Fizikai Szemle honlap |
Tartalomjegyzék |
Kövesi-Domokos Zsuzsa
Department of Physics and Astronomy
The Johns Hopkins University
Baltimore, USA
A tudományos világ idén, 2012-ben ünnepli a kozmikus sugárzás felfedezésének centenáriumát. A huszadik század első évtizedeiben sok kutató vett részt annak felismerésében, hogy a világűrből nagy energiájú ionizáló sugárzás érkezik. Victor Hess osztrák fizikus 1912-ben hidrogénnel töltött léggömbjével számos alkalommal nagy magasságba emelkedett és mérte a sugárzás erősségét. E meglehetősen veszélyes léggömbutazások eredményeként kétséget kizárólag megállapította, hogy a sugárzás az atmoszférán kívülről jön és a Nap nem domináns forrása e kozmikus sugárzásnak. 1912 óta nagyon sok adat gyűlt össze a bejövő fluxus energia-eloszlásáról és kémiai összetételéről.
A kozmikus sugarak fizikája hagyományosan a Naprendszerünkön túlról érkező részecskékkel foglalkozik. Az atmoszféra tetejére érkező részecskék főleg nagy energiájú (E > 1010–1011 eV) protonok és könnyű atommagok (≈ 99%), a maradék 1% pedig elektronok és gamma-fotonok.
Írásomban főleg a kozmikus sugárzás részecskefizikai aspektusaival foglalkozom a legnagyobb energiákon. A csillagászati források, a gyorsítás és a világűrben való terjedés kérdéseit nem tárgyalom részletesen.
Sok-sok évtized méréseit és különböző mérési módszerek eredményeit gyűjti össze az 1. ábra. Érdemes egy kis időt eltölteni a rengeteg információval, amit ez az egyetlen ábra magában foglal.
Először: a vízszintes tengelyen haladva vegyük észre, hogy a bejövő primér részek energiája 1012 eV-tól 1020 eV-ig változik – ez nyolc nagyságrendet fog át. Kozmikus sugárzással foglalkozó fizikusok kedvenc példázata, hogy egy 1020 eV energiájú elemirész annyi energiát hordoz, mint amennyi energiát nyer egy teniszlabda a világranglista-vezető teniszezők szervájánál. Az utóbbi évtizedek legfontosabb gyorsítói ütközőnyalábos gyorsítók – mint például a Tevatron vagy az LHC – az energiatengelyen bejelöltük ezek ekvivalens energiáját rögzített céltárgyas kísérleti elrendezésben. Az egyre nagyobb energiájú gyorsítók kulcsszerepet játszottak és játszanak az alapvető kölcsönhatások és részecskék (kvarkok, leptonok) elmélete, a Standard Modell felépítésében. Úgy tűnik, hogy az LHC CMS és ATLAS detektorai az utolsó, hiányzó részecskét a Higgs-bozont is detektálják. Ugyanakkor a részecskefizikusok kevés dologban biztosabbak, mint abban, hogy a Standard Modell nem az utolsó szó egy alapvetőbb elmélet megtalálásában. (Túl sok tömegparaméter szükséges, nincs mód a sötét anyag beillesztésére, nincs egy elméletté egyesítve a gravitáció és a többi kölcsönhatás.) Az 1. ábra azt is mutatja, hogy a kozmikus részecskéket gyorsító "égi gyorsítók" legalább két-három nagyságrenddel nagyobb energiájú protonokat, atommagokat tudnak előállítani, mint az LHC. Az elemirész-fizikában (és a csillagászatban is) a legmeglepőbb új eredményeket általában akkor értük el, amikor a kísérletek egy új energiatartományba léptek. Ez az egyik ok, amiért az extrém energiájú (E > 1018 eV) kozmikus sugárzási kutatás oly fontos és a mérési eredmények nemcsak a csillagászokat izgatják, hanem a részecskefizikusokat is.
Másodszor: nézzük meg az 1. ábrán a függőleges tengelyen a J (E) fluxusadatokat! A beérkező részecskék (protonok, atommagok) száma négyzetméterenként, másodpercenként és 1 eV-os energia-intervallumonként nagyon gyorsan csökken az energia növekedésével. Az energiaspektrum struktúráját jobban meg lehet érteni, ha "mesterségesen" enyhítjük a függvény meredekségét és ezért E2,5 J (E)-t ábrázoljuk. A fluxus az energia negatív hatványával csökken. A kitevő két energiánál drámaian megváltozik: E ≈ 1015 eV-nál a fluxus meredekebb csökkenésbe megy át, majd E ≈ 1018 eV-nál kicsit ellaposodik megint. A fizikusok térdnek és bokának becézik ezt a két törést – így kapva egy teljes lábat. Az extrém energiájú kozmikus sugarak a boka feletti energiatartományban vannak. Ez az intervallum nagyon fontos kérdéseket ad fel a részecske- és az asztrofizikusoknak is. A részecskefizikusoknak olyan energiatartományba kell kiterjeszteniük a Standard Modellt, amelyet a gyorsítós kísérletek nem ellenőrizhettek. Ugyanakkor óriási lehetőséget ad az új fizika megismerésének.
Nem valószínű, hogy új, nagyobb energiájú gyorsító hamarosan épülne. Zeldovics, a híres orosz fizikus ezt úgy mondta, hogy a "Világegyetem a szegény ember gyorsítója". Sajnos az égi gyorsítók által szolgáltatott nyaláb kétségbeejtően kevés részecskét produkál a mi légkörünk tetején és a csillagászok kezdenek kifogyni azokból az égi gyorsítókból (speciális neutroncsillagok, gammakitörések, különféle aktív maggal rendelkező galaxisok), amelyek ezekre az extrém energiákra képesek a protonokat, atommagokat gyorsítani és ráadásul elég közel vannak. Erről a problémáról eddig nem tettünk említést. Amikor a mi galaxisunk, a Tejútrendszer közelében keressük az extrém energiájú gyorsítókat, körülbelül 150 millió fényév sugarú gömbön belül nagyon keveset találunk. Ez a 150 · 106 fényévnyi sugár nagyon jelentős, annyira, hogy saját neve is lett: GZK-sugár. Greisen, Zatsepin és Kuzmin ismerte fel, hogy a mikrohullámú háttérsugárzásban egy proton háborítatlanul közlekedik, amíg energiája ≈5 · 1019 eV alatt van. Ennél nagyobb energiánál a mikrohullámú háttérsugárzás fotonja és a proton ütközésében egy pion keletkezhet és a proton energiája drámaian csökken. Még a legnagyobb várható energiákon is néhány ütközés után a proton energiája leesik a pionkeltés küszöbe alá. így alig várhatunk protonokat olyan forrásokból, amelyek a GZK-sugáron kívül esnek és energiájuk túllépi a fent említett küszöbenergiát. A primér részecskék számában emiatt bekövetkező jókora csökkenést GZK-levágásnak nevezzük. Az atommagok sem sikeresebbek, a háttérsugárzáson kívül más energiatartományba eső fotonokkal is ütközhetnek és alacsonyabb energiájú darabokra esnek szét.
Harmadszor: tanulmányozzuk egy kicsit, milyen módon lehet mérni a kozmikus részecskéket! Az 1. ábra adataiból kiszámíthatjuk, hogy hány részecskét várunk a légkör tetején különböző energiákon, vagy még inkább hány részecskét várunk egy adott energiánál nagyobb energiával:
Ezek a számok jól mutatják, hogy míg a "térd" környéke alatti energián a fluxus elég nagy ahhoz, hogy léggömbbel, repülővel vagy műholddal felküldhető kisméretű detektorokban történjék a primér, beérkező részecskék első kölcsönhatása, a "térd" feletti fluxus már túl alacsony erre a közvetlen megfigyelésre. Ugyanakkor óriási szerencse, hogy a "térd" feletti részecskék energiája elég jelentős ahhoz, hogy egy "levegőmaggal" (oxigénnel, vagy nitrogénnel) ütközve légizáport hozzon létre. Tehát ezeken az energiákon a légkört használjuk céltárgynak és a légkörben történő második, harmadik, sokadik kölcsönhatásban keletkező részecskéket figyeljük meg a Föld felszínén. Így elég nagy felületű detektorokkal az egyre vérszegényebb primér részecskeszám is megfigyelhető. A rossz hír és a tekintélyes probléma az, hogy a primér részecske mibenlétét és energiáját csak közvetett módszerekkel lehet kihámozni a mérhető adatokból. A következőkben a légizáporok tulajdonságait tanulmányozzuk és a közvetett mérési berendezések lehetőségeit arra, hogy a záport elindító primér részecske energiáját, kémiai összetételét és beesési irányát meghatározzuk.
A Heitler-modell nagyszerűen leírja egy légizápor várható átlagos tulajdonságait. Ha egy nagyenergiájú gamma-foton indítja el a záport akkor elektromágneses záporról beszélünk. A gamma-részecske egy levegőmaggal kölcsönhatva – párkeltéssel átlagosan egy kölcsönhatási hossz után – két részecskét (egy elektront és egy pozitront) ad, amelyek átlagosan egyenlően osztják meg az energiát. Ezek fékezési sugárzással egy-egy gamma-fotont keltenek; a második kölcsönhatási hossz befutása után már átlagosan négy részecske rohan lefelé lényegében fénysebességgel. Ez a duplázódási folyamat akkor fejeződik be, amikor már nincs elég Ekritikus energia a duplázódásra és más folyamatok is jelentősekké válnak. Ekkor a záporban keltett részek Nmax maximális számára jó közelítéssel igaz, hogy Eprimér ≈ Ekritikus Nmax. Vegyük észre azt is, hogy a zápor maximális lehatolási mélysége a légkörben érzékenyen függ az első kölcsönhatás helyétől.
Az elektromágneses zápor ismerete sarkalatos annak ellenére, hogy a primér részecskék főként protonok vagy atommagok. Ezek erősen kölcsönható részecskék, és a légkör tetején (a földfelszíntől körülbelül 20 km magasságban) egy levegőmaggal ütközve nagy számú nagyenergiás részecskét, főleg pionokat (semlegeseket és pozitív vagy negatív töltésűeket) keltenek. A semleges pionok szinte azonnal két gamma-fotonra bomlanak, amelyek egy-egy elektromágneses záport indítanak, ahogy ezt előbb megismertük. A csökkent energiájú proton (az atommagokat később megint elővesszük) és a töltött pionok erős kölcsönhatással további semleges és töltött pionokat keltenek. A semleges pionok újabb elektromágneses záporokat indítanak. Az energia csökkenésével a töltött pionok bomlási folyamata válik meghatározóvá, amelynek során müonokra és müonneutrínókra esnek szét. Ezek a müonok a földfelszínt általában elérik és alkalmas detektorokkal megfigyelhetők. A zápor végül olyan, mint egy "elektromágneses palacsinta" (azaz nagyszámú elektron, pozitron és foton): meglehetősen vékony és átmerője lassan növekszik, ahogy közel fénysebességgel söpör lefelé az atmoszférában.
Foglaljuk össze egy proton által keltett légizápor lényeges tulajdonságait. Az első kölcsönhatás után, az erős kölcsönhatásban résztvevő záporcentrum vonalforrásként semleges pionokon keresztül sok elektromágneses záport kelt. A záporfejlődés leírható a gamma- záporok szuperpozíciójaként (2. ábra).
Természetesen a zápormaximum (ahol a záporban lefelé rohanó részek száma maximális) érzékeny arra, hogy gammazáport figyelünk-e meg, vagy egy ugyanolyan energiájú proton által indított záport. A protonzápor semleges pionjaiból származó gamma-fotonok jóval alacsonyabb energiával rendelkeznek, mint a primér energia. így kevesebb duplázódás után esik a részecskék energiája az Ekritikus érték alá. Azaz a protonzápor maximuma rövidebb út után következik be. A primér atommagot – nagyon leegyszerűsítve – úgy tekinthetjük, mint a magban lévő protonok és neutronok összességét, amelyek egymás között demokratikusan osztják el a teljes primér energiát. Egy-egy proton vagy neutron kisebb energiával indul, mint a mag primér energiája, megint azt várjuk, hogy a zápormaximum rövidebb út után következik be. Azonban itt több proton/neutron által keltett elektromágneses zápor összességét kapjuk és emiatt a záporról záporra várható fluktuáció a zápor maximumában jóval kisebb, mint egy protonzápor esetén. Az előbbiekből világos, hogy a zápor longitudinális fejlődésének ismerete az információk kincsesbányája a primér részecske tulajdonságait illetően (3. ábra).
Egy dolgot nem szabad elfelejteni: az előbbi megfontolások az átlagos tulajdonságokat írják le, egy légizápor fejlődésében óriási fluktuációk lehetségesek. Az átlagos viselkedést sok-sok kiterjedt légizápor megfigyeléséből állapítjuk meg.
A kozmikus záporok mérésének igáslovai a felszíni kiterjedt légizápor-detektorok. Éjjel, nappal, esőben, hóban, holdfényben és felhős időben egyaránt működnek. Nagy területen elhelyezett detektorok mintát vesznek a beérkező részecskeszám-eloszlásból (4. ábra ).
Ez a longitudináliszápor-fejlődésnek (a záporkúpnak) egy metszetét méri csak. Nagy körültekintéssel felépített légizápor-szimuláló programok eredményei támogatják a mért eloszlás alapján kapott energiabecslést. Ezek a záporszimuláló programok érzékenyen függnek az erős kölcsönhatási rész modellezésétől, ezáltal növelve az energiabecslés szisztematikus hibáját. Minél nagyobb energiájú záporokat tanulmányozunk, annál nagyobb területre kell szétosztani a mintát vevő detektorokat, hogy a primér részecskefluxus csökkenését ellensúlyozzuk. Néhány éve hagyta abba működését a sokáig legnagyobb felszíni zápordetektor, a Japánban épített AGASA (Akeno Giant Air Shower Array). 111 darab, egyenként 2,2 m2 felületű detektor és 27 müondetektor volt szétterítve 100 km2-nyi területen.
Az extrém energiás adatok legnagyobb része az AGASA csoporttól jött, mialatt az első megbízhatóan működő fluoreszcens detektorok megépültek. Az alapvető fizikai elv jól ismert és egyszerű: a záporban sebesen száguldó töltött részek a levegő nitrogénmolekuláit gerjesztik, majd azok közeli ultraibolya hullámhossztartományba eső fotonok izotróp kisugárzásával térnek vissza alapállapotukba. Ez ugyan egy elég kis hozamú folyamat, de extrém energiájú kozmikus sugarak esetén már több milliárd töltött részecske gerjeszti a molekulákat. Így a folyamat elegendő fényt termel, amelyet nagy konvex tükrökkel gyűjtenek és fotoelektron-sokszorozókra fókuszálva mérik az intenzitást. Egy detektor sok-sok tükörből áll és mindegyik az égbolt különböző, egymást érintő foltjára van beállítva. A detektor egy légy szeméhez hasonlóan rakja össze a teljes képet (5. ábra).
Több okból is a jó szerencse kíséri a fizikusokat ezen a nehéz kutatási területen. Először is ebben az ultraibolya hullámhossztartományban a levegő meglehetősen átlátszó, messziről is jól "látható" a zápor. Másrészt a fényjel az egész longitudinális záporfejlődést pontosan mutatja, ennek fontosságát főleg a primér részecske megállapításánál (gamma-foton, proton, mag) hangsúlyoztuk már. Még egy jelentős tény a listán: a légkör úgy működik, mint egy kaloriméter, a teljes kisugárzott fény arányos a primér részecske energiájával. Az energiabecslés sokkal megbízhatóbb, mint a felszíni zápordetektoroknál. Egyetlen kellemetlen tulajdonsága van: csak felhőtlen, holdfénymentes éjszakákon használható. (Ez körülbelül 10–15%-a felszíni zápordetektorok lényegében folytonos adatgyűjtésének.)
A Fly's Eye (Légyszem, 1981–93) volt az első jól funkcionáló fluoreszcens detektor, majd ennek alaposan feljavított változata a sztereoszkopikusan is működtethető kettős Légyszem, avagy HiRes detektor (High Resolution Fly's Eye). HiRes 1999-ben kezdte a méréseket és hét évig gyűjtött adatokat. Jelenleg a legnagyobb detektor a Pierre Auger Obszervatórium Argentínában, amely egy hibrid detektor. Egy óriási felszíni légizápor-detektor területét négy fluoreszcens detektor is figyeli, ahogy ezt a 6. és a 7. ábra mutatja. Az adatgyűjtés már 2004-ben megkezdődött, ámbár a teljes detektorrendszer 2008-ra épült meg. Az Auger-berendezés nagyságát jól érzékelteti a 8. ábra. Megjegyzésre méltó, hogy egy hibrid detektor nagyban javítja a felszíni zápordetektor energiameghatározását. A hibrid események (9. ábra), amikor mindkét detektorrendszer ugyanazt a záport figyeli meg (körülbelül 10– 15%-a az összes megfigyelt zápornak) keresztkalibrálást tesznek lehetővé. A fluoreszcens komponens sokkal megbízhatóbb energiabecslésével újrakalibrálható a felszíni zápordetektor és ez az összes megfigyelt zápor jobb energiameghatározását garantálja.
Az északi féltekén a Teleszkóprendszer (Telescope Array) egy már működő hibrid detektor (a HiRes fluoreszcens detektorait felhasználva egy felszíni zápordetektort is építettek), amely azonban kisebb méretű, mint az Auger Obszervatórium. Az adatgyűjtés 2008- ban kezdődött el. Az Auger North (Auger Észak) is a tervezőasztalon van, de megépítésére egyelőre nincs pénzügyi fedezet.
Ezen a ponton jobb, ha megállunk és értékeljük az extrém energiatartományban működő fluoreszcens detektorok bevezetése által nyújtott jelentős új lehetőségeket. Először is a longitudinális fejlődés megfigyelhetősége, az átlagoszápor-maximum és fluktuációjának mérése segít megállapítani a bejövő magok átlagos összetételét. Ez a felszíni légizápor-detektor mérések egyik Achilles-sarka. Az energiamérés nagyobb pontossága és a hibrid módusban történő újrakalibrálás nemcsak a hadron-modellezés bizonytalanságaiból adódó szisztematikus hibát csökkenti, hanem a keresztkalibrálás által a hasznos adatgyűjtési időt egy teljes naptári nappá növeli a felhőtlen, holdfénymentes éjszakák helyett.
A következő számban sorra kerülő folytatás első része a gyorsítókkal már ellenőrzött részecskefizika kiterjesztésével foglalkozik az extrém energiák tartományába. Azután a fluoreszcens detektorok és a két új hibrid detektor legújabb megfigyeléseit tárgyalja kiemelve az Univerzum korai fejlődéséről szóló szigorú korlátokat.