A kozmikus sugárzás nagyenergiájú töltött részecskékbÅ‘l áll, melyek a világűrbÅ‘l származnak. Sebességük elképesztÅ‘: megközelítik a fény terjedési sebességét. Ezek folyamatosan bombázzák a Földet.
A kozmikus részecskéknek többféle csoportosítási módja is ismeretes:
- galaktikus kozmikus sugárzás – ez a leggyakoribb értelmezési mód
- naperedetű kozmikus sugárzás,
- ultra-nagy energiájú kozmikus sugárzás,
- anomális kozmikus sugárzás.
A kozmikus sugárzásban találunk elektronokat, protonokat, gamma-sugárzást és számtalan atommagot. E részecskék mozgási energiája 14 nagyságrendet fog át. A részecskeenergiák között azért van ekkora különbség, mert különbözÅ‘ eredettel bírnak: származhatnak a Napból, de akár az univerzum legtávolabbi szegletébÅ‘l is.
A KOZMIKUS SUGRÁZÁS FELFEDEZÉSE
A kozmikus sugárzást felfedezése Victor Hess nevéhez fűzÅ‘dik, aki 1912-ben egy léggömb-kísérlete során arra lett figyelmes, hogy a fedélzetére vitt elekroszkóp annál gyorsabban veszítette el töltését, minél magasabban járnak. Victor Hess különbözÅ‘ tengerszint feletti magasságokban mérte a sugárzást. A 20. század hajnalán tehát többek között arra keresték a választ a fizikusok, hogy az elektroszkóp miért veszíti el lassan töltését, ha a közelben nincsen semmilyen nyilvánvaló ionizáló sugárforrás. Feltételezték, hogy a töltésvesztést egy y-sugárzásnak nevezett jelenség produkálja. Hess ezt egy olyan sugárzásnak tulajdonította, amely a légkörön kívülrÅ‘l származik. (A kozmikus sugárzásról amúgy azt gondolták, hogy a föld radioaktív izotópjaiból ered.) Az is új távlatokat nyitott meg a kutatásban, hogy az 1912-es napfogyatkozás alkalmával végzett ballonos méréseivel kimutatta, hogy nem a Nap a sugárzás elsÅ‘dleges forrása. Végül a tudós felfedezéséért 1936-ban Nobel-díjat kapott.
Kiderült, hogy nem elektromágneses sugárzásról, hanem töltött részecskékrÅ‘l van szó, amelyek kölcsönhatásba kerülnek a Föld mágneses terével. Az 1930-as -- 1950-es évek között, mielÅ‘tt az ember által épített részecskegyorsítók energiája elég nagy nem lett, a kozmikus sugárzás volt a nagyenergiájú részecskefizika legfontosabb laboratóriuma. A kozmikus sugárzásban fedezték fel pl. a pozitront és a müont. Ma a kozmikus sugárzással kapcsolatos kutatások nagy része azt vizsgálja, hogy honnan származnak ezek a nagysebességű részecskék, és hogy mi az a mechanizmus, amely gyorsítja Å‘ket.
1938-ban Pierre Auger vizsgálta az eltérÅ‘ irányból érkezÅ‘ kozmikus sugárzási eseményeket. Az észlelt események olyan részecskéktÅ‘l származtak, amelyek túl nagy energiájúak voltak ahhoz, hogy a légkörbe hatoljanak. Vagyis e részecskék nem ütköztek össze a légkör atommagjaival, hanem rengeteg részecskét hoznak létre. Az Auger által tapasztalt események az addig ismerteknél 10 milliószor nagyobb energiájú részecskéktÅ‘l származtak.
Példának okáért a kozmikus sugárzásban fedezték fel a tudósok a pozitront és a müont is. Manapság arra kíváncsiak a kutatók, hogy vajon honnan származnak ezek a nagysebességű részecskék és milyen jelenség gyorsítja fel Å‘ket a hihetetlen sebességűre.
A KOZMIKUS SUGÁRZÁS ÖSSZETÉTELE
Ami a kozmikus sugárzás összetételét illeti, megközelítÅ‘leg 89%-át protonok alkotják, 9-10% hélium-atommag (alfa-részecske) és nagyjából 1% nehezebb elem. A leggyakoribb nehezebb elemek (C,N,O) ugyanolyan gyakorisággal fordulnak elÅ‘ a kozmikus sugárzásban a hidrogénhez képest, mint a Naprendszerben. Ugyanakkor a ritka, könnyű elemek (Li, Be, B, Ne) jóval nagyobb gyakorissággal találhatók meg benne. Ez arra engedte következtetni a szakértÅ‘ket, hogy a részecskék a megszokotthoz képest eltérÅ‘ úton jönnek létre.
A (primer) elsÅ‘rendű kozmikus sugárzásnak csupán kis hányada ér le a tenger szintjére, mivel kölcsönhatásba lép az atmoszférát alkotó atomokkal és molekulákkal. Másodrendű komponenseknek azokat a részecskéket nevezik, amelyek a primer komponensek és vagy az atmoszférát, vagy a csillagközi ködöket alkotó atomok kölcsönhatása során keletkeznek. Ilyenek például a kisebb atommagok, a pionok, a kaonok és a gamma-sugárzás. A szekunder komponensek közül a tenger szintjén a müonok fordulnak elÅ‘ legnagyobb számban.
A KOZMIKUS SUGÁRZÁS EREDETE
A galaktikus kozmikus sugárzás töltött részecskéit komolyan befolyásolják a Tejútrendszerben található mágneses terek. Így a mérésükkel az a gond, hogy abból nem lehet megállapítani, hogy honnan származnak. Viszont egyes helyeken beazonosíthatók a kozmikus sugárzás részecskéi, mivel elektromágneses sugárzást keltenek. Erre jó példa Rák-köd.
A kozmikus sugárzásban megtalálható izotópok gyakorisága megmutatja, hogy egy részecske átlagosan mennyi idÅ‘t tölt el a csillagközi térben, mielÅ‘tt elérné a Földet. Egy áltagos részecske nagyjából 10 millió évet tölt el a Tejútrendszer mágneses terében a mérések alapján. A tudósok ma úgy vélik, hogy a galaktikus kozmikus sugárzás legnagyobb része szupernóva-robbanásokból származik. A galaktikus kozmikus sugárzás energia-eloszlásában két fÅ‘ összetevÅ‘ azonosítható: egy megszokott galaktikus háttér és egy nemrégiben felrobbant szupernóva hatása.
A kozmikus sugárzás részecskéinek a csillagközi tér gázatomjaival történÅ‘ ütközése során létrejövÅ‘ gamma-fotonok alkalmasak annak meghatározására, hogy a kozmikus sugárzás galaktikus eredetű-e, vagy a Tejútrendszeren kívülrÅ‘l származik. Logikus teória, hogy ha a kozmikus sugárzás a galaxison kívülrÅ‘l ered más csillagködökbÅ‘l, akkor azok irányából is ugyanazt az intenzitást kellene mérnünk, mint a Tejútrendszerben. Ennek a logikának azonban ellentmond az a tény, hogy gázsűrűség gamma-fluxusa a mérések alapján jóval kevesebb, mint a galaxison belül. Vagyis ebbÅ‘l az következik, hogy a kozmikus sugárzás javarésze valóban a TejútrendszerbÅ‘l származik.
Ami a Naprendszeren belül észlelt kozmikus sugárzást illeti, a napaktivitás változását követi a kozmikus sugárzás intenzitása. Ennek hátterében az áll, hogy a galaktikus kozmikus sugárzás kölcsönhatásba lép a Naprendszer bolygóközi mágneses terével, ezért nehezen jut be a belsÅ‘ Naprendszerbe.
A kozmikus sugárzásnak van egy úgynevezett anomális összetevÅ‘je is. Ez csak nehezen ionizálható molekulákból áll. Ilyen a He, N, O, Ne és az Ar. Ezek a részecskék elektromosan semlegesen érkeznek a Naprendszer közelébe, majd a napszélnek a csillagközi anyaggal való kölcsönhatásának köszönhetÅ‘en ionizálódnak és felgyorsulnak. Azt a helyet, hol ez a jelenség megtörténik, lökéshullám-frontnak nevezik.
A ZETTA RÉSZECSKE
Az ultra-nagy energiájú sugárzás egyik részecskéje a zetta részecske. Ennek energiája a CERN Nagy HadronütköztetÅ‘ részecskegyorsítója által létrehozott részecskék energiának milliószorosával egyenértékű. Rejtély, hogy mibÅ‘l származhat ekkora energia. Az enigma megfejtése már csak azért is várat magára, mert a Föld egy négyzet-kilométerére csak egy esik évszázadonként.
Az ilyen típusú, ritkán észlelhetÅ‘ részecskék befogására épül a 3000 km2 –t felölelÅ‘ berendezéssel ellátott obszervatórium a Föld déli és északi féltekéjén, melynek neve: Pierre Auger Obszervatórium. Az Argentínában részben már működÅ‘képes részben eddig 59 ilyen részecskét sikerült összegyűjteni.
Amennyiben az Å‘srobbanásból származna egy ilyen részecske, akkor annak energiáját az útjába akadó fotonokkal való ütközés erÅ‘sen lelassította volna. EbbÅ‘l viszont az a konklúzió vonható le, hogy a forrása nincs túl messze, ami galaktikus léptékben számolva néhány száz-millió fényév távolságot fed le.
AZ EMBERRE GYAKOROLT HATÁS
A kozmikus sugárzás olyan hatást gyakorol az emberi szervezetre, amely egyáltalán nem elhanyagolható. A tengerszinten a teljes háttérsugárzás intenzitásának kb. 30%-a érzékelhetÅ‘.
További sugárzás származik a természetben egyébként is elÅ‘forduló radioaktív anyagok bomlásából. Feltételezik, hogy a kozmikus sugárzás befolyással lehet a Föld klímájára. Megfigyelték, hogy a kozmikus sugárzás intenzitása 11 éves ciklusban, a napaktivitással antikorrelációban változik. A napállandó a napfoltciklus során nem sokat változik, ám ultraibolya hullámhosszakon jelentÅ‘s változást mértek. A megnövekedett intenzitású kozmikus sugárzás jelentÅ‘s hatást gyakorol a felsÅ‘légkör állapotára.
A MIKORHULLÁMÚ HÁTTÉRSUGÁRZÁS
A mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás egy olyanfajta elektromágneses sugárzás, amely az egész világegyetemet kitölti. Energia-eloszlása 2,725 kelvin hÅ‘mérsékletű feketetest-sugárzásnak felel meg, melynek maximuma a mikrohullámú frekvenciatartományba esik.
Az Å‘srobbanás után kb. 380 000 évvel az atommagok és elektronok atomokká álltak össze, így a világegyetem átlátszóvá vált a fotonok számára. A mikrohullámú háttérsugárzás ebbÅ‘l az idÅ‘bÅ‘l származik, de a vöröseltolódás miatt a hÅ‘mérséklete lecsökkent. A mikrohullámú háttérsugárzást az Å‘srobbanás egyik bizonyítékának tekintik.
A kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás majdnem egyenletes. Ugyanakkor bizonyos irányokban tapasztalható némi eltérés a sugárázás tekintetében. Ez talán azzal magyarázható és egyben küszöbölhetÅ‘ ki, hogy a Tejútrendszer 627 km/s sebességgel mozog a sugárzás nyugvó rendszeréhez képest. Ha ezt leszámítjuk a mért adatokból, akkor nagyjából egyenletes eloszlást kapunk.
Az Å‘srobbanás-teória szerint a korai világegyetem fotonok, elektronok és barionok forró plazmájából épült fel. A fotonok állandó kölcsönhatásban álltak a plazmával. Ahogy a világegyetem tágult, lehetségessé vált, hogy az elektronok protonokhoz kapcsoljanak és hidrogénatomokat hozzanak létre. Ezután a fotonok már nem szóródtak a semlegessé vált atomokon, és szabadon kezdtek el utazni a térben. Ezt a folyamatot rekombinációnak vagy lecsatolódásnak hívják, mivel az elektronok az atommagokkal kombinálódnak és lecsatolódik egymásról az anyag és a sugárzás. Ennek tudható be, hogy az égen jelenleg általunk mért sugárzás 13,7 milliárd évvel ezelÅ‘tt indult el felénk, vagyis csatolódott le az anyaggal való kölcsönhatás során.
Azóta a foton tovább hűlt és jelenleg érte el a 2,725 K értéket. Várhatóan a hÅ‘mérséklete még tovább fog hűlni, amíg csak a világegyetem tágul.
Boldog napot!
