Cząstka O-mój-Boże. Piotr Pastusiak Jak wiadomo „pusta” przestrzeń kosmiczna wypełniona jest ogromną liczbą wysokoenergetycznych cząstek, zwykle fotonów, neutrin, elektronów i protonów, które nieustannie bombardują górne warstwy atmosfery. Znacząca część tych cząstek pochodzi ze Słońca i jest składnikiem wiatru słonecznego, który jest nieustająco emitowany przez naszą gwiazdę. W skład wiatru słonecznego wchodzą przede wszystkim elektrony o energii 500eV oraz protony o energiach rzędu 1GeV. Natężenie wiatru słonecznego jest zmienne i jest funkcją 11-sto letniej cyklicznej zmienności aktywności Słońca. W okresach maksimum aktywności słonecznej strumień wiatru słonecznego jest większy niż w okresach spokoju. Jako ciekawostkę można przytoczyć fakt, że średnio Słońce traci milion ton swojej masy na sekundę w wyniku emisji wiatru słonecznego oraz to, że prędkość cząstek wynosi od 200 do 900 km/s. Wiatr słoneczny jest szczególnie groźny podczas koronalnych wyrzutów masy (CME) skierowanych w kierunku naszej planety, kiedy to wybuchy na powierzchni Słońca wyrzucają strumień wysokoenergetycznych elektronów i protonów w przestrzeń międzyplanetarną. Zjawiska te są niebezpieczne. Mogą wywoływać awarię systemów łączności, systemów energetycznych oraz mieć niekorzystny wpływ na organizmy żywe . Na szczęście Ziemia chroniona jest tarczą pola magnetycznego i większość cząstek nie dociera do powierzchni ale jest kierowana na obszary podbiegunowe gdzie wywołują zjawisko zorzy polarnej. Niemniej konieczne jest ciągłe monitorowanie aktywności słonecznej zwłaszcza, gdy na orbicie znajdują się astronauci, dla których konsekwencje wywołane wiatrem słonecznym mogą być niebezpieczne.
Koronalny wyrzut masy z 31 sierpnia 2012 roku. (NASA Goddard Space Flight Center)
Zorza polarna obserwowana w Norwegii. Kolory zorzy są wynikiem oddziaływania wysoko energetycznych protonów z atomami tlenu i azotu w górnych warstwach atmosfery. (fot. Tiina Törmänen)
Wiatr słoneczny nie jest jednak jedynym zjawiskiem przykuwającym uwagę naukowców. Okazuje się, że oprócz cząsteczek pochodzących ze Słońca, Ziemia jest bombardowana strumieniem cząstek bardzo i ultra wysokich energii (VHE i UHE). Cząstki te nazywamy promieniowaniem kosmicznym, z ściślej pierwotnym promieniowaniem kosmicznym (PK). W jego skład wchodzą protony, cząstki alfa, jądra innych lekkich pierwiastków oraz bardzo niewielka ilość jąder pierwiastków o średnich masach; obserwuje się także pierwotne elektrony, fotony i znikomą ilość cząstek neutralnych. Ich energia Galaktyka Centaurus A jest jednym z możliwych źródeł PK. (fot. ESA)
w porównaniu z wiatrem słonecznym jest olbrzymia i jest rzędu 1-1012 GeV. Ze
względu na tak dużą energię źródłem tych cząstek nie może być Słońce. Spekuluje się, że źródłem promieniowania UHE są aktywne jądra galaktyk i kwazarów, wybuch super i hipernowych czy rozbłyski gamma (GRB). Dużą rolę w ich pochodzeniu może mieć mechanizm Fermiego w falach uderzeniowych po wybuchach supernowych. Jednak na chwilę obecną geneza PK nie jest w pełni znana. Pierwotne promieniowanie kosmiczne nie jest rejestrowane bezpośrednio. Rejestrowane są jego efekty
oddziaływania z atomami zawartymi w atmosferze. Wysokoenergetyczna cząstka PK zderzając się z atomem powoduje powstanie innych cząstek – głównie neutronów, mionów, pionów, neutrin i par e- e+ - tworzących w atmosferze tak zwany pęk atmosferyczny, którego cząsteczki docierające na powierzchnię mogą być rejestrowane i poddawane analizie. Co ma wspólnego tytuł artykułu z promieniowaniem kosmicznym? Otóż mianem cząstki O-mój-Boże została określona cząsteczka UHE o największej do tej pory zarejestrowanej energii. Cząsteczka ta, najprawdopodobniej będąca protonem, została zarejestrowana 15 października 1991 roku przez obserwatorium promieniowania kosmicznego Fly’s Eyes II zlokalizowany niedaleko Salt Lake City. Jej energia wynosiła1
co
w skali subatomowej jest energią gigantyczną. Dla porównania największy akcelerator z jakiego możemy obecnie korzystać LHC w CERN pozwala na rozpędzenie cząstki do energii 7TeV (1µJ), czyli 10 milionów razy mniejszej. Korzystając z tych danych obliczmy prędkość z jaką poruszała się ta cząstka. Energia cząstki dana jest wzorem:
√ Wzór ten możemy łatwo zapisać jako:
m
m0 1 2
W celu obliczenia β wystarczy przekształcić ten wzór do postaci:
m 1 0 m
1
Physical Review Letters, 22 November 1993
2
Korzystając z danych m0 938, 27MeV / c 2 oraz m 3, 2 1014 MeV / c 2 dostajemy2
0.9999999999999999999999957 Oznacza to, że cząstka O-mój-Boże poruszała się z prędkością 99,99999999999999999999957 procenta prędkości światła. Relatywistyczna masa tej cząsteczki, choć była protonem wynosiła, jak łatwo obliczyć:
m
E 5, 7 1016 kg 1013 g 2 c
Oznacza to, że relatywistyczna masa protonu UHE była porównywalna z masą najmniejszej znanej bakterii Prochlorococcus3. Ciekawe jest też rozważenie relatywistycznego spowolnienia czasu. Czas własny protonu (w układzie jego spoczynku) płynie o czynnik
1 1 2
wolniej niż dla obserwa-
tora zewnętrznego. Dla naszej cząstki spowolnienie czasu wzrasta o wartość 3,411011 oznacza to, że jeżeli podróżowalibyśmy razem z protonem to jedna nasza sekunda odpowiadałaby około 11000 lat dla obserwatora na Ziemi. Czy cząstki pokroju protonu O-mój-Boże są ewenementem? Naukowcy twierdzą, że nie i takich a być może i bardziej energetycznych cząstek jest dużo tylko nie wszystkie trafiają w Ziemię czy są rejestrowane. Udało się też zaobserwować cząstkę o energii ok. 20J. Oznacza to, że konieczne jest wzmożenie badań nad PK UHE poprzez rozbudowę detektorów. Poznanie tych cząstek bliżej przyczyni się niewątpliwie do poznania mechanizmów rządzących we Wszechświecie.
2 3
Precyzyjne obliczenia wykonano na stronie WolframAlpha (http://www.wolframalpha.com) Prochlorococcus, http://en.wikipedia.org/wiki/Prochlorococcus, 2014-02-14