Kosmické záření

1932: Již r. 1900 bylo pozorováno, že ve volné atmosféře kolem Země je vždy vzduch slabě ionisován, t. j. elektricky vodivý a sice tím, že některé jeho molekuly jsou rozštěpeny v ionty, částice to, nesoucí elektrický náboj a to polovice jich náboj kladný, druhá polovice záporný. Tato ionisace byla vysvětlována zářením radioaktivních látek, nalézajících se v celé kůře zemské, hlavně plynné radioaktivní emanace, vznikající samovolným ustavičným rozpadem radia. Nad mořem [by] byla ionisace slabší, protože mořská voda a tedy i vzduch nad ní obsahuje radioaktivních látek méně. Slabší měla by býti ionisace také ve větších výškách, kde účinku zemských radioaktivních látek ubývá.

Avšak brzo se poznalo, že ve větší výšce není ionisace slabší, naopak silnější než na povrchu zemském a že jí do výšky stále přibývá. Různí badatelé, zvláště Rutherford, Kohlhörster, Hess a Millikan zjistili mnoha pečlivými pozorováními, konanými v pokusných balonech v různých nadmořských výškách, že ovzduším zemským ustavičně prostupuje neviditelné záření, přicházející k nám z vesmíru. Toto t. zv. kosmické záření předčí svojí pronikavostí hmot i nejtvrdší paprsky Röntgenovy nebo paprsky radiové, prostupuje vrstvou vody několik set metrů, vrstvou olova až 80 cm silnou (paprsky Röntgenovy se pohlcují deštičkou olověnou, silnou několik mm). Záření to není stejnorodé, některé jeho složky jsou tak tvrdé, že je lze zjistiti i po projití vrstvou olova silnou až 5 m. Energie tohoto záření rozbíjí atomy, podle výpočtů učence Millikana dovede rozbíti na povrchu zemském asi 1½ atomu v každém сm³ vzduchu za každou vteřinu. A právě těmi uvolněnými elektrony stává se vzduch vodivým. Celková energie kosmického záření převyšuje, jak se zdá, tepelné i světelné záření hvězd, na Zemi samé tvoří asi 1/10 všeho záření tepelného i světelného, jež Země přijímá. Zdá se, že je nejrozšířenějším druhem záření v celém vesmíru.

Odkud kosmické záření přichází, nemůžeme přesně říci. Protože však není ve dne silnější nežli v noci, nepochází ze Slunce. Jeho zdrojem jsou asi mlhoviny, ležící mimo soustavu mléčné dráhy.

A co může býti původem této ohromné energie? I na to je možno dáti ne sice určitou, ale aspoň pravděpodobnou odpověď: Z teoretického studia účinků kosmických paprsků plyne, že nejmenší částka jich energie, t. zv. kvantum, má hmotu 1.7×10^-24 gramu, což právě odpovídá hmotě atomu vodíkového. Kdyby tedy celý atom vodíku byl zničen a všecka jeho energie se přeměnila v energii záření, vzniklo by záření, odpovídající účinkům záření kosmického.

Víme-li, že je možno tepelným nebo elektrickým zářením dostatečně mohutným rozbíjeti atomy prvků, a víme-li, že teplota některých hvězd činí v jich nitru mnoho milionů až i biliony stupňů Celsia, je vznik pronikavého kosmického záření přeměnou hmoty atomů v záření, nebo zánikem elektronů a protonů, z nichž se atomy všech prvků skládají, z fysikálního hlediska úplně přijatelný.

Celkem jsou naše znalosti kosmického záření ještě málo přesné a důkladné, jsme teprve na počátku jeho zkoumání. Nové poznatky mohou přinésti kromě astronomického studia hlavně výzkumy ve vysokých vrstvách atmosféry zemské, jako byl let Piccardův do stratosféry, a pak pozorování v krajinách polárních, protože tam jsou poměry pro studium atmosferické elektřiny zvláště příznivé. Proto sleduje vědecký svět každý podnik prvého nebo druhého druhu s nevšedním zájmem.

V roce 1933 bude za účelem badání o původu kosmických paprsků provedena řada výstupů vědeckých výprav na vrcholy různých vysokých horstev. Zkoumání budou provedena v pohořích celého světa ve výškách od 2.500 m do 7.500 m nad mořem. Vedení tohoto celého vědeckého podniku rázu horolezeckého má profesor fysiky na universitě v Chicagu, vyznamenaný Nobelovou cenou, dr. Arthur Compthon.

Prof. Otokar Maška (Vesmír 11, 25, 1932/9)

2022: V době, kdy článek prof. Mašky vyšel, se v kosmickém záření podařilo objevit první částici antihmoty – pozitron (objev byl publikován až ve druhé polovině roku 1932). V roce 1936 přibyl ještě mion a pak další elementární částice a tyto objevy předznamenaly vznik celého nového oboru – částicové fyziky. Jako jednotka energie se v tomto oboru používá elektronvolt (eV), což je kinetická energie, kterou získá elektron urychlený napětím jednoho voltu.

V roce 1953 začal fungovat první urychlovač částic, a badatelé už nebyli nuceni spoléhat na vysoce energetické částice přicházející z kosmu a zájem o něj zeslábl. Novou pozornost si kosmické záření získalo až mezi lety 1967 a 1987, kdy Britové v experimentu Haverah Park zachytili čtyři částice s energií mnohonásobně vyšší, než lze vyrobit na urychlovačích – nad 10²⁰ eV. Další experimenty (s ohromnými detekčními plochami) existenci částic s takto závratnými energiemi potvrdily, ale jejich původ ani urychlovací mechanismus se dodnes nepodařilo spolehlivě vysvětlit. Např. supernovy mohou být zodpovědné za energie maximálně 10¹⁵ eV.

Víme ale nade vší pochybnost, že četnost kosmických částic strmě klesá s přibývající energií; není jen jisté, jestli jde o pokles způsobený přímo ve zdrojích tím, že při určité energii ztrácejí urychlovací schopnost, anebo ztráty vznikají až cestou kosmickým prostorem.

Jedna z nejpalčivějších otázek současnosti v oblasti detekce kosmického záření nejvyšších energií se týká právě oné pronikavé neboli mionové komponenty zmiňované už v roce 1932. Modely odvozené z experimentů na urychlovačích – založené ale na datech získaných při nižších energiích, než jaké pozorujeme v kosmickém záření – předpovídají , že by v sekundárním kosmickém záření¹⁾ mělo být méně mionů, než ve skutečnosti pozorujeme. Částicoví a astročásticoví fyzikové si lámou hlavu, jak dát tento rozpor do souladu tak, aby se zároveň nepokazily ostatní (správné) předpovědi modelů.

Kdyby to šlo, ráda bych nahlédla do roku 2100, abych zjistila, jestli už je tato záhada vyřešena.