γαλαξιακή κοσμική ακτινοβολία και υπολείμματα υπερκαινοφανών

Η κοσμική ακτινοβολία που μπορεί να ανιχνευτεί στη Γη και προέρχεται από πηγές στο Γαλαξία μας έχει ενέργειες κάτω από 10¹⁵-10¹⁸. Αυτό προκύπτει από το γεγονός ότι ο Ήλιος και άλλοι αστέρες όμοιοι με τον Ήλιο, επιταχύνουν μόνο σποραδικά σωματίδια που επιτρέπουν την ανίχνευσή τους στη Γη, ενώ η κοσμική ακτινοβολία σε υψηλότερες ενέργειες από 10¹⁸ eV δεν θα ήταν περιορισμένη στο Γαλαξία μας. Οι καταμετρούμενες χημικές αφθονίες των στοιχείων που συνιστούν τον πληθυσμό της κοσμικής ακτινοβολίας, όπως ανιχνεύονται στη Γη είναι επίσης σε συμφωνία με τη γαλαξιακή προέλευση της κοσμικής ακτινοβολίας. Οι πιθανές περιοχές επιτάχυνσης της κοσμικής ακτινοβολίας είναι οι υπερκαινοφανείς και τα υπολείμματά τους, καθώς έχουμε δημιουργία ισχυρών κρουστικών κυμάτων.

Καθώς τα φορτισμένα σωματίδια δεν διαδίδονται σε ευθείες γραμμές, δεν είναι εύκολο να προσδιοριστούν οι περιοχές προέλευσης της κοσμικής ακτινοβολίας. Μπορούμε να εντοπίσουμε τη θέση ενός αστέρα διότι το φως προέρχεται από συγκεκριμένη διεύθυνση του ουρανού. Γνωρίζουμε ότι η κοσμική ακτινοβολία σε ενέργειες μέχρι 10¹⁰ eV (10 GeV) μπορούν περιστασιακά να προέρχονται από τον Ήλιο, ταξιδεύοντας κατά μήκος των διαπλανητικών μαγνητικών γραμμών. Όμως, η συνεχής ροή της κοσμικής ακτινοβολίας μέχρι τα 10¹⁹ eV έρχεται στη Γη σε οποιαδήποτε διεύθυνση από τον ουρανό. Αυτό οφείλεται στο ότι τα φορτισμένα σωματίδια ταξιδεύουν κατά μήκος τυρβωδών μαγνητικών γραμμών στο Γαλαξία μας. Ως αποτέλεσμα, η κοσμική ακτινοβολία σκεδάζεται, όπως τα μόρια σε ένα θερμό αέριο, και τα στοιχεία της αρχική τους διεύθυνση κίνησης χάνονται τελείως σε ενέργειες σωματιδίων που σχετίζονται με τις μετρήσεις των μετρητών νετρονίων.

Δεδομένων των σχετικά χαμηλών ενεργειών των πιο ενεργητικών σωματιδίων του Ήλιου σε σύγκριση με το πιο ενεργητικό τμήμα της κοσμικής ακτινοβολίας που ξεπερνάει τις ενέργειες των 10²⁰ eV, είναι σαφές ότι το μεγαλύτερο τμήμα της κοσμικής ακτινοβολίας δε θα μπορούσε να επιταχυνθεί σε συνήθεις αστέρες όπως ο Ήλιος. Ειδικές συνθήκες, κάποια γεγονότα κατά τα οποία απελευθερώνονται μεγάλα ποσά ενέργειας, πρέπει να είναι η προέλευση της κοσμικής ακτινοβολίας πολύ υψηλών ενεργειών. Εμείς εδώ θα περιοριστούμε σε ενέργειες που μπορούν να παρατηρηθούν από επίγειους μετρητές νετρονίων και θα συζητήσουμε για τη γαλαξιακή κοσμική ακτινοβολία. Η γαλαξιακή κοσμική ακτινοβολία μπορεί να έχει ενέργειες πολύ μεγαλύτερες από αυτές που παρατηρούνται με τους μετρητές νετρονίων. Μέχρι σήμερα επικρατεί η άποψη ότι τα πρωτόνια με ενέργειες μέχρι και 10¹⁵ eV καθώς επίσης και ιόντα μέχρι και εκατό φορές υψηλότερες ενέργειες έχουν γαλαξιακή προέλευση.

Η κοσμική ακτινοβολία σε ακόμη υψηλότερες ενέργειες είναι ένα εξαιρετικά ενδιαφέρον θέμα που σήμερα μελετάται μέσω ισχυρών νέων οργάνων. Περισσότερες πληροφορίες μπορούν, για παράδειγμα, να βρεθούν στις ιστοσελίδες του Auger και του TAL, συνεργασίες τηλεσκοπίων.

Πού επιταχύνεται η κοσμική ακτινοβολία;

Όπως ειπώθηκε προηγουμένως, η επιτάχυνση ηλιακών σωματιδίων σε ενέργειες της τάξης των 10 GeV έχει παρατηρηθεί, αλλά αποτελεί σποραδικό φαινόμενο. Η καταγραφή όμως τέτοιων σωματιδίων κοσμικής ακτινοβολίας στη Γη είναι μόνιμο φαινόμενο. Επομένως, το μεγαλύτερο μέρος της κοσμικής ακτινοβολίας δεν μπορεί να προέρχεται από τον Ήλιο ή από αστέρες όμοιους με τον Ήλιο.

Στοιχεία από τις χημικές αφθονίες των στοιχείων

Ένας επιπλέον λόγος για τον οποίο πιστεύουμε ότι το μεγαλύτερο μέρος της κοσμικής ακτινοβολίας προέρχεται από σημαντική απόσταση είναι από τις χημικές αφθονίες των διάφορων στοιχείων της κοσμικής ακτινοβολίας.

Η εικόνα αυτή (dead link) συγκρίνει τις χημικές αφθονίες της κομικής ακτινοβολίας όπως μετράται από δορυφόρους κοντά στη Γη (μπλε γραμμή) με τη μέση χημική αφθονία των στοιχείων του ηλιακού συστήματος (κόκκινα with the average abundances of elements in the solar system (κόκκινες στήλες). Ο οριζόντιος άξονας δίνει τον αριθμό των πρωτονίων στον πυρήνα, και το σύμβολο του αντίστοιχου χημικού στοιχείου σημειώνεται στο πάνω μέρος του διαγράμματος. Οι χημικές αφθονίες εκφράζονται ως προς το Si: για έναν πυρήνα Si (14 πρωτόνια) υπάρχουν περισσότεροι από ένα εκατομμύριο πυρήνες H (1 πρωτόνιο) και 100 πυρήνες Fe (26 πρωτόνια).

Για τα περισσότερα χημικά στοιχεία η σχετική χημική αφθονία της κοσμικής ακτινοβολίας και οι μέση χημική αφθονία του ηλιακού συστήματος είναι παρόμοιες. Αυτό δεν σημαίνει ότι η κοσμική ακτινοβολία προέρχεται από το ηλιακό σύστημα, καθώς η χημική αφθονία του ηλιακού συστήματος είναι και αυτή παρόμοια με την συνολική χημική αφθονία του Γαλαξία μας και άλλων γαλαξιών. Όμως, υπάρχουν και διαφορές: οι ελαφριοί πυρήνες υδρογόνου (H) και ηλίου (He) βρίσκονται σε λιγότερη αφθονία στην κοσμική ακτινοβολία σε σχέση με το ηλιακό σύστημα, το οποίο μπορεί να αποτελεί συνέπεια της διαδικασίας επιτάχυνσης. Δύο ομάδες χημικών στοιχείων της κοσμικής ακτινοβολίας βρίσκονται σε σχετικά περισσότερη αφθονία σε σχέση με τη μέση χημική αφθονία του Σύμπαντος: τα ελαφριά στοιχεία λίθιο (Li), βηρύλλιο (Be) και βόριο (B), που περιλαμβάνουν 3 με 5 πρωτόνια, και τα βαριά στοιχεία με 21 ως 25 πρωτόνια (σκάνδιο Sc, τιτάνιο Ti, βανάδιο V, χρώμιο Cr, μαγγάνιο Mn).

Γιατί αυτές οι ομάδες στοιχείων είναι τόσο περισσότερο άφθονες στην κοσμική ακτινοβολία σε σχέση με τη μέση χημική αφθονία του Σύμπαντος; Να σημειωθεί ότι για τις δύο ομάδες υπάρχουν άλλες ομάδες που είναι πιο άφθονες στην κοσμική ακτινοβολία σε σχέση με το Σύμπαν: C, N, O για την ομάδα των ελαφριών στοιχείων, Fe και άλλα για την ομάδα των βαριών στοιχείων. Μια εξήγηση της υπεραφθονίας των στοιχείων αυτών στην κοσμική ακτινοβολία είναι η εξής: οι ομάδες των πυρήνων Li-B και Sc-Mn δεν αποτελούσαν μέρος του πληθυσμού που επιταχύνθηκε αρχικά, αλλά δημιουργήθηκαν μετά από συγκρούσεις μεταξύ των σωματιδίων που αρχικά επιταχύνθηκαν και πυρήνων του διαπλανητικού χώρου. Οι συγκρούσεις κατέστρεψαν τους βαρύτερους πυρήνες και δημιούργησαν ενεργητικά «συντρίμια» – τις υπεράφθονες ομάδες της κοσμικής ακτινοβολίας. Αυτή η ερμηνεία απαιτεί βέβαια οι κοσμικές ακτινοβολίες να έχουν ένα εγκάρσιο ελάχιστο ποσό ύλης στη διεύθυνση από την πηγή προς τα εμάς, και έτσι μπορούμε να προσδιορίσουμε την ηλικία τους και της απόσταση που διέσχισαν: η απόσταση που διανύουν δεν είναι η ίδια για κάθε κοσμική ακτινοβολία, αλλά κατά μέσο όρο είναι μεγαλύτερη από τις διαστάσεις του Γαλαξία μας. Δεδομένου του γεγονότος ότι οι κοσμικές ακτίνες έχουν πολύπλοκες τροχιές σε τυρβώδη, γαλαξιακά, μαγνητικά πεδία, το αποτέλεσμα αυτό είναι σε συμφωνία με την γαλαξιακή προέλευση των πρωτονίων κοσμικής ακτινοβολίας με ενέργειες μέχρι 10¹⁵ eV και των ιόντων κοσμικής ακτινοβολίας με ενέργειες μέχρι ίσως και 10¹⁸ eV.

Υπερκαινοφανείς και κρουστικά κύματα

Πρέπει, λοιπόν, να ψάξουμε για βίαια γεγονότα στο Γαλαξία μας για να προσδιορίσουμε την προέλευση της κοσμικής ακτινοβολίας. Μία ακραία περίπτωση απελευθέρωση ενέργειας στο Γαλαξία μας είναι ένας υπερκαινοφανής: η κατάρρευση ενός μαζικού αστέρα κατά το τέλος της ζωής του, όπου δεν έχει πλέον άλλους τρόπους να διατηρήσει την ισορροπία του και να παράγει ενέργεια μέσω των θερμοπυρηνικών καύσεων στο εσωτερικό του. Όταν ο πυρήνας ενός τέτοιου αστέρα συσταλεί, τα εξωτερικά του στρώματα, περιέχοντας αέριο αρκετών ηλιακών μαζών, εκτινάσσονται με τεράστιες ταχύτητες στο διαστρικό μέσο. Όπως κι ένα υπερηχητικό αεροπλάνο στη Γη, αυτή η βίαιη μετακίνηση ύλης δημιουργεί ένα κρουστικό κύμα. Σε ένα ιονισμένο αέριο τα κρουστικά κύματα θεωρούνται ως επαρκείς επιταχυντές φορτισμένων σωματιδίων. Τα κρουστικά κύματα των υπερκαινοφανών έχουν αρχικές ταχύτητες μερικές εκατοντάδες km/s. Επιβραδύνονται μέσα σε δεκάδες χιλιάδες χρόνια.

Σήμερα βλέπουμε τα υπολείμματα υπερκαινοφανών, οι εκρήξεις των οποίων συνέβησαν στο σχετικά κοντινό παρελθόν. Ένα παράδειγμα είναι το υπόλειμμα του υπερκαινοφανούς του έτους 1006, που εκείνη την εποχή ήταν πολύ λαμπρό και φαινόταν στους παρατηρητές της εποχής ως ένα “νέο” αστέρι. Στη θέση αυτού του αστεριού βλέπουμε σήμερα ένα σχεδόν σφαιρικό νέφος, το οποίο παρουσιάζεται στην παραπάνω εικόνα από δύο εικόνες με γκρι απόχρωση (αντίστροφη απόχρωση: η σκούρα σκίαση δείχνει τη φωτεινή εκπομπή). Οι παρατηρήσεις έγιναν σε ραδιοφωνικές συχνότητες (843 MHz) και στις ακτίνες Χ (δείτε dead link).

Το υπόλειμμα υπερκαινοφανούς εμφανίζει μία κελυφώδη δομή που δείχνει θερμό αέριο (ακτίνες Χ) και ηλεκτρόνια υψηλών ενεργειών (ραδιοφωνικά κύματα και ακτίνες Χ) γύρω από το κύμα που διαδίδονται στο περιβάλλον διαστρικό μέσο. Η έγχρωμη εικόνα δεξιά δείχνει ένα συνδυασμό από πιο πρόσφατους χάρτες του αντικειμένου, συνδυάζοντας παρατηρήσεις στις ακτίνες Χ από το τηλεσκόπιο Chandra (μπλε) με διαφορετικές οπτικές εικόνες (κίτρινο, πορτοκαλί, γαλάζιο) και μία εικόνα στο ράδιο (κόκκινο). Από.

Τι μας λένε αυτές οι εικόνες για τα ενεργητικά, φορτισμένα σωματίδια; Από παρατηρήσεις σε διαφορετικές συχνότητες γνωρίζουμε ότι η εκπομπή στο ράδιο και μέρος της Χ-ακτινοβολίας είναι σύγχνοτρον ακτινοβολία. Η ακτινοβολία σύγχνοτρον προέρχεται από πολύ υψηλής ενέργειας ηλεκτρόνια ή ποζιτρόνια που περιστρέφονται γύρω από μαγνητικές γραμμές. Όσο μεγαλύτερη η ενέργεια του σωματιδίου, τόσο μεγαλύτερη και η συχνότητα της ακτινοβολίας. Από τις γνώσεις μας για το μηχανισμό σύγχνοτρον και τα διαστρικά μαγνητικά πεδία συμπεραίνουμε ότι ηλεκτρόνια που εκπέμπουν στο ράδιο με συχνότητα 843 MHz έχουν ενέργεια ίση με μερικά GeV (10⁹ eV). Η ακτίνες Χ είναι ηλεκτρομαγνητικά κύματα σε πολύ μεγαλύτερες συχνότητες σε σχέση με τα ραδιοκύματα. Επομένως, οι ενέργειες που εκπέμπουν τα ηλεκτρόνια και τα ποζιτρόνια πρέπει να είναι πολύ υψηλότερες από τις ενέργειες που εκπέμπουν τα ραδιοκύματα. Η εκπομπή στις ακτίνες Χ αποκαλύπτει την παρουσία ηλεκτρονίων με ενέργειες της τάξης των 10¹⁴ eV.

Άρα τα κελύφη υπερκαινοφανών είναι σαφώς πηγές των πολύ υψηλής ενέργειας ηλεκτρονίων . Αλλά τι γίνεται με τα πρωτόνια και τους πυρήνες; Δυστυχώς έχουμε πολύ λιγότερες ενδείξεις για αυτά από την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Τα πρωτόνια και οι πυρήνες εκπέμπουν κάποια ακτινοβολία μέσω των πυρηνικών αλληλεπιδράσεων. Η πιο σαφής παρατηρούμενη υπογραφή είναι ακτινοβολία γ από τα ουδέτερα πιόνια. Τα ουδέτερα πιόνια είαν ασταθή σωματίδια. Παράγονται όταν ένα υψηλής ενέργειας πρωτόνιο χτυπά ένα πρωτόνιο ή ένα πυρήνα του μεσοαστρικού χώρου. Το ουδέτερο πιόνιο δίνει σχεδόν αμέσως ακτινοβολία γ με ενέργεια κοντά στα 67 MeV, όταν μετριέται στο σύστημα ηρεμίας του πιονίου. Αν το πιόνιο που αποσυντίθεται κινείται με μεγάλη ταχύτητα, η εκπομπή είναι ορατή σε πολύ μεγαλύτερες ενέργειες φωτονίου, φτάνοντας σε TeV (10¹² eV).

Αλλά η εκπομπή, εφόσον υπάρχει, επικαλύπτεται από την ακτινοβολία διαφορετικών τύπων ακτινοβολίας των ενεργητικών σωματιδίων. Η HESS σειρά τηλεσκοπίων HESS στην Namibia παρατηρεί εκτεταμένη εκπομπή σε ακτίνες γ πολύ υψηλών ενεργειών (πάνω από 100 GeV), η οποία αποδίδεται σε πρωτόνια και πυρήνες κοσμικής ακτινοβολίας. Η αναγνώριση του φάσματος στις ακτίνες γ από την αποσύνθεση του πιονίου είναι επίσης ένας από τους βασικούς στόχους του νέου FERMI τηλεσκοπίου FERMI.

Η επιτάχυνση φορτισμένων σωματιδίων στα κρουστικά κύματα

Ένα κρουστικό κύμα ενεργεί σε ένα φορτισμένο σωμάτιο όπως μία ρακέτα του τένις ενεργεί στην μπάλα: εάν ο παίκτης χτυπήσει τη μπάλα κινώντας γρήγορα τη ρακέτα προς τα εμπρός, η μπάλα θα ανακλαστεί με μεγάλη ταχύτητα, υψηλότερη σε σχέση με την ταχύτητα με την οποία ήρθε. Η μπάλα έχει επιταχυνθεί.

Σε ένα κρουστικό κύμα σε ένα ιονισμένο και μαγνητισμένο αέριο, το σωματίδιο ανακλάται επειδή το μαγνητικό πεδίο συμπιέζεται και γίνεται πιο έντονο πίσω από το κρουστικό κύμα. Η ανάκλαση του σωματιδίου είναι όμοια με την ανάκλαση στη γήινη μαγνητόσφαιρα, η οποία αποτρέπει τα χαμηλής ενέργειας σωματίδια κοσμικής ακτινοβολίας να μπουν στην ατμόσφαιρα. Στην περίπτωση της μαγνητόσφαιρας, τα φορτισμένα σωμάτια έρχονται αντιμέτωπα με ένα αντικείμενο που είναι πρακτικά ακίνητο. Το σωματίδιο ανακλάται με την ίδια ταχύτητα με την οποία προσέκρουσε στη μαγνητόσφαιρα – ακριβώς ίδιο με την περίπτωση όπου ο τενίστας δεν κίνησε τη ρακέτα όταν χτυπήθηκε από τη μπάλα. Όμως, το κρουστικό κύμα δεν είναι στατικό. Ταξιδεύει μακριά από τον αστέρα που το παρήγαγε, στο διαπλανητικό μέσο. Μετά την ανάκλασή του στο κινούμενο κρουστικό κύμα, το σωματίδιο έχει μεγαλύτερη ταχύτητα σε σχέση με την αρχική – το φορτισμένο σωματίδιο έχει επιταχυνθεί μετά τη συνάντησή του με το κρουστικό κύμα.
Αν συμβεί μία φορά, η ενέργεια του σωματιδίου δε θα αυξηθεί σημαντικά, αν όμως το σωμάτιο συναντήσει πολλά κρουστικά κύματα, μπορεί να επιταχυνθεί σε σημαντικές ενέργειες. Αυτή είναι η επικρατούσα ιδέα για το πώς τα πρωτόνια και οι πυρήνες επιταχύνονται σε ενέργειες περίπου 10¹⁵-10¹⁸ eV, το “γόνατο” του φάσματος της κοσμικής ακτινοβολίας.

Το ενεργειακό όριο μέχρι το οποίο μπορούν να επιταχυνθούν τα σωμάτια εξαρτάται από το διαθέσιμο χρόνο και την ικανότητα το μέσου να ανακλά τα ενεργητικά σωμάτια πίσω στο κρουστικό κύμα έτσι ώστε να αποκτούν επιπλέον επιτάχυνση. Τα κρουστικά κύματα των υπερκαινοφανών εξελίσσονται: είναι πολύ ισχυρά για κάποιο χρονικό διάστημα, όμως, καθώς διαδίδονται στον περιβάλλοντα μεσοαστρικό χώρο και επιταχύνουν σωμάτια εξασθενούν. Για το λόγο αυτό οι ερευνητές πιστεύουν ότι τα πρωτόνια κοσμικής ακτινοβολίας σε ενέργειες μεγαλύτερες από 10¹⁵ eV και τα ιόντα κοσμικής ακτινοβολίας με ενέργειες μεγαλύτερες από 10¹⁸ eV χρειάζονται έναν ισχυρότερο επιταχυντή, ο οποίος δεν είναι διαθέσιμος στο Γαλαξία μας.

Δείτε επίσης (dead link).