Nadbytek elektronů a pozitronů v kosmickém záření

Přestože je pozitron stejně jako elektron stabilní částicí, na Zemi krátce po svém vzniku zaniká anihilací. Anihilace je proces, kdy se antičástice a její částicový protějšek setkají a při tomto setkání zaniknou, nejčastěji za vzniku dvojice gama částic. Protože se v důsledku procesů odehraných během prvních zlomků sekundy po vzniku vesmíru narušila původní rovnováha mezi počtem částic a antičástic mírně ve prospěch částic (baryogeneze), vyskytují se v soudobém vesmíru pouze objekty z částic. Také Země, sluneční soustava i Mléčná dráha jsou poskládány z částic. Antičástice v současném vesmíru vznikají jen při energetických procesech, jež se odehrávají buď v atomových jádrech, nebo při interakcích kosmického záření.

Anihilace může probíhat i opačně, kdy se gama částice (nesoucí energii vyšší než dvojnásobek klidové energie elektronu) přemění na pár elektron-pozitron (obrázek 1). Délka života pozitronu pak závisí na hustotě elektronů v prostředí, v němž se pohybuje.

Energetické ztráty elektricky nabitých částic

Částice nesoucí elektrický náboj si nemohou nekonečně dlouhou dobu udržet kinetickou energii a během svého putování vesmírem o ni různými procesy přicházejí. Současná fyzika dokáže popsat procesy, kterými relativistické elektrony a pozitrony mohou ztrácet svou kinetickou energii. Tyto procesy se odehrávají při průchodu částice buď magnetickým polem, nebo hmotným prostředím. V této kapitole budou popsány dva nejvýznamější procesy, které ovlivňují energetickou bilanci elektronů a pozitronů v oblasti energií 1 GeV až 1 TeV. ¹⁾

Rádiová astronomie odhalila přítomnost magnetických polí v okolí hvězd, v prachových a vodíkových mračnech i v mezihvězdném prostoru naší Galaxie. Magnetická pole zatím nejsou dostatečně prozkoumána a v současnosti dokážeme pouze hrubě popsat jejich strukturu, orientaci magnetických siločar a sílu magnetické indukce. Pro studium pohybu kosmického záření s energií v oblasti jednotek až stovek GeV naštěstí stačí základní popis zmagnetizovaných oblastí.

Pro úplnost dodejme, že typická hodnota magnetické indukce magnetických polí v naší Galaxii se pohybuje v jednotkách až desítkách mikrogaussů (1 mikrogauss = 10^–10 tesla) a jejich typická velikost leží v rozmezí jednotek (typická mezihvězdná vzdálenost) až desítek parseků. ²⁾

Pohybující se nabitá částice je v magnetickém poli nucena k pohybu kolem magnetických siločar. Částice, která mění velikost nebo směr své rychlosti, vyzařuje elektromagnetické záření – v tomto případě synchrotronové záření (viz obrázek 2). Vyzařování má směrovou závislost, ale integrací přes prostorový úhel se dá spočítat celkový vyzářený výkon, a tedy změna kinetické energie zkoumané částice. Synchrotronové záření bylo poprvé pozorováno v galaxii M 87 v padesátých letech minulého století a od té doby u mnoha dalších galaktických i extragalaktických objektů. Protože celkový vyzářený výkon protonů je o 13 řádů nižší než u elektronů se stejnou energií, dá se předpokládat, že pozorované synchrotronové záření pochází právě od vysokoenergetických elektronů.

K další významné ztrátě energie elektronu dochází při jeho interakci s nízkoenergetickými fotony (rádiové, infračervené a optické záření). Po srážce s elektronem si foton odnáší část energie elektronu a přechází z rádiové oblasti do rentgenové, nebo dokonce až do gama oblasti (obrázek 3). Pro přesný výpočet energetických ztrát elektronů musíme znát hustotu fotonů v oblasti, kterou elektron prochází. V odborné literatuře se tento typ interakce nazývá inverzní Comptonův proces.

Současné představy o zdrojích

Pozorování vysokoenergetických elektronů a pozitronů vyvolává otázky o jejich původu. Při podrobném studiu procesů popsaných v předchozí kapitole se dá ukázat, že elektrony a pozitrony s energií několika desítek GeV mohou přicházet jen z velmi blízkého okolí naší sluneční soustavy.

Elektrony by si při putování z oblastí vzdálenějších více než několik stovek parseků neudržely vysokou kinetickou energii a vyzářily by ji dříve, než by doputovaly ze zdroje na Zem. Radiační doba života elektronu (tj. doba, po které elektron ztratí 1/e své kinetické energie, kde Eulerovo číslo e ≈ 2,7) s počáteční energií stovky GeV je řádově sto tisíc let.

Foton by za tu dobu proletěl celou Galaxii.

Elektricky nabitý elektron se však nepohybuje po přímé dráze. Pro popsání jeho pohybu v komplikovaném prostředí Galaxie je nevyhnutelné použít přibližný model šíření. Prostor Mléčné dráhy se aproximuje jako soubor oblastí s různou hustotou mezihvězdné látky a náhodnou orientací i velikostí magnetického pole. U zkoumaného elektronu je pak sledována jeho kinetická energie (může ji ztrácet a za příznivých okolností i nějakou získat), interakce s okolní látkou a zakřivení směru vektoru rychlosti v magnetických polích. Z těchto výpočtů pak vyplývá radiační doba života elektronů.

Sousedství sluneční soustavy je dobře zmapováno astronomickými pozorováními. Víme, že se zde nachází několik oblastí, v nichž se vyskytují podmínky pro účinné urychlování elektronů. Jedním z takových míst je okolí jednoho z nejbližších pulzarů, který se nachází v souhvězdí Plachty (latinsky Vela). Tento pulzar obklopený mlhovinou leží ve vzdálenosti 250 parseků od Slunce. Zhruba před jedenácti tisíci lety zde vybuchla supernova a nyní zde pozorujeme rozpínající se oblaky plynu s rychle rotující neutronovou hvězdou uprostřed. Celá tato oblast je tvořena jasnými zdroji v rádiové, optické i rentgenové oblasti.

Přesvědčivým důkazem, že naše představa o urychlování částic kosmického záření na vysoké energie je správná, přinesla pozorování gama částic s energií v oblasti TeV pomocí čerenkovských teleskopů (obrázek 4). Přítomnost záření gama s nejvyššími dosud pozorovanými energiemi se vysvětluje srážkami urychlovaných částic kosmického záření (což jsou především protony, které díky menším energetickým ztrátám získají výrazně vyšší energie než elektrony) s atomovými jádry okolní mezihvězdné látky.

Modely pro studium šíření elektronů se dají aplikovat i na studium pohybu jiných částic kosmického záření. Z těchto simulací plyne, že při interakcích částic kosmického záření vzniká velké množství pozitronů, které můžeme pozorovat v okolí Země. Důležité je zdůraznit, že podle našich představ vznikají pozitrony jen jako sekundární částice při procesech v mezihvězdném prostoru. Nepředpokládá se žádný primární zdroj produkující antičástice elektronu.

Měření elektronů a pozitronů kosmického záření

Dnešní měřicí aparatury mají několik nezbytných prvků zaznamenávajících různé vlastnosti zachycených částic (obrázek 5). Přesný čas a místo příletu částice vstupující do detektoru je detekován při průletu plastickým scintilátorem. Další součástí aparatury bývá magnetický spektrometr, v jehož magnetickém poli s indukcí až 0,5 tesla se zakřivuje dráha nabité částice a velikost zakřivení závisí na elektrickém náboji a rychlosti částice. Pomocí dat z magnetického spektrometru lze rozpoznat různé izotopy atomových jader, odlišit proton od pozitronu nebo elektron od antiprotonu.

Po průletu dalším plastickým scintilátorem, zaznamenávajícím čas a místo průletu, následuje zobrazovací kalorimetr. To je obvykle soubor kovových desek proložených křemíkovými senzory, které zaznamenávají prolétající částice. Elektrony i pozitrony interagují narozdíl od ostatních částic kosmického záření již v první nebo druhé desce za vzniku nových částic. Podélný a příčný profil zaznamenaných spršek pak dovoluje rozeznat pozitron od protonu s velmi vysokou přesností.

Může se zdát, že je nadbytečné využívat magnetický spektrometr i kalorimetr k rozpoznání částic, ale tento přístup se ukázal jako naprosto nezbytný. V oblasti energií desítek GeV totiž připadá na jeden pozitron přibližně deset elektronů a tisíc protonů. ³⁾

Záhadný nadbytek elektronů

Poslední a nejpřesnější měření elektronů kosmického záření bylo získáno experimentem ATIC, ⁴⁾ což je program detekce zastoupení částic v kosmickém záření a jejich energetického spektra během balonových letů nad Antarktidou. I když díky zastoupení různých typů částic byla získána spousta zajímavých výsledků, budeme se zabývat jen měřením elektronů (viz Nature 456, 362–365, 2008).

Elektrony jsou v kosmickém záření zastoupeny v závislosti na energii (obrázek 6). Nejvýraznější přebytek elektronů se nachází v rozmezí energií 300 až 800 GeV, kde bylo podle teoretického modelu předpokládáno zaznamenání 140 elektronů, a ve skutečnosti bylo naměřeno 210 elektronů.

Při interpretaci výsledků byly vzaty v úvahu dva odlišné modely vysvětlující tento překvapivý nadbytek elektronů. První z nich počítá s příspěvkem signálu pocházejícího z nejbližších pulzarů a zbytků po výbuších supernov. Pro vysvětlení nadbytku v signálu elektronů však musí zdroje produkovat velmi strmé a úzké energetické spektrum, což žádné známé astronomické zdroje nesplňují.

Pozornost se tak obrátila na model počítající s tajemnými částicemi temné látky (anglicky dark matter). Z mnoha astronomických měření (např. pozorování supernov v kosmologických vzdálenostech, měření teplotních fluktuací reliktního záření, sledování pohybu hvězd v galaxiích a pohybu galaxií ve vesmíru) víme, že námi neviděná látka výraznou měrou převažuje nad viditelnou látkou. (Do kategorie viditelné látky se řadí mezigalaktický a mezihvězdný plyn, veškeré hvězdy, planety apod.) Temná látka přitom nebyla ještě nikdy pozorována přímo. Její podstata zůstává jednou z největších záhad současné fyziky. Částice temné látky se nechovají moc „společensky“ při setkání s obyčejnou látkou, neboť jsou k ní netečné a neinteragují s ní. Pouze při vzájemných setkáních částic a antičástic temné látky může dojít k jejich anihilaci. Produktem takové anihilace se mohou stát elektrony spolu s pozitrony.

Některé hypotézy částicové fyziky předpovídají existenci částic temné látky a popisují jejich případné vlastnosti. Takovou hypotézou je např. teorie supersymetrie (SUSY). Ta předpovídá existenci stabilní neutrální částice – neutralina. Pokud by byla předpověď teorie správná, existovalo by v současném vesmíru ohromné množství těchto částic a byly by hlavní složkou temné látky. Avšak jak se ukazuje, neutralina by při vzájemných anihilacích produkovala příliš široké spektrum vzniklých elektronů, a jsou tedy (stejně jako dříve diskutované astronomické objekty) málo pravděpodobnými zdroji pozorovaného hrbolu ve spektru elektronů kosmického záření.

Jako nejnadějnější vysvětlení se jeví anihilace Kaluzových-Kleinových částic. Ty jsou předpovězeny teoriemi, jež popisují svět elementárních částic za pomoci minimálně jedné prostorové dimenze navíc k třem známým prostorovým rozměrům – šířce, hloubce, výšce. Těchto extra-dimenzí může být vícero, což znamená, že množina předpovězených nových částic je docela široká. Anihilace Kaluzovy-Kleinovy částice s klidovou energií 620 GeV může přispívat elektrony, které dokážou dobře popsat jejich nadbytek naměřený balony ATIC.

Ještě záhadnější nadbytek pozitronů

Dne 15. června 2006 odstartovala z kosmodromu Bajkonur ruská raketa Sojuz s detektorem PAMELA5 na palubě. Tento satelit obíhá na eliptické dráze ve výšce v rozmezí 350 a 610 kilometrů nad povrchem Země se sklonem 30 stupňů vůči zemské ose.

Během zhruba 500 dní (od vypuštění do února 2008) družice naměřila více než jednu miliardu událostí, z nichž více než 150 tisíc bylo identifikováno jako elektrony a 9500 jako pozitrony s energiemi v rozmezí 1,5 až 100 GeV. Jde o dosud největší podíl počtu pozitronů vůči součtu všech elektronů a pozitronů zaznamenaných jedním experimentem. Porovnání s teoretickou předpovědí ukázalo nedostatek pozitronů při nízkých energiích a naopak přebytek pozitronů s celkovou energií vyšší než 10 GeV. Tato teoretická předpověď počítá s produkcí pozitronů pouze při interakcích kosmického záření s mezihvězdnou látkou.

Pozitrony – stejně jako každá částice přilétající z prostorů mimo sluneční soustavu s energií nižší než 10 GeV – obtížně překonávají sluneční vítr, tj. proud plazmy, který směřuje od Slunce do meziplanetárního prostoru a jehož intenzita se mění s 22letým cyklem sluneční činnosti. Jeho přesný vliv na intenzitu částic kosmického záření není zatím přesně znám. Pozorování pozitronů, ale i elektronů nebo protonů v této oblasti energií pomáhá lépe poznat vliv sluneční činnosti na proud částic kosmického záření a také může přiblížit vliv centrální hvězdy naší planetární soustavy na meziplanetární prostor.

Nejpřekvapivějším výsledkem je nárůst podílu pozitronů v intervalu vysokých energií. Tento nárůst je velmi významný a pokračuje až do energie 100 GeV. Pokud pozitrony vznikají pouze při interakcích kosmického záření, očekává se pokles jejich podílu s energií. Není-li tomu tak, musíme si klást otázku, odkud tyto pozitrony přicházejí a jakým mechanismem jsou produkovány. Stejně jako v případě elektronů může jít buď o astronomické zdroje (např. produkce pozitronů v extrémně silných magnetických polích v blízkosti blízkých pulzarů), nebo o možný příspěvek z anihilace temné látky. Příspěvek pocházející z temné látky je však nutné omezit měřením antiprotonů prováděným v rámci stejného experimentu. Antiprotony nevykazují žádný nárůst podílu v kosmickém záření ve stejném rozsahu energií, jako byly měřeny pozitrony.

Zvažme všechna možná vysvětlení

Zdá se, že k nám přilétá výrazně vyšší množství elektronů i pozitronů, než plyne z teoretických očekávání. V případě elektronů měřených experimentem ATIC se měřený přebytek dá nejlépe vysvětlit anihilací částic temné látky. Stejně tak i výsledky satelitu PAMELA by se daly vysvětlit příspěvkem pozitronů pocházejícím z temné látky.

V obou případech je však třeba pečlivě zvážit všechna možná vysvětlení rozporu pozorování s teorií. Nejdříve je jistě potřeba se soustředit na modely šíření kosmického záření v naší Galaxii. Tyto modely, ač velmi propracované, mohou v sobě stále obsahovat nepřesné předpoklady. Naše závěry jsou zatím založeny na porovnání výsledků měření s výsledky právě těchto modelů. Přitom si nejsme jisti, jestli v modelech používáme správné parametry mezihvězdného prostředí, správné zastoupení nukleonů v kosmickém záření, nebo zda jsou správně popsány všechny procesy odehrávající se při vysokých energiích.

Jistě bude zajímavé sledovat další vývoj pozorování. Družice PAMELA bude pokračovat v měření minimálně do prosince 2009, taktéž se dají očekávat nové balonové experimenty nebo instalace detektoru kosmického záření na mezinárodní vesmírné stanici v dohledné době.

Článek vznikl za podpory Grantové agentury AV ČR, grant KJB 300100801.