KOZMIKUS SUGÁRZÁS ÉS CSILLAGÁSZAT

Sir Arnold Wolfendale
az Európai Fizikai Társaság elnöke,
a Royal Society tagja,
a Királyi Intézet kísérleti fizika professzora,
a Durhami Egyetem nyugalmazott tanára

A múlt század végén sokan tanulmányozták az ionizáló sugárzások tulajdonságait, többek között Becquerel, a Curie házaspár és Röntgen, akik nevének ismerete ma már a fizikai alapműveltség része.

Egyik olyan probléma, amely túlélte a századfordulót, az elektroszkóp töltésének lassú csökkenése volt, amelyet akkor is megfigyeltek, amikor semmilyen sugárzás jelenléte sem volt nyilvánvaló. Egyik korabeli elképzelés szerint valamilyen ismeretlen forrásból érkező szuper-y sugárzás éri a Földet, s ennek ellenőrzésére különböző magas tornyokon helyeztek el mérőműszereket. E kísérletek nem vezettek eredményre, így természetes volt az ötlet, hogy léggömbbel kellene valamilyen műszert feljuttatni. Ezt néhány viszonylag kis magasságot elérő léggömb felbocsátása követte, eredményre azonban csak akkor jutottak, amikor a léggömbutazás lelkes és hozzáértő híve, Viktor Hess elegendő (5500 m) magasságot ért el, és útjára a korábbiaknál jobb elektroszkópot vitt magával. 1912-ben végzett három repülése során kapott eredményei [1] egymással jó egyezést mutattak: a sugárzás erőssége először kissé csökkent, ezt követően 2 km magasságig nagyjából állandó maradt, majd mintegy 5 km magasságig megduplázódott. Ekkor tette Hess híres kijelentését:

"A jelenlegi megfigyelések eredményeit legegyszerűbben annak feltételezésével magyarázhatjuk, hogy légkörünkbe felülről rendkívül nagy áthatoló-képességű sugárzás érkezik, amely még a legalacsonyabb légrétegekben, zárt tartályokban is ionizációt kelt. "

A következő két évben Hess még magasabbra emelkedett, és elérte a 9 km magasságot, ahol a sugárzás intenzitása már a tengerszinti érték mintegy hétszerese volt. Kolhörster [2] 1913-ban és 1914-ben még ennél is magasabbra emelkedett, hasonló eredményekkel (1. ábra). A fenti következtetések ma nyilvánvalónak tűnnek, akkor azonban nem voltak azok, hiszen akkor nem csak a detektorok voltak tökéletlenek, de légköri hatások is okozhatták volna a sugárzást. Ha az ionoszféra létezéséről már akkor tudtak volna, Hess következtetése valószínűleg egészen másként alakult volna.

Valószínűleg az "elektron töltéséről" híres Millikan volt az első, aki a kívülről érkező, ismeretlen valamire a "kozmikus sugárzás" elnevezést használta. Ez az elnevezés tulajdonképpen szerencsétlen volt, hiszen később kiderült, hogy a "sugárzás" elsősorban nem fotonokat, hanem nukleáris részecskéket tartalmaz (ideértve az elektront és a nehezen detektálható neutrínót is).

A későbbi munkák nagyszámú atommagot mutattak ki a kozmikus sugárzásban, legalábbis alacsony energián, ahol az egyes részecskéken közvetlen mérések végezhetők.

Az 1930-as és 1940-es évek - a nukleáris emulziók és ködkamrák segítségével - sok alapvető fontosságú részecske felfedezésére vezettek; ekkor fedezték fel a piont, a müont, a pozitront és a "ritka részecskéket." Az 1950-es években megjelentek a gyorsítók, és ezután a részecskék fizikája nagyrészt a gyorsítókkal dolgozó fizikusok vadászterületévé vált; időnként azonban még ekkor is érkeztek fontos részecskefizikai eredmények a kozmikus sugárzás kutatóitól, különösen a legnagyobb gyorsítókkal is elérhetetlen energiatartományból [3] és a neutrínófizika területéről.

1. ábra. Az ionizáció magasságfüggése a) Hess (1912), b) Kolhörster (1913, 1914) [1, 2].

2. ábra. A kozmikus sugárzás energiaspektruma. A beárnyékolt tartományban az intenzitás bizonytalan - bár Erlykinnel együtt mi azt hisszük, ismerjük a görbe valódi alakját. Az ábrában a mérések módszerére is utalunk.

A kozmikus sugárzás kutatása azonban sokkal gyorsabban fejlődött az asztrofizika területén, és - bár ennél kisebb mértékben - a geofizikában. Az asztrofizikában két szempont érdemel különös figyelmet: a csillagászat eredményei felhasználhatóak a kozmikus sugárzás eredetének megértésére, és megfordítva, a kozmikus sugárzás eredményei segítenek a csillagászati jelenségek jobb megértésében. Az alábbiakban e két területtel foglalkozunk.

Az eredet kérdése

A kozmikus sugárzás túlnyomó része nagyenergiájú protonokból áll (itt és a továbbiakban eltekintünk a neutrínóktól, bár a neutrínófizika fontossága egyre nő). Elektromos töltésük miatt ezek eltérülnek azokon a mágneses mezőkön, amelyeken forrásuk és földi megfigyelésük között áthaladnak. Ezek a mezők, a Föld irányából felsorolva, a magnetoszferikus, bolygóközi (interplanetáris) és csillagközi (intersztelláris) mezők. Ezek mellett, ha a legnagyobb energiájú részecskék (mint ahogy az ma valószínűnek látszik) galaxisunkon kívülről érkeznek, az extragalaktikus mezőket is fel kell vennünk a felsorolásba. Ezek közül a mezők közül csak az elsőként említetteket ismerjük viszonylag pontosan.

Térjünk most át egy pillanatra az "energia" kérdésére, kezdve a részecskék nyugalmi energiájának megfelelő (mintegy 10⁹ eV) körüli értékektől egészen az úgynevezett "légyszem-detektor" által észlelt eddigi legnagyobb, 3 10²⁰ eV körüli energiákig [4]. Az energia növekedésével az intenzitás egyre csökken. A mintegy 10¹¹ eV fölötti energiáknál a bolygóközi mágneses mezők gyakorlatilag nem játszanak szerepet, annál fontosabbak - egészen mintegy 10¹⁸ eV-ig, ha ott a primér részecskék még mindig főként protonok - a csillagközi mezők. E tartomány felső határa még magasabb, ha a magok tömege nagyobb

(például 26-szoros, ha a primérek vas-atommagok). A 2. ábra a kozmikus sugárzás néhány fontosabb összetevőjének Földnél mért energiaspektrumát mutatja.

Csak a legalacsonyabb energiákon ( 10¹⁰ eV) érkezik időnként kozmikus sugárzás a Napból, nagyrészt hatalmas flerek és tömegkilökődések alkalmából. Így mindjárt szembekerülünk a csillagközi mágneses mezők problematikájával. Sajnos, ezek topográfiája nagyrészt ismeretlen, ezért nem tudjuk a részecskék pályáját visszafelé, egészen a forrásokig követni (a 10¹⁸ eV-nál nagyobb energiájú részecskék esetére, amelyek a kozmikus sugárzás fluxusának csak parányi részét adják, később még visszatérünk). A források azonosítására így más érvekre van szükség.

Mielőtt folytatnánk, két szélsőséges lehetőséget vizsgálunk meg a kozmikus sugárzás eredetére - a galaktikus és extragalaktikus eredetet.

Energiasűrűségek

Minden asztrofizikai rendszernél, . sőt más rendszereknél is tanulságos összehasonlítani a vizsgált jelenség energiasűrűségét más esetleg kapcsolódó energiasűrűségekkel. A táblázat ilyen összehasonlítást mutat. Ha csak a galaktikus energiasűrűségeket nézzük, indokoltnak látszhat a következtetés, hogy "a kozmikus sugárzás galaktikus", bár kissé elbátortalanítja az embert, hogy olyan látszólag független jelenségek, mint a csillagfény és a gázmozgások szintén hasonló energiasűrűségre vezetnek. Plauzibilis viszont a galaktikus mágneses mező és a kozmikus sugárzás energiasűrűségének kapcsolata, bár ez talán inkább a kozmikus sugárzás csapdába ejtésére, mint eredetére utal. Ezt úgy értjük, hogy a kozmikus sugárzás nyomása (és így energiasűrűsége is) addig nő, míg megegyezik a mágneses mezőével, majd a mező "kitágul", ezzel lehetővé téve a részecskék egy részének kiáramlását a galaxisok közötti térbe.

Ezt a galaktikus eredetre utaló érvrendszert gyengíti, hogy az univerzális háttérsugárzás - amelyről tudjuk, hogy extragalaktikus eredetű - egy 2-es faktor erejéig szintén ugyanakkora (0,24 eV cm^-3) energiasűrűségű, mint a kozmikus sugárzás.

3. ábra. Gamma-fluxusok (100 MeV fölött) a Gamma-sugárzási Obszervatórium műhold mérései alapján, összehasonlítva azzal, amit akkor várnánk, ha a kozmikus sugárzás intenzitása a helyi értékkel (EG) egyezne [9, 10]. A megfigyelt fluxusok a vártnál sokkal kisebbek, ami azt mutatja, hogy a környezetünkben megfigyelt kozmikus sugárzás galaxisunkból származik. (Az ábrán a források becsült járulékát is feltüntetjük.)

Figyelembe véve, hogy a kozmikus sugárzás (és energiasűrűségének) főrésze a 10¹⁰ eV-nál kisebb energiájú részecskéktől ered, és ez az energia sokkal kisebb annál, mint ahol a kozmikus sugárzási protonok és a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás kölcsönhatása lényegessé válik (210¹⁸ eV körül), a kozmikus sugárzási protonok extragalaktikus eredetét nem lehet kizárni. Emellett az is igaz (lásd például [5]), hogy bár az Univerzumban kozmikus sugárzás formájában felhalmozott energia ekkor elég nagy lenne, de nem lenne lehetetlenül nagy, és az extragalaktikus térben lehetséges források is találhatók [5].

Valamilyen más megközelítésre van szükség.

Gamma-csillagászat

Galaktikus vagy extragalaktikus a kozmikus sugárzás?

Bár a kozmikus sugárzást nagyrészt részecskék alkotják, az észlelt fluxus mintegy milliomod részét -sugárzás adja. Amennyiben e -sugárzás főként a kozmikus sugárzásnak a csillagközi gázzal való kölcsönhatásából ered, és mivel a -sugárzás egyenes vonalban terjed, e sugárzás intenzitása közvetve jól jellemzi a kozmikus sugárzás intenzitásának eloszlását galaxisunk más tartományaiban, sőt galaxisunkon túl is. Sok ilyen vizsgálatot végeztünk, és ezek arra a következtetésre vezettek, hogy a részecskék főként galaktikus eredetűek.

Történetileg az első [6], valamint további vizsgálatok (amelyek összefoglalása [7]-ben található) során kimutatták a kozmikus sugárzás "galaktikus gradiensét", vagyis azt, hogy ez az intenzitás a galaxisunk központjától mért növekvő távolsággal csökken. Bár ez a gradiens kezdetben sok vitát váltott ki, létezését ma általánosan elismerik. Eszerint a Földnél észlelt kozmikus sugárzás forrásai nagyrészt galaxisunkban vannak, s annak központja felé haladva egyre több ilyen forrás van. Az ezzel kapcsolatos korai munkáink érdekes - és emellett fontos - mellékterméke annak kimutatása volt, hogy a csillagközi közegben lévő molekuláris hidrogén mennyiségét korábban felülbecsülték [8]. Ezek a korábbi becslések a szénmonoxid vonalintenzitásának mérésén alapultak, s ebből egy empirikus állandó segítségével következtettek a H₂ oszlopsűrűségére. Ez a "felfedezés" jól mutatja, hogy hogyan használhatjuk fel a kozmikus sugárzási kutatások eredményeit a csillagászatban.

Azt, hogy a kozmikus sugárzás legnagyobb része galaxisunkban jön létre, jól megerősíti a Magellán-felhőkből származó -sugárzás észlelése. A gondolatmenet egyszerű. Ha ugyanis a kozmikus sugárzás extragalaktikus, sőt univerzális lenne - vagyis körülbelül egyenletesen töltené ki az Univerzumot - akkor a Magellán-felhőkben ugyanaz lenne az intenzitás, mint környezetünkben. Mivel azonban a Magellán-felhőkben a gáz sűrűségét elég pontosan ismerjük, a várt - fluxust ki tudjuk számítani. A számítás eredményét a megfigyelésekkel összehasonlítva el tudjuk dönteni, valóban univerzális-e a kozmikus sugárzás. Bár igaz, hogy - mint általában - vannak bizonyos komplikációk, ez esetben a diszkrét - forrásoknak a teljes -sugárzáshoz való relatív hozzájárulásával kapcsolatban, következtetésünk érzéketlennek látszik az ilyen részletekre. Mint a 3. ábrán látható, a Nagy és Kis Magellán-felhőből észlelt sugárzás sokkal kisebb annál, mint amit a lokális kozmikus sugárzásnak megfelelő intenzitás esetén várnánk [9, 10]. Ebből arra következtetünk, hogy a Földnél észlelt kozmikus sugárzásnak kevesebb mint 10 %-a származhat extragalaktikus forrásokból. Nagyon valószínű, hogy e hányad a megadott határnál lényegesen kisebb. Ne felejtsük el azonban, hogy fenti ábránk a teljes intenzitásra vonatkozik, ennek nagy része. azonban kisenergiájú részecskékben realizálódik (2. ábra). Könnyen meglehet, hogy nagy energiákon, például 10¹⁸ eV felett, a legtöbb részecske extragalaktikus eredetű. Erről a témáról később még részletesebben is beszélünk.

Foglalkozzunk most azzal, hogy melyek lehetnek azok a galaktikus objektumok vagy rendszerek, amelyek az "alacsony" energiájú részecskékért felelősek. Számos lehetőség van, de legfontosabbnak a szupernóva-maradványokat tekinthetjük. A sok közleményben [11, 12] kidolgozott elképzelés szerint a szupernóva-maradványokban kialakuló, a csillagközi közegen áthaladó lökéshullámok azok, amelyek bizonyos részecskéket nagy energiákra gyorsítanak. A szokásos számítás [12] szerint a létrejövő energiaspektrum jó közelítésben N(E) = A E^-2 alakú, ahol az E energia relativisztikus, és maximális értéke GeV-ben:

Itt E_SN a szupernóvában felszabaduló energia, M a kidobott tömeg, N₀ a gázsűrűség, B₀ pedig a mágneses mező erőssége.

4. ábra. Az Univerzum viszonylag közeli részének térképe, a struktúrákat tipikus módon szuperhalmazokra és anti-szuperhalmazokra bontva [13]. Elemzésünk azt mutatja, hogy ilyen felbontás semmilyen skálán sem lehetséges, mert akkor túl nagy lenne a -sugárzás. A jelenlegi Univerzum így nagyrészt közönséges (nem pedig anti-) anyagból kell hogy álljon. Az ábrán mi az origóban (0,0), a helyi (Virgo) szuperhalmaz határán vagyunk.

Mivel a zárójelben szereplő mennyiségek legvalószínűbb értéke (a "forró" csillagközi közegre) körülbelül 1, látható, hogy vas atommagokra, amelyek a kozmikus sugárzásban valószínűleg leggyakrabban előforduló nehéz magok, a maximális energia valamivel 10¹⁶ eV fölött van. A kozmikus sugárzás spektrumában A.D. Erlykinnel együtt olyan viselkedést találtunk, amely vasnak és más atommagoknak tulajdonítható. Legújabb eredményeinkről rövidesen beszámolok.

A kozmikus sugárzás legtöbb kutatója Erlykin és Wolfendale (EW) eredményeitől függetlenül is megegyezik abban, hogy a szupernóva-maradványok jelentősen hozzájárulnak a kozmikus sugárzás általános fluxusához legalábbis a mintegy 10¹⁵ eV alatti tartományban. Nagyobb energiákon sajnos igen nagy hiány van jó eredetelméletekben.

Mielőtt részletesebben foglalkoznánk az EW eredményekkel, leírjuk a kozmikus -sugárzással kapcsolatos technikák egy másik érdekes alkalmazását - az antianyag keresését.

Gamma-sugárzás és az antianyag probléma

A fizikában sok "megmaradási törvényt" ismerünk így többek között az energia, lendület, töltés megmaradásáét. Az antianyag megjelenése óta, amelyre először Dirac munkái utaltak (különösen az e^- elektron és e⁺ pozitron vonatkozásában) természetes az a várakozás, hogy az anyag és antianyag együttesen megmarad abban az értelemben, hogy minden létrejövő anyaggal együtt ugyanannyi antianyag is keletkezik. Ha várakozásunknak megfelelően a korai Univerzumban is ugyanannyi anyag és antianyag keletkezett, akkor felvetődik a kérdés: mi lett a sok antianyaggal?

5. ábra. A galaktikus kozmikus sugárzás és a napkitörés-részecskék okozta ionizáció, ami hatással lehet az időjárásra.

Meglehetősen közvetlen bizonyítékunk van arra, hogy a Naprendszerben nincs anyag-antianyag szimmetria (így Neil Armstrong Holdra lépésekor első szavait jegyeztük meg, és nem az utolsókat: "egy kis lépés nekem, 10³⁰ pi-mezon az emberiségnek"). Sok vizsgálat mutatja, hogy az anyag-antianyag szétsugárzás a megfigyelthez képest túl nagy y-fluxust okozna még akkor is, ha a galaxishalmazok szintjén valósulna meg az anyag-antianyag szimmetria. Fennáll (vagy inkább fennállt) még az a lehetőség, hogy az Univerzum legnagyobb részstruktúráinak, a szuperhalmazoknak a szintjén mégis teljesül az anyag-antianyag szimmetria. Ez annak az elképzelésnek felelne meg, hogy a korai Univerzum sejtes szerkezetű volt, és a dominánsan anyagból, illetve antianyagból álló sejtek gyorsan szétváltak.

Dudarewicz-csel együtt, a legutóbbi kozmikus -sugárzási és csillagászati adatokat felhasználva, kissé részletesebben is megvizsgáltuk ezt a témakört. Úgy találtuk, hogy a szuperhalmazokból és anti-szuperhalmazokból távozó gáz és anti-gáz átfedése még mindig títl sok -sugárzást eredményezne (lásd a 4. ábrát). Egy másik érdekes lehetőség az volt, hogy egyes galaxisok (vagy antigalaxisok) betévednek az ellentétes tartományba. Ismét túl sok -sugárzás keletkezne. Az eredményeket az 5. ábra mutatja.

Így semmilyen skálán sem áll fenn anyag-antianyag szimmetria. Az, hogy hogyan tűnt el az antianyag röviddel a Nagy Bumm után, továbbra sem világos.

Kozmikus sugárzás és a földi élet

A "szokásos helyzet"

Az emberre ható háttérsugárzás összetevői közül a kozmikus sugárzás nem elhanyagolható, hiszen tengerszinten a háttérsugárzásnak átlagosan mintegy 30 %-át adja. A többi a természetben előforduló radioaktív anyagoktól ered.

Lehet azonban, hogy a kozmikus sugárzás az élet egy másik fontos feltételét, az éghajlatot is befolyásolhatja. Itt a "napfoltok időjárásra gyakorolt hatásáról" van szó. Közvetlen hatás nemigen képzelhető el, hiszen a napsugárzás változásai a 11 éves napfoltciklus során elhanyagolhatóan kicsinyek. Ez nem azt jelenti, hogy bizonyos hullámhossztartományokban a besugárzás nem változik jelentősen: az ultraibolya-fluxus például mintegy 30 %-os változást mutat. Ennek az összetevőnek az energiája azonban főként a légkör felső rétegeiben nyelődik el, és a hagyományos nézet szerint igen kicsi a kölcsönhatás a felső réteg és az időjárási jelenségek színhelyéül szolgáló alsó réteg (a troposzféra) között.

6. ábra. Napkitörésekkel kapcsolatos kozmikus sugárzás [16]. P(>) azoknak a nagyenergiájú kitöréseknek az évenkénti gyakoriságát mutatja, amelyek a Föld környezetébe -nál nagyobb integrált energiaáramot hoznak. A pontok az adott időszakra vonatkozó megfigyeléseket adják. Az "időátlag" sok évtizedre átlagolva mutatja a Földnél leadott energiát.
Tung, N. T. és K. Ú. azoknak az energiasűrűségeknek felel meg, amelyek a Tunguszka-meteor, a Nukleáris Tél (egy Kelet - Nyugat közötti, külön-külön tízezer megatonnányi atombomba ledobásával járó háború), valamint a földtörténeti Középkor és Újkor határán, 65 millió éve (valószínűleg) becsapódott meteor hatásának felelnek meg.

Ennek az ellentmondásnak a feloldásában segíthet az a megalapozottnak látszó elképzelés, amely szerint a nap változékonysága és a troposzféra állapota között a kozmikus sugárzás játszhat közvetítő szerepet. Az érvelés a következő: miközben a kozmikus sugárzás áthatol a légkörön, ionizálja azt, az ionizáció viszont befolyásolja a felhőképződés valószínűségét. A megfelelő ionizációt keltő kozmikus sugárzás főleg galaktikus eredetű (és szupernóváktól származik, mint azt látni fogjuk), intenzitását azonban jelentősen befolyásolják a napszél 11 éves változásai. Az eddigi bizonyíték az óceánok feletti felhőtakaró kiterjedtsége és a kozmikus sugárzás intenzitása közötti korreláció [14]. Egy másik állítás szerint a sarki tartományok ózonsűrűségére is hatással vannak a kisenergiájú protonok, amelyek intenzitásváltozásai viszont szintén követik a 11 éves napciklust [15]. Igaz, vita tárgya, hogy ezek az ionizációs hatások elég jelentősek-e a megfigyelt hatások értelmezésére, de legalább kiindulópontjául szolgálhatnak a részletesebb elemzésnek.

Az is igaz, hogy az időjárási hatások mellett a hosszú távú éghajlati hatásra még nincs bizonyíték; ezen a területen azonban olyan nagy a tét, hogy igen komoly vizsgálatra van szükség.

Nem kizárt, hogy nagyon ritkán olyan hatalmas napkitörések is előfordulhatnak, amelyek hatással lehetnek a földi életre. A 6. ábrán kozmikus sugárzási flerek Föld környezetében mért energiafluxusának eloszlását mutatjuk be [16]. Mérési eredmények csak mintegy 50 éve állnak rendelkezésünkre, és ezeknek az adatsoroknak az extrapolálása kockázatos feladat. Az adatok alapján nem lenne azonban meglepő, ha például néhány százezer évenként igen nagy károsodást okozó kitörések is előfordulnának. Maga az, hogy mi itt vagyunk, bizonyítja, hogy valóban végzetes kitörések nem voltak, azt azonban nem zárja ki, hogy igen jelentős hatású kitörések lehettek, vagy lehetnek a jövőben. E témakör feltétlenül alaposabb vizsgálatot érdemel.

A kozmikus sugárzás spektrumának finomszerkezete

Azt, hogy a kozmikus sugárzás szupernóva-maradványokban jön létre, a megfigyelések eddig csak közvetve támasztották alá. Milyen mérési eredmény adhatna közvetlen, meggyőző bizonyítékot? Igen alacsony energiákon (E < l0¹⁰ eV) a -sugárzás vizsgálata azt mutatja, hogy "az Északi Poláris Gerinc" nevű szupernóva-maradvány vagy szuperbuborék irányában kissé nagyobb a kozmikus sugárzás intenzitása [17], de a többlet okát illetően nem lehetünk egészen biztosak. Ennél meggyőzőbb bizonyíték lenne, ha meg tudnánk mutatni, hogy a kozmikus sugárzás energiaspektruma az elméleti jóslatoknak megfelelően valóban élesen levág 410¹⁵ ZeV környékén.

A kozmikus sugárzás kiterjedt légizáporait [18] tanulmányozva Tolya Erlykinnel ilyen megállapításra jutottunk. E záporok, amelyeket 1937-ben Auger, Maze és munkatársaik fedeztek fel, igen nagyenergiájú részecskék légkörbe csapódásakor keletkeznek (7. ábra). Csak az ilyen nagy, oldalirányban több száz méterre kiterjedő záporok teszik lehetővé, hogy a rendkívül nagyenergiájú részecskéket egyáltalán detektálni tudjuk. Paradox módon az, hogy felettünk van légkör, segíti a detektálást.

A kiterjedt légizáporok mérésével kapott egyik legfontosabb jellemző az F(N) nagyságspektrum, ami megadja annak gyakoriságát, hogy N-részecskét tartalmazó záport detektáljunk (N meghatározásánál figyelembe vesszük azokat a részecskéket is, amelyek a nagy területen szétszórtan elhelyezett detektorainkat éppen nem találják el).

7. ábra. "Kiterjedt légizápor" vázlatos ábrázolása, és a megfelelő "nagyságspektrum". N a talajszinten mért teljes részecskeszám. Külön jelöljük a Moszkvai Állami Egyetemen 1958-ban megtalált [19] "térd" helyét.

8. ábra. Különféle kísérletekben mért nagyságspektrumok, a térd helyzetére normálva [17]. Állításunk szerint egy kis csúcsot azonosítottunk a 0,6 abszcissza-értéknél. Magát a térdet oxigén-magoknak, a második csúcsot vas-magoknak tulajdonítjuk.

A 7. ábrán a hatványspektrumot mint log N függvényét mutatjuk be. Mintegy 40 évvel ezelőtt fedezték fel a spektrum "térdnek" nevezett, a spektrum meredekebbé válását mutató vonását, amelyet azóta számtalanszor megerősítettek. A térd nyilvánvalóan fontos információt hordoz arra nézve, hogy honnan származnak a részecskék, és milyen folyamatokban gyorsultak fel. Ez az a vonás, amelynek magyarázatát Erlykinnel együtt megkíséreltük megadni.

A 8. ábrán mintát mutatunk be F(N) eddigi méréseiből; körülbelül még ugyanennyi információnk van újabb mérésekből is. Szerintünk mindegyik mérés ugyanarra az eredményre vezet: log N-ben mintegy 0,6 egységnyire a térd "kezdete" fölött egy kis "csúcs" jelenik meg a nagyságspektrumban. Állításunk ennek a csúcsnak a valódiságán áll vagy bukik.

Az ábrán látható, hogy a csúcs helyzete néhol kissé eltér 0,6-től; mi azt állítjuk, hogy ennek az eltérésnek általában értjük az okát. Fontos, hogy az egyes csúcsok statisztikailag nem szignifikánsak, összegük azonban már igen.

9. ábra. A hipotetikus helyi szupernóva-maradványból származó, Erlykin és Wolfendale által javasolt energiaspektrumok [17]. N itt a nehéz magokat jelöli, a neontól a kénig.

A 9. ábra bemutatja, hogy különböző energiákon hogyan tevődik össze a kozmikus sugárzás intenzitása két komponensből, a "háttérből", amely a Galaktikában mindenfelé elhelyezkedő sok forrásból ered, és egyetlen közeli, nemrégiben felrobbant szupernóva járulékából. Ez az utóbbi felelős a külön is feltüntetett atommagok járulékáért, amelyek spektruma pont ott vág le, ahol szükségünk van rá, feltéve, hogy a szupernóva forró csillagközi gázban robbant fel, és így rá a felírt egyenlet érvényes.

Az utóbbi években számos dolgozatban fejtettük ki, hogy a kozmikus sugárzási jelenségek hogyan illeszkednek egymáshoz (10. ábra). Megállapítottuk, hogy a sok különböző jelenség legalábbis nincs ellentmondásban állításunkkal; egyesek közülük viszont erősen támogatják is azt.

Az utolsó - egyelőre még megválaszolatlan - kérdés az, hogy hol is van ez a szupernóva (illetve ami maradt belőle). Bár több lehetőség is van (Geminga, Véla, vagy az Északi Poláris Gerincet létrehozó, még ismeretlen objektum), egyelőre nincs biztos tippünk. A bejelentés még várat magára. Talán idővel megtudjuk...

10. ábra. A kozmikus sugárzás kirakós játéka. Úgy tűnik, Erlykin és Wolfendale modellje valamennyit megmagyarázza és egymáshoz illeszti.

A jövő

Nem csak a "térd" környezetében van szükség több mérésre, de a "háttér" spektrumát is meg kell magyaráznunk. Ráadásul ott van a 10¹⁸ eV feletti tartomány. Könnyen lehet, hogy sok 10¹⁹ eV alatti részecske saját galaxisunkban felgyorsult vas-atommag, de ennél is nagyobb energiákon nehezen kerülhető meg az a következtetés, hogy extragalaktikus részecskékről van szó. Itt a galaxisok között elhelyezkedő mágneses mezővel is probléma lehet; ennek erőssége eddigi ismereteink alapján elég kicsinek kellene lennie ahhoz, hogy a "helyi" forrásokat (mondjuk 100 millió fényév körzetben) azonosítani tudjuk. Eddig azonban ilyen azonosítás, legalábbis statisztikailag megbízhatóan, nem történt. A vadászat folytatódik.

Irodalom

1. HESS, V.F.: Phys. Zeitschr. 13 (1912) 1084
2. KOLHÖRSTER: (1913, 1914) lásd J. G. Wilson: "Cosmic Rays", The Wykeham Science Series, (1976) London
3. WDOWCZYK, J., WOLFENDALE, A.W.: J. Phys. G. Nucl. Phys., 13 (1987) 411
4. BIRD, D.J. ET AL.: Astrophys. J., 441 (1995) 144
5. WOLFENDALE, A.W.: Q. Jl. R. Astr. Soc., 24 (1983) 122
6. DODDS, D., STRONG, A.W., WOLFENDALE, A.W.: Mon. Not. R. Astr. Soc., 171 (1975) 569
7. RAMANA MURTHY, P.V., WOLFENDALE, A.W.: Gamma Ray Astronomy, Cambs. Astrophys. Ser., C.U.P. (1986, 1993)
8. BHAT, C.L. ET AL.: RAL Workshop on Astron. and Astrophys., RAL-84-101 (Gondhalekar, P.M., ed.) (1984) 39
9. SREEKUMAR, P. ET AL.: Astrophys. J., 400 (1992) L67
10. CHI, X., WOLFENDALE, A.W.: J. Pliys. G., 19 (1993) 795
11. AXFORD, W.I.: Proc. l7th Int. Cosmic Ray Conf. (Paris), 12 (Saclay: CEN) (1981) 155
12. BEREZHKO, E.G.: Astropart. Phys., 5 (1996) 367
13. DUDAREWICZ, A., WOLFENDALE, A.W.: Mon. Not. R. Astr. Soc., 268 (1994) 609
14. SVENSMARK, H., FRIIS-CHRISTENSEN: Journ. Atmos. and Terr. Phys., 59 (1997) 1225
15. SHUMILOV, O.I. ET AL.: Journ. Atmos. and Terr. Phys., 57(1995) 665
16. WDOWCZYK, J., WOLFENDALE, A.W.: Nature, 268 (1977) 510
17. BHA'I', C.L. ET AL.: Nature, 314 (1985) 515
18. ERLYKIN, A.D., WOLFENDALE, A.W. Astropart. Phys., 8 (1998) 265
19. AUGER, P., MAZE, R., ROBLEY, C.R.: Compt. Rend., 208 (1938) 1641
20. KULIKOV, G.V., KHRISTIANSEN, G.B.: JETP, 35 (1958) 635