetycznym, ktre mog¸oby dzia¸a ja-

ko akcelerator promieni kosmicznych,

a pojawianie si« w niektrych pozosta-

¸oæciach po supernowych synchrotro-

nowego promieniowania rentgenow-

skiego æwiadczy o szczeglnie wysokich

energiach. (W urzdzeniach ziemskich

emisja synchrotronowa ogranicza ener-

gi« czstek, poniewaý tempo jej wy-

æwiecania wzrasta wraz z pr«dkoæci

czstki. W pewnym momencie energia

w postaci promieniowania uchodzi z

przyspieszanej czstki w takim tempie,

w jakim jest do niej dostarczana.) Ostat-

nio japoÄski satelita przeznaczony do

obserwacji promieniowania rentgenow-

skiego ASCA wykona¸ zdj«cia otoczki

supernowej z 1006 roku. W odrýnie-

o duýo wyý-

szych energiach, pochodzcych w kilku

przypadkach z tych samych pozosta¸o-

æci po supernowych, nie doprowadzi¸y

do stwierdzenia sygna¸w na takim po-

ziomie, jakiego naleýa¸o si« spodziewa,

gdyby wybuchy przyspiesza¸y czstki

do energii 10 14 eV lub wyýszych.

Dodatkowo sprawdzamy zwizek

mi«dzy promieniami kosmicznymi o wy-

sokich energiach a supernowymi, bada-

jc sk¸ad chemiczny jder atomowych

promieni. Rozmiary orbity na¸adowanej

czstki w polu magnetycznym s pro-

porcjonalne do jej ca¸kowitego p«du

przypadajcego na jednostk« ¸adunku,

tak wi«c ci«ýsze jdra o danych rozmia-

rach orbity maj wi«ksz energi« ca¸ko-

wit. Kaýdy proces ograniczajcy przy-

spieszanie czstek z powodu wielkoæci

orbity (na przyk¸ad przyspieszanie w

ograniczonym obszarze) prowadzi za-

tem b«dzie do nadwyýki ci«ýszych jder

towarzyszcych wyýszym energiom.

Chcielibyæmy jednak pjæ dalej i zna-

le ælad pierwiastkw przyspieszanych

w poszczeglnych typach supernowych.

Na przyk¸ad supernowa powsta¸a w

wyniku rozpadu bia¸ego kar¸a powin-

na przyspiesza wszystkie jdra atomo-

we, ktre znajduj si« w otaczajcym j

oærodku mi«dzygwiazdowym, nato-

miast powstajca w wyniku zapada-

nia si« gwiazdy o duýej masie Ð wiatr

gwiazdowy otaczajcy gwiazd« na

wczeæniejszych etapach ewolucji. W nie-

ktrych przypadkach w wietrze tym po-

winno si« znajdowa wi«cej helu, w«-

gla, a nawet pierwiastkw ci«ýszych.

Wysokoenergetyczne promienie kos-

miczne niemal ca¸kowicie trac toýsa-

moæ podczas oddzia¸ywania z atoma-

W przestrzeni mi«dzygalaktycznej

Badanie promieni kosmicznych

o jeszcze wi«kszych energiach Ð powsta-

jcych w nie znanych dotd rd¸ach Ð

wymaga zastosowania olbrzymich de-

tektorw naziemnych. Pozwala to po-

kona problemy zwizane z ma¸ym

strumieniem, gdyý moýna prowadzi

obserwacj« ogromnych powierzchni

efektywnych w cigu miesi«cy, a nawet

lat. Ta informacja musi zosta jednak

wy¸owiona z kaskad czstek wtrnych

Ð elektronw, mionw i promieni

å WIAT N AUKI Marzec 1997 39

ktrych rd¸em wysoko w atmosferze

jest wpadajce jdro atomowe promie-

nia kosmicznego. Takie poærednie meto-

dy mog, zamiast identyfikowa liczb«

atomow kaýdego wpadajcego jdra,

jedynie sugerowa oglny sk¸ad che-

miczny tych promieni.

BALON WYSOKOåCIOWY wypuszczony

w pobliýu Bazy McMurdo na Antarktydzie

wynosi detektory promieniowania kosmicz-

nego ponad atmosfer«. Na wysokoæci 40 km

nad czap polarn wiatry zataczaj wok¸

bieguna po¸udniowego okr«gi, odsy¸ajc na

powrt balon w okolice punktu startowego

po mniej wi«cej 10 dniach. Detektory na ba-

lonach nie s tak czu¸e jak umieszczane na

pok¸adach satelitw, za to mog by o wie-

le wi«ksze i kosztuj znacznie mniej.

LODOWIEC

SZELFOWY ROSSA

LODOWIEC

SZELFOWY RONNE

BAZA

McMURDO

Miliony czstek wtrnych wyzwolo-

nych przez promieÄ kosmiczny s roz-

rzucane na poziomie gruntu na obszarze

o promieniu setek metrw. Poniewaý

nie jest zbyt praktyczne pokrywanie de-

tektorami ca¸ego tak wielkiego obsza-

ru, rejestruje si« takie p«ki atmosferycz-

ne w kilkuset rýnych miejscach.

Usprawnienia techniczne umoýliwi¸y

gromadzenie coraz bardziej z¸oýonych

serii danych, pozwalajc w ten sposb

wycign wnioski z badania kaýdego

p«ku. Na przyk¸ad w eksperymencie

o nazwie CASA-MIA-DICE przeprowa-

dzonym w Utah, w ktrym bior udzia¸

Cronin i Swordy, dokonuje si« pomia-

rw rozk¸adu elektronw i mionw przy

powierzchni Ziemi. Wykrywane jest tak-

ýe promieniowanie Czerenkowa (rodzaj

optycznej fali uderzeniowej wytwarza-

nej przez czstki poruszajce si« z pr«d-

koæci wi«ksz niý æwiat¸o w otaczaj-

cym je oærodku), generowane przez

czstki p«ku w rýnych warstwach at-

mosfery. Dane te pozwalaj na wierniej-

sz rekonstrukcj« kszta¸tu p«ku, a zatem

na lepsze odtworzenie energii i zidenty-

fikowanie promienia kosmicznego, kt-

ry go zainicjowa¸.

Gaisser mierzy natomiast w¸asnoæci

p«kw osigajcych powierzchni« Zie-

mi na biegunie po¸udniowym. Ekspe-

rymentatorzy wsp¸pracuj z AMAN-

DA (Antarctic Muon and Neutrino

Detector Array Ð antarktycznym uk¸a-

dem detektorw mionw i neutrin)

wykrywajcym miony o wysokiej ener-

gii, powstajce w tych samych p«kach

w wyniku obserwacji promieniowania

Czerenkowa generowanego g¸«boko

w lodowej czapie polarnej. G¸wnym

zadaniem AMANDA jest wy¸apywanie

æladw neutrin wytwarzanych w kos-

micznych akceleratorach, ktre mog

generowa po przejæciu przez wn«trze

Ziemi p«ki skierowane ku grze.

Poza gromadzeniem dok¸adniejszych

danych naukowcy udoskonalaj takýe

symulacje komputerowe rozwoju p«-

kw atmosferycznych. Modele pozwa-

laj zrozumie zarwno moýliwoæci,

jak i ograniczenia pomiarw naziem-

nych. Poszerzenie zakresu bezpoæred-

nich pomiarw energii promieniowa-

nia kosmicznego pomoýe w prowadze-

KIERUNEK LOTU

ANTARKTYDA

niu obserwacji tych samych rodzajw

promieni kosmicznych przez detektory

naziemne i powietrzne, a takýe w lep-

szym kalibrowaniu danych naziemnych.

Spoærd promieni kosmicznych o ener-

giach przewyýszajcych 10 20 eV w atmo-

sfer« ziemsk uderza najwyýej jeden na

kilometr kwadratowy rocznie. W zwiz-

ku z tym ich badanie wymaga stosowa-

nia detektora p«kw atmosferycznych

o prawdziwie gigantycznych rozmiarach.

Oprcz incydentu z 1991 roku w Utah

czstki o energiach powyýej 10 20 eV by¸y

rejestrowane przez rýne grupy w ca¸ych

Stanach Zjednoczonych, w Akeno w Ja-

ponii, w Haverah Park w Wielkiej Bryta-

nii i w Jakucku na Syberii.

Jeæliby rd¸a takich wysokoenerge-

tycznych czstek by¸y roz¸oýone rwno-

miernie we Wszechæwiecie, oddzia¸ywa-

nie z mikrofalowym promieniowaniem

t¸a powodowa¸oby ostre obci«cie liczby

czstek o energiach powyýej 5 x 10 19 eV;

taki przypadek jednak nie zachodzi. Za-

rejestrowano dotychczas zbyt ma¸o zda-

rzeÄ o energii przekraczajcej ten sym-

boliczny prg, aby mc stwierdzi, co si«

dzieje, lecz nawet te nieliczne, ktrych

æwiadkami byliæmy, daj nam jedyn

w swoim rodzaju okazj« do budowania

rýnych teorii. Poniewaý promienie te

nie ulegaj w zasadzie odchyleniu przez

s¸abe mi«dzygalaktyczne pola magne-

tyczne, pomiary kierunku przychodze-

nia dostatecznie duýej prbki powinny

jednoznacznie wskaza po¸oýenie ich

rde¸.

Bardzo interesujce jest dedukowa-

nie toýsamoæci rde¸. Szeroki zakres

moýliwoæci daj trzy przedstawione

ostatnio hipotezy: dysk akrecyjny wo-

k¸ galaktycznej czarnej dziury, b¸yski

promieniowania

Niezwyk¸e olbrzymy

Czstki o tak wysokich energiach sta-

nowi prawdziw zagadk«. Z jednej

strony, dochodz prawdopodobnie spo-

za naszej Galaktyki, poniewaý ýaden

znany galaktyczny mechanizm przy-

spieszania nie mg¸by ich wytworzy,

a ponadto przychodz ze wszystkich

kierunkw, chociaý pole magnetyczne

Galaktyki nie zagina ich toru. Z drugiej

zaæ strony, ich rd¸o nie moýe by bar-

dziej odleg¸e niý jakieæ 30 mln lat æwietl-

nych Ð w przeciwnym razie czstki te

utraci¸yby swoj energi«, oddzia¸ujc

z globalnym t¸em promieniowania mi-

krofalowego pozosta¸ego po narodzi-

nach kosmosu w Wielkim Wybuchu.

W relatywistycznym wszechæwiecie,

ktry zape¸niaj promienie kosmiczne

o najwyýszych energiach, nawet poje-

dynczy foton o cz«stoæci radiowej ma

wystarczajco duýo krzepy, by pozba-

wi czstk« wi«kszoæci jej energii.

oraz defekty topolo-

giczne struktury Wszechæwiata.

Astrofizycy przewidzieli, ýe do wy-

rzucenia relatywistycznych strug mate-

rii daleko w przestrzeÄ mi«dzygalak-

tyczn z pr«dkoæciami dochodzcymi

do osiganej przez æwiat¸o konieczne s

czarne dziury o masach powyýej miliar-

da mas S¸oÄca, wsysajce materi« w j-

drach aktywnych galaktyk. Mapy takich

strug materii zosta¸y sporzdzone za

pomoc radioteleskopw. Peter L. Bier-

mann z Instytutu Radioastronomicz-

nego Maxa Plancka w Bonn wraz ze

wsp¸pracownikami przypuszczaj, ýe

gorce plamy widoczne w tych struk-

turach radiowych s frontami fal ude-

40 å WIAT N AUKI Marzec 1997

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: