Kosmické záření

Na Zemi nepřetržitě dopadá obrovské množství částic kosmického původu. Jejich studiu se věnovalo mnoho význačných osobností vědeckého světa a dosažené objevy představovaly velký pokrok pro fyziku částic. Už na počátku 20. století vědce znepokojovalo samovolné vybíjení elektroskopů, pozorované na souši i na moři, daleko od jakýchkoliv radioaktivních materiálů. Ernest Rutherford v roce 1902 zjistil, že vybíjení nastává i u elektroskopů uzavřených v pancéřovém obalu. Samovolné vybíjení je důsledkem elektrické vodivosti vzduchu. Nosiče elektrického náboje (elektrony a ionty) vznikají v neutrálním vzduchu ionizací, jejímž původcem může být nějaké záření. Všeobecně se usuzovalo, že zdrojem je radioaktivita zemské kůry. V roce 1910 jezuitský kněz Theodor Wulf ¹⁾ vynesl svůj vylepšený model elektroměru na vrchol Eiffelovy věže a tam, ve výšce 330 metrů, naměřil 3,5 iontu na centimetr krychlový - asi polovinu toho, co bylo naměřeno při zemi. Kdyby šlo pouze o záření gama (nejpronikavější paprsky známé v té době) pocházející ze zemského povrchu, měla by jeho intenzita klesnout na polovinu už v 80 metrech. Musel tedy existovat ještě jiný, neznámý zdroj pronikavého záření. T. Wulf navrhl, aby se pomocí balonu zjistilo, jak vysoko záření proniká, sám se ale k experimentu neodhodlal.

Balonové výstupy

Dobrodružství se zhostil rakouský vědec Victor Hess, který v letech 1912-1913 podnikl deset balonových výstupů a dosáhl výšky přes 5 kilometrů. Část jeho elektroskopů byla vzduchotěsná, tudíž rychlost vybíjení nemohla být ovlivněna změnou tlaku vzduchu. Jeho výsledky později potvrdil Kolhörster ve výšce 9 kilometrů. Překvapivé bylo zjištění, že radiace nejen dostatečně rychle neubývá, ale od výšky asi 800 metrů dokonce vzrůstá. Nabízelo se jediné vysvětlení - záření pochází z kosmického prostoru. Výstupy byly podniknuty jak za denního světla, tak v noci, a dokonce za částečného zatmění Slunce, ale mezi těmito měřeními nebyl zaznamenán významný rozdíl, což nasvědčovalo tomu, že záření není způsobeno paprsky přímo letícími ze Slunce. (Později byla Hessovi za jeho práci udělena Nobelova cena.)

Deset let po Hessově objevu Robert Millikan se svou skupinou z Caltechu (California Institute of Technology) vyrobil elektrometr, který dokázal zaznamenávat měření na film, a nevyžadoval tedy lidskou obsluhu. Toto zařízení na balonu bez posádky mohlo dosáhnout daleko větších výšek. Millikan pochyboval o mimozemském původu záření a na základě svých měření, která Hessovy a Kolhörsterovy výsledky nepotvrdila, jeho existenci popřel. Ve skutečnosti byla jeho měření zatížena značnou chybou v důsledku změn teploty při klesání a stoupání aparatury. V roce 1925 Millikan své výsledky přeměřil a změnil názor. Sám přišel s pojmenováním kosmické záření, a r. 1926 dokonce s vlastní teorií jeho původu. Věřil, že jsou to kvanta gama, pocházející z nukleosyntézy ve hvězdách. Ta by však vzhledem k měřením musela být pětkrát pronikavější než záření gama z radioaktivních rozpadů na Zemi.

Přínos částicových detektorů

V roce 1929 umožnil nový vynález, Geigerův-Müllerův čítač, zvýšit přesnost měření. Elektroměry byly nanejvýš schopny demonstrovat, jestli je záření přítomno, nebo není. Naproti tomu nový přístroj byl schopen zaznamenat každou částici zvlášť. Walther Bothe a Werner Kolhörster umístili dva čítače nad sebe a byli schopni měřit okamžik výboje na setinu sekundy. Tímto způsobem naměřili překvapivě mnoho koincidencí. Kdyby mělo výboj v obou detektorech způsobit jedno kvantum gama, muselo by předat dostatečnou energii dvěma elektronům, které by spustily každý z přístrojů. Takový proces je málo pravděpodobný. Kvantum gama mohlo také vyrazit elektron takovou silou, že by prošel oběma detektory. Tomu bylo možné zabránit vložením zlaté desky mezi čítače. Přesto však 75 % paprsků stále ještě procházelo oběma přístroji. Další experiment se třemi čítači vyloučil náhodné koincidence nebo mnohonásobný Comptonův rozptyl.

Vědci byli nuceni připustit, že stejná vysoce pronikavá nabitá částice prochází oběma detektory. Podle jejich znalostí ionizačních ztrát byla její energie odhadnuta na 1 GeV (GeV = 10⁹ eV).

Dosažené výsledky inspirovaly italského fyzika Bruna Rossiho. Umístil tři detektory do trojúhelníka tak, že jedna částice nemohla projít všemi třemi, a nad aparaturu přidal olověné stínění. Měřením shod dokázal, že kosmické záření interaguje v materiálovém prostředí a produkuje celé spršky sekundárních částic schopných dále ionizovat.

Tento výsledek byl plně oceněn spolu s prvními obrázky spršek sekundárních částic z mlžných komor. Rossi pokračoval v detailním studiu kosmického záření. Jeho nejznámějším měřením je závislost počtu koincidencí na tloušťce materiálu, ve kterém sprška vznikla. Časové rozlišení přístrojů silně ovlivňuje počet shod. Použití vyššího počtu čítačů snižuje pravděpodobnost koincidencí náhodných, avšak určitý počet shod byl zaznamenán, i když bylo odstraněno stínění, v němž se sprška vytvářela. Po několika měřeních v r. 1938 zjistil Pierre Auger, že tyto koincidence nemohou být náhodné a že musí být způsobeny sprškami sekundárních částic vznikajících v samotné atmosféře.

Studium obecných vlastností

Další výzkum kosmického záření byl zaměřen na globální charakteristiky. Jelikož geomagnetické pole ovlivňuje trajektorie nabitých částic, intenzita záření by se měla měnit se zeměpisnou šířkou. Na sklonku dvacátých let se R. Millikan pokusil tento efekt změřit, ale marně. Vrátil se proto zpět k svému názoru, že kosmické částice jsou neutrální. Carl Störmer zkusil vypočítat vliv zemského magnetického pole na přilétající částice. Určováním trajektorií částic přicházejících z různých směrů se snažil vysvětlit úžasný úkaz viditelný občas na severní obloze - polární záři. Správně předpokládal, že je způsobena nabitými částicemi z erupcí na Slunci, ale nevěděl, že geomagnetické pole jejich dráhy zakřivuje natolik, že mohou přiletět z opačné strany. Nicméně jeho výpočty správně popisovaly dráhy energetičtějších částic ze vzdálenějších zdrojů. Zjistil, že existují oblasti tvaru kužele, v nichž jsou všechny směry příletu zakázané. Vrcholový úhel kužele závisí jak na energii, tak na zeměpisné šířce příletu částice. Tento jev se nazývá východo-západní efekt. V letech 1933-1936 Compton tento efekt ověřil dalšími měřeními. Jelikož většina částic přicházela ze západu, usuzovalo se, že většina kosmických částic je nabita kladně. Dále byl pozorován šířkový efekt, který je způsoben tím, že nabité částice jsou nuceny se pohybovat po spirále okolo siločar geomagnetického pole. Jako důsledek je pozorováno více částic na pólech. Navíc částice s malou energií nemohou dosáhnout atmosféry v nižších zeměpisných šířkách, takže relativní intenzita kosmického záření se pro různá místa na Zemi liší. Sekundární částice, vznikající s nižší energií, tyto efekty trochu smazávají, ale skutečnost, že je nesmažou úplně, nasvědčuje tomu, že sekundární částice těsně sledují směr letu primární částice.

Experimentátoři dělili kosmické záření na měkkou a tvrdou složku. Studium přesného složení a také zúčastněných fyzikálních procesů představovalo opravdový rozkvět fyziky částic. Ve svých dalších výzkumech Rossi našel silnou závislost počtu shod na materiálu stínění. Ionizace a Comptonův rozptyl, tehdy známé procesy ztráty energie, byly ale téměř nezávislé na protonovém čísle materiálu. O novém procesu, brzdném záření, se už vědělo z elektromagnetické teorie záření, nepřikládal se mu však velký význam. Hans Bethe a Walter Heitler tento jev přepočítali s relativistickými korekcemi kvantové teorie a dokázali, že brzdné záření je pro vysoké energie dominantní.

Nové částice

V roce 1932 si Carl Anderson všiml, že část kladně nabitých kosmických částic má hmotnost blízkou hmotnosti elektronu, a usoudil, že by mohlo jít o částice předpovězené Paulem Diracem - pozitrony. Obrázky z mlžných komor potvrdily ještě jednu z Diracových teorií, a to že kvantum gama o dostatečně vysoké energii může interagovat s prostředím a vytvořit elektronově-pozitronový pár.

Tyto dva efekty, vytvoření fotonu brzdným zářením nabité částice a následné vytvoření páru nabitých částic tímto fotonem, použili Bethe a Heitler ve své teorii elektromagnetických kaskád, v teorii, která vysvětlovala existenci atmosférických spršek pozorovaných Augerem. Část kosmických paprsků s ionizací podobnou elektronu procházela i skrz tlustou vrstvu absorbátoru, což bylo v rozporu s teorií brzdného záření. Idea nové pronikavé částice se shodovala s Yukawovou předpovědí hmotné částice (přibližně dvěstěkrát těžší než elektron), která umožňovala vysvětlit jaderné síly. Částice měla být nestabilní, což vysvětlovalo fakt, že řídký vzduch vysoko v atmosféře absorboval částice lépe než ekvivalentní množství hustého vzduchu při zemi. Na větší vzdálenosti je rozpad pravděpodobnější. Některé vlastnosti této částice však předpovězeným vlastnostem neodpovídaly.

Detekce slabě ionizujících částic ve čtyřicátých letech pokročila díky vývoji fotografických emulzí. Krátce žijící částice zanechávají v jaderných emulzích dráhy viditelné pod mikroskopem. Tímto způsobem bylo zjištěno, že se mezony π vznikající v jádře rozpadají na o něco lehčí leptony , čímž se vysvětluje, proč silně interagující záporné piony nejsou opět zachyceny opačně nabitými jádry. Částice pozorované v kosmickém záření nebyly tedy Yukawovy piony, ale slabě interagující, a tudíž pronikavé leptony .

Otázka složení kosmického záření

V jaderných emulzích byl později identifikován také mezon K a těžší hadrony. Jelikož všechny tyto částice jsou nestabilní, tvoří sekundární kosmické záření. Miony představují pronikavou složku. Primární kosmické záření je tvořeno převážně protony. Jádra helia jsou zastoupena desetkrát méně a elektrony, pozitrony a kvanta gama tvoří společně necelé 1 % primární složky. Jedinými nestabilními částicemi v primární složce jsou energetické neutrony. V důsledku dilatace času je jejich doba života dostatečně dlouhá na překonání značných vzdáleností.

Na těchto znalostech je možné postavit model produkce sekundárního kosmického záření. Primární částice (nejčastěji proton) interaguje v horních vrstvách atmosféry s atomy vzduchu. V závislosti na energii částice vznikne větší množství hadronů, převážně pionů. Některé z nich mohou opět interagovat s jádry a vytvořit tak hadronovou kaskádu. Nestabilní částice se však vzápětí rozpadají. Miony a neutrina tvoří pronikavou komponentu. Energetické miony mohou snadno dosáhnout povrchu Země, méně energetické se dříve rozpadnou na elektrony a neutrina a přispívají tak k elektromagnetické složce. Na povrchu Země tvoří miony 75 % všech kosmických částic s energií do 1 GeV.

Část sekundárního kosmického záření je tvořena pomalými neutrony, které dávají vzniknout důležité reakci se vzdušným dusíkem. Neutrony jsou zpomaleny srážkami s jádry a následně zachyceny dusíkem. Vzniklé jádro je nestabilní, rozpadá se na ¹⁴C a proton. Jádro uhlíku je beta-radioaktivní, rozpadá se s poločasem 5570 let zpět na dusík ¹⁴N. Tento radioaktivní uhlík reaguje s kyslíkem a vytváří CO₂, který pak klesá k zemi a vstupuje do biologických procesů. Archeologická metoda datování je založena na skutečnosti, že je možné určit stáří biologického vzorku (dobu, kdy u něj skončila výměna uhlíku s atmosférou) právě podle množství nerozpadlých uhlíkových jader.

Energie kosmických částic často mnohonásobně převyšují možnosti pozemských urychlovačů. Studium zdrojů a mechanizmů urychlování těchto částic je ale ztíženo skutečností, že nabité částice jsou na své cestě od vzdálených zdrojů rozptylovány v mezigalaktickém magnetickém poli, a zaznamenaný směr příletu tedy neukazuje směr ke zdroji. Mnoho otázek spojených s původem a šířením kosmického záření tak zůstává i téměř po sto letech výzkumu nezodpovězeno. Díky rozvoji detekčních technik v posledních letech se však kosmickému záření začíná znovu dostávat pozornosti, zvláště v oboru vysokých energií (nad 10 GeV).