36 Â

WIAT

N

AUKI

Marzec 1997

M

niej wi´cej co sekund´ w ziem-
skà atmosfer´ wpada subatomo-
wa czàstka o takiej energii jak ka-

mieƒ wrzucony do studni. Wynika z tego, ˝e
gdzieÊ we WszechÊwiecie sà si∏y zdolne
przekazaç pojedynczemu protonowi ener-
gi´ 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´dzygwiaz-
dowym wyst´pujà jàdra atomów wszystkich
pierwiastków z tablicy okresowej; porusza-
jà si´ one pod wp∏ywem pól elektrycznych
i magnetycznych. Gdyby nie by∏o atmosfe-
ry ziemskiej, promienie kosmiczne zagra˝a-
∏yby w znacznym stopniu naszemu zdrowiu;
ludzie ˝yjàcy w górach lub cz´sto podró˝u-
jàcy samolotami otrzymujà mierzalne, do-
datkowe dawki promieniowania.

Byç mo˝e najbardziej rzuca si´ w oczy fakt,

˝e naukowcy do tej pory nie odkryli natural-
nego kraƒca widma promieniowania ko-
smicznego. Wi´kszoÊç znanych êróde∏ na∏a-
dowanych 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. Da-
ne koƒczà si´ na poziomie 300 mld razy wi´k-
szym od energii spoczynkowej protonu, gdy˝
obecnie nie ma detektora tak ogromnego, by
zdo∏a∏ zarejestrowaç bardzo ma∏à liczb´ czà-
stek o wy˝szych energiach.

Niemniej w odst´pach kilkuletnich obser-

wowano dowody istnienia promieni kosmicz-
nych o skrajnie wysokich energiach; czàstki te,
trafiajàc do atmosfery, tworzy∏y niezliczone
czàstki wtórne (∏atwiejsze do wykrycia). Na
przyk∏ad 15 paêdziernika 1991 roku obser-
watorium promieniowania kosmicznego na
pustyni Utah zarejestrowa∏o p´k czàstek wtór-
nych, pochodzàcych od promienia kosmicz-
nego o energii 50 J (3 x 10

20

eV). Strumieƒ

promieniowania kosmicznego malejàcy ze

wzrostem energii powinien, zbli˝ajàc si´ do
poziomu 10

16

eV, zaniknàç, ale tak si´ nie dzie-

je, co sugeruje, ˝e mechanizm odpowiedzial-
ny za powstawanie promieni kosmicznych
o skrajnie wysokich energiach jest inny ni˝
produkujàcy promieniowanie o energiach
bardziej umiarkowanych.

W 1960 roku Bernard Peters z Tata Insti-

tute w Bombaju wysunà∏ hipotez´, ˝e pro-
mienie kosmiczne o ni˝szej energii powsta-
jà przewa˝nie w naszej Galaktyce, podczas
gdy te o wy˝szej energii pochodzà z odle-
glejszych êróde∏. Sk∏oni∏a go do tego obser-
wacja, ˝e na przyk∏ad tor protonu nale˝à-
cego do promieni kosmicznych o energii
ponad 10

19

eV nie móg∏by zostaç znaczàco

odchylony przez ˝adne z pól magnetycz-
nych generowanych przez Galaktyk´, tak
wi´c powinien byç mniej wi´cej prostoli-
niowy. Je˝eli takie czàstki pochodzi∏yby
z g∏´bi naszej Galaktyki, moglibyÊmy si´
spodziewaç ró˝nej ich liczby z ró˝nych kie-
runków, poniewa˝ Droga Mleczna nie ota-
cza nas symetrycznie. Rozk∏ad ten jest w za-
sadzie izotropowy, tak jak w przypadku
promieni o ni˝szych energiach, których kie-
runki sà rozproszone.

Supernowe jako pompy

Z tych niepewnych wniosków wynika, jak

niewiele wiemy o pochodzeniu promieni kos-
micznych. Astrofizycy dysponujà wiarygod-
nymi modelami ich powstawania, ale nie
znajà ostatecznych odpowiedzi. O tym sta-
nie rzeczy decyduje zapewne niewyobra˝al-
na prawie ró˝nica mi´dzy warunkami pa-
nujàcymi 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∏y-
mi polami elektrycznymi i magnetycznymi,
powiàzanymi ÊciÊle z rozproszonà popula-
cjà na∏adowanych czàstek – jeszcze mniej licz-
nych od atomów neutralnych.

OÊrodkowi takiemu daleko do oazy spo-

koju, jakiej moglibyÊmy si´ spodziewaç: ni-
skie g´stoÊci pozwalajà si∏om elektrycznym

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

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.

MICHAEL GOODMAN

Â

WIAT

N

AUKI

Marzec 1997 37

˚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.

i magnetycznym dzia∏aç na wielkie od-
leg∏oÊci i przez d∏ugi czas, co w przypad-
ku 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, znajdu-
jàcego si´ w stanie gwa∏townej aktywno-
Êci. Ruch ten cz´sto trudno zaobserwo-
waç w skali czasowej dost´pnej cz∏owie-
kowi, odleg∏oÊci astronomiczne sà bo-
wiem ogromne; niemniej te same odle-
g∏oÊci pozwalajà nawet umiarkowanym
si∏om na imponujàce wzmocnienie. Przez
ziemski akcelerator czàstka przemkn´∏a-
by w kilka mikrosekund, natomiast w je-
go kosmicznym odpowiedniku mo˝e
sp´dziç lata, a nawet tysiàclecia. (Na ska-
le czasowe majà dodatkowy wp∏yw nie-
zwyk∏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 galaktycz-
nego promieniowania kosmicznego –
o energii poni˝ej mniej wi´cej 10

16

eV –

nie powstaje podczas wybuchu super-
nowych. Hipoteza ta narzuca∏a si´
wprost, skoro moc potrzebna do utrzy-
mania na obserwowanym poziomie za-
pasu jàder promieniowania kosmiczne-

go w Drodze Mlecznej jest tylko niewie-
le mniejsza ni˝ Êrednia energia kinetycz-
na dostarczana oÊrodkowi galaktyczne-
mu w trzech wybuchach supernowych,
do których dochodzi w ka˝dym stule-
ciu. Niewiele jest – je˝eli w ogóle istnie-
jà – innych êróde∏ takiej energii w na-
szej Galaktyce.

Gdy zapada si´ gwiazda o du˝ej ma-

sie, 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 wyrzu-
cana materia rozprasza si´ z pr´dkoÊcià

naddêwi´kowà, powodujàc w otacza-
jàcym jà oÊrodku powstanie silnej fali
uderzeniowej. Przypuszcza si´, ˝e takie
fale uderzeniowe przyspieszajà jàdra ma-
terii, przez którà przechodzà, przekszta∏-
cajàc je w promienie kosmiczne. Ponie-
wa˝ promienie kosmiczne sà na∏ado-
wane, poruszajà si´ w mi´dzygwiazdo-
wych polach magnetycznych po skom-
plikowanych torach. W wyniku tego ich
kierunki obserwowane z Ziemi nie do-
starczajà ˝adnej informacji o po∏o˝eniu
pierwotnych êróde∏.

Przypatrujàc si´ promieniowaniu syn-

chrotronowemu, zwiàzanemu czasem
z pozosta∏oÊciami po supernowych, na-

38 Â

WIAT

N

AUKI

Marzec 1997

DETEKTOR P¢KU ATMOSFERYCZNEGO
poszukuje Êladów promieni kosmicznych
w górnych warstwach atmosfery. Fotodetek-
tory mogà Êledziç b∏yski Êwiat∏a powodo-
wane przez czàstki oddzia∏ujàce z czàstecz-
kami powietrza i okreÊlaç energi´ oraz
prawdopodobnà to˝samoÊç dochodzàcych
promieni. Detektor Fly’s Eye (z prawej na
zbli˝eniu) usytuowany jest w Utah.

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 ma-
gnetycznych osadzonych w fali. Tor czàst-
ki mo˝e byç tak odchylany, ˝e przechodzi
ona przez front fali setki, a nawet tysiàce ra-
zy, pobierajàc za ka˝dym razem coraz wi´-
cej energii, a˝ wylatuje jako promieƒ ko-
smiczny. Wi´kszoÊç czàstek porusza si´ po
torach dajàcych stosunkowo s∏abe przyspie-
szenia, co odpowiada ogólnemu kszta∏towi
widma energetycznego promieniowania ko-
smicznego (skrajnie z prawej), które opada
przy wy˝szych energiach. Z wygi´cia krzy-
wej („kolanka”) wynika, ˝e wi´kszoÊç czà-
stek jest przyspieszana przez mechanizm
dostarczajàcy nie wi´cej ni˝ 10

15

eV energii.

Nadmiar czàstek o skrajnie wysokich ener-
giach Êwiadczy o wyst´powaniu dodatko-
wego ich êród∏a, którego natura nie zosta∏a
jeszcze poznana.

PROMIE¡

KOSMICZNY

JÑDRA ATOMOWE

OÂRODKA MI¢DZYGWIAZDOWEGO

SUPERNOWA

POROZRYWANE
LINIE SI¸
POLA MAGNETYCZNEGO

FRONT FALI
UDERZENIOWEJ

GEORGE KELVIN

B. BOLA

U.S. Army

ukowcy znaleêli bardziej bezpoÊrednie
dowody wyst´powania supernowych
w roli akceleratorów. Promieniowanie
synchrotronowe jest charakterystyczne
dla elektronów o wysokiej energii, poru-
szajàcych si´ w intensywnym polu ma-
gnetycznym, które mog∏oby dzia∏aç ja-
ko akcelerator promieni kosmicznych,
a pojawianie si´ w niektórych pozosta-
∏oÊciach po supernowych synchrotro-
nowego promieniowania rentgenow-
skiego Êwiadczy o szczególnie wysokich
energiach. (W urzàdzeniach ziemskich
emisja synchrotronowa ogranicza ener-
gi´ czàstek, poniewa˝ tempo jej wy-
Êwiecania 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.) Ostat-
nio japoƒski satelita przeznaczony do
obserwacji promieniowania rentgenow-
skiego ASCA wykona∏ zdj´cia otoczki
supernowej z 1006 roku. W odró˝nie-

niu od promieniowania dochodzàce-
go z wn´trza pozosta∏oÊci promienio-
wanie rentgenowskie otoczki wyka-
zuje cechy charakterystyczne promie-
niowania synchrotronowego. Astrofi-
zycy wywnioskowali z tego, ˝e elektro-
ny by∏y tam przyspieszane a˝ do ener-
gii 10

14

eV (100 TeV).

Detektor EGRET, umieszczony na po-

k∏adzie Compton Gamma Ray Observatory,
zosta∏ u˝yty do badania punktowych
êróde∏ promieniowania g uto˝samia-
nych z pozosta∏oÊciami po supernowych.
Obserwowane nat´˝enia promieniowa-
nia i ich widma (a˝ do miliarda elektro-
nowoltów) wskazujà, ˝e pochodzi ono
z rozpadu czàstek zwanych pionami
neutralnymi, które mog∏yby powstawaç
w efekcie zderzenia promieni kosmicz-
nych stanowiàcych resztki eksplodu-
jàcej gwiazdy z otaczajàcym jà gazem
mi´dzygwiazdowym. Interesujàce jest
jednak to, ˝e poszukiwania przedsi´-
wzi´te w naziemnym Whipple Observa-
tory w zakresie promieni g o du˝o wy˝-
szych energiach, pochodzàcych w kilku
przypadkach z tych samych pozosta∏o-
Êci po supernowych, nie doprowadzi∏y
do stwierdzenia sygna∏ów na takim po-
ziomie, jakiego nale˝a∏o si´ spodziewaç,
gdyby wybuchy przyspiesza∏y czàstki
do energii 10

14

eV lub wy˝szych.

Dodatkowo sprawdzamy zwiàzek

mi´dzy promieniami kosmicznymi o wy-
sokich energiach a supernowymi, bada-
jàc sk∏ad chemiczny jàder atomowych
promieni. Rozmiary orbity na∏adowanej
czàstki w polu magnetycznym sà pro-
porcjonalne do jej ca∏kowitego p´du
przypadajàcego na jednostk´ ∏adunku,
tak wi´c ci´˝sze jàdra o danych rozmia-
rach orbity majà wi´kszà energi´ ca∏ko-
wità. Ka˝dy proces ograniczajàcy przy-
spieszanie czàstek z powodu wielkoÊci
orbity (na przyk∏ad przyspieszanie w
ograniczonym obszarze) prowadziç za-
tem b´dzie do nadwy˝ki ci´˝szych jàder
towarzyszàcych wy˝szym energiom.

ChcielibyÊmy jednak pójÊç dalej i zna-

leêç Êlad pierwiastków przyspieszanych
w poszczególnych typach supernowych.
Na przyk∏ad supernowa powsta∏a w
wyniku rozpadu bia∏ego kar∏a powin-
na przyspieszaç wszystkie jàdra atomo-
we, które znajdujà si´ w otaczajàcym jà
oÊrodku mi´dzygwiazdowym, nato-
miast powstajàca w wyniku zapada-
nia si´ gwiazdy o du˝ej masie – wiatr
gwiazdowy otaczajàcy gwiazd´ na
wczeÊniejszych etapach ewolucji. W nie-
których przypadkach w wietrze tym po-
winno si´ znajdowaç wi´cej helu, w´-
gla, a nawet pierwiastków ci´˝szych.

Wysokoenergetyczne promienie kos-

miczne niemal ca∏kowicie tracà to˝sa-
moÊç podczas oddzia∏ywania z atoma-

mi atmosfery ziemskiej, gdy powstaje
p´k czàstek wtórnych. Aby wi´c upew-
niç si´ co do sk∏adu chemicznego pro-
mieni kosmicznych, nale˝y przeprowa-
dziç pomiar, zanim jeszcze wejdà 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 sà obecnie równowa˝ne
mniej wi´cej 3 dniom na 1 m

2

detektora.

Naukowcy starajà si´ rozwiàzaç ten

problem za pomocà pewnych pomys∏o-
wych eksperymentów. Na przyk∏ad
w NASA zosta∏a rozwini´ta technologia
utrzymywania du˝ych ∏adunków (o wa-
dze oko∏o trzech ton) przez wiele dni na
balonach pozostajàcych na du˝ych wy-
sokoÊciach. Koszty takich eksperymen-
tów stanowià niewielkà cz´Êç kosztów
detektora tej klasy umieszczonego na
satelicie. Najbardziej udane loty tego ty-
pu 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 prze-
w´druje po zamkni´tej p´tli o prawie
sta∏ym promieniu wokó∏ bieguna i po-
wróci 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 Mül-
lerem i Peterem Meyerem z University of
Chicago nad budowà detektora o po-
wierzchni 10 m

2

mogàcego dokonaç w

czasie takiego lotu pomiarów ci´˝kich
jàder promieniowania kosmicznego, któ-
rych energia dochodzi do 10

15

eV. Do-

k∏adajà równie˝ staraƒ, by wyd∏u˝yç
czas ekspozycji do oko∏o 100 dni, orga-
nizujàc podobne loty bli˝ej równika.

W przestrzeni mi´dzygalaktycznej

Badanie promieni kosmicznych

o jeszcze wi´kszych energiach – powsta-
jàcych w nie znanych dotàd êród∏ach –
wymaga zastosowania olbrzymich de-
tektorów naziemnych. Pozwala to po-
konaç 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 promie-
nia kosmicznego. Takie poÊrednie meto-
dy mogà, zamiast identyfikowaç liczb´
atomowà ka˝dego wpadajàcego jàdra,
jedynie sugerowaç ogólny sk∏ad che-
miczny tych promieni.

Â

WIAT

N

AUKI

Marzec 1997 39

10

10

10

12

10

14

10

16

10

18

10

20

WZGL¢DNY STRUMIE¡ CZÑSTEK (JEDNOSTKI LOGARYTMICZNE)

ENERGIA (ELEKTRONOWOLTY)

JEDNA CZÑSTKA
NA METR KWADRATOWY
NA SEKUND¢

JEDNA CZÑSTKA
NA METR KWADRATOWY
NA ROK

JEDNA CZÑSTKA

NA KILOMETR

KWADRATOWY

NA ROK

KOLANKO

JENNIFER C. CHRISTIANSEN

Miliony czàstek wtórnych wyzwolo-

nych przez promieƒ kosmiczny sà roz-
rzucane na poziomie gruntu na obszarze
o promieniu setek metrów. Poniewa˝
nie jest zbyt praktyczne pokrywanie de-
tektorami ca∏ego tak wielkiego obsza-
ru, rejestruje si´ takie p´ki atmosferycz-
ne 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 przeprowa-
dzonym w Utah, w którym biorà udzia∏
Cronin i Swordy, dokonuje si´ pomia-
rów rozk∏adu elektronów i mionów przy
powierzchni Ziemi. Wykrywane jest tak-
˝e promieniowanie Czerenkowa (rodzaj
optycznej fali uderzeniowej wytwarza-
nej przez czàstki poruszajàce si´ z pr´d-
koÊcià wi´kszà ni˝ Êwiat∏o w otaczajà-
cym je oÊrodku), generowane przez
czàstki p´ku w ró˝nych warstwach at-
mosfery. Dane te pozwalajà na wierniej-
szà rekonstrukcj´ kszta∏tu p´ku, a zatem
na lepsze odtworzenie energii i zidenty-
fikowanie promienia kosmicznego, któ-
ry go zainicjowa∏.

Gaisser mierzy natomiast w∏asnoÊci

p´ków osiàgajàcych powierzchni´ Zie-
mi na biegunie po∏udniowym. Ekspe-
rymentatorzy wspó∏pracujà z AMAN-
DA (Antarctic Muon and Neutrino
Detector Array – antarktycznym uk∏a-
dem detektorów mionów i neutrin)
wykrywajàcym miony o wysokiej ener-
gii, 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 kos-
micznych 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 pozwa-
lajà zrozumieç zarówno mo˝liwoÊci,
jak i ograniczenia pomiarów naziem-
nych. Poszerzenie zakresu bezpoÊred-
nich pomiarów energii promieniowa-
nia kosmicznego pomo˝e w prowadze-

niu obserwacji tych samych rodzajów
promieni kosmicznych przez detektory
naziemne i powietrzne, a tak˝e w lep-
szym kalibrowaniu danych naziemnych.

SpoÊród promieni kosmicznych o ener-

giach przewy˝szajàcych 10

20

eV w atmo-

sfer´ ziemskà uderza najwy˝ej jeden na
kilometr kwadratowy rocznie. W zwiàz-
ku z tym ich badanie wymaga stosowa-
nia detektora p´ków atmosferycznych
o prawdziwie gigantycznych rozmiarach.
Oprócz incydentu z 1991 roku w Utah
czàstki o energiach powy˝ej 10

20

eV by∏y

rejestrowane przez ró˝ne grupy w ca∏ych
Stanach Zjednoczonych, w Akeno w Ja-
ponii, w Haverah Park w Wielkiej Bryta-
nii i w Jakucku na Syberii.

Niezwyk∏e olbrzymy

Czàstki o tak wysokich energiach sta-

nowià prawdziwà zagadk´. Z jednej
strony, dochodzà prawdopodobnie spo-
za naszej Galaktyki, poniewa˝ ˝aden
znany galaktyczny mechanizm przy-
spieszania 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 bar-
dziej odleg∏e ni˝ jakieÊ 30 mln lat Êwietl-
nych – w przeciwnym razie czàstki te
utraci∏yby swojà energi´, oddzia∏ujàc
z globalnym t∏em promieniowania mi-
krofalowego pozosta∏ego po narodzi-
nach kosmosu w Wielkim Wybuchu.
W relatywistycznym wszechÊwiecie,
który zape∏niajà promienie kosmiczne
o najwy˝szych energiach, nawet poje-
dynczy foton o cz´stoÊci radiowej ma
wystarczajàco du˝o krzepy, by pozba-
wiç czàstk´ wi´kszoÊci jej energii.

JeÊliby êród∏a takich wysokoenerge-

tycznych czàstek by∏y roz∏o˝one równo-
miernie we WszechÊwiecie, oddzia∏ywa-
nie z mikrofalowym promieniowaniem
t∏a powodowa∏oby ostre obci´cie liczby
czàstek o energiach powy˝ej 5 x 10

19

eV;

taki przypadek jednak nie zachodzi. Za-
rejestrowano dotychczas zbyt ma∏o zda-
rzeƒ o energii przekraczajàcej ten sym-
boliczny 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 magne-
tyczne, pomiary kierunku przychodze-
nia dostatecznie du˝ej próbki powinny
jednoznacznie wskazaç po∏o˝enie ich
êróde∏.

Bardzo interesujàce jest dedukowa-

nie to˝samoÊci êróde∏. Szeroki zakres
mo˝liwoÊci dajà trzy przedstawione
ostatnio hipotezy: dysk akrecyjny wo-
kó∏ galaktycznej czarnej dziury, b∏yski
promieniowania g oraz defekty topolo-
giczne struktury WszechÊwiata.

Astrofizycy przewidzieli, ˝e do wy-

rzucenia relatywistycznych strug mate-
rii daleko w przestrzeƒ mi´dzygalak-
tycznà z pr´dkoÊciami dochodzàcymi
do osiàganej przez Êwiat∏o konieczne sà
czarne dziury o masach powy˝ej miliar-
da mas S∏oƒca, wsysajàce materi´ w jà-
drach aktywnych galaktyk. Mapy takich
strug materii zosta∏y sporzàdzone za
pomocà radioteleskopów. Peter L. Bier-
mann z Instytutu Radioastronomicz-
nego Maxa Plancka w Bonn wraz ze
wspó∏pracownikami przypuszczajà, ˝e
goràce plamy widoczne w tych struk-
turach radiowych sà frontami fal ude-

40 Â

WIAT

N

AUKI

Marzec 1997

BALON WYSOKOÂCIOWY wypuszczony
w pobli˝u Bazy McMurdo na Antarktydzie
wynosi detektory promieniowania kosmicz-
nego 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 ba-
lonach nie sà tak czu∏e jak umieszczane na
pok∏adach satelitów, za to mogà byç o wie-
le wi´ksze i kosztujà znacznie mniej.

LODOWIEC

SZELFOWY ROSSA

BAZA

McMURDO

KIERUNEK LOTU

LODOWIEC
SZELFOWY RONNE

ANTARKTYDA

GEORGE KELVIN

rzeniowych przyspieszajàcymi promie-
nie kosmiczne do skrajnie wysokich
energii. Istniejà oznaki, ˝e kierunki pro-
mieni kosmicznych o najwy˝szych ener-
giach naÊladujà do pewnego stopnia
rozk∏ad radiogalaktyk na niebie.

Hipoteza, ˝e b∏yski promieniowa-

nia g sà êród∏em wysokoenergetycz-
nych promieni kosmicznych, wzi´∏a si´
z teorii wyjaÊniajàcej powstawanie b∏y-
sków w wyniku relatywistycznych eks-
plozji, podczas których dochodzi do zle-
wania si´ gwiazd neutronowych. Mario
Vietri z Obserwatorium Astronomicz-
nego 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 pro-
mieniowania kosmicznego. Traktujà oni
fale uderzeniowe o bardzo wielkich
pr´dkoÊciach wywo∏ywane przez te eks-
plozje 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 do-
men oraz innych defektów topologicz-

nych, jakie mog∏yby powstaç we wcze-
snym WszechÊwiecie. Te hipotetyczne
obiekty sà, jak si´ przypuszcza, siedli-
skiem pozosta∏oÊci po wczeÊniejszej, bar-
dziej symetrycznej fazie podstawowych
pól natury: gdy grawitacja, elektroma-
gnetyzm 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 Wszech-
Êwiata, 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 stosun-
kowo powolnymi pozosta∏oÊciami po ka-
skadach kosmologicznych czàstek.

Jakiekolwiek by by∏o êród∏o tych pro-

mieni kosmicznych, prawdziwym wy-
zwaniem jest zebranie wystarczajàcej ich
iloÊci do zbadania szczegó∏owych kore-
lacji z obiektami pozagalaktycznymi.

Uk∏ad detektorów AGASA w Japonii ma
obecnie powierzchni´ efektywnà 200 km

2

,

a nowy eksperyment w Utah zwany
Fly’s Eye HiRes (Oko Muchy o Du˝ej
RozdzielczoÊci) pokryje powierzchni´
oko∏o 1000 km

2

. 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 zmierza-
jàcego 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 km

2

detek-

torów, mogàcych w ciàgu roku zmierzyç
setki wysokoenergetycznych zdarzeƒ.
Powierzchni´ detektorów stanowiç b´-
dzie wiele jednostek roz∏o˝onych na siat-
ce o pó∏torakilometrowych okach. Po-
jedyncze zdarzenie mo˝e zainicjowaç
sygna∏ w dziesiàtkach jednostek.

Konferencja poÊwi´cona realizacji Au-

ger Project, która odby∏a si´ w 1995 roku
w Fermi National Accelerator Laboratory,
podkreÊli∏a mo˝liwoÊci nowoczesnej tech-
niki w budowaniu takiego uk∏adu; przy-
k∏adami jej sà baterie s∏oneczne, telefony
komórkowe czy odbiorniki Globalnego
Systemu Lokalizacji (GPS). Detektor wiel-
koÊci Rhode Island kosztowa∏by tylko
oko∏o 50 mln dolarów. Aby objàç pomia-
rami 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 gigan-
tycznych sieci detektorów, nadal nie ma
odpowiedzi na podstawowe pytanie: czy
natura mo˝e wytworzyç czàstki o jesz-
cze wi´kszej energii od zarejestrowanych
do tej pory? Czy istniejà promienie ko-
smiczne 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

Â

WIAT

N

AUKI

Marzec 1997 41

Informacje o autorach

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 Va-

lem L. Fitchem otrzyma∏ Nagrod´ Nobla za prac´ o naruszeniu symetrii podczas rozpa-

du mezonów. Gaisser, profesor fizyki w University of Delaware, skoncentrowa∏ si´ na in-

terpretacji 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 kosmiczne-

go od 1976 roku. Doktoryzowa∏ si´ w University of Bristol w 1979 roku.

Literatura uzupe∏niajàca

INTRODUCTION TO ULTRAHIGH ENERGY COSMIC RAY

PHYSICS.

Pierre Sokolsky; Addison-Wesley, 1988.

COSMIC RAYS AND PARTICLE PHYSICS.

Thomas K.

Gaisser; Cambridge University Press, 1990.

HIGH ENERGY ASTROPHYSICS

, vol. 1. Wyd. II. Mal-

colm S. Longair; Cambridge University Press,

1992.

COSMIC RAY OBSERVATIONS BELOW 10

14

eV

. Simon

Swordy, w: Proceedings of the XXIII Internatio-

nal Cosmic Ray Conference. Red. D. A. Leahy, R.

B. Hicks i D. Venkatesan; World Scientific, 1994.

STEVEN PETERZEN

National Scientific Balloon Facility