Kozmični žarki

Kózmični žárki (angleško cosmic rays) so osnovni delci visokih energij iz vesoljskega prostora, ki trčijo z Zemljinim ozračjem. Ker je v Vesolju največ vodika, skoraj 90 % kozmičnih žarkov tvorijo protoni (vodikova jedra), približno 9 % helijeva jedra (delci α) in približno 1 % elektroni (delci β⁻). Izraz »žarki« je napačno poimenovanje, saj kozmični žarki prihajajo posamično in ne v obliki žarka ali snopa delcev.

Raznolikost delčnih energij odraža širok razpon virov. Viri teh žarkov segajo od energijskih procesov na Soncu in vse do še vedno neznanih pojavov v najbolj oddaljenih predelih opazljivega vesolja. Energije kozmičnih delcev so lahko več kot 10²⁰ eV, veliko več kot 10¹² ali 10¹³ eV, ki jih proizvedejo pospeševalniki delcev. Raziskujejo tudi kozmične žarke s še večjimi energijami.

Diferencialni energijski spekter kozmičnih žarkov (tok kozmičnih žarkov v odvisnosti od njihove energije v dvojnem logaritemskem merilu) ima stopničast značaj. Rumeno področje z najmanjšimi energijami večinoma pripada Sončevim kozmičnim žarkom, modro s srednjimi energijami galaktičnim in škrlatno z največjimi energijami zunajgalaktičnim kozmičnim žarkom

Compton in Alvarez pri raziskovanju kozmičnih žarkov na Univerzi v Chicagu

Viri kozmičnih žarkov

Večina kozmičnih žarkov izvira iz virov zunaj Osončja znotraj naše Galaksije, kot so vrteče nevtronske zvezde, supernove in črne luknje. Ker pa imajo nekateri kozmični žarki izredno velike energije, morajo izvirati iz področij zunaj Galaksije (npr. radijske galaksije in kvazarji). Krajevno galaktično magnetno polje ne more vsebovati delcev s tako visoko energijo. Vire kozmičnih žarkov z energijami do 10¹⁴ eV lahko pojasnimo s pospeševanjem udarnih valov v lupinah supernov. Izvor kozmičnih žarkov z energijami večjimi od 10¹⁴ eV ostaja neznan. Predlagali so da so njihov vir morda galaksije z aktivnimi jedri.

Opazovanja so pokazala da kozmični žarki z energijami večjimi od 10 GeV (10 ×10⁹ eV) prispejo na zemeljsko površje izotropno (enakomerno iz vseh smeri). Predvidevajo da to ni posledica enakomerne porazdelitve virov kozmičnih žarkov, ampak zaradi tega ker galatična magnetna polja prisilijo kozmične žarke da potujejo po spiralnih poteh. To omejuje uporabo kozmičnih žarkov v pozicijski astronomiji ker v splošnem ne vsebujejo informacij o smeri svojega izvora. Pri energijah pod 10 GeV obstaja odvisnost od smeri zaradi interakcije nabite komponente kozmičnih žarkov z Zemljinim magnetnim poljem.

Kozmični žarki z največjimi energijami se bodo najmanj odklonili pri prehodu skozi Galaktično in zunajgalaktična magnetna polja, tako da nam njihove vstopne smeri lahko nekaj povedo o njihovem izvoru. V zadnjem času (konec leta 2007) so z velikim sodelujočim poskusom na Observatoriju Pierra Augerja pokazali na povezavo med lego 27 najbolj energijskih dogodkov in bližnjih aktivnih galaktičnih jeder. Razprava od posledicah in statističnem pomenu te povezave še poteka in observatorij nadaljuje z delom. Dve odkritji, opisani v reviji Nature 20. novembra 2008 in v reviji Physical Review Letters 24. novembra 2008, opisujeta nepričakovan presežek elektronov v kozmičnih žarkih iz neznanega, vendar relativno bližnjega vira. Ti dve odkritji sta najmočnejša pokazatelja da porazdelitev kozmičnih žarkov ni tako enakomerna.

Sončevi kozmični žarki

Sončevi kozmični žarki ali Sončevi energijski žarki so kozmični žarki, ki izvirajo iz Sonca. Povprečna sestava je podobna samemu Soncu. Med faznima prostoroma Sončevega vetra in plazmo delcev Sončevih energijskih žarkov ne obstaja jasna in ostra meja.

Ime Sončevi kozmični žarki zavaja, ker namiguje da žarki izvirajo iz Vesolja in ne iz Osončja, vendar se je prijelo. Napačno poimenovanje izhaja iz zveznosti v energijskem spektru, toka delcev kot funkcije njihove energije. Spekter nizkoenergijskih Sončevih kozmičnih žarkov se z večanjem energije bolj ali manj gladko zlije s spektrom galaktičnih kozmičnih žarkov. Do sredine 1960-tih so bile porazdelitve energije v splošnem povprečene čez dolge časovne intervale, kar je tudi zakrilo razlike. Kasneje so odkrili da se jakost in spekter Sončevih kozmičnih žarkov precej spreminjata. Pri nekaterih dogodkih na Soncu, kot so Sončevi blišči, se jakost poveča. Povečanju jakosti Sončevih kozmičnih žarkov sledi kratkrotrajno in ostro zmanjšanje jakosti drugih kozmičnih žarkov, Forbushevo zmanjšanje. Ta zmanjšanja povzroča Sončev veter, ki s svojim magnetnim poljem nekaj galaktičnih kozmičnih žarkov odstrani stran od Sonca in Zemlje. Celotna ali povprečna stopnja Forbushevega zmanjšanja sledi 11-letnemu ciklu Sončevih peg, posamezni dogodki pa so povezani z dogodki na Soncu.

Obstaja še več razlik med kozmičnimi žarki, ki izvirajo s Sonca ali iz Galaksije. Galaktični kozmični žarki imajo večinoma več težkih elementov, kot so kalcij, železo in galij, in tudi kozmološko redkih lahkih elementov, kot sta litij in berilij. Povečanje lažjih elementov povzroča razdrobitev s kozmičnimi žarki težkih jeder pri trkih med prehodom iz oddaljenih virov v Osončje.

Anomalni kozmični žarki

Anomalni kozmični žarki so kozmični žarki z nepričakovano nizkimi energijami. Menijo da nastanejo blizu robu Osončja v heliozavoju, mejnem območju med heliosfero in medzvezdno snovjo. Ko lahko električno nevtralni atomi vstopijo v heliozavoj (na njih ne delujejo njegova magnetna polja), se postopoma ionizirajo, in jih skrajni udar Sončevega vetra verjetno pospeši v nizkoenergijske kozmične žarke, kar označuje notranji rob heliozavoja. Možno je tudi da se visokoenergijski galaktični kozmični žarki, ki zadenejo udarno fronto Sončevega vetra blizu heliopavze, zavrejo, kar povzroča njihovo spremembo v nizkoenergijske anomalne kozmične žarke.

Vesoljska sonda Voyager 1 je 16. decembra 2004 prečkala skrajni udar glede na članke, objavljene v reviji Science. Članki so kazali na pospeševanje delcev, ne pa tudi na vrsto, ki tvori anomalne kozmične žarke. Ni jasno ali gre res za skrajni udar, kar zahteva ponovno opredelitev virov anomalnih kozmičnih žarkov, ali gre le za krajevno značilnost tistega dela skrajnega udara, ki ga je prečkal Voyager 1. Voyager 2 bo prečkal ta predel v letu 2008 ali zatem, kar bo naneslo več podatkov.

Sestava kozmičnih žarkov

Kozmične žarke lahko na splošno razdelimo v dve vrsti, na primarne in sekundarne. Kozmični žarki, ki nastanejo v zunajosončnih astrofizikalnih virih, so primarni kozmični žarki. Ti lahko interagirajo z medzvezdno snovjo in tvorijo sekundarne kozmične žarke. Tudi Sonce oddaja nizkoenergijske kozmične žarke, povezane z blišči. Natančna sestava primarnih kozmičnih žarkov zunaj ozračja je odvisna od tega kateri del energijskega spektra opazujemo. V splošnem pa skoraj 90 % vseh prihajajočih kozmičnih žarkov sestavljajo protoni (vodikova jedra), približno 9 % so helijeva jedra (delci α) in približno 1 % elektroni. Preostali del je sestavljen iz drugih težkih jeder, ki so obilni končni produkti nukleosinteze v zvezdah. Sekundarne kozmične žarke sestavljajo druga jedra, ki niso obilni končni produkti nukleosinteze ali produkti prapoka, največ litij, berilij in bor. Ta lahka jedra so pogostejša v kozmičnih žarkih (približno 1:100 delcev) kot v Sončevih atmosferah, kjer je njihov delež 10⁻⁷ helijevega.

Ta razlika v množini je posledica nastanka sekundarnih kozmičnih žarkov. Ko komponente primarnih kozmičnih žarkov s težkimi jedri, npr. ogljikova ali kisikova jedra, trčijo z medzvezdno snovjo, razpadejo v lažja jedra v procesu z imenom razdrobitev s kozmičnimi žarki, v jedra litija, berilija in bora. Energijski spekter litija, berilija in bora pada bolj strmo kot spekter ogljika ali kisika, kar nakazuje da se pri visokoenergijskih jedrih razdrobitev pojavlja redkeje, verjetno zaradi njihovega uhajanja iz galaktičnega magnetnega polja. Zaradi razdrobitve je v kozmičnih žarkih tudi veliko skandija, titana, vanadija in mangana. Tvorijo jih jedra železa in niklja med trki z medzvezdno snovjo.

Nekdaj so menili, da tok kozmičnih žarkov s časom ostaja stalen. V zadnjem času je raziskava pokazala na 1,5 do 2-kratne tisočletne časovne spremembe v toku kozmičnih žarkov v zadnjih 40.000 letih.

Modulacija

Na tok kozmičnih žarkov, ki vpadajo v zgornje dele ozračja, vplivata dva procesa: Sončev veter in Zemljino magnetno polje. Sončev veter širi namagneteno plazmo, ki nastaja v Soncu, kar zavira prihajajoče delce kot tudi onemogoča vstop delcem z energijami manj kot približno 1 GeV. Količina Sončevega vetra zaradi sprememb v Sončevi dejavnosti skozi redni 11-letni cikel ni stalna. Zato se nivo modulacije samodejno spreminja glede na Sončevo dejavnost. Tudi Zemljino magnetno polje odklanja nekaj kozmičnih žarkov, kar so ugotovili z dejstvom da je jakost kozmičnega sevanja odvisna od zemljepisne širine, dolžine in azimuta. Tok kozmičnih žarkov se v smeri vzhod-zahod spreminja zaradi polarnosti Zemljinega geomagnetnega polja in prevladujočega pozitivnega naboja v kozmičnih žarkih. Jakost kozmičnih žarkov ob ekvatorju je nižja kot na tečajih saj je vrednost geomagnetne prekinitve največja ob ekvatorju. To lahko razumemo z dejstvom da se nabiti delec giblje v smeri silnic polja in ne prek njih. Zaradi tega polarni sij nastaja na tečajih, saj se tam silnice stekajo proti zemeljskemu površju. Odvisnost od zemljepisne dolžine izhaja iz dejstva da os geomagnetnega dipola ni vzporedna z Zemljino vrtilno osjo.

Ta modulacija, ki opisuje spremembo v medzvezdnih jakostih kozmičnih žarkov, ko se ti gibljejo v heliosfero, je zelo odvisna od energije in prostora. Opisuje jo Parkerjeva transportna enačba v heliosferi. Pri večjih radialnih razdaljah, precej daleč od Sonca, približno 94 a.e., obstaja območje kjer hitrost Sončevega vetra prehaja iz nadzvočne v zvočno, kar se imenuje skrajni udar Sončevega vetra. Območje med skrajnim udarom in heliopavzo (območjem, ki označuje konec heliosfere) se imenuje heliozavoj. Ta deluje kot pregrada za kozmične žarke in zmanjšuje njihove jakosti pri nižjih energijah za približno 90 %, kar kaže, da Zemljo pred obstreljevanjem kozmičnih žarkov ne varuje le njeno magnetno polje.

S stališča modeliranja je določanje krajevnega medzveznega spektra izziv zaradi velikih adiabatnih energijskih sprememb teh delcev med različnim Sončevim vetrom v heliosferi. Na področju raziskav kozmičnih žarkov so naredili velik napredek z razvojem izboljšanega dvorazsežnega modela, ki vključuje simulacijo skrajnega udara Sončevega vetra, metežev in heliozavoja skupaj s svežimi opisi difuzijskega tenzorja. Izziv je tudi, ker zgradbo Sončevega vetra in turbulentnega magnetnega polja v heliozavoju ne razumemo dobro, in je področjo za heliozavojem neznano. Brez znanja o difuzijskem koeficientu pravokotnem na magnetno polje je naše znanje o heliosferi in s stališča modeliranja še daleč od dokončnega. Obstaja več obetavnih teorij, na primer ab initio pristopi, vendar je njihova pomanjkljivost v tem da niso skladne z opazovanji (Minnie, 2006), in z njimi ni mogoče opisati mehanizmov, ki vplivajo na kozmične žarke v heliosferi.

Zaznavanje

Jedra, ki tvorijo kozmične žarke, lahko zaradi majhne gostote snovi v prostoru potujejo od svojih oddaljenih virov do Zemlje. Jedra interagirajo močno z drugo snovjo, tako da se pri vstopu v ozračje začnejo zaletavati v jedra plinov v ozračju. Ti trki v procesu znanem kot ploha povzročajo nastanek veliko pionov in kaonov, nestabilnih mezonov, ki hitro razpadejo v mione. Ker mioni z ozračjem ne interagirajo močno in zaradi relativističnega pojava podaljšanja časa lahko več teh mionov doseže zemejsko površje. Mioni predstavljajo vrsto ionizirajočega sevanja in jih lahko preprosto zaznamo z različnimi vrstami detektorjev delcev, kot so mehurčne celice ali scintilacijski detektorji. Če v istem trenutku opazujemo več mionov z razmaknjenimi detektorji, je jasno da so nastali v isti plohi.

Zgodovina

Po Becquerelovem odkritju radioaktivnosti leta 1896 so v splošnem verjeli da elektriko v ozračju (ionizacija zraka) povzroča le sevanje iz radioaktivnih elementov na tleh ali iz radioaktivnih plinov (izotopov radona), ki jih proizvajajo. Meritve jakosti ionizacije z naraščanjem nadmorske višine so med letoma 1900 in 1910 pokazale zmanjšanje ionizacije, ki so ga lahko pojasnili z absorpcijo ioniziranega sevanja v vmesnem zraku.

Leta je Wulf razvil elektrometer (pripravo za merjenje količine tvorjenih ionov znotraj nepredušno zaprte posode) in z njo pokazal na večje količine sevanja na vrhu Eifflovega stolpa kot na tleh. Njegov članek v Physikalische Zeitschrift pa niso najbolje sprejeli. Leta 1912 je Pacini opazoval sočasne spremembe jakosti ionizacije nad jezerom in nad morjem. Zaključil je da je določenemu deležu ionizacije vzrok neki drug vir in ne radioaktivnost Zemlje ali zraka.. Nato je istega leta Hess izdelal tri Wulfove elektrometre z izboljšano točnostjo in jih s pomočjo balona na topli zrak dvignil na višino 5300 m. Ugotovil je da se je jakost ionizacije povečala približno štirikrat glede na jakost pri tleh. Hess je kot vir sevanja tudi izključil Sonce, tako da je balon poletel med popolnim Sončevim mrkom. Pri popolnem zakritju Sonca z Luno je Hess na večjih višinah še zmeraj izmeril povečanje sevanja. Tako je zaključil: »Rezultate mojega opazovanja lahko v najboljši meri pojasnimo s predpostavko da v naše ozračje od zgoraj prodre sevanje z veliko predirno močjo.« Med letoma 1913 in 1914 je Kolhörster potrdil Hessove ugotovitve pri merjenju povečane ionizacije na višini 9 km.

Hess je za svoje odkritje leta 1936 prejel Nobelovo nagrado za fiziko.

Izraz »kozmični žarki« je skoval Millikan, ki je pokazal da ne izvirajo z Zemlje in jih ne proizvaja elektrika iz ozračja kot je mislil Hess. Millikan je verjel da so kozmični žarki fotoni z nekaj sekundardnimi elektroni, ki nastanejo s Comptonovim sipanjem žarkov γ. Compton sam je pravilno menil da so kozmični žarki v glavnem nabiti delci. Med letoma 1927 in 1937 je več preskusov pokazalo da so primarni kozmični žarki večinoma pozitivno nabiti delci in da je sekundarno sevanje, opazovano na tleh, sestavljeno iz »mehke komponente« elektronov in fotonov ter »trde komponente« predirnih delcev, mionov. Za mion so najprej verjeli da je nestabilen delec, ki ga je v svoji teoriji jedrske sile leta 1935 predlagal Jukava. Preskusi so pokazali da mion razpada z razpadnim časom 2,2 μs na elektron in dva nevtrina, vendar med njim in jedrom ne deluje močna jedrska sila, in tako ne more biti Jukavov delec. Uganko je rešilo leta 1947 odkritje piona, ki neposredno nastaja pri visokoenergijskih jedrskih interakcijah. Razpada v mion in en nevtrino z razpadnim časom 0,0026 μs. Zaporedje razpada pion→mion→elektron so opazovali neposredno z mikroskopskim pregledom sledi delcev v posebni vrsti fotografske plošče, jedrski emulziji, ki so jo izspostavili kozmičnim žarkom na visokogorski postaji. Leta 1948 so Gottliebova in Van Allenova opazovanja z jedrskimi emulzijami, ki so jih skoraj na rob ozračja ponesli baloni, pokazala da so primarni kozmični delci večinoma protoni z nekaj helijevimi jedri (delci α) in majhnim deležem težjih jeder.

Rossi je leta 1934 poročal o opazovanju dveh skoraj sočasnih razelektritvah dveh Geiger-Müllerjevih števcev, v vodoravni ravnini razmaknjenima na veliki razdalji, med preskušanjem opreme za meritev pojava vzhod-zahod. V svojem poročilu o preskusu je Rossi zapisal: »... zgleda da vsake toliko časa snemalno opremo zadenejo zelo obsežni pljuski delcev, ki med števcema povzročijo sočasnost, četudi sta med seboj zelo oddaljena.« Na žalost ni imel časa da ta pojav razišče podrobneje. Leta 1937 je Auger, ne da bi vedel za Rossijevo predhodno poročilo, zaznal podoben pojav in ga do neke mere raziskal. Zaključil je da obsežne zračne plohe povzročajo visokoenergijski delci primarnih kozmičnih žarkov, ki reagirajo z jedri zraka visoko v ozračju, ter sprožajo kaskado sekundarnih interakcij, kar končno vodi do roja elektronov, fotonov in mionov, ki prispejo do tal.

Baba je izpeljal izraz za verjetnost sipanih pozitronov na elektronih, kar je znano kot Babovo sipanje. V članku, ki ga je leta 1937 objavil skupaj s Heitlerjem, je opisal kako primarni kozmični žarki iz vesolja reagirajo z zgornjim delom ozračja in povzročajo delce, ki jih opazijo na tleh. Baba in Heitler sta pojasnila tvorbo roja kozmičnih žarkov s kaskadnim tvorjenjem žarkov γ in pozitivnimi ter negativnimi elektronskimi pari. Leta 1938 je Baba poudaril da opazovanja značilnosti takšnih delcev lahko vodijo do neposredne eksperimentalne potrditve Einsteinovih teorij relativnosti.

Meritve energije in vstopnih smeri zelo visokoenergijskih primarnih kozmičnih žarkov s tehnikami »gostotnega vzorčenja« in »hitrega časovnega usklajevanja« obsežnih zračnih rojev so prvič izvedli leta 1954 člani Rossijeve Skupine za kozmične žarke na Tehnološkem inštitutu Massachusettsa. V poskusu so uporabili enajst scintilacijskih detektorjev, razporejenih znotraj krožnice s premerom 460 m na zemljišču Postaje Agassiz Observatorija Kolidža Harvard. Iz teh preskusov in preskusov širom po svetu izhaja da energija primarnih kozmičnih žarkov znaša več kot 10²⁰ eV (nad mejo GZK, kjer bi morali opaziti le malo kozmičnih žarkov). Velik preskus z imenom Augerjev projekt se trenutno izvaja na področju argentinskih pamp pod vodstvom mednarodnega konzorcija fizikov. Cilj projekta je raziskati značilnosti in vstopnih smeri najbolj energijskih primarnih kozmičnih žarkov. Izsledki naj bi imeli pomembne posledice na fiziko osnovnih delcev in kozmologijo. Novembra 2007 so objavili predčasne ugotovitve smeri virov 27 dogodkov z največjimi energijami. Viri so v tesni zvezi z legami aktivnih galaktičnih jeder, kjer naj bi protone pospeševala močna magnetna polja, povezana z velikimi črnimi luknjami v središčih virov do energij 10²⁰ eV in več.

Ko v roju kozmičnega žarka razpadajo nestabilni delci, nastanejo tri vrste nevtrinov. Ker nevtrini s snovjo interagirajo le šibko, jih večina preleti skozi Zemljo in vstopi na drugi strani. Le občasno interagirajo in teh nekaj nevtrinov iz ozračja so zaznali z več podzemeljskimi poskusi. Nevtrinski observatorij Super-Kamiokande na Japonskem je dal prvi prepričljiv dokaz za nevtrinske oscilacije v katerih se ena vrsta nevtrina spreminja v drugo. Dokaz za to so našli v razliki razmerja elektronskih nevtrinov proti mionskim nevtrinom, ki je odvisna od njihove prepotovane razdalje skozi zrak in zemeljska tla.