Szol´aris, helioszf´erikus ´es kozmikus r´eszecskesug´arz´as az ezredfordul´on ∗ Kir´aly P´eter KFKI R´eszecske- ´es Magfizikai Kutat´oint´ezet 1525 Budapest pf. 49
1
Bevezet´ es
Pont egy ´evsz´ azad telt el az´ota, hogy C.T.R. Wilson tart´ alyokba z´ art tiszta leveg˝ o ioniz´ aci´ oj´ at F¨ old¨ on k´ıv¨ uli eredet˝ u, nagy ´athatol´ o k´epess´eg˝ u sug´ arz´ as hat´as´ anak tulajdon´ıtotta [1]. B´ ar e feltev´es´et ˝o k´es˝ obb visszavonta, Victor Hess 1912-ben, majd W. Kolh¨ orster 1913-ban ´es 1914ben v´egzett nagy magass´ ag´ u l´egballonos felsz´ all´ asai egy´ertelm˝ uen bebizony´ıtott´ ak, hogy n´eh´ any kilom´eteres magass´ agon t´ ul az ioniz´ al´ o hat´ as a magass´ ag n¨ oveked´es´evel l´ atv´ anyosan er˝ os¨ odik [2]. E ‘magass´ agi sug´arz´ as’ l´egk¨ or¨ unk¨ on, s˝ ot F¨ old¨ unk k¨ ozvetlen kozmikus k¨ ornyezet´en k´ıv¨ uli eredete ugyan csak a 20-as ´es 30-as ´evekben bizonyosodott be v´eg´erv´enyesen, m´egis Hess l´egg¨ omb¨ os m´er´eseit tekintj¨ uk a kozmikus sug´ arz´ as (KS) felfedez´es´enek. Ma m´ ar tudjuk, hogy a F¨old¨ unk k¨ ornyezet´ebe ´erkez˝ o nagyenergi´ aj´ u r´eszecsk´ek r´eszben szol´ aris ´es helioszf´erikus, r´eszben galaktikus ´es extragalaktikus eredet˝ uek. A helioszf´er´ aban, vagyis a Nap k¨ ozvetlen k¨ozel´eben ´es t´agabb ‘befoly´ asi ¨ ovezet´eben’ felgyorsult t¨ olt¨ ott r´eszecsk´ek csak igen ritk´ an ´ernek el olyan nagy (legal´abb 0,5 GeV-es) energi´ at, hogy a l´egk¨ orbe behatolva ´es ott m´ asodlagos r´eszecsk´eket keltve a f¨ oldfelsz´ınen is j´ ol kimutathat´ o r´eszecske-fluxust hozzanak l´etre. E ritka, ´evente legfeljebb n´eh´anyszor el˝ ofordul´ o ’f¨ oldfelsz´ıni esem´enyekt˝ ol’ eltekintve a Nap k¨ ornyezet´eb˝ ol ´erkez˝ o r´eszecsk´ekr˝ ol legfeljebb k¨ozvetett bizony´ıt´ekaink voltak (mint pl. az u ¨st¨ ok¨ os¨ ok cs´ ov´ aja vagy a sarki f´ennyel kapcsolatos jelens´egek); helyben t¨ ort´en˝ o, ‘in situ’ vizsg´ alatuk csak az u ˝rkorszakban kezd˝ odhetett el. A Naprendszeren k´ıv¨ ulr˝ ol sz´ armaz´ o, nagyr´eszt protonokb´ ol ´es m´ as atommagokb´ ol all´ ´ o klasszikus ´ertelemben vett KS viszont l´enyegesen nagyobb energi´ aj´ u r´eszecsk´eket is tartalmaz. Az ezek k¨olcs¨ onhat´asaib´ ol sz´ armaz´ o r´eszecsk´ek hat´ asa a f¨ oldfelsz´ınen, s˝ ot m´eg a legm´elyebb b´ any´ akban is kimutathat´ o. A k´et´evenk´ent tartott kozmikus sug´ arz´ asi vil´ agkonferenci´ ak t´emak¨ oreit alapul v´eve a KS (´es a helioszf´erikus nagyenergi´ aj´ u r´eszecsk´ek) kutat´ asa a k¨ ovetkez˝ o h´ arom alapvet˝ o t´emacsoportot ¨ oleli fel: 1. Nagyenergi´ aj´ u r´eszecsk´ek eredete ´es terjed´ese a helioszf´er´ aban. Ide tartoznak a Nap k¨ ozvetlen k¨ ornyezet´eben, valamint a bels˝ o ´es k¨ uls˝ o helioszf´er´ aban v´egbemen˝ o gyors´ıt´ asi folyamatok, ´es e r´eszecsk´ek terjed´ese. A t¨olt¨ott r´eszecsk´ek mellett a gyorsul´ as ´es terjed´es k¨ ozben l´etrej¨ ov˝ o elektrom´ agneses sug´ arz´as, valamint a Napb´ ol sz´ armaz´ o neutr´ın´ ok is szerepelnek a konferenci´ ak programj´ aban. E t´emak¨ orbe tartoznak m´eg a csillagk¨ ozi t´erb˝ ol ´erkez˝ o r´eszecsk´ek helioszf´er´ aba val´ o behatol´ as´aval ´es azon bel¨ uli terjed´es´evel, valamint a terjed´esi tulajdons´ agok id˝ obeli, els˝ osorban a napciklus f´ azis´ at´ol f¨ ugg˝o v´altoz´asaival foglalkoz´ o kutat´ asok is; ezeket ¨ osszefoglal´ oan ’a KS ∗ A Magyar Csillag´ ´ onyv 2002” c. kiadv´ aszati Egyes¨ ulet ,,Meteor Csillag´ aszati Evk¨ any´ aban megjelen˝ o dolgozat r¨ ovid´ıtett, ´ atdolgozott v´ altozata
1
modul´ aci´oj´anak’ nevezik. A F¨old magnetoszf´er´ aj´ aban lej´ atsz´ od´ o, a naptev´ekenys´eggel szorosan osszef¨ ¨ ugg˝o bonyolult gyors´ıt´asi ´es terjed´esi folyamatokat szint´en e t´emak¨ or keret´eben t´ argyalj´ ak. 2. A galaktikus ´es extragalaktikus forr´ asokb´ ol ´erkez˝ o nagyenergi´ aj´ u t¨ olt¨ ott r´eszecsk´ek, gammasug´ arz´ as ´es neutr´ın´ ok keletkez´ese, helioszf´er´ an k´ıv¨ uli terjed´ese ´es k¨ olcs¨ onhat´ asai. A KS eredet´enek t´emak¨ ore k¨ozeli rokons´agot mutat a nagyenergi´ aj´ u asztrofizik´ aval, ´es term´eszetesen felhaszn´ alja a csillag´ aszati ´es asztrofizikai inform´ aci´ okat. 3. A KS nagyenergi´ aj´ u k¨olcs¨ onhat´ asainak vizsg´ alata az els˝ o nagy f¨ oldi r´eszecskegyors´ıt´ ok megjelen´ese el˝ ott volt k¨ ul¨on¨osen fontos, ´es sz´ amos elemi r´eszecske felfedez´es´ehez vezetett. E ter¨ ulet az 50-es ´evekt˝ ol kezdve kiss´e h´att´erbe szorult, de napjainkban, a f¨ oldi gyors´ıt´ ok fejl˝ od´es´enek lelassul´ as´ aval ´es a kiterjedt l´egiz´ aporok detektorainak fejl˝ od´es´evel ism´et el˝ ot´erbe ker¨ ult. A kozmikus sug´ arz´ asban, ha igen ritk´ an is, a f¨ oldi gyors´ıt´ okban el´ert legnagyobb energi´ akn´ al mintegy nyolc nagys´agrenddel nagyobb energi´ aj´ u r´eszecsk´ek is ´erkeznek, s az ezek ´ altal keltett z´ aporok a v´ arakoz´ asok szerint t¨ ukr¨ozhetik a k¨ olcs¨ onhat´ asi jellemz˝ ok energiaf¨ ugg´es´et. A l´egk¨ ori k¨ olcs¨ onhat´ asok mellett nagy fontoss´ agot nyert a vastag f¨ old-, j´eg- ´es v´ızr´eteg alatt ´eszlelt r´eszecsk´ek vizsg´ alata, valamint a l´egk¨ori eredet˝ u, m´ asodlagos neutr´ın´ o sug´ arz´ as alulr´ ol, a F¨ old¨ on kereszt¨ ul ´erkez˝ o¨ osszetev˝ oj´enek tanulm´ anyoz´asa is. E dolgozatban r¨oviden ´attekintj¨ uk a nagyenergi´ aj´ u helioszf´erikus eredet˝ u r´eszecsk´ek ´es a KS fizik´ aj´ anak ´es asztrofizik´ aj´anak alapelemeit. Ek¨ ozben kit´er¨ unk n´eh´ any az ut´ obbi ´evekben el´ert l´ atv´ anyos eredm´enyre ´es a kutat´asok ir´ any´ at megszab´ o fontosabb nyitott k´erd´esre.
2 2.1
Nagyenergi´ aj´ u r´ eszecsk´ ek a helioszf´ er´ aban A helioszf´ era szerkezete
A helioszf´era Napunknak az a k¨ornyezete, amelynek tulajdons´ agait d¨ ont˝ oen a napsz´el, vagyis a Napb´ ol ki´ araml´ o ioniz´ alt ´es m´ agnesezett plazma hat´ arozza meg. K¨ uls˝ o hat´ ar´ at, amely a napsz´elplazm´ at a csillagk¨ ozi g´az ioniz´ alt ¨osszetev˝ oj´et˝ ol elv´ alasztja, heliopauz´ anak nevezz¨ uk. E fel¨ uletet veszi k¨ or¨ ul a k¨ uls˝ o plazmah¨ uvely, vagyis a Nappal egy¨ utt mozg´ o helioszf´er´ at k¨ or¨ ul´ araml´ o, eredeti mozg´ asir´ any´at´ol elt´er´ıtett csillagk¨ ozi ioniz´ alt g´ az. A g´az semleges komponense nagyr´eszt behatol a helioszf´er´ aba. A helioszf´era alakja legink´ abb u ¨st¨ ok¨ osh¨ oz vagy a F¨ old magnetoszf´er´ aj´ ahoz hasonl´ıthat´ o, de m´erete az ut´ obbinak mintegy sz´ azezerszerese. Naprendszer¨ unknek a zavartalan csillagk¨ ozi g´azhoz viszony´ıtott sebess´ege mintegy 26 km/s, ´es ez val´ osz´ın˝ uleg nagyobb a csillagk¨ ozi g´ azban ´erv´enyes Alfv´en-sebess´egn´el, ez´ert a k¨ uls˝ o plazmah¨ uvelyt a zavartalan csillagk¨ ozi g´ azt´ ol is egy t¨obb´e-kev´esb´e ´eles hat´arfel¨ ulet, a k¨ uls˝ o l¨ ok´eshull´ am (vagy orr-hull´ am) v´ alasztja el. A heliopauz´ an bel¨ ul van a bels˝ o l¨ok´eshull´ am, amely a szuperszonikus napsz´el v´eg´et jelzi. A bels˝ o l¨ ok´eshull´ am ´es a heliopauza k¨oz¨ ott (a bels˝ o plazmah¨ uvelyben) a napsz´el-plazma szubszonikus, de h˝ om´ers´eklete j´ oval magasabb ´es a belefagyott m´ agneses t´er j´ oval er˝ osebb, mint k¨ ozvetlen¨ ul a bels˝ o l¨ ok´eshull´ amon bel¨ ul. A szuperszonikus napsz´el ´ altal uralt plazmatartom´ any val´ osz´ın˝ uleg a Nap– F¨ old t´ avols´ag (a tov´abbiakban csillag´ aszati egys´eg vagy CsE) mintegy 80–100-szoros´ aig terjed ki. A legt´ avolabbi u ˝rszonda, a Voyager-1 jelenleg a Napt´ ol valamivel t¨ obb, mint 80 CsE t´ avols´ agban van, ´es a bels˝ o l¨ ok´eshull´ amon m´eg nem l´epett ´ at, b´ ar sokan az ´ atl´ep´est m´ ar kor´ abbra v´ art´ ak. Ez n´eh´ any ´even bel¨ ul v´ arhat´o, de pontos id˝ opontj´ at r´eszben a m´er´esek, r´eszben az elm´elet bizonytalans´ agai miatt nem tudjuk megj´ osolni [3]. A heliopauza helyzet´et alapvet˝ oen a napsz´el ´es a csillagk¨ ozi g´az ioniz´ alt komponens´enek nyom´ asegyens´ ulya hat´ arozza meg, ´es a modellek szerint ehhez igadozik a k¨ uls˝ o ´es bels˝ o l¨ok´eshull´ am helyzete is. Sok olyan t´enyez˝ o van azonban (pl. a m´ agneses t´er, turbulencia, r´eszecskegyors´ıt´ as, a be´ araml´ o csillagk¨ ozi semleges komponens s˝ ur˝ us´ege ´es r´eszleges ioniz´ al´od´asa), amelyet egyel˝ ore nem tudunk j´ ol figyelembe venni [4]. A napsz´el ´es a csillagk¨ ozi g´az k¨olcs¨ onhat´as´at v´arhat´ oan csak a k´et Voyager u ˝rszonda helysz´ıni m´er´esei alapj´ an, s akkor is csak r´eszben fogjuk meg´erteni. Az 1972-ben fell˝ ott Pioneer-10 szonda energiaell´ at´ asa
2
1. ´abra: A helioszf´era v´ azlatos szerkezete. kimer¨ ul˝oben van, ´ıgy adataira m´ ar csak igen korl´ atozott m´ert´ekben sz´ am´ıthatunk. A helioszf´era szerkezet´et az 1. ´abr´an szeml´eltetj¨ uk. A napsz´el forr´ asa a napkorona, amelynek als´ o r´esz´eben az ioniz´ alt g´ az mozg´ as´ at a meglehet˝ osen bonyolult szerkezet˝ u ´es id˝oben v´altoz´ o szol´ aris m´ agneses t´er hat´ arozza meg. Legt¨ obb er˝ ovonal itt m´eg mindk´et ir´anyban a Naphoz ill. a fotoszf´er´ ahoz kapcsol´ odik. A Nap k¨ oz´eppontj´ at´ ol mintegy 3 napsug´ arn´ al nagyobb t´avols´agokban viszont ´ altal´ aban m´ ar a napsz´el kinetikus energi´ aja domin´ ans, ´es a koron´ab´ol kif´ ujt m´ agneses t´er t¨ obb´e-kev´esb´e passz´ıvan, nagyj´ ab´ ol sug´ arir´ anyban sodr´ odik kifel´e a napsz´elben. A Nap forg´ asa miatt az er˝ ovonalak arkhim´ed´eszi spir´ al alakban rendez˝ odnek el. A spir´ al menetemelked´es´et a Nap forg´ asi sebess´ege ´es a napsz´el sebess´ege egy¨ uttesen hat´ arozza meg. A F¨oldn´el, azaz a Napt´ ol 1 CsE t´ avols´ agban, a napegyenl´ıt˝ o s´ıkj´ anak k¨ ozel´eben a spir´ al ir´ anya ´atlagosan mintegy 50-60 fokos sz¨ oget z´ ar be a kifel´e mutat´ o radi´ alis ir´ annyal. A helioszf´er´ aban kifel´e haladva e sz¨ og egyre k¨ ozelebb ker¨ ul a der´eksz¨ ogh¨ oz. A Nap p´ olusainak ir´ any´ aban viszont k¨ozel radi´alis m´agneses teret v´ arn´ ank. Ez ut´ obbi v´ arakoz´ ast az Ulysses u ˝rszonda m´er´esei nem igazolt´ak, els˝ osorban a napkorona ´ altal kibocs´ atott nagy amplit´ ud´ oj´ u Alfv´en-hull´ amok miatt. Mag´anak a m´ agneses t´er vektor´ anak az ir´ anya a spir´ alhoz k´epest kifel´e vagy befel´e mutat, a Nap 11 ´evenk´ent v´altoz´o polarit´as´at´ol ´es a szonda heliom´ agneses sz´eless´eg´et˝ ol f¨ ugg˝ oen. A k´etf´ele polarit´ ast elv´ alaszt´ o fel¨ ulet, a helioszf´erikus semleges lepel vagy ´ aramlemez a napfoltminimum k¨ or¨ uli ´evekben csup´ an mintegy 10-15 fokos elt´er´eseket mutat a heliografikus egyenl´ıt˝ oh¨ oz k´epest, de ezek az elt´er´esek a Nap aktivit´as´ anak n¨ ovekedt´evel egyre nagyobbakk´ a v´ alnak, m´ıg v´eg¨ ul a napfoltmaximum k¨orny´ek´en a fel¨ ulet darabokra szakad, ´es ek¨ ozben megy v´egbe a p´ olusv´ alt´ as. A fenti leegyszer˝ us´ıtett k´ep sz´ amos t´enyez˝ ot nem vesz figyelembe. A napsz´el sebess´ege alacsony naptev´ekenys´egn´el az egyenl´ıt˝oi tartom´ anyokban csak mintegy 400 km/s, m´ıg nagy sz´eless´egeken ennek dupl´ aja, k¨ozel 800 km/s. A lass´ u napsz´el ugyanakkor j´ oval nagyobb s˝ ur˝ us´eg˝ u, mint a gyors, ´ıgy a k´etf´ele napsz´el dinamikai nyom´ asa nem t´er el l´enyegesen egym´ ast´ ol. Gyors ´es lass´ u napsz´elnyal´abok azimut´alisan is v´altakoznak, ´es a lass´ u nyal´ abokat utol´er˝ o gyors napsz´el a Napt´ ol n´eh´ any CsE t´avols´agban l¨ok´eshull´amokat hoz l´etre. Ha a forg´ o Naphoz k´epest a gyors ´es lass´ u nyal´ abok forr´ astartom´ anya t¨obb forg´ as ideje alatt sem v´ altozik, ezek a l¨ ok´eshull´ amok a Nappal egy¨ utt forognak. Ezeket egy¨ uttforg´ o k¨ olcs¨ onhat´ asi tartom´ anyoknak (EKT, angolul corotating interaction region vagy CIR) vagy egy¨ uttforg´ o l¨ ok´eshull´ amoknak nevezz¨ uk. A Nap nagyobb ak-
3
tivit´ asa idej´en egyre gyakoribb´ a ´es hevesebb´e v´ alnak a koron´ alis t¨ omegkil¨ ok˝ od´esek (KTK, angolul coronal mass ejection vagy CME), amelyek az el˝ oz˝ oleg ugyanonnan kibocs´ atott napsz´eln´el j´ oval gyorsabban mozoghatnak (az eddig ´eszlelt legnagyobb sebess´egek el´erik a 2000 km/s ´ert´eket), ´es a lassabb napszelet utol´erve t¨obb´e-kev´esb´e radi´ alisan kifel´e halad´ o l¨ ok´eshull´ amokat hoznak l´etre. A KTK felgyorsul´ as´ at m´ agneses instabilit´ as okozza, hasonl´ oan a Naphoz sokkal k¨ ozelebb kialakul´o flerekhez, de a Nap aktivit´as´ anak e k´et jellemz˝ oje k¨ uls˝ o hat´ asaiban er˝ osen k¨ ul¨ onb¨ ozik.
2.2
Helioszf´ erikus eredet˝ u szupraterm´ alis ´ es nagyenergi´ aj´ u r´ eszecsk´ ek
A F¨ oldt˝ ol ´es a bolyg´ok magnetoszf´er´ aj´ at´ ol eltekintve a helioszf´era az egyetlen olyan plazmatartom´ any, ahol u ˝rszond´ aink seg´ıts´eg´evel a r´eszecskegyors´ıt´ as nem csak t´ av´erz´ekel´es u ´tj´ an, hanem helyben is tanulm´ anyozhat´o. A Nappal egy¨ uttforg´ o vagy kifel´e halad´ o l¨ ok´eshull´ amok k¨ ornyezet´eben a szond´ akon elhelyezett m˝ uszerek k¨ ozvetlen¨ ul m´erik a felgyorsul´ o r´eszecsk´ek jellemz˝ oit, s ugyanakkor a h´att´erplazma jellemz˝ oir˝ ol ´es a hull´ amtev´ekenys´egr˝ ol, valamint a t´ avolabbr´ ol ´erkez˝ o nagyenergi´ aj´ u r´eszecsk´ekr˝ ol ´es sug´ arz´ asr´ ol is ny´ ujtanak inform´ aci´ ot. E sokf´ele inform´ aci´o sz´etv´alaszt´ asa persze nem mindig k¨ onny˝ u feladat. A Nap k¨ ozel´eben ´es a t´ avoli helioszf´er´ aban lej´atsz´ od´o folyamatokr´ ol egyel˝ ore csak t´ av´erz´ekel´es u ´tj´ an ´ertes¨ ulhet¨ unk, mivel eddigi szond´ aink csak a 0,3 ´es 80 CsE k¨oz¨otti radi´ alis t´ avols´ agtartom´ anyt fedik le. Megjegyezz¨ uk, hogy a t´ av´erz´ekel´es fogalm´aba itt a fotonok ´es m´ as semleges r´eszecsk´ek mellett a t¨ olt¨ ott r´eszecsk´ek ´ altal k¨ ozvet´ıtett inform´ aci´ot is bele´ertj¨ uk. A napsz´el felgyorsul´ as´anak mechanizmusa m´eg mindig csak r´eszlegesen tiszt´ azott, de a m´ agneses er˝ ovonalak ´atcsatol´od´ asa ´es az ezzel egy¨ utt j´ ar´ o hull´ amkelt´es ´es r´eszecskegyors´ıt´ as minden bizonnyal alapvet˝o szerepet j´atszik benne. A kromoszf´er´ aban ´es als´ o koron´ aban keltett nagyenergi´ aj´ u elektronok ´es ionok jelent˝os r´esze nem jut ki a m´ agnesesen z´ art tartom´ anyokb´ ol, ´es energi´ ajuk k¨ ul¨ onf´ele instabilit´ asok kelt´ese u ´tj´ an a plazma f˝ ut´es´ere ford´ıt´ odik. E r´eszecsk´ek intenzit´ as´ ar´ ol ´es k¨ olcs¨ onhat´ asair´ol ´altal´aban csak a k¨ ul¨ onb¨ oz˝ o hull´ amhosszakon keltett elektrom´ agneses sug´ arz´ as ad h´ırt. Csak azok a r´eszecsk´ek jutnak ki a bolyg´ ok¨ ozi t´erbe, amelyek vagy ny´ılt er˝ ovonal-strukt´ ur´ aban keletkeztek, vagy nagy intenzit´ asuk miatt fel tudj´ ak nyitni a z´ art m´ agneses hurkokat. Szupraterm´ alisnak tekint¨ unk egy r´eszecsk´et a napsz´el-plazm´ aban szok´ asos energi´ ak n´eh´ anyszoros´ at´ol n´eh´ any sz´az keV/nukleon (keV/n) kinetikus energi´ aig, e f¨ ol¨ ott nagyenergi´ aj´ u r´eszecsk´ekr˝ ol besz´el¨ unk. A nagyenergi´ aj´ u helioszf´erikus eredet˝ u ionok energi´ aja extr´em esetekben n´eh´ any tucat GeV-et is el´erhet, legt¨ obb intenzit´ asn¨ oveked´es azonban csak MeV-es energi´ akig terjed. A napsz´el-ionok energi´ aja a napsz´el sebess´eg´et˝ ol f¨ ugg ´es 1 keV/n k¨ or¨ ul van, ami nagyr´eszt a napsz´el halad´ o mozg´ as´ab´ ol ered, ´es csak sokkal kisebb m´ert´ekben a napsz´elen bel¨ uli termikus mozg´ asb´ ol. A napsz´el-elektronok z¨ om´enek energi´ aja j´ oval kisebb, n´eh´ anyszor 10 eV, ez az energia viszont nagyr´eszt a termikus mozg´ asb´ ol ered. A F¨ old t´ avols´ ag´ aban a napsz´el-plazma energias˝ ur˝ us´eg´enek t´ ulnyom´o r´esze a sebess´egeloszl´ as sodr´ od´ o Maxwell-eloszl´ assal jellemezhet˝ o r´esz´eb˝ ol sz´ armazik. Enn´el ´altal´aban t¨obb nagys´ agrenddel kisebb a szupraterm´ alis, ´es m´eg j´ oval kisebb a nagyenergi´ aj´ u r´eszecsk´ek j´arul´eka. A plazm´ aba befagyott m´ agneses t´er t´ ul gyenge ahhoz, hogy jelent˝ osen befoly´ asolja a napsz´el mozg´ as´ at, de el´eg er˝ os ahhoz, hogy domin´ alja mind a KS, mind a nagyenergi´ aj´ u helioszf´erikus r´eszecsk´ek terjed´es´et. A szupraterm´ alis r´eszecsk´ek viszont el´eg nagy intenzit´ as eset´en (pl. flerek vagy t¨omegkil¨ ok˝ od´esek ut´ an) akt´ıvan k¨ olcs¨ onhatnak a m´ agnesezett plazm´ aval, abban k¨ ul¨onf´ele magnetohidrodinamikai (MHD) ´es plazmahull´ amokat keltve. Az ´ıgy gerjesztett hull´amok viszont befoly´ asolj´ ak a nagyobb energi´ aj´ u r´eszecsk´ek terjed´es´et is. A bolyg´ok¨ ozi t´erben ´eszlelt szupraterm´ alis ´es nagyenergi´ aj´ u ionok ´es elektronok eredete igen v´ altozatos, ´es a k¨ ul¨onb¨ oz˝o forr´ asok j´ arul´eka er˝ osen f¨ ugg a Napt´ ol m´ert t´ avols´ agt´ ol, a Nap aktivit´ as´ at´ol ´es a szond´ at k¨or¨ ulvev˝ o napsz´el-plazma jellemz˝ oit˝ ol. A f˝ obb r´eszecskepopul´ aci´ ok a k¨ ovetkez˝ok:
4
2.2.1
Kis napaktivit´ asn´ al is jelen l´ ev˝ o nyugodtidej˝ u (quiet-time) r´ eszecsk´ ek
Napfoltminimum k¨orny´ek´en el˝ ofordulnak napokig, s˝ ot n´eha ak´ ar h´ onapokig terjed˝ o id˝ oszakok, amikor a n´eh´ any MeV-es ionok F¨old k¨ ornyezet´eben m´ert intenzit´ asa rendk´ıv¨ ul alacsony ´es l´ atsz´ olag alig v´ altozik. Ezeket nevezz¨ uk nyugodtidej˝ u peri´ odusoknak. Ilyen id˝ oszakokban a m´ert protonspektrum a szupraterm´ alis tartom´anyban (n´eh´ any keV-t˝ol n´eh´ any sz´ az keV-ig) meredeken, kb. E −3 hatv´anyf¨ uggv´eny szerint cs¨ okken, majd valamivel 10 MeV alatt ´eri el minimum´ at, s ef¨ ol¨ ott n´eh´ any sz´ az MeV-ig az energi´ aval ar´anyosan n˝ o. A kisenergi´ aj´ u tartom´ any d¨ ont˝ oen helioszf´erikus eredet˝ u, a 10 MeV f¨ ol¨otti a helioszf´er´ an val´ o´ athalad´ as k¨ ozben lef´ekez˝ od¨ ott KS. A spektr´ alis minimum k¨ orny´ek´en, ahol a k´et komponens nagyj´ ab´ ol egyens´ ulyban van, a differenci´ alis intenzit´ as 0,1 proton/(m2 sstM eV ) k¨or¨ ul van, ami a nagy flerek ´es t¨ omegkil¨ ok˝ od´esek ut´ an m´ert intenzit´ as milliomodr´esz´et sem ´eri el. Akt´ıv id˝ oszakokban az intenzit´ as sohasem cs¨ okken ilyen alacsony szintre. A helioszf´erikus nyugodtidej˝ u fluxus eredete m´eg nincs megnyugtat´ oan tiszt´ azva [5], de t´ ulnyom´ o r´esze val´osz´ın˝ uleg az 1 CsE-n´el t´avolabbi egy¨ uttforg´ o k¨ olcs¨ onhat´ asi tartom´ anyokb´ ol sz´ armazik, ´es nem a napkoron´ab´ol. E kis intenzit´ asok vizsg´ alata k¨ ul¨ on¨ osen gondos munk´ at ig´enyel, mivel a k¨ ul¨ onb¨ oz˝o h´att´ereffektusok k¨onnyen meghamis´ıthatj´ ak az eredm´enyeket. 2.2.2
Fler-eredet˝ u r´ eszecske-fluxusok
Az optikailag m´ ar 1860 ´ota megfigyelt flereket az 1940-es ´evekben hozt´ ak el˝ osz¨ or kapcsolatba a F¨ oldn´el ´eszlelt nagyenergi´ aj´ u r´eszecsk´ekkel. A r´eszecske-fluxusok k´es˝ obb a nyugodtidej˝ u fluxusokn´ al t¨obb nagys´agrenddel nagyobbnak bizonyultak. A r´eszecsk´ek ¨ osszet´etel´et vizsg´ alva m´ ar 1970-ben kider¨ ult, hogy a napsz´elben csak igen kis koncentr´ aci´ oban jelenl´ev˝ o 3 He izot´ op 3 4 −4 ( He/ He ∼ 4 × 10 ) bizonyos flerekben feld´ usul [6], s ma m´ ar tudjuk, hogy a h´ anyados ak´ ar 1-n´el nagyobb ´ert´eket is el´erhet. Ugyanezekben az impulz´ıvnak nevezett, r¨ ovid ´elettartam´ u fluxusn¨ oveked´esekben a nehezebb elemek, pl. a vas koncentr´ aci´ oja is megn˝ o, b´ ar j´ oval kisebb m´ert´ekben. A 3 He koncentr´aci´ o megn¨ oveked´es´et el˝ osz¨ or magfizikai okokra, a napkorona als´ o r´esz´eben lezajl´ o nagyenergi´ aj´ uu ¨tk¨oz´esekre, s a nehezebb magok fragment´ al´ od´ as´ ara, sz´ett¨ oredez´es´ere pr´ ob´ alt´ ak visszavezetni. Ma a jelens´eget a flerben l´etrej¨ ov˝ o intenz´ıv hull´ amterekkel hozzuk kapcsolatba, amelyek a k¨ ul¨ onb¨oz˝ o ionokat szelekt´ıve, els˝ osorban t¨ olt´es/t¨ omeg (Q/M ) ar´ anyukt´ ol f¨ ugg˝ oen gyors´ıtj´ ak. A sokkal nagyobb mennyis´egben jelen l´ev˝ o protonok ´es 4 He ionok a Q/M ar´ any bizonyos ´ert´ekeire ’rezon´ al´ o’ hull´amokat hamar elnyelik, s e hull´ amok a m´ as hasonl´ o Q/M ar´ any´ u ionokat sem gyors´ıtj´ ak tov´abb. A teljesen ioniz´ alt 3 He ´es a fler n´eh´ any milli´ o fokos h˝ om´ers´eklet´en n´eh´ any elektront m´eg megtart´ o vas ionokra a h´ anyados ezekt˝ ol l´enyegesen elt´er, ´es ´ıgy iononk´ent sokkal nagyobb hull´ amenergi´ at k´epesek elnyelni [7]. A r´eszletes modell azt felt´etelezi, hogy a flerben a m´ agneses stabilit´ as megboml´asakor felszabadul´ o energia el˝ osz¨ or rendk´ıv¨ ul intenz´ıv 10-100 keV-es elektronnyal´ abokat hoz l´etre, s ezek keltik az ionok gyors´ıt´ as´ ahoz sz¨ uks´eges elektrom´ agneses ion ciklotron (EMIC) hull´amokat [8]. Hasonl´ o folyamatok a F¨ old magnetoszf´er´ aj´ aban is el˝ ofordulnak. A flerekb˝ ol ´erkez˝o ionok ´es elektronok j´ ol kieg´esz´ıtik a k¨ ul¨ onb¨ oz˝ o hull´ amhossz´ u elektrom´ agneses hull´ amok ´altal hordozott inform´ aci´ot. Az ut´ obbiak el˝ onye, hogy a Nap eg´esz l´ athat´ o f´elg¨ ombj´er˝ ol el´ernek hozz´ ank, ´es nem szenvednek energiaf¨ ugg˝ o k´esleltet´est, mint a t¨ olt¨ ott r´eszecsk´ek. Az ionok viszont, ha tov´abbi u ¨tk¨ oz´esekben nem vesznek r´eszt, j´ ol meg˝ orzik eredeti ¨ osszet´etel¨ uket ´es t¨ olt´es´ allapotukat, ´es mind keletkez´esi hely¨ ukr˝ ol, mind a felgyorsul´ as folyamat´ ar´ ol, s˝ ot a k¨ ozbens˝ o m´ agneses terekr˝ ol is h´ırt adnak. 2.2.3
Korona-t¨ omegkil¨ ok˝ od´ esek (KTK) l¨ ok´ eshull´ am´ aban felgyorsult r´ eszecsk´ ek
A legnagyobb intenzit´ as´ u esem´enyek ebbe a kateg´ ori´ aba tartoznak. A Nap ir´ any´ ab´ ol ´erkez˝ o hosszantart´ o, gyakran t¨obb napra kiterjed˝ o fluxus-n¨ oveked´eseket kor´ abban u ´n. ’gradu´ alis’ flereknek tulajdon´ıtott´ak, s ezek forr´ as´ at szint´en az als´ o koron´ aban sejtett´ek. Meglepet´est okozott viszont, hogy pl. a vas ionok ezekben az esem´enyekben j´ oval kev´esb´e ioniz´ altak, mint az 5
impulz´ıv flerekn´el, vagyis a gyors´ıt´ as hidegebb ´es kisebb s˝ ur˝ us´eg˝ u k¨ ornyezetben megy v´egbe. Kider¨ ult, hogy ezek a r´eszecsk´ek nagyr´eszt a KTK esem´enyekhez kapcsol´ odnak, ´es a gyors´ıt´ as a kil¨ ovell˝ o nagysebess´eg˝ u plazmafelh˝ ok frontj´ an kialakul´ o l¨ ok´eshull´ amban t¨ ort´enik, b´ ar el´eg gyakran hibrid esem´enyek is el˝ofordulnak. A leghat´ekonyabb ´es legnagyobb energi´ akig terjed˝ o gyors´ıt´as val´ osz´ın˝ uleg a Napt´ol n´eh´ any napsug´ arnyi t´ avols´ agra megy v´egbe, de sok esem´enyn´el j´ ol megfigyelhet˝ o gyors´ıt´ as t¨ort´enik m´eg 1 CsE t´avols´ agban is. B´ ar a l¨ ok´eshull´ am korai szakasz´ aban felgyors´ıtott r´eszecsk´ek m´ar j´oval a l¨ok´eshull´am meg´erkez´ese el˝ ott ´eszlelhet˝ ok, a l¨ ok´eshull´ amnak a szond´ an val´ o athalad´ ´ asa k¨or¨ uli n´eh´ any ´or´as id˝ otartamban bizonyos energi´ aj´ u ionok intenzit´ asa 1-2 nagys´ agrenddel is n¨ ovekedhet (shock-spike). A KTK okozta r´eszecskenyal´abok ¨ osszet´etele l´enyegesen k¨ ozelebb ´ all a napsz´el ¨ osszet´etel´ehez, mint az impulz´ıv esem´enyek´e. 2.2.4
Egy¨ uttforg´ o k¨ olcs¨ onhat´ asi tartom´ anyok (EKT) l¨ ok´ eshull´ am´ aban gyors´ıtott r´ eszecsk´ ek
A Nappal egy¨ uttforg´o, a gyors ´es lass´ u napsz´el-nyal´ abokat elv´ alaszt´ o fel¨ ulet k´et oldal´ an el˝ orehalad´ o (a lass´ u napsz´elbe behatol´ o) ´es a hat´ arfel¨ ulethez k´epest visszafel´e, a gyors napsz´elbe hatol´ o l¨ ok´eshull´ am j¨ on l´etre. Mindkett˝ oben v´egbemegy r´eszecskegyors´ıt´ as, de m´ as-m´ as spektrummal (a visszafel´e halad´oban fejl˝ odik ki a nagyobb energi´ akig terjed˝ o, kem´enyebb spektrum). Az ilyen t´ıpus´ u gyors´ıt´ as ´altal´aban a Napt´ ol mintegy 4 CsE t´ avols´ agra a leghat´ekonyabb. Rendk´ıv¨ ul meglep˝ o ´es jelent˝os volt az Ulysses programnak az az eredm´enye, hogy az egy¨ uttforg´ o nyal´ abbal kapcsolatos intenzit´ asn¨ oveked´esek olyan nagy helioszf´erikus sz´eless´egeken is j´ ol megfigyelhet˝ ok voltak, ahol a napsz´el m´ar ´alland´ oan gyors volt, ´es a plazma tulajdons´ agaiban sem lehetett l´ atni a Nap forg´ as´aval kapcsolatos v´altoz´ast. 2.2.5
Bolyg´ ok k¨ ornyezet´ eb˝ ol ´ erkez˝ o r´ eszecsk´ ek
A F¨ old ´es m´as bolyg´ok magnetoszf´er´ aj´ aban ´es orrhull´ am´ aban is gyakori a r´eszecskegyors´ıt´ as. K¨ ul¨ on¨ osen intenz´ıv elektronnyal´abok indulnak ki a Jupiter k¨ ornyezet´eb˝ ol; ezek kis naptev´ekenys´eg idej´en m´eg a F¨old k¨ozel´eben is domin´ alj´ ak a m´ert elektron-fluxusokat. A f¨ oldi magnetoszf´er´ at´ ol a Nap fel´e elhelyezked˝ o, a napszelet lelass´ıt´ o l¨ ok´eshull´ am k¨ ornyezet´eben is jelent˝ os r´eszecskegyors´ıt´ as ´es hull´ amtev´ekenys´eg ´eszlelhet˝ o mind a Nap ir´ any´ aban, a szuperszonikus napsz´elben, mind a F¨ old ir´ any´ aban, a magnetoszf´era plazmah¨ uvely´eben. 2.2.6
Semleges atomok sz´ armaz´ ekaik
ioniz´ aci´ oja
ut´ an
felszedett
(pick-up)
r´ eszecsk´ ek
´ es
A helioszf´er´ at k¨ozvetlen¨ ul k¨ or¨ ulvev˝o csillagk¨ ozi felh˝ o csak r´eszben ioniz´ alt, benne a semleges H s˝ ur˝ us´ege mintegy 0,2 atom/cm3 , m´ıg a protonok´e mintegy 0,1 atom/cm3 [9]. A csillagk¨ ozi g´ az helioszf´er´aba be´ araml´o semleges komponens´ere a helioszf´erikus m´ agneses t´er nem hat, ´ıgy azt hihetn´enk, hogy a semleges atomok egyszer˝ uen ´ athaladnak a helioszf´er´ an. Val´ oj´ aban a Nap ultraibolya sug´ arz´ asa (els˝ osorban a Lyman alfa vonal) ´es az ioniz´ alt napsz´ellel val´ o t¨ olt´escsere miatt a helyzet sokkal bonyolultabb, de itt a r´eszletekre nem t´erhet¨ unk ki. A helioszf´er´ aban a csillagk¨ ozi semleges atomokb´ ol sokkal t¨obb van, mint napsz´el-ionokb´ ol; s˝ ur˝ us´eg¨ uk kb. a Jupiter t´ avols´ ag´ aban lehet egyens´ ulyban [9]. Legt¨ obb atom azonban val´ oban csak ´ athalad a helioszf´er´ an, ´es jelent˝ os dinamikai hat´ast nem fejt ki. Mindenesetre a Naphoz el´eg k¨ozel (n´eh´ any CsE-re) ker¨ ul˝ o semleges atomok m´ ar nagy val´ osz´ın˝ us´eggel egyszeresen ioniz´ al´odnak, ´es ´ıgy a napsz´elbe fagyott m´ agneses t´er k¨ or¨ ul keringeni kezdenek. Ezt nevezz¨ uk felszedett (pick-up) komponensnek. Tov´ abbi sz´ or´ od´ as ´es u ¨tk¨ oz´es n´elk¨ ul az ilyen ionok sebess´ege a napsz´el sebess´eg´enek k´etszeres´eig terjedhet. B´ ar bizonyos sz´ or´ od´ as
6
bek¨ ovetkezik, ezek az ionok sebess´egeloszl´ asukat ´es egyszeres ioniz´ aci´ ojukat eg´eszen a szuperszonikus napsz´el v´eg´et jelz˝ o, val´osz´ın˝ uleg igen er˝ os l¨ ok´eshull´ amig meg˝ orzik, ahol jelent˝ os r´esz¨ uk felgyorsul. Ezt a felgyorsult komponenst, amely nagyr´eszt m´eg mindig egyszeresen ioniz´ alt, anom´ alis kozmikus sug´arz´ asnak (AKS) nevezz¨ uk. A t¨ obb sz´ az MeV/n-ig terjed˝ o energi´ aj´ u AKS ionok egy r´esze ezut´ an visszat´er a helioszf´er´ aba, ´es a bels˝ o naprendszerbe is eljut. Napfoltminimum k¨ orny´ek´en n´eh´any MeV/n ´es n´eh´ anyszor 10 MeV/n k¨ oz¨ ott az anom´ alis He ´es O fluxusa nagyobb lehet, mint a teljesen ioniz´ alt, KS-b´ol sz´ armaz´ o ionjaik´e. Napfoltmaximum k¨ orny´ek´en viszont az er˝ osebb sz´ or´od´as miatt ezek az ionok nem tudnak a bels˝ o naprendszerig hatolni, ´ıgy napciklussal osszef¨ ¨ ugg˝o modul´ aci´ ojuk rendk´ıv¨ ul er˝ os. ´ Erdekes, hogy az anom´alis komponens a F¨ old magnetoszf´er´ aj´ aban is fontos szerepet j´ atszik, mivel az egyszeresen ioniz´ alt r´eszecsk´ek a marad´ek l´egk¨ or atomjaival u ¨tk¨ ozve k¨ onnyen elvesz´ıtenek tov´ abbi elektronokat, amit˝ol Larmor-sugaruk lecs¨ okken, ´es ´ıgy sokkal k¨ onnyebben befog´ odnak a magnetoszf´er´ aba, mint a gyakorlatilag teljesen ioniz´ alt helioszf´erikus vagy KS r´eszecsk´ek.
2.3
R´ eszecsketerjed´ es ´ es modul´ aci´ o a helioszf´ er´ aban
A nagyenergi´ aj´ u r´eszecsk´ek terjed´es´enek vizsg´ alat´ at megk¨ onny´ıti, ha ismerj¨ uk keletkez´es¨ uk hely´et ´es idej´et. Ez gyakran teljes¨ ul a fler eredet˝ u r´eszecsk´ekre, mivel a flert k¨ ul¨ onb¨ oz˝ o elektrom´ agneses frekvenci´ akon is l´ atjuk, ´es kisebb m´ert´ekben a KTK l¨ ok´eshull´ amban ´es a bolyg´ ok orrhull´ amaiban felgyorsult r´eszecsk´ekre. M´eg kev´esb´e ismerj¨ uk az EKT ´es AKS r´eszecsk´ek keletkez´esi hely´et, ´es k¨ ul¨ on¨osen idej´et. A terjed´esi sz´amol´ asok olyan transzport-egyenleteken alapulnak, amelyek figyelembe veszik a napsz´elben val´o konvekci´ ot ´es diff´ uzi´ ot, a t´ agul´ o napsz´elben elszenvedett adiabatikus energiacs¨ okken´est, valamint a nagyl´ept´ek˝ u m´ agneses terekben v´egbemen˝ o sodr´ od´ asi (drift) hat´ asokat. A ’modul´aci´ o’ kifejez´est ´altal´aban a k´ıv¨ ulr˝ ol befel´e terjed´esn´el tapasztalt intenzit´ asv´ altoz´ asokra haszn´ aljuk, els˝ osorban a KS eset´en. Gyakran alkalmazott k¨ ozel´ıt´es az er˝ ot´er-modell, amely a helioszf´era hat´ as´at tasz´ıt´o potenci´ alt´errel helyettes´ıti, vagyis azt felt´etelezi, hogy a k´ıv¨ ulr˝ ol a helioszf´era adott pontj´ara ´erkez˝ o r´eszecske valamilyen helyt˝ ol ´es id˝ ot˝ ol f¨ ugg˝ o, a r´eszecske t¨ olt´es´evel ar´ anyos energi´ at vesz´ıt; ann´ al t¨obbet, min´el k¨ozelebb van a Naphoz a megfigyel´es helye. Az energiavesztes´eg protonokra n´eh´ any 100 MeV nagys´agrend˝ u, ´es a nap aktivit´ as´ anak er˝ os¨ od´es´evel n˝ o. Ez a modell sok c´elra viszonylag j´ol alkalmazhat´ o, de nem tartalmazza az energiavesztes´egek statisztikus fluktu´ aci´ oit, a helioszf´era 3-dimenzi´ os, nem g¨ ombszimmetrikus szerkezet´et, id˝ obeli v´ altoz´ asait, valamint a t¨olt´esf¨ ugg˝o drift hat´asokat. Mivel a n´eh´ any sz´ az MeV alatti protonok ´ altal´ aban be sem jutnak a f¨ oldp´alya k¨ozel´ebe, ezek spektrum´ ar´ ol legfeljebb a csillagk¨ ozi g´ azzal val´ o k¨ olcs¨ onhat´ asuk alapj´ an nyerhet¨ unk indirekt inform´ aci´ ot. A napsz´elnek mintegy egy ´evre van sz¨ uks´ege ahhoz, hogy a helioszf´era hat´ ar´ aig eljusson. A naptev´ekenys´eg n¨oveked´esekor ´ıgy el´eg hossz´ u id˝ o telik el, am´ıg a perturb´ alt m´ agneses terek a k¨ uls˝ o helioszf´er´aban is akad´alyozz´ ak a r´eszecsk´ek bejut´ as´ at. A f¨ oldp´ alya k¨ ozel´eben m´ert KS intenzit´ as a naptev´ekenys´eg n¨oveked´es´evel cs¨okken, de a cs¨ okken´es bizonyos k´esleltet´essel k¨ ovetkezik be. ´ Erdekes, hogy mind a k´esleltet´es, mind a 11-´eves v´ altoz´ as id˝ obeli lefoly´ asa elt´er˝ o a Nap ter´enek k´etf´ele polarit´ asa eset´en, mivel a protonok egyik esetben f˝ oleg a p´ olusok fel˝ ol, a m´ asikban pedig a semleges lepel ment´en ´erkeznek. A v´altakoz´ o hegyes ´es lapos maximumok j´ ol megfigyelhet˝ oek a 2. abr´ ´ an. A modul´ aci´o t´enyleges id˝obeli lefoly´ as´ at er˝ os naptev´ekenys´egn´el a t¨ omegkil¨ ok˝ od´esek is befoly´ asolj´ ak, l´epcs˝ oszer˝ u szerkezetet adva az intenzit´ ascs¨ okken´eseknek. A csillagk¨ ozi intenzit´ ashoz k´epest a f¨ oldp´aly´an´al m´ert 1 GeV energi´ aj´ u protonok intenzit´ asa ´ atlagosan mintegy 3-as faktorral kisebb, 10 GeV k¨ or¨ ul a k¨ ul¨onbs´eg m´ ar val´ osz´ın˝ uleg csak n´eh´ anyszor 10%, 50 GeV f¨ ol¨ ott pedig a helioszf´era gyakorlatilag nem akad´alyozza a protonok bejut´ as´ at, b´ ar ´erkez´esi ir´ anyuk a f¨ oldp´ aly´ an´ al eg´esz m´as, mint a helioszf´era hat´ar´an. N´eh´ any ezer GeV (n´eh´ any TeV) f¨ ol¨ ott m´ ar az ir´ anyelt´er´es sem jelent˝os. 7
2. ´ abra: A Chicago-i Egyetem neutronmonitorainak norm´ alt be¨ ut´essz´ ama ´es a napfoltsz´ am v´ altoz´ asai 1950 ´ota. Alul a napfoltsz´ am v´ altoz´ asai, fel¨ ul a neutronmonitorok m´ert adatai l´ athat´ ok, az ut´ obbiakn´ al az 1954-es ´ert´eket 100-nak vessz¨ uk. A k´et norm´ alt g¨ orbe k¨ oz¨ ul a nagyobb v´ altoz´ asokat mutat´ o 3 GeV, a m´ asik 13 Gev feletti prim´er KS protonokra ´erz´ekeny. J´ ol l´ athat´o, hogy a KS intenzit´ asa a Nap nagy aktivit´ asa idej´en kisebb. A v´ altoz´ as (vagy modul´ aci´ o) nagy´ obb k¨ usz¨ obenergia eset´en kisebb. Erdekes megfigyelni, hogy a modul´ aci´ o jellege p´ aros ´es p´ aratlan ciklusokban m´ as. A neutronmonitorok adatait a Chicago-i Egyetem h´ al´ ozat´ ar´ ol vett¨ uk. C´ıme: ulysses.uchicago.edu/NeutronMonitor/Misc/neutron2.html
3 3.1
Galaktikus ´ es extragalaktikus eredet˝ u kozmikus sug´ arz´ as Megfigyel´ esi m´ odszerek
A KS megfigyel´ese mind a m´ odszerek, mind a helysz´ınek szempontj´ ab´ ol elt´er a szok´ asos csillag´ aszati ´eszlel´esekt˝ ol. Kezdetben z´art tart´alyokban l´ev˝ o leveg˝ o ioniz´ aci´ oj´ aval m´ert´ek a KS intenzit´ as´ at mind a f¨ oldfelsz´ınen, mind nagy l´egk¨ ori magass´ agokban. K´es˝ obb Geiger-M¨ uller (GM) cs¨ ovek, k¨ odkamr´ ak ´es fotoemulzi´ ok seg´ıts´eg´evel m´ert´ek k¨ ul¨ on´ all´ o m´ asodlagos r´eszecsk´ek intenzit´ as´ at ´es k¨ olcs¨ onhat´ asait a tengerszinten, magas hegyeken, ballonokon ´es rep¨ ul˝ og´epeken, valamint m´ely b´ any´ akban. Az egyes m´er˝ oeszk¨ oz¨ ok ezut´ an bonyolult detektorrendszerekk´e ´ alltak ¨ ossze, amelyek egyre nagyobb kiterjed´es˝ uek lettek; ilyenek seg´ıts´eg´evel egyre nagyobb energi´ aj´ u els˝ odleges r´eszecsk´ek ´ altal kiv´ altott kiterjedt l´egiz´ aporok (KLZ) gyakoris´ ag´ at ´es tulajdons´ agait tudt´ ak m´erni. A KS f˝ or´esze intenzit´ asv´ altoz´ asainak vizsg´ alat´ara megjelentek, majd egyre ink´ abb elterjedtek a m¨ uon- ´es neutrondetektorok. Az u ˝rszond´ akon elhelyezett m˝ uszerek el˝ osz¨ or a F¨ old k¨ ozel´eben, majd egyre nagyobb t´ avols´ agokig m´ert´ek a helioszf´erikus r´eszecsk´ek ´es a KS tulajdons´ agait, valamint a t´ avoli nagyenergi´ aj´ u r´eszecsk´ek ´altal keltett r´adi´o- R¨ ontgen-, ´es gamma-sug´ arz´ ast. M´ely b´ any´ akban, majd tavakban, tengerekben ´es az Antarktisz jeg´eben megjelentek a hatalmas t¨ omeg˝ u m¨ uon- ´es neutr´ın´ odetektorok. Megsz¨ ulettek a l´egk¨ ori Cserenkov-detektorok ´es a KLZ ´ altal a l´egk¨ orben keltett fluoreszcenci´ at detekt´ al´o ’l´egyszem’ t´ıpus´ u detektorok. El˝ ok´esz¨ uletben van a gravit´ aci´ os sug´ arz´ as detekt´ al´ asa is. A legnagyobb energi´ aj´ u KS r´eszecsk´ek detekt´ al´ as´ ara m´ ar t¨ obb ´eve m˝ uk¨ odik Jap´ anban a 100 n´egyzetkilom´etert lefed˝ o AGASA detektor, ´es k´esz¨ ul az Auger detektor, amely a d´eli, majd az ´eszaki f´eltek´en is 3000 n´egyzetkilom´etert fed majd le. A szupern´ ova-neutr´ın´ ok 1987-ben t¨ ort´ent els˝ o ´es mindm´ aig egyetlen detekt´ al´asa ut´ an fejleszt´es alatt ´ all a d´eli sarkon az az egy k¨ obkilom´eteres detektor, amelyt˝ ol m´ as, halv´anyabb csillag´ aszati neutr´ın´ oforr´ asok ´eszlel´ese is v´ arhat´ o.
8
3.2
A KS f˝ or´ esze
A helioszf´era hat´ar´ara ´erkez˝ o KS kinetikus energias˝ ur˝ us´ege k¨ or¨ ulbel¨ ul megegyezik az ¨ osszes csillagb´ ol ´erkez˝ o f´enyenergi´ a´eval. Ez nem azt jelenti, hogy a forr´ asok r´eszecsk´ekben ´es f´enyben kibocs´ atott luminozit´ asa megegyezik, mivel a f´eny egyenes ir´ anyban terjed, m´ıg a KS energetikailag meghat´ aroz´ o r´esze t¨obb milli´ o vagy t´ızmilli´ o ´evet t¨ olt Galaxisunkban, diff´ uzi´ ohoz hasonl´ o bolyong´ ast v´egezve a galaktikus m´ agneses terekben. Igy a Galaxis KS-luminozit´ asa 3–4 nagys´ agrenddel kisebb, a KS Galaxisban t¨olt¨ott ideje viszont ugyanennyivel nagyobb, mint a f´eny eset´en. A Galaxisunkon k´ıv¨ ulr˝ol ´erkez˝ o f´eny, ´es minden bizonnyal az extragalaktikus eredet˝ u KS is j´ oval kisebb energia´ aramot hordoz. A Tej´ utrendszer KS-luminozit´ asa jelenlegi becsl´esek szerint 1040 ´es 1041 erg/s k¨ oz¨ ott van [2, 10]. Ezt a luminozit´ ast a szupern´ ov´ ak k´epesek fedezni, ha mindegyik¨ uk r´eszt vesz a gyors´ıt´ asban, ´es a benn¨ uk felszabadul´ o kinetikus energia mintegy tizede ford´ıt´ odik kozmikus sug´ arz´ as kelt´es´ere. Ez term´eszetesen nem jelenti azt, hogy a szupern´ ov´ ak a KS-ban el˝ ofordul´ o legnagyobb energi´ akig (3 × 1020 eV) is k´epesek lenn´enek gyors´ıtani. A k¨ oz¨ ons´eges, Naphoz hasonl´ o csillagok j´arul´eka a kozmikus sug´ arz´as kelt´es´ehez eleny´esz˝ oen kicsi, nem csak az energiaspektrum, de a teljes luminozit´ as miatt is. A helioszf´er´ aban keltett nagyenergi´ aj´ u r´eszecsk´ek m´eg adiabatikus energiavesztes´egeket is szenvednek; a helioszf´er´ ab´ ol kisziv´ arg´ o ´ atlagos luminozit´ as aligha lehet t¨ obb 1025 erg/s-n´ al [2], ami a Galaxisunkban l´ev˝ o mintegy 1011 csillag sz´ am´ aval beszorozva is 4–5 nagys´ agrenddel elmarad a sz¨ uks´eges ´ert´ekt˝ ol. Galaxisunk KS-luminozit´ as´ at a KS ¨ osszet´etele alapj´ an, a csillagk¨ ozi g´ az t¨ obb´e-kev´esb´e ismert mennyis´eg´enek felhaszn´ al´as´aval hat´arozt´ ak meg. A n´eh´ any GeV-es KS elem¨ osszet´etele k¨ ozvetlen m´er´esekb˝ ol el´eg j´ol ismert. Az univerz´ alis elem¨ osszet´etelt˝ ol els˝ osorban amiatt t´er el, hogy a KS galaxisbeli bolyong´asa sor´ an a csillagk¨ ozi g´ az atomjaival u ¨tk¨ ozik, ´es az u ¨tk¨ oz´esben az atommagok egy r´esze sz´ett¨oredezik. Az eredeti, a galaktikus gyors´ıt´ okban nagyj´ ab´ ol univerz´ alis elemgyakoris´ agokkal l´etrej¨ ott komponenst els˝ odlegesnek vagy primordi´ alisnak nevezz¨ uk, a t¨ ormel´ekeket m´ asodlagosnak. Az u ¨tk¨ oz´esi hat´ askeresztmetszeteket ´es a sz´ett¨ oredez´es m´ odj´ at ismerve meg tudjuk hat´arozni, mennyi g´azon kellett a KS-nak ´ athaladni, hogy a megfigyelt t¨ oredezetts´eget mu´ eke tassa. Az ´athatolt anyagmennyis´eget (vagy oszlops˝ ur˝ us´eget) g/cm2 egys´egekben m´erj¨ uk. Ert´ 2 n´eh´ any GeV-es energi´ akon n´eh´any g/cm -nek ad´ odik, ami a Galaxis korongj´ anak g´ azs˝ ur˝ us´eg´et 1 H-atom/cm3 -nek (azaz 1, 6×10−24 g/cm3 -nek) v´eve ´es felt´etelezve, hogy a KS a korongot egyenletesen j´ arja be, n´eh´ any milli´ o ´eves tart´ozkod´ asi id˝ otartamnak felel meg. Az ´ athatolt anyagmennyis´eg nem mutatja viszont meg, hogy a F¨oldn´el ´eszlelt KS a Galaxis milyen r´esz´et j´ arta be, nem t¨ olt¨ ott-e hosszabb id˝ ot a f˝os´ıkt´ol t´avol l´ev˝o halo-tartom´ anyokban is, ahol a g´ azs˝ ur˝ us´eg sokkal kisebb. Az is k´erd´es, mennyire hatolt be a sokkal nagyobb g´ azs˝ ur˝ us´eg˝ u molekul´ aris felh˝ okbe. Ezekre a k´erd´esekre megb´ızhat´ obb v´ alaszt kapunk, ha az u ¨tk¨ oz´esekben l´etrej¨ ov˝ o t¨ ored´ekek k¨ oz¨ ott radioakt´ıv, a KS ´elettartam´ aval ¨ osszehasonl´ıthat´ o boml´ asi idej˝ u izot´ opokat is tal´ alunk. Legfontosabb a 10 Be izot´op, melynek felez´esi ideje 1,6 milli´ o ´ev. Abb´ ol, hogy a keletkezett izot´ opb´ ol mennyi bomlott el, ´es hogyan f¨ ugg ez a r´eszecske energi´ aj´ at´ ol, pontosabban meghat´ arozhat´ o a KS Galaxisban t¨olt¨ott id˝ otartama ´es annak a g´ aznak az ´ atlagos s˝ ur˝ us´ege, amin ´ athaladt. A jelenlegi legpontosabb eredm´enyek az Ulysses ´es ACE (Advanced Composition Explorer) u ˝rszonda m´er´esei alapj´an sz¨ ulettek. Ezek szerint a hozz´ ank ´erkez˝ o KS n´eh´ any GeV-es r´eszecsk´ei mintegy 20 milli´ o ´evet t¨olt¨ ottek a Galaxisban, ´es ´ atlagosan 0,15-0,4 atom/cm3 s˝ ur˝ us´eg˝ u g´ azon haladtak ´ at. E kis g´azs˝ ur˝ us´eg arra utal, hogy a KS a korong mellett a haloban is jelent˝ os id˝ ot t¨ olt [11,12], ´es azt legal´ abb 2–3 Kpc t´avols´ agig kit¨ olti. Fontos az is, hogy a KS f˝ or´esze nagyr´eszt nem Tej´ utrendszer¨ unk¨on bel¨ ul nyel˝ odik el, hanem kisziv´ arog az intergalaktikus t´erbe. Ellenkez˝ o esetben ugyanis sokkal t¨obb m´ asodlagos r´eszecske keletkezne. E k¨ ovetkeztet´eseket m´ as radioakt´ıv izot´ opokon v´egzett m´er´esek is igazolt´ ak. A KS f˝or´esz´enek eredet´evel kapcsolatban rendk´ıv¨ ul fontos az ACE szonda kutat´ oinak az a nemr´egiben tett meg´ allap´ıt´asa, hogy a KS nem szupern´ ov´ ak frissen szintetiz´ alt anyag´ ab´ ol gyorsul fel; a nukleoszint´ezis ´es a felgyorsul´ as k¨ oz¨ ott legal´ abb sz´ azezer ´ev kell, hogy elteljen [13]. Az
9
eredm´eny az ACE szonda CRIS (cosmic ray isotope spectrometer) nev˝ u m˝ uszere nagy geometriai faktor´ anak ´es j´ o felbont´ok´epess´eg´enek k¨ osz¨ onhet˝ o. 59 N i ´es 59 Co gyakoris´ ag´ at hasonl´ıtott´ ak ¨ ossze a KS-ban a k¨ ul¨ onb¨oz˝o v´arakoz´ asokkal. A nukleoszint´ezis sor´ an nagy mennyis´egben keletkez˝ o 59 N i csak akkor tud 7, 5 × 104 ´eves felez´esi id˝ ovel K-befog´ assal 59 Co izot´ opp´ a bomlani, ha a bels˝ o elektronh´ej legal´abb egy elektront is tartalmaz. Ha a felgyorsul´ as t´ ul hamar t¨ ort´enik, akkor a mag elektronj´ at elveszti, ´es nincs boml´ as. A megfigyel´esek szerint a boml´ as v´egbement. Legval´ osz´ın˝ ubb, hogy a gyorsul´ as a csillagk¨ ozi k¨ozegb˝ ol t¨ ort´enik a SN ´ altal keltett l¨ ok´eshull´ amban, ´ıgy a SN csak az energi´ at, nem pedig a KS anyag´at adja. Napjainkban is ´el´enk vit´ akat v´ alt ki viszont az a k´erd´es, hogy nincs-e fontos szerepe a csillagk¨ ozi pornak a KS felgyorsul´ as´ aban. A kisebb volatilit´ as´ u, nagyr´eszt por alakban l´ev˝ o elemek gyakoris´ aga ugyanis a kozmikus sug´ arz´ asban nagyobb, mint az ill´ekony elemek´e, ´es ennek ellenkez˝ oj´et v´ arn´ ank, ha a gyors´ıt´ as els˝ osorban g´ az f´ azisb´ ol t¨ ort´enne [14]. ´ Erdekes m´ odon a bels˝ o helioszf´er´ aban is l´ atunk bizony´ıt´ekot arra, hogy a pornak (pontosabban a porban elnyelt ´es abb´ol semleges g´azk´ent felszabadul´ o napsz´elnek) is fontos szerepe van a gyors´ıtott komponensben [15].
3.3
Energiaspektrum ´ es ¨ osszet´ etel
N´eh´ any GeV/n felett az energia n¨oveked´es´evel a m´ asodlagos t¨ ored´ekek r´eszar´ anya, s ezzel egy¨ utt a Galaxisban t¨olt¨ott id˝ o is cs¨ okken, m´egpedig legal´ abb n´eh´ any sz´ az GeV/n-ig kb. az energia n´egyzetgy¨ ok´evel ford´ıtva ar´anyosan. Tudjuk m´ asr´eszt, hogy eg´eszen kb. 3 × 1015 eV-ig, azaz 3 PeV-ig a KS energiaspektruma nagyon j´ o k¨ ozel´ıt´esben hatv´ anyf¨ uggv´eny, -2,7 kitev˝ ovel. Az ´elettartam cs¨okken´ese teh´ at eddig az energi´ aig feltehet˝ oleg tov´ abb folytat´ odik. Mivel az ´elettartam -0,5 hatv´anykitev˝ ovel cs¨ okken, az eredetileg gyors´ıtott (primordi´ alis) r´eszecsk´ek spektruma, az u ´gynevezett forr´ asspektrum meredeks´ege csak -2,2. Ez igen k¨ ozel ´ all az er˝ os l¨ ok´eshull´ amokban v´ art -2 kitev˝oh¨ oz. Innen ered az az el´eg ´ altal´ anos felt´etelez´es, hogy a KS gyors´ıt´ asa eg´eszen 3 PeVig szupern´ ov´ak l¨ok´eshull´am´ aban megy v´egbe. Mint kor´ abban l´ attuk, a szupern´ ov´ ak gyakoris´ aga ´es kinetikus energi´ aja fedezni tudja az ehhez sz¨ uks´eges energi´ at, b´ ar a robban´ as energi´ aj´ anak el´eg jelent˝os r´esz´et kell a KS gyors´ıt´ as´ ara ford´ıtani. Arra n´ezve, hogy a szupern´ ov´ ak eg´eszen ekkora energi´ akig hat´ekonyan gyors´ıtanak, k¨ ozvetlen bizony´ıt´ekokkal sajnos nem rendelkez¨ unk. T¨ obbek k¨oz¨ott annak elfogad´ asa is neh´ezs´eget jelent, hogy a KS Galaxisbeli ´elettartama val´ oban cs¨ okkenhet-e -0,5 hatv´anykitev˝ ovel eg´eszen 3 PeV-ig, hiszen ekkor az ´elettartam m´ ar nem lenne sokkal nagyobb, mint amennyi a Galaxison val´ o egyszeri ´ athalad´ ashoz sz¨ uks´eges, ´es a forr´ asok v´ arhat´ o aszimmetrikus elhelyezked´ese miatt a KS ir´ anyeloszl´ as´ aban jelent˝ os aszimmetri´ at v´ arn´ ank, de ezt nem l´atjuk. A KS energiaspektrum´ aban (3. ´abra) k´et j´ ol azonos´ıthat´ o t¨ or´espont van. Mint eml´ıtett¨ uk, 3 PeV k¨ or¨ ul a spektrum hatv´anykitev˝ oje 0,4 egys´eggel meredekebb´e v´ alik, majd 1019 eV (10 EeV) t´ aj´ an kb. ugyanennyivel laposabb´ a. Az els˝ o t¨ or´espont a ’t´erd’, a m´ asodik a ‘boka’ elnevez´est kapta. E k´et t¨or´espont ´ertelmez´ese k¨ or¨ ul ma is sok vita folyik. Kev´esb´e k¨ ozismert, hogy legal´ abb ilyen neh´ez meg´erteni azt is, hogy mi´ert j´ o a hatv´ anyf¨ uggv´ennyel val´ o k¨ ozel´ıt´es a k¨ ozbens˝ o tartom´ anyokban. A m´ert spektrum nagyenergi´ aj´ u v´ege el´eg bizonytalan, mivel a n¨ ovekv˝ o energi´ akn´ al az intenzit´ as gyorsan cs¨ okken. A legnagyobb ´eszlelt energia 300 EeV, azaz mintegy 50 Joule. Eddig 40 EeV felett mintegy 100, 100 EeV felett pedig 10-20 esem´enyt tal´ altak. A ’t´erd’ k¨ or¨ uli spektrumv´altoz´ast legt¨ obben a SN gyors´ıt´ as hat´ asfok´ anak cs¨ okken´esek´ent ´ertelmezik. M´as lehet˝ os´egek: a Tej´ utrendszerb˝ ol val´ o kisziv´ arg´ as felgyorsul´ asa, esetleg a nagyenergi´ aj´ u k¨olcs¨ onhat´asok drasztikus megv´ altoz´ asa. Mindh´ arom esetben probl´em´ at jelent, hogy a spektrum v´altoz´ asa mi´ert nem terjed ki nagyobb energiatartom´ anyra. Tov´ abbi ´erdekes lehet˝ os´eget vet fel Erlykin ´es Wolfendale [16] akik szerint egy k¨ ozeli, tal´ an n´eh´ any t´ızezer ´evvel ezel˝ ott felrobbant szupern´ ova hat´asa nagy energi´ akon most kezdi el´erni naprendszer¨ unket, ´es a n´eh´ any PeV-es energiatartom´ anyban ez a hat´as domin´ alja k¨ ornyezet¨ unkben a teljes KS intenzit´ as´ at. Feltev´es¨ ukkel a ’t´erd’ r´eszletes alakj´ at is megpr´ ob´alj´ ak ´ertelmezni. Ha e feltev´es igaz, a j¨ ov˝ oben az egyre alac10
3. ´ abra: A nagyenergi´ aj´ u, a helioszf´era hat´ as´ at´ ol m´ ar nagym´ert´ekben mentes KS energiaspektruma. A val´odi differenci´ alis intenzit´ as spektruma igen meredeken esik, ez´ert azt E egy alkalmas hatv´ any´aval megszorozva ´abr´ azoljuk. A t´erd ´es a boka k¨ ozel´eben j´ ol l´ athat´ o a meredeks´eg megv´ altoz´ asa. sonyabb energi´ aj´ u KS intenzit´ as´ aban is n¨ oveked´es v´ arhat´ o. A 20. sz´ azad sor´ an a j´ oval alacsonyabb energi´ akon ink´abb ellenkez˝ o tendenci´ ara van n´emi bizony´ıt´ek [17], b´ ar a bels˝ o helioszf´er´ aban ´eszlelt cs¨ okken´est a modul´ aci´ o hossz´ uidej˝ u v´altoz´ asai is okozhatj´ ak [18].
3.4
A legnagyobb energi´ ak
A ’t´erd’ f¨ol¨ ott n´eh´ any nagyobb energi´ aj´ u galaktikus forr´ as adhatja a f˝ o j´ arul´ekot, majd fokozatosan bel´ephetnek az extragalaktikus forr´asok. N´eh´ any EeV k¨ or¨ ul a protonok g¨ orb¨ uleti sugara a tipikus galaktikus m´agneses terekben m´ ar t¨ obb Kpc, ez´ert enn´el l´enyegesen nagyobb energi´ aj´ u protonokat Galaxisunk nem tud csapd´ aba ejteni, b´ ar neh´ez ionok m´eg kiss´e nagyobb energi´ akig is ´ megmaradhatnak. Erdekes, hogy az AGASA KLZ detektor adatai 1 ´es n´eh´ any EeV k¨ oz¨ ott szignifik´ ansnak l´atsz´ o, maxim´ alisan 4%-os anizotr´ opi´ at mutatnak [19], ´es a galaxis k¨ oz´eppontj´ anak altal´ ´ anos ir´ any´ab´ ol a t¨obbin´el nagyobb fluxus ´erkezik (4. ´ abra). Elk´epzelhet˝ o, hogy a t¨ obbletfluxust els˝ osorban neutronok okozz´ ak, amelyek k¨ onnyen ´ athatolnak a m´ agneses t´eren, ´es amelyek ´elettartama ilyen nagy energi´ akon m´ ar el´eg ahhoz, hogy 10 Kpc t´ avols´ agb´ ol is boml´ as n´elk¨ ul ide´erjenek. Nagyobb energi´ akon az anizotr´ opia ism´et elt˝ unik, illetve az intenzit´ as cs¨ okken´es´evel statisztikailag kimutathatatlann´ a v´alik. A spektrum 10 EeV-n´el, a ‘boka’ k¨ orny´ek´en ellaposodik, ami az extragalaktikus komponens domin´ anss´ a v´ al´ as´ at jelezheti. R¨ oviddel az univerz´ alis h´att´ersug´ arz´ as felfedez´ese ut´ an — m´ ar 1966-ban — megjelentek az els˝ o dolgozatok, amelyekben Greisen, ill. Zatzepin ´es Kuzmin kimutatta, hogy a h´ att´ersug´ arz´ as l´ete er˝ osen korl´ atozza a n´eh´anyszor 10 EeV-n´el nagyobb energi´ aj´ u extragalaktikus protonok terjed´es´et (GZK effektus). Az ´all´ıt´as meglehet˝ osen elemi sz´ amol´ ason, a k¨ ul¨ onb¨ oz˝ o Lorentz-rendszerek ekvivalenci´ aj´an ´es j´ ol ismert pionkelt´esi hat´ askeresztmetszeteken alapul. A v´ arakoz´ as szerint a KS intenzit´ as´anak mintegy 40 TeV f¨ ol¨ott meredeken cs¨ okkennie kellene, amit a megfigyel´esek nem igazoltak, s˝ot 100 TeV f¨ol¨ott is a v´artn´ al j´ oval t¨ obb r´eszecsk´et tal´ altak (5. ´ abra). B´ ar a z´ aporokat kelt˝ o r´eszecsk´ekr˝ ol nincs k¨ozvetlen inform´ aci´ onk, energiabecsl´es¨ uk als´ o korl´ atja megb´ızhat´ onak l´ atszik. Az sem seg´ıt, ha protonok helyett neh´ez atommagokat felt´etelez¨ unk, mivel azokat is sz´etvern´e a vonatkoztat´asi rendszer¨ ukben fell´ep˝ o kem´eny sug´ arz´ as. Olyan forr´ asokr´ ol sem tudunk,
11
4. ´ abra: A KS anizotr´ opi´aja n´eh´ anyszor 1018 eV energi´ an. A jobboldali sz´ amok sz´ or´ asegys´egben adj´ ak az ´atlagt´ol val´o elt´er´est. Legnagyobb intenzit´ as a Galaxis k¨ oz´eppontja ´es a Cygnus csillagk´ep ir´ any´ aban l´athat´o, m´ıg az anticentrum ir´ any´ aban hi´ any mutatkozik. A Jap´ anban v´egzett m´er´es nem terjedt ki -25 fok alatti deklin´ aci´ okra. E digitaliz´ aci´ o az AGASA berendez´es lapj´ ar´ ol vett adatokon alapul, melynek c´ıme: www.akeno.icrr.u-tokyo.ac.jp/AGASA/results.html amelyek ilyen nagy energi´ aj´ u r´eszecsk´eket keltenek, de erre az´ert vannak elk´epzel´eseink. Lehet, hogy nem is gyors´ıtott r´eszecsk´eket l´ atunk, hanem az ˝ osrobban´ as kezdet´er˝ ol sz´ armaz´ o nagyt¨ omeg˝ u semleges r´eszecsk´ek vagy topol´ogikus hib´ ak boml´ asterm´ekeit? A megold´ ast csak tov´ abbi megfigyel´esek hozhatj´ ak meg, amelyekb˝ ol kider¨ ulhet, hogyan ´es meddig folytat´ odik a spektrum. Mivel a legnagyobb jelenleg m´ert energi´ akn´ al m´ ar olyan kicsi az intenzit´ as, hogy egy n´egyzetkilom´eterre kb. ezer´evenk´ent esik egy r´eszecske, hatalmas detektorokra van sz¨ uks´eg. De ha az ´ep¨ ul˝ of´elben l´ev˝ o detektorokra gondolunk, vagy a t´ avolr´ ol, m˝ uholdakkal val´ o megfigyel´esek lehet˝ os´egeire, optimist´ ak lehet¨ unk. Hiszen F¨ old¨ unk l´egk¨ or´ebe az eddig megfigyelt legnagyobb energi´ aj´ u r´eszecsk´ekb˝ ol percenk´ent t¨obb is ´erkezik.
4
Konkl´ uzi´ ok
A KS eredete a nagyenergi´ aj´ u asztrofizika hossz´ u id˝ o ´ ota vel¨ unk ´el˝ o probl´em´ aja, de megold´ asa m´eg sok er˝ofesz´ıt´est ig´enyel. A jelenlegi f¨ oldi gyors´ıt´ ok energi´ aj´ anak ezerszeres´eig, n´eh´ any PeV-ig a KS energiaforr´ as´ at val´osz´ın˝ uleg Tej´ utrendszer¨ unkben v´egbemen˝ o szupern´ ova-robban´ asok biztos´ıtj´ ak, l¨ ok´eshull´ amok u ´tj´ an. A KS felgyorsul´ as k¨ ozben kialakul´ o elem¨ osszet´etele viszont ink´ abb az intersztell´ aris k¨ozegre eml´ekeztet, mint a szupern´ ov´ akb´ ol kidobott anyagra. A por-komponens val´ osz´ın˝ uleg hat´ekonyabban gyorsul, mint a g´ az. A szupern´ ov´ ak a kil¨ ok¨ ott anyag kinetikus energi´ aj´ anak jelent˝os r´esz´et r´eszecskegyors´ıt´ asra ford´ıtj´ ak. A KS-ban a protonok ´es m´ as atommagok mellett az energia csak mintegy 1%-´ aban r´eszes¨ ulnek az elektronok ´es pozitronok, ´es m´eg kisebb ar´ anyban a forr´asokb´ ol ´erkez˝ o ´es a csillagk¨ ozi g´azzal val´ ou ¨tk¨ oz´esekben keletkez˝ o gammakvantumok. Mint v´ arhat´o volt, kis mennyis´egben a k¨ olcs¨ onhat´ asokban l´etrej¨ ov˝ o antiprotonokat is megfigyelt´ek, h´elium ´es nehezebb ionok antir´eszecsk´eit azonban nem. N´eh´ any PeV felett az energiaspektrum meredekebb´e v´alik. N´eh´ any EeV energi´ an jelent˝ os anizotr´ opi´ at ´eszleltek, ami 12
5. ´ abra: Az extr´em nagy energi´ aj´ u KS energiaspektruma. A szaggatott vonallal jellemzett spektrumalakot v´arn´ank, ha az Univerzumban a forr´ asok t´erben egyenletesen oszoln´ anak el. A kozmikus h´ att´ersug´ arz´ ason elszenvedett vesztes´egek miatt ´eles lev´ ag´ ast (GZK lev´ ag´ast) v´ arn´ ank, amit az adatok nem igazolnak. Az ´abra az AGASA berendez´es m´er´esein alapul. A sz´ amok az adott energiabinben m´ert z´ aporok sz´ am´ at jelzik. tal´ an a Galaxis bels˝ o r´esz´eben l´ev˝ o forr´ asokb´ ol kiindul´ o neutronokt´ ol ered. Mintegy 10 EeV f¨ ol¨ ott az energiaspektrum ism´et laposabb, s nem mutatja az univerz´ alis h´ att´ersug´ arz´ as miatt v´ arhat´ o lev´ ag´ ast. Az elm´ ult n´eh´ any ´evben bebizonyosodott, hogy a KS a mai nagy gyors´ıt´ ok kor´ aban is hat´ekony seg´edeszk¨ oz az elemi r´eszecsk´ek kutat´ as´ aban, ´ıgy a neutr´ın´ ok oszcill´ aci´ oj´ at ill. z´erust´ ol elt´er˝ o t¨ omeg´et ´eppen a KS ´altal a l´egk¨orben keltett neutr´ın´ ok seg´ıts´eg´evel siker¨ ult kimutatni. V´ arhat´o, hogy a kifejleszt´es alatt ´all´o nagy neutr´ın´ odetektorok p´ ar ´ev m´ ulva a k¨ ul¨ onb¨ oz˝ o csillag´ aszati forr´ asokb´ ol sz´ armaz´ o nagyenergi´ aj´ u neutr´ın´ okat is k´epesek lesznek detekt´ alni. B´ ar a Nap k¨ozel´eben ´es a helioszf´er´ aban v´egbemen˝ o r´eszecskegyors´ıt´ asi folyamatok nem el´eg hat´ekonyak ahhoz, hogy a Naphoz hasonl´ o csillagok a KS-hoz jelent˝ os j´ arul´ekot adjanak, maguk az alapfolyamatok val´osz´ın˝ uleg sok szempontb´ ol hasonl´ oak. Mivel a helioszf´er´ aban sokkal r´eszletesebb in situ ´es t´ av´erz´ekel´esi m´er´eseket tudunk v´egezni, v´ arhat´ o, hogy e tanulm´ anyok sokat seg´ıtenek a KS eredet´enek ´es terjed´es´enek meg´ert´es´eben is. A helioszf´era, mint az ´ oce´ anb´ ol kivett v´ızcsepp, igen alapos ’mikroszk´ opos’ vizsg´ alatot tesz lehet˝ ov´e, s elk´epzelhet˝ o, hogy ez v´eg¨ ul az alapfolyamatok meg´ert´es´ehez legal´abb olyan m´ert´ekben j´ arul hozz´ a, mint a t´ avoli objektumok t´ avcs¨ oves megfigyel´ese [20].
K¨ osz¨ onetnyilv´ an´ıt´ as E munka az OTKA-T-030078 projekt t´ amogat´ as´ aval k´esz¨ ult. K¨ osz¨ onetet mondok Dr. Szabados ´ onyv 2002 szerkeszt˝ L´ aszl´ onak, a Meteor Csillag´aszati Evk¨ oj´enek az ´ atdolgozott v´ altozat k¨ ozl´es´enek enged´elyez´es´e´ert.
13
Irodalom 1. 2. 3. 4. 5.
Wilson C.T.R., Cambr. Phys. Soc. Proc. 68, 151 (1901) Ginzburg V.L., Physics-Uspekhi 39, 155 (1996) Axford, W.I. ´es T. Suess, EOS 75, 587 (1994) Kir´ aly, P. , Comm. Konkoly Obs. 12, 277 (1997) Kir´ aly, P. et al., Proc. 25th International Cosmic Ray Conference, Vol. 2, p. 477, Durban (1997) 6. Hsieh, K.C. ´es J.A. Simpson, Astrophys. J. (Letters) 162, L191 (1970) 7. Reames, D.V., Space Science Revs. 90, 413 (1999) 8. Temerin, M. ´es Roth, I., Astrophys. J. (Letters) 391, L105 (1992) 9. Frisch, P.C., J. Geophys. Res. 105, 10279 (2000) 10. Berezinskii, V.S. et al., Astrophysics of Cosmic Rays. Ed. V.L. Ginzburg (Amsterdam, North Holland, 1990) 11. Webber, W.R. ´es Soutul, A., Astrophys. J. 506, 335 (1998) 12. Yanasak, N.E. et al., Proc. 26th International Cosmic Ray Conference, Vol. 3, p. 9, Salt Lake City (1999) 13. Wiedenbeck, M.E. et al., Astrophys. J. (Letters) 523, L61 (1999) 14. Meyer, J.-P., Drury, L. O’C. ´es Ellison, D.C., Space Sci. Rev. 86, 179 (1998) 15. Gloeckler, G. et al., J. Geophys. Res. 105, 7459 (2000) 16. Erlykin, A.D. ´es Wolfendale, A.W., Astropart. Phys. 8, 265 (1998) 17. Stozhkov, Yu.I., Pokrevsky, P.E. ´es Okhlopkov, V.P., J. Geophys. Res. 105, 9 (2000) 18. Ahluwalia, H.S., Geophys. Res. Letts. 27, 1603 (2000) 19. Hayashida, N. et al., Astroparticle Phys. 10, 303 (1999) 20. Kir´ aly, P., J. Phys. G:Nucl. Part. Phys. 27, 1579 (2001)
14
