Kosmické paprsky: nejenergetičtější částice ve vesmíru

James W. Cronin

Enrico Fermi Institut, Universita v Chicagu

Kosmické záření je stálý přírodní jev. Zrození fyziky elementárních částic má své kořeny ve studiu kosmického záření. Pokroky v technologii v současné době a nová technická zařízení mění charakter výzkumu kosmického záření a vedou tak k utváření nových forem astronomie. Pozemské přístroje, vznikající na základě nových detekčních technik, umožňují pozorování astrofyzikálních objektů emitují cích v oblasti záření gama velmi vysokých energií (100 GeV), vysokoenergetických neutrin (1 TeV), ale také v oblasti nejenergetičtějších částic nalezených v kosmickém záření (5× 10¹⁹eV). Při těchto energiích jsou protony kosmického záření odchylovány galaktickým a extragalaktické magnetickým polem jen o několik stupňů. Interakce kosmických částic s reliktním zářením omezuje potencionální zdroje na ty s rudým posuvem daleko menším než jedna. Původ kosmických částic nejvyšších energií zatím není objasněn. Současný stav poznání kosmického záření a vyhlídky na rozluštění záhady týkající se jeho původu jsou předmětem tohoto článku.

I. Úvod

Kosmické paprsky jsou zdrojem ionizujícího záření, které dopadá na celý povrch Země. Intenzita tohoto záření se mění s magnetickou šířkou, výškou nad mořem a sluneční aktivitou. Pojem "kosmické záření" je zavádějící v tom smyslu, že se jedná převážně o plně ionizovaná atomová jádra dopadající na zemi z vesmíru. Odvětví fyziky elementárních částic vděčí za svůj původ právě objevům v rámci výzkumu kosmického záření. Studium kosmického záření přispělo k pochopení geofyzikálních, solárních a planetárních jevů a jeho existence má také své praktické stránky. Příkladem je uhlíková metoda datování, poprvé navržená Libbym (1947). Radioaktivní uhlík C₁₄ je produkován srážkami kosmických částic s dusíkem N¹⁴ v atmosféře. Vyprodukovaná radioaktivita činí 15 rozpadů za minutu na gram přírodního uhlíku ve všech živých organismech. V okamžiku smrti organismu se C₁₄ rozpadá s poločasem 5600 let. To znamená, že specifická aktivita C₁₄ představuje přesné archeologické hodiny pro datování objektů v historii a prehistorii. Tento článek představuje velice osobní pohled na nejdůležitější otázky budoucího výzkumu. Je omezen na energie dostatečně nad 1TeV (10¹²eV), kde je v důsledku nízkých toků většina pozorování prováděna ze země. Jako v mnoha jiných odvětvích i zde umožňují nové technologie unikátní metody výzkumu, o kterých se dřív mohlo jen snít. Uvážíme-li širší definici kosmického záření, skládá se nejen z elektronů a jader, ale také z dalších částic, zejména gama záření a neutrin, které, jelikož jsou neutrální, ukazují směrem ke svému zdroji. V současné době je ve světě připravováno mnoho experimentů na měření vysokoenergetických neutrin v primárním kosmickém záření (Gaiser et al. 1995). Tato neutrina přicházejí přímo z astrofyzikálních zdrojů na rozdíl od těch, která jsou vyprodukována kosmickými paprsky v atmosféře. Součástí detektorů jsou velké objemy arktického ledu nebo mořské vody vybavené fotonásobiči. Očekává se, že neutrinové detektory budou zdrojem objevů v astronomii, kosmologii a fyzice elementárních částic. V posledních letech byla astronomická pozorování rozšířena na zdroje emitující gama záření o energiích více než 100 GeV. Četné galaktické a extragalaktické zdroje byly pozorovány pozemskými přístroji, které zaznamenávají Čerenkovovo záření emitované sprškou vyprodukovanou vysokoenergetickými paprsky gama v atmosféře. Při energiích nad 100 GeV nemají kosmické detektory, CGRO (Compton Gamma Ray Observatory) ani připravovaný GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope, měl by být vypuštěn okolo 2005) potřebnou citlivost. Tato rychle se rozvíjející oblast astronomie byla předmětem několika nedávných přehledových článků (Weeks et al. 1998, Ong 1998). V dalším se zaměřím pouze na kosmické záření s energií nad 10¹⁴ eV, kde většina pozorování byla provedena pozemskými přístroji.

II. Stručná historie

Historie výzkumu kosmického záření je fascinující, naplněná náhodnými objevy, osobním konfliktem a pokusy v globálním měřítku. Objev kosmického záření, připisovaný Viktoru Hessovi (1912), měl svůj původ v posedlosti některých vědců pochopit, proč silně stíněné ionizační komory stále zaznamenávaly radiaci. Usuzovalo se, že jde o zbytkovou radiaci ze zemského povrchu, a že při vynesení ionizační komory do určité výšky nad zemský povrch se zaznamenaná radiace sníží. Když však Viktor Hess vynesl ionizační komoru v balónu několik tisíc metrů nad zem zjistil, že úroveň radiace naopak ještě vzrůstá, což vedlo k závěru, že radiace přichází z kosmického prostoru. Zjistit skutečnou povahu kosmického záření, tedy že jde převážně o kladně nabitá atomová jádra přilétávající do horních vrstev atmosféry (Sebido a Elliot, 1985, Simpson 1995), trvalo více než 30 let. Bylo navrženo mnoho hypotéz týkajících se povahy kosmických paprsků. Jedna z nejzajímavějších myšlenek patřila Robertu A. Millikanovi (Millikan a Cameron 1928). Millikan si všiml Astonova objevu jaderných vazebných energií a navrhl, že kosmické záření je výsledkem formování složených jader z primárních protonů a elektronů. Ve dvacátých letech byly elektrony a ionizovaný vodík jediné známé částice, které mohly posloužit jako stavební kameny pro atomová jádra. Předpokládalo se, že tvoření atomových jader se odehrává všude ve vesmíru a vazebná energie uvolněná ve formě gama záření představuje "záření kosmické". V důsledku této hypotézy bylo kosmické záření považováno za neutrální a tudíž neovlivněné zemským magnetickým polem. Celosvětový výzkum, vedený Arthurem Comptonem jednoznačně ukázal, že intenzita kosmického záření závisela na magnetické šířce (Compton 1933). Tedy kosmické záření tvořily převážně nabité částice. Tento výsledek byl předmětem tvrdé diskuse mezi Comptonem a Millikanem na AAAS konferenci, která se objevila na titulní straně New York Times 31. prosince 1932. V roce 1938, Pierre Auger a Roland Maze ve své pařížské laboratoři ukázali, že kosmické částice oddělené dvacetimetrovou vzdáleností přicházejí v časové koincidenci (Auger a Maze, 1938), která indikovala, že jde o částice sekundární, ze společného zdroje. Následné experimenty v Alpách ukázaly, že koincidence byly stále pozorovatelné dokonce ve vzdálenosti 200 metrů. Tyto výsledky vedly Pierra Augera, v jeho článku z roku 1939 v Review of Modern Physics k závěru: Jeden z důsledků prodloužení energetického spektra kosmického záření až k 10¹⁵ eV je, že je vlastně nemožné si představit jediný proces schopný dodat částici tuto energii. Zdá se daleko pravděpodobnější, že nabité částice, které jsou obsaženy v primárním kosmickém záření, získají energii podél elektrických polí obrovského rozsahu (Auger et al 1939). Auger a jeho spolupracovníci zjistili, že v přírodě existují částice s energiemi 10¹⁵ eV v době, kdy nejvyšší energie z přirozené radioaktivity nebo z urychlovačů byly jenom několik MeV. Augerův úžas nad schopností přírody produkovat částice s obrovskými energiemi sdílíme dodnes, protože dosud není jasně vysvětlen mechanismus jejich produkce a ani není v současné době k dispozici dostatečné množství dat, aby bylo možné doufat ve vyvození nějakých závěrů. V roce 1962 pozoroval John Lindsley kosmickou částici s energií 10²⁰ eV (Lindsley 1962). Událost byla zaznamenána polem scintilačních detektorů rozmístěných na ploše 8 km² v poušti poblíž Albaquerque v Novém Mexiku. Energetická primární částice byla určena vzorkováním 51010 částic vyprodukovaných její kaskádou v atmosféře. Lindsleyho pozemský detektor byl první ze série velkých detektorů kosmického záření, které měřily kosmické spektrum v oblasti nejvyšších energií.

III. Spektrum kosmického záření

Během 85 let výzkumu bylo získáno mnoho poznatků o povaze a zdrojích kosmického záření (Zatsepin et al., 1966; Berezinski et al., 1990;Watson, 1991; Cronin, 1992; Sokolsky et al., 1992; Swordy, 1994; Nagano, 1996; Yoshida et al., 1998). Na obr. č. 1 je spektrum kosmického záření pro energie nad 10⁸eV. Kosmické záření je tvořeno převážně atomovými jádry prvků od protonů až po železo; těžší prvky se objevují ve stopovém množství. Vezme-li se v úvahu ionizační potenciál spolu se štěpením ve zbytkovém plynu vesmíru, relativní zastoupení je podobné zastoupení prvků ve slunci. Rozsah energií se pohybuje od 1 MeV do více než 10²⁰eV. Diferenciální tok je popsán mocninnou závislostí: ,kde spektrální index je přibližně 3, což znamená, že intenzita kosmického záření klesá faktorem 100 na každý řád v energii. Při 100 MeV je tok kosmického záření přibližně 1/cm²/s a při 10²⁰eV je dokonce řádu pouze 1/km²/století.

CR spektrum

Obr. 1: Spektrum kosmických částic nad 100 MeV. Graf vytvořil S. Swordy, Univerzita v Chicagu.

Věří se, že převážná většina kosmického záření je galaktického původu. Za urychlující mechanismus pro toto záření jsou považovány rázové vlny z výbuchů supernov. Tato základní myšlenka byla poprvé navržena Enricem Fermim (1949), který diskutoval urychlování kosmického záření jako proces rozptylu nabitých kosmických částic na pohybujících se magnetických oblacích. Následné práce ukázaly, že mnohonásobné odrazy od turbulentních magnetických polí spojovaných s rázovými vlnami supernov se jeví jako účinnější proces urychlování (Drury,1983). V současné době není k dispozici přímý důkaz této hypotézy. Argument v její prospěch je založen na skutečnosti, že část energie uvolněná při explozích supernov odpovídá množství energie obsažené v kosmickém záření. Dalším argumentem pro tuto hypotézu je, že index spektra, 2,7 pod 5× 10¹⁵eV je konsistentní s procesem rázového urychlování spolu se skutečností, že doba života kosmického záření v naší galaxii je 107 let v důsledku úniku částic z "lahve" vytvořené magnetickým polem naší galaxie. Rázové urychlování by mělo index 2,0. Únik z galaxie dělá spektrum strmější s indexem 2,7. Spektrum dále nabývá na strmosti (spektrální index 3,0) v oblasti 5× 10¹⁵ eV (koleno). Podle nejnovějších experimentů je tento ohyb pozvolný. Konvenčním vysvětlením kolena je, že únik záření z galaxie závisí na magnetické rigiditě E/Z. Koleno je důsledkem skutečnosti, že postupně, se zvyšující se energií už nejsou lehčí komponenty záření v galaxii přítomny. Tato hypotéza vyžaduje, aby střední atomové číslo kosmického záření rostlo s energií, což ještě nebylo přesvědčivě prokázáno.

IV. Metody detekce

Při energiích do 10¹⁴ eV je tok primárních kosmických částic dostatečný pro přímá měření v balónech nebo na kosmických družicích. Nad 10¹⁴ eV dosahuje tok primárních částic asi jen 10/m²/den. Přímá měření v této oblasti vyžadují velkoplošné detektory. Naštěstí kaskáda vytvořená v atmosféře produkuje dostatečné množství častic, které dosáhnou zemského povrchu. Primární kosmické záření může tedy být pozorováno nepřímo, vzorkováním částic kaskády na zemi. Jde pouze o aplikaci Augerova experimentu za pomoci moderní technologie. Pozorování prováděná poli částicových detektorů mohou adekvátně měřit celkovou energii a směr příletu primární částice. Je nutné poznamenat, že atmosféra je nedílnou součástí detektoru umístěného na povrchu Země. Stávající instrumenty dosahují plochy až 100 km² s kilometrovými vzdálenostmi mezi jednotlivými detektory. V budoucnosti budou postaveny experimenty ještě mnohem větší. Při energiích nad 10¹⁸ eV je hustota částic v určité vzdálenosti od osy spršky (500-1000m) úměrná primární energii. Konstantu úměrnosti je možné určit ze simulací spršek. Další technikou, která byla použita k měření spektra nad 10¹⁷ eV je fluorescenční metoda. Nabité částice procházející atmosférou excitují atomy dusíku, které pak produkují fotony o vlnových délkách 300 - 400 nm (Baltrusaitus et al.,1985; Kakimoto, 1996). Přibližně čtyři fluorescenční fotony jsou produkovány z každého metru dráhy každou nabitou částicí. Polem fotonásobičů, z nichž každý je namířen na určitou část nebe, je možné přímo měřit podélný rozvoj spršky a odvodit primární energii z celkového množství fluorescenčního světla. Nevýhodou této metody je, že je použitelná pouze za jasných bezměsíčných nocí, což představuje pouze 10% celkového času. Pozitivním aspektem naopak je, že vcelku přímo měří energii, kterou sprška zanechala v atmosféře, což ve většině případů představuje podstatnou část primární energie. Je ovšem nutné znát velmi dobře fluorescenční účinnost dusíku, absorpci atmosféry a kvantovou účinnost a zesílení fotonásobičů. Žádná z technik není nijak zvlášť účinná co se týče identifikace primární částice (nukleon, jádro nebo foton). Podíl energie obsažený v mionové komponentě spršky roste s hmotností primární částice. Poloha maxima spršky se posouvá výš pro těžší primární částice. Díky fluktuacím v těchto veličinách nedává žádná z technik naději na identifikaci primarní částice případ od případu.

V. Vlastnosti kosmického záření nad 10¹⁷eV

Obr. 2: Horní konec spektra kosmického záření. Body z Haverah Park slouží jako reference (červeně, Lawrence et al., 1991). Data z Yakutska (černě, Afanasiev et al., 1995) byla redukována o 20% v energii. Body Fly's Eye (zeleně, Bird et al., 1995) byly o 10% zvýšeny. Body AGASy (modře, Yoshida et al.,1995) byly o 10% redukovány.

V oblasti nad 10¹⁷eV se ve spektru objevuje další struktura. Tato oblast je vyobrazena na obr. 2. Pro zvýraznění struktury bylo diferenciální spektrum vynásobeno faktorem . Použitá data jsou kombinací výsledků čtyř různých experimentů za posledních 20 let. Patří mezi ně povrchový detektor v Haverah Park v Anglii (Lawrence et al.,1991), Yakutský povrchový detektor na Sibiři (Afanasiev et al., 1995), fluorescenční detektor Fly's Eye v Utahu (Bird et al., 1994) a povrchový detektor AGASA v Japonsku (Yoshida et al., 1995). Před vykreslením byla energetická škála experimentů upravena o 20%, aby lépe vynikly společné rysy. Metoda určování energie je naprosto odlišná pro každý z těchto experimentů a tedy skutečnost, že se shodují v rozmezí 20% je pozoruhodná. Nad 5× 10¹⁷eV se spektrum nejdříve stává měkčím, z indexu 3,0 na 3,3 a nad 5× 10¹⁸eV opět tvrdším s indexem 2,7. Za 10¹⁹eV jsou data natolik sporadická, že není možné s jistotou určit spektrální index. Tato struktura není dostatečně vysvětlena. Nad 10¹⁸eV už není galaktické magnetické pole dostatečně silné ani na uvěznění jader železa. Jestliže je kosmické záření dále v galaxii produkováno, měla by být pozorována anisotropie korelující s rovinou galaxie. Anisotropie ovšem pozorována nebyla. Zploštění spektra na index 2,7 nad 5× 10¹⁸eV může pak znamenat, že se objevuje nová, extragalaktická komponenta, zatímco galaktická zaniká.

VI. Těžkosti urychlování

Nad 10¹⁹eV je přesnost měření spektra zatížena nedostatkem statistiky. Bylo zaznamenáno přibližně 60 událostí s energií větší než 5× 10¹⁹eV. A právě nad touto energií spočívá obrovská vědecká záhada. Není dostatečně vysvětleno, jak by známé astrofyzikální objekty mohly vyprodukovat částice o takové energii. Na nejjednodušší úrovni, nutná podmínka urychlení fotonu na energii E v jednotkách 10²⁰eV je, že součin velikosti magnetického pole B a rozměru oblasti R musí být větší než 31017Gcm. Tato hodnota ovšem platí pro ideální urychlovač, něco jako zvětšený Tevatron ve Fermilabu. Tevatron má součin BR=3109 Gcm a urychluje protony na 10¹²eV. Analogické urychlování kosmického záření na energie vyšší než 10¹⁹eV se zdá obtížné a literatura je zahlcena spekulacemi. Základními předpoklady se ve svých přehledových článcích zabývali Greisen (1965) a Hillas (1984). I když jsou tyto články staršího data, výborně nastiňují základní problémy urychlování kosmických částic. Biermann (1997) nedávno zopakoval všechny myšlenky nabízející vysvětlení pro dosažení těchto vysokých energií. Hillas ve svém vynikajícím článku z roku 1984 presentoval graf znázorňující problematiku urychlení na 10²⁰eV. Obr.3. je adaptací tohoto grafu. Vynesen je rozměr a síla potenciální urychlovací oblasti. Horní energetický limit je dán ,kde E18 je maximální energie měřená v jednotkách 10¹⁸ eV, Lkpc je velikost urychlovací oblasti v kiloparsecích a je magnetické pole v . Faktor byl zaveden Greisenem a vystihuje fakt, že efektivní magnetické pole, v analogii s urychlovačem, je daleko menší než okolní pole. Faktor v Hillasově pojetí je rychlost urychlující rázové vlny (vztažená na c). Vynesené čáry odpovídají 10²⁰ eV protonu při = 1 a 1/300. Dále je vynesena čára pro jádro železa ( = 1). Železo je, díky svému protonovému číslu Z = 26, v principu možné snadněji urychlit. Realistické urychlovače by měly ležet dostatečně nad přerušovanou čárou. Graf je relevantní i pro jednorázové urychlení, protože reprezentuje elektromotorickou sílu indukovanou ve vodiči délky L pohybujícím se rychlostí skrz homogenní magnetické pole B. Důležité jsou také ztráty synchrotronovým zářením. Úroveň synchrotronových ztrát protonů při 10²⁰eV vyžaduje, aby pro pomalé urychlování (analogie s urychlovačem; Greisen 1965) bylo magnetické pole menší než 0,1 G. Z obr. 3 je vidět, že urychlování kosmického záření na 10²⁰eV není jednoduchá záležitost. Proto také někteří autoři zastávají názor, že kosmické záření není urychlováno, ale přímo produkováno v tzv. "top-down" procesech. Například defekty ve struktuře prostoročasu by mohly obsahovat ohromné množství energie a uvolňovat ji ve formě vysoko-energetického kosmického záření (Bhattacharjee, Hill and Schramm, 1992).

VII. Diagnostické nástroje přírody

Obr. 3: Modifikovaný Hillasův graf (Hillas, 1984). Rozměry a magnetická pole potenciálních urychlovacích oblastí. Objekty pod čárkovanou čárou nemohou urychlovat protony na energie 10²⁰eV.

Existují některé přírodní diagnostické nástroje, které činí analýzu kosmického záření nad 5× 10¹⁹eV snažší než pro nižší energie. Prvním z nich je reliktní záření (jehož teplota je 2,7 K). Greisen (1966) a Kuzmin a Zatsepin (1966) poukázali na fakt, že protony, fotony a jádra silně interagují s tímto zářením - jev známý jako GKZ efekt. Například srážka protonu s 10²⁰eV s reliktním fotonem o 10^-3eV produkuje několik stovek MeV v těžišťovém systému. Účinný průřez tvorby pionů je dosti velký a tudíž srážky pravděpodobné, což vede ke ztrátě energie primárního protonu. Na obr. 4 je znázorněn výsledek šíření protonů prostorem s reliktním zářením. Nehledě na počáteční energii bude mít proton po překonání vzdálenosti 100 Mpc (3× 10⁸ světelných let) méně než 10²⁰eV. Tedy detekce kosmického protonu o energii 10²⁰eV implikuje, že přiletěl ze vzdálenosti menší než 100 Mpc. Tato vzdálenost odpovídá rudému posuvu 0,025 a je malá v porovnání se stářím vesmíru. Podobné argumenty platí i pro jádra nebo fotony v uvažované energetické oblasti. Avšak ve vzdálenosti do 100 Mpc od Země je pouze omezené množství zdrojů splňujících Hillasova kriteria (obr. 3). Dalším diagnostickým prvkem je skutečnost, že například energetické kosmické protony se budou málo odchylovat v galaktickém a extragalaktickém magnetickém poli. Odchylka protonů o energii 5× 10¹⁹eV v galaktickém ( ~2 µ G) a mezigalaktickém magnetickém poli (10^-9G) činí pouze několik stupňů (Kronberg, 1994a, 1994b). Je tedy možné, že nad 5× 10¹⁹eV bude záření indikovat směr ke zdroji. Dostáváme se takto k astronomii, dokonce i pro nabité kosmické částice, ve které je vzdálenost k potenciálním zdrojům omezená.

VIII: Astronomie kosmického záření

Energie 5× 10¹⁹eV představuje dolní hranici, kdy pojem astronomie nabitých částic z "lokálních" zdrojů lze použít. GZK efekt zvyšuje počet událostí ze zdrojů do vzdálenosti 100 Mpc. Dvě z nich obzvlášť budí pozornost. První, s energií 2× 10²⁰eV byla zaznamenána experimentem AGASA (Hayashida et al., 1994) a druhou s energií 3× 10²⁰eV naměřil experiment Fly's Eye (Bird et al., 1995; Elbert and Sommers, 1995). Detektor AGASA zaznamenal v poslední době celkem šest událostí s energií 10²⁰eV (Takeda et al.,1998). Pro všechny tyto částice je pravděpodobná vzdálenost ke zdroji menší než 50 Mpc. Událostí nad 5× 10¹⁹eV je příliš málo na to, aby mohl být určen spektrální index a není ani jisté, že se dají popsat jediným spektrem. Jelikož musí přicházet z blízka, nemusí zdroje tvořit efektivní kontinuum v prostoru a spektrum tedy může být v různých směrech různé. Ve vzdálenosti do 100 Mpc není látka ve vesmíru rozložena rovnoměrně. Je pravděpodobně výhodnější použít astronomický přístup a zobrazit směry příletu událostí v galaktických souřadnicích.

propagace CR

Obr. 4: Energie protonu jako funkce vzdálenosti prošlé skrz reliktní záření pro různé původní energie.

K dispozici jsou data týkající se směru příletu z experimentu Haverah Park (Watson, 1997), AGASA (Hayashida et al., 1996) a nejenergetičtější události z experimentu Fly's Eye (Bird et al., 1995; Elbert and Sommers, 1995). Na obr. 5 jsou vyneseny směry příletů pro 20 událostí z AGASy a 16 z Haverah Parku. Velikost symbolů odpovídá úhlovému rozlišení. Nejenergetičtější událost z Fly's Eye je vynesena včetně chybové plošky. Za povšimnutí stojí počet koincidencí kosmických částic přicházejících ze stejného směru na obloze. Mezi 20 událostmi z AGASy jsou dvě dvojice. Pravděpodobnost náhodné koincidence je asi 2%. Navíc jedna z událostí z Haverah Parku koinciduje s jednou z těchto dvojic a jiná událost z AGASy koinciduje s událostí z Fly's Eye. Není možné přesně určit pravděpodobnost náhodného překrytí, ale fakt, že tato překrytí mohou být skutečná, by neměla být opomíjena. Zmíněná trojnásobná koincidence zahrnuje události AGASy s 2× 10²⁰eV a 5× 10¹⁹eV a událost z Haverah Parku s energií 1× 10²⁰eV. Událost z Fly's Eye s 3× 10²⁰eV je v koincidenci s 6× 10¹⁹eV z AGASy a třetí pár obsahuje události z AGASy s energiemi 6× 10¹⁹eV a 8× 10¹⁹eV.

Trojnásobná koincidence je obzvláště zajímavá, pokud se nejedná čistě o náhodu. Jde o kosmické částice lišící se o 4 řády v energii, oddělené v prostoru jen několika stupni. Je to povzbudivá vyhlídka pro budoucí experimenty, se kterými, při daleko větším počtu událostí, bude možné pozorovat bodové zdroje, shluky a větší anisotropie ve vesmíru. Zásadní otázky budou: Je rozdělení kosmického záření ve vesmíru stejné jako rozdělení hmoty v naší galaxii nebo jako rozložení blízké extragalaktické látky a nebo nemá žádnou souvislost s rozložením hmoty? Jedná se o bodové zdroje nebo o velice těsné shluky? Jaké energetické rozložení událostí z těchto shluků? Jsou tyto shluky spojeny se specifickými astrofyzikálními objekty? Jestliže neexistuje prostorová modulace ani korelace s pozorovanou látkou, jak tedy vypadá spektrum? Tato situace by vedla k úplně novému typu zdrojů viditelných pouze ve "světle" kosmického záření s energií 5× 10¹⁹eV. Samozřejmě může existovat také kombinace těchto možností. Už když budou k dispozici pouze hrubá data týkající se primárního složení, bude možné je rozdělit na lehké a těžké komponenty, které mohou mít rozdílná spektra. Pro tyto úvahy je rozhodující stejnoměrné pokrytí celé oblohy. A poslední a základní otázkou je: Existuje konec kosmického spektra ? Směry příletu

Obr. 5: Graf směrů příletu kosmických částic s energií nad 5× 10¹⁹eV: červené symboly, Haverah Park (Lawrence et al., 1991); modře - AGASA (Yoshida et al.,1995); zeleně - Fly's Eye, událost s energií 3× 10²⁰eV. Velikosti symbolů reprezentují rozlišení jednotlivých experimentů. Prázdná oblast oddělená modrou čárou označuje část oblohy, která není pozorována, neboť všechny tyto experimenty jsou umístěny na severní polokouli.

IX. Nové experimenty

Tok kosmického záření s energií 5× 10¹⁹eV je jen asi 0,03/km²/sr/rok. V případě experimentu AGASA, s akceptancí 125 km² sr, trvalo získání 20 událostí nad touto energií pět let. V roce 1999 bude uvedena do provozu vylepšená verze Fly's Eye nazývaná HiRes (Abu-Zayyad,1997). Jeho akceptance bude 7000 km² sr nad 5× 10¹⁹eV. Při 10% pracovním cyklu by měl zaznamenat asi 20 událostí za rok. Bude umístěn v severním Utahu a bude pozorovat pouze polovinu oblohy. K dosažení podstatného pokroku je zapotřebí detektorů s daleko větší statistickou schopností. Je velice pravděpodobné, že kosmické záření nejvyšších energií je způsobeno kombinací různých zdrojů a efektů a experiment musí tedy být navržen tak, aby nepreferoval některé z vysvětlení kosmického záření. Ideální experiment by měl pokrývat rovnoměrně celou oblohu a měl by být plně efektivní od energií 10¹⁹eV, protože množství dostupných dat nad touto energií je velice sporadické. Měl by mít co možná nejlepší schopnost identifikovat primární částici, i když žádný experiment nemůže rozeznat částice jednotlivě. Několik experimentů bylo navrženo nebo bude navrženo v nejbližších letech. Všechny jsou popsány ve sborníku z 25. Mezinárodní konference o kosmickém záření pořádané v Durbanu v roce 1997. Jeden z nich se snaží vyhovět všem jmenovaným obecným požadavkům. Experiment Piere Auger (Boratav, 1997) se skládá ze dvou detektorů s akceptancí 7000 km² sr. Budou umístěny ve středních zeměpisných šířkách na severní a jižní polokouli, což umožní téměř uniformní pokrytí celé oblohy. Důležitým rysem experimentu Auger je kombinace jak povrchového, tak fluorescenčního detektoru. Taková aparatura zaznamená ~450 událostí nad 5× 10¹⁹eV ročně. Asi 20% událostí by mohlo pocházet od bodových zdrojů nebo těsných shluků, pokud se výsledky z AGASy (Hayashida et al., 1996) použijí jako vodítko. Dále je navržen fluorescenční detektor Telescope Array (Telescope Array Collaboration,1997), který bude umístěn na severní polokouli. Jeho detekční plocha by měla dosahovat 70 000 km² sr (7000 km² sr a 10% pracovní cyklus). Dvě z jeho fluorescenčních jednotek by měly být umístěny na ploše severního detektoru Augeru. Vizionářskou myšlenkou je návrh experimentu, v němž se fluorescenční světlo produkované sprškou bude pozorovat z družice (Lindsley, 1997; Krizmanic, Ormes, Streitmatter, 1998). I když mnohé technické problémy stojí v cestě realizaci tohoto projektu, bude představovat další krok ve výzkumu v případě, že výše zmíněné detektory budou realizovány, ale konec kosmického spektra nebude nalezen. Odhadovaná citlivost takového družicového detektoru pro částice s energií 10²⁰eV by byla 10 - 100krát větší než citlivost observatoře Pierre Auger.

X. Závěr

V současné době se všeobecně připouští, že výzkum horního konce kosmického spektra povede k novým objevům v astrofyzice nebo ve fundamentální fyzice. Existuje několik dalších návrhů experimentů, které v nejbližších deseti letech poskytnou potřebná pozorování.

Poděkování

Mnohé poznatky týkající se kosmického záření nejvyšších energií jsem získal v průběhu let v diskusích s mnoha osobami. Mezi prominentní patří V. Berezinski, P. Biermann, M. Boratav, T. Gaisser, A. M. Hillas, P.P. Kronberg, M. Nagano, R. Ong and A. A. Watson. Rovněž si vysoce cením podpory ze strany U. S. National Science Foundation.

Citace

Abu-Zayyad, T., 1997, Proceedings of the 25th International Cosmic Ray Conference, Durban, Editor: M. S. Potgieter, B. C. Raubenheimer, a D. J. van der Walt (World Scientific, Singapore), Vol. 5, p. 321; tento příspěvek a jedenáct následujících popisují různé apekty detektoru HiRes.
Afanasiev, B. H., et al., 1995, Proceedings of the 24th International Cosmic Ray Conference, Rome, editor: N. Lucci a E. Lamanna (University Rome, Rome), Vol. 2, p. 756.
Auger, P., R. Maze, 1938, C. R. Acad. Sci. Ser. B 207, 228
Auger, P., P. Ehrenfest, R.Maze, J. Daudin, Robley, A. Freon, 1939, Rev. Mod Phys. 11, 288
Baltrusaitis, R. M., et al., 1985, Nucl. Instrum. Methods Phys. Res. A 240, 410
Berezinskii, V. S., S. V. Bulanov, V. A. Dogiel, V. L. Ginzburg, V. S. Ptuskin, 1990, Astrophysics of Cosmic Rays, editor: V. L. Ginzburg (Elsevier science, New York/Amsterdam).
Bhattacharjee, P., C. T. Hill, D. N. Schramm, 1992, Phys. Rev. Lett. 69, 567
Biermann, P., 1997, J. Phys. G 23, 1.
Bird, D. J., et al. 1994, Astrophys. J. 424, 491
Bird, D. J., et al. 1995, Astrophys. J. 441, 144
Boratav, M., 1997, Proceedings of the 25th International Cosmic Ray Conference, Durban, Editor: by M. S. Potgieter, B. C. Raubenheimer, and D. J. van der Walt (World Scientific, Singapore), Vol. 5, str.205; tento příspěvek a pět následujících popisují různé aspekty detektoru Pierre Auger.
Compton, A. H., 1933, Phys. Rev. 43, 387
Cronin, J. W., 1992, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 28, 213
Drury, L. O'C., 1983, Rep. Prog. Phys. 46, 973
Elbert, J. W., P. Sommers, 1995, Astrophys. J. 441, 151
Fermi, E., 1949, Phys. Rev. 75, 1169
Gaisser, T. K., F. Halzen, T. Stanev, 1995, Phys. Rep. 258, 173
Greisen, K., 1965, Proceedings of the 9th International Cosmic Ray Conference, London (The Institute of Physics and The Physical Society, London), Vol. 2, str. 609
Greisen, K., 1966, Phys. Rev. Lett. 16, 748
Hayashida, N., et al., 1994, Phys. Rev. Lett. 73, 3491
Hayashida, N., et al., 1996, Phys. Rev. Lett. 77, 1000
Hillas, A. M., 1984, Astron. Astrophys. 22, 425
Hess, V. F., 1912, Z. Phys. 13, 1084
Kakimoto, F., E. C. Loh, M. Nagano, H. Okuno, M. Teshima, and S. Ueno, 1996, Nucl. Instrum. Methods Phys. Res. A 372, 527
Krizmanic, J. F., J. F. Ormes, R. E. Streitmatter, 1998, Eds., Workshop on Observing Giant Cosmic Ray Air Showers from 10²⁰eV Particles from Space, AIP Conf. Proc. No. 433 (AIP, New York). Tato část je věnována designu observatoře kosmického záření umístěné v kosmickém prostoru.
Kronberg, P. P., 1994a, Rep. Prog. Phys. 57, 325
Kronberg, P. P., 1994b, Nature (London) 370, 179
Lawrence, M. A., et al., 1991, J. Phys. G 17, 773
Libby, W. F., 1965, Radio Carbon Dating, 2nd ed. (University fo Chicago, Chicago)
Linsley, J., 1962, Phys. Rev. Lett. 10, 146
Linsley, J., 1997, Proceedings of the 25th International Cosmic Ray Conference, Durban, Editor: M. S. Potgieter, B. C. Raubenheimer, D. J. van der Walt (World Scientific, Singapore), Vol. 5, str. 381
Millikan, R. A., G. H. Cameron, 1928, Phys. Rev. 32, 533
Nagano, M., 1996, Ed., Proceedings of the International Symposium on Extremely High Energy Cosmic Rays: Astrophysics and Future Observations (Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo, Japan)
Ong, R. A., 1998, Phys. Rep. 305, 93
Sekido, Y., H. Elliott, 1985, Eds., Early History of Cosmic Ray Studies (Reidel, Dordrecht)
Simpson, J., 1995, The Physical Review--the first hundred years, editor: H. Stroke (AIP, New York), str. 573
Sokolsky, P., P. Sommers, and B. R. Dawson, 1992, Phys. Rep. 217, 225
Swordy, S. 1994, vyžádaný příspěvek, Proceedings of the 23rd International Cosmic Ray Conference, Calgary, editir: R. B. Hicks, D. A. Leahy, D. Venkatesan (World Scientific, Sigapore), str. 243
Takeda, M., et al., 1998, Phys. Rev. Lett. 81, 1163 Telescope Array Collaboration, 1997, Proceedings of the 25th International Cosmic Ray Conference, Durban, Edited by M. S. Potgieter, B. C. Raubenheimer, D. J. van der Walt (World Scientific, Singapore), Vol. 5, str. 369
Watson A. A., 1991, Nucl. PHys. B (Proc. Suppl.) 22, 116
Watson A. A., 1997, University of Leeds, soukromý rozhovor
Weekes, T. C., F. Aharnian, D. J. Fegan, T. Kifune, 1997, Proceedings of the Fourth Compton Gamma-Ray Observatory Symposium, AIP Conf. Proc. No. 410, editor: C. D. Dermer, M. Strikman, J. D. Kurfess (AIP, New York), str. 361
Yoshida, S., et al., 1995, Astropart. Phys. 3, 105
Yoshida, S., H. Dai, 1998, J. Phys. G 24, 905
Zatsepin, G. T., V. A. Kuzmin, 1996, JETP Lett. 4, 78

(Z Reviews of Modern Physics, Vol. 71, No. 2., 1999 přeložila Martina Boháčová)