Uruchomiony niedawno Wielki Zderzacz Hadronów (ang. Large Hadron Collider, LHC), największe urządzenie badawcze skonstruowane przez człowieka, będzie w stanie przyspieszać naładowane cząstki do energii rzędu 10 TeV (1013 eV). To najwyższa energia, jaką kiedykolwiek uzyskano w ziemskich akceleratorach. Jednak cząstki o najwyższych znanych energiach docierają do nas skądinąd: z głębin Wszechświata. W wyniku działania mechanizmów, których jak dotąd dobrze nie rozumiemy, do Ziemi docierają promienie kosmiczne o energiach sięgających nawet 1020 eV, tj. ok. 10 mln razy większych niż będą miały cząstki przyspieszane w LHC. Tak wysoką energię można porównać do energii dobrze zaserwowanej piłki tenisowej lub do uderzenia bokserskiego w wadze ciężkiej — jest to naprawdę sporo, zwłaszcza jeśli pamiętamy, że chodzi o energię pojedynczych cząstek.
Promieniowanie kosmiczne o skrajnie wysokich energiach jest niezwykle zagadkowe. Jakie cząstki wchodzą w jego skład? Jakie procesy nadają tym cząstkom tak wysokie energie? Dlaczego energia ta nie ulega rozproszeniu podczas propagacji przez przestrzeń kosmiczną? Czy kierunki ich przylotu można powiązać ze znanymi obiektami astronomicznymi? Pytania te czekają na odpowiedzi już od ponad 40 lat, kiedy to w obserwatorium w Volcano Ranch zarejestrowano po raz pierwszy wielki pęk atmosferyczny zainicjowany przez cząstkę o energii przekraczającej 1020 eV.
Niestety Wszechświat, choć dostarcza cząstek o energiach niespotykanych w warunkach ziemskich, nie jest źródłem idealnym: strumień promieni kosmicznych docierających do Ziemi maleje gwałtownie z energią cząstek (zob. rys. 1). Ujmując rzecz nieco dokładniej: liczba cząstek maleje niewiele mniej niż 1000 razy przy 10-krotnym wzroście ich energii i np. w przypadku cząstek o energiach 1020 eV możemy spodziewać się uderzenia jednej cząstki w powierzchnię 1 km2 mniej niż jeden raz w ciągu stulecia. Rejestracja i analiza tak rzadkich zdarzeń stanowią nie lada wyzwanie.
Rys. 1. Widmo energii promieni kosmicznych rozciąga się na kilkanaście rzędów wielkości. Strumień promieni kosmicznych maleje bardzo gwałtownie z ich energią, dla 1020 eV jest to mniej niż 1 cząstka/km2/stulecie
Dotychczas zarejestrowano zaledwie kilkanaście przypadków cząstek o energiach przekraczających 1020 eV. Jest to stanowczo zbyt mało, aby wyciągać daleko idące wnioski naukowe, ale wystarczająco dużo, by jednoznacznie potwierdzić fakt docierania takich cząstek do Ziemi. I to jest właśnie ciekawe: wiemy, że docierają do nas, ale bazując na obecnym stanie wiedzy, nie potrafimy dobrze wyjaśnić, dlaczego tak się dzieje ani skąd się w ogóle wzięły. Bardzo możliwe, że znajdujemy się u progu nowego odkrycia: być może wyjaśniając zagadkę promieni kosmicznych o skrajnie wysokich energiach, dowiemy się czegoś zupełnie nowego i zaskakującego o otaczającym nas Wszechświecie. Szansa jest tym większa, ponieważ w najbliższej przyszłości powinniśmy dysponować znacznie większą ilością danych. Stanie się tak dzięki gigantycznemu intrumentowi badawczemu nowej generacji: Obserwatorium Pierre Auger, usytuowanemu w Malargue w Argentynie [1, 2].
Obserwatorium Auger, będace największym jak dotąd narzędziem naukowym zdolnym do rejestracji promieni kosmicznych o skrajnie wysokich energiach, powstało w wyniku współpracy ponad 400 naukowców z 17 krajów, w tym grup z Instytutu Fizyki Jądrowej PAN w Krakowie i Uniwersytetu Łódzkiego. Od momentu rozpoczęcia akwizycji danych Obserwatorium zarejestrowało więcej przypadków promieni kosmicznych wysokich energii niż wszystkie pozostałe obserwatoria w całej historii razem wzięte. W ciągu najbliższych lat można spodziewać się dalszego dynamicznego wzrostu statystyki danych, co powinno pozwolić na wyjaśnienie zagadki promieni kosmicznych lub przynajmniej na istotne zbliżenie się do odpowiedzi na najważniejsze pytania.
Rys. 2. Schemat obrazujący powstawanie i propagację wielkiego pęku atmosferycznego
oraz rejestrację tego zdarzenia w Obserwatorium Pierre Auger
Ze względu na niewielki strumień promieni kosmicznych o skrajnie wysokich energiach, ich rejestracja możliwa jest jedynie przy pomocy metod pośrednich, tj. poprzez detekcję wielkich pęków atmosferycznych. Pęki te powstają w wyniku oddziaływania cząstek pierwotnych promieniowania kosmicznego z cząstkami atmosfery. W wyniku kolejnych zderzeń powstaje kaskada cząstek wtórnych przemieszczających się z prędkością bliską prędkości światła. Wielkie pęki atmosferyczne można obserwować na dwa sposoby: zliczając cząstki wtórne docierające do powierzchni Ziemi oraz rejestrując światło fluorescencji emitowane izotropowo przez atomy azotu. Atomy te są wzbudzane przez uderzające w nie cząstki wielkiego pęku, a do emisji światła fluorescencji dochodzi podczas przejść ze stanów wzbudzonych do podstawowych. W Obserwatorium Auger zastosowano obie te techniki równolegle, co istotnie zwiększa dokładność wykonywanych pomiarów (zob. rys. 2). Cząstki pęków docierające do powierzchni Ziemi są zliczane przy pomocy gigantycznej sieci stacji naziemnych: 1600 wodnych liczników Czerenkowa odległych od siebie o 1,5 km i rozmieszczonych na powierzchni ok. 3 tys. km2. Pojedynczy licznik to wypełniony czystą wodą pojemnik przypominający kształem walec o polu podstawy ok. 10 m2 i wysokości 1,2 m. Naładowane cząstki pęku, przemieszczając się w wodzie wypełniającej pojemnik, emitują światło Czerenkowa, które jest rejestrowane przez 3 fotopowielacze znajdujące się wewnątrz zbiornika. Zarejestrowany sygnał stanowi informację o natężeniu i rodzaju cząstek w miejscu, gdzie stoi licznik. Typowy front pęku zainicjowanego przez cząstkę pierwotną o skrajnie wysokiej energii ma średnicę rzędu kilkunastu kilometrów, co przy rejestracji przez sieć naziemną oznacza aktywację kilku lub kilkunastu liczników. Analiza czasowych przebiegów natężeń sygnałów rejestrowanych w poszczególnych licznikach pozwala na wnioski o geometrii wielkiego pęku, o energii cząstki pierwotnej oraz, co najtrudniejsze, o jej rodzaju. Uzupełnieniem naziemnej sieci liczników Czerenkowa są 4 stacje teleskopów rejestrujących światło fluorescencji związane z przemieszczającym się frontem pęku. Światło to jest ogniskowane przez teleskop na kamerze zbudowanej z 440 fotopowielaczy o średnicy 1,5° każdy. W związku z tym, że energia pozostawiona przez cząstki pęku w atmosferze jest proporcjonalna do natężenia światła fluorescencji emitowanego przez azot, zmiany natężenia sygnału rejestrowanego przez kamerę niosą informacje o zmianach liczby cząstek w pęku w miarę jego propagacji oraz o geometrii całego pęku. Rekonstrukcja geometrii wielkiego pęku (chodzi głównie o kierunek przylotu cząstki pierwotnej) jest szczególnie dokładna, jeśli dany przypadek jest rejestrowany przez teleskopy więcej niż jednej stacji. Należy zaznaczyć, że detekcja fluorescencyjna jest możliwa wyłącznie podczas bezksiężycowych i bezchmurnych nocy, co stanowi niewiele ponad 10% możliwego czasu pracy, podczas gdy sieć liczników naziemnych działa bez przerwy.
Istotnym elementem strategii Obserwatorium jest budowa jego drugiej części na półkuli północnej, w stanie Colorado w USA. Część północna ma objąć powierzchnię ok. 20 000 km2, dzięki czemu obserwacjami zostanie objęte również niebo północne, a łączna statystyka przypadków wzrośnie prawie 7-krotnie.
Dzięki dużej statystyce przypadków, znacznie przekraczajacej wszystko, co do tej pory zaobserwowano, już u progu swej działalności Obserwatorium Auger pozwoliło na uzyskanie nowych, bardzo ważnych informacji o promieniach kosmicznych. Ustalono m.in., że widmo energetyczne promieni kosmicznych załamuje się gwałtownie przy energii ok. 4×1019 eV, co jest efektem oddziaływania cząstek pierwotnych z kosmicznym promieniowaniem reliktowym tła. Efekt załamania widma został przewidziany już w latach 50. ubiegłego wieku przez Greisena, Zatsepina oraz Kuzmina i odtąd zwany jest obcięciem GZK. Efektu GZK nie udało się wcześniej potwierdzić jednoznacznie ze względu na małą statystykę rejestrowanych przypadków, w dodatku działające eksperymenty dawały sprzeczne rezultaty (Agasa i HiRes). Dopiero dane zebrane przez Obserwatorium Auger rozstrzygnęły spór i potwierdziły istnienie obcięcia GZK. Innym ważnym wynikiem jest stwierdzenie anizotropii w rozkładzie kierunków przylotu promieni kosmicznych o energiach powyżej 5,7×1019 eV. Obserwacje nie pozwalają co prawda na jednoznaczne powiązanie kierunków przylotu rejestrowanych przypadków ze znanymi obiektami astrofizycznymi, widać jednakże korelacje z rozkładem pobliskich (tj. leżących w promieniu 75 Mpc) aktywnych jąder galaktyk (AGN, ang. Active Galactic Nuclei). Odkrycie to wskazuje, że być może właśnie jesteśmy świadkami otwarcia nowego kanału obserwacji Wszechświata, tj. początku astronomii korpuskularnej, czyli obserwacji źródeł poprzez emitowane przez nie strumienie cząstek.
Zagadką pozostaje skład chemiczny promieniowania kosmicznego skrajnie wysokich energii. Najprawdopodobniej wśród docierających do nas cząstek dominują protony lub cięższe jądra, powinniśmy jednak obserwować również fotony i neutrina. To właśnie poszukiwania fotonów i neutrin są głównym tematem tego artykułu.
Pomiar odsetka fotonów i neutrin wśród promieni kosmicznych może dostarczyć bezcennych informacji dotyczących źródeł promieniowania kosmicznego i obszarów przestrzeni, przez które promienie te podróżują w drodze do Ziemi.
Obecnie rozważa się dwie główne klasy scenariuszy powstawania promieni kosmicznych. Jedna z tych klas wykorzystuje konwencjonalne procesy akceleracji na frontach fal uderzeniowych generowanych przez zdolne do tego obiekty astrofizyczne, takie jak wspomniane AGN-y, lub też powstających podczas zderzeń galaktyk czy innych katastrof kosmicznych. W scenariuszach tych, zwanych niekiedy „konwencjonalnymi”, cząstki naładowane przyspieszane są przez pola magnetyczne związane z frontami fal uderzeniowych. Pewna część przyspieszonych cząstek może uciec z obszaru oddziaływania i rozpocząć podróż po Wszechświecie. Cząstki te nie podróżują jednak bez przeszkód. Jeżeli lecą odpowiednio długo, może dojść do ich oddziaływania z kosmicznym promieniowniem reliktowym tła, a w wyniku tego oddziaływania powinny powstać m.in. fotony i neutrina o energiach mniej więcej 10-krotnie mniejszych niż energie naładowanych cząstek pierwotnych. W związku z tym, biorąc pod uwagę wspomniany wcześniej gwałtowny spadek strumienia promieni kosmicznych z energią, w określonym przedziale energetycznym oczekiwana liczba obserwowanych fotonów i neutrin powinna być około 1000 razy mniejsza niż liczba dolatujących do nas naładowanych jąder.
Scenariusze z drugiej grupy przewidują, że źródłami obserwowanych na Ziemi promieni kosmicznych mogą być supermasywne cząstki o masach rzędu 1023 eV powstałe tuż po Wielkim Wybuchu lub też w wyniku anihilacji lub rozpadu reliktów wczesnego Wszechświata, takich jak struny kosmiczne czy monopole magnetyczne. Cząstki te mogłyby podlegać kolejnym rozpadom, w wyniku których powinny powstawać przede wszystkim fotony i neutrina o bardzo wysokich energiach — również takich, które obserwujemy na Ziemi. Teorie, o których mowa, często nazywane są „egzotycznymi”, gdyż mówią o zjawiskach hipotetycznych, z którymi nikt jeszcze nie miał do czynienia. Ze względu na gigantyczne energie, które są rozważane, o weryfikacji teorii egzotycznych w ziemskich laboratoriach nie można nawet marzyć. Unikalną możliwość ich sprawdzenia daje natomiast badanie promieniowania kosmicznego o najwyższych energiach. Przewidywany przez modele egzotyczne odsetek fotonów i neutrin powinien być o wiele bardziej znaczący niż w przypadku modeli konwencjonalnych — przy energiach rzędu 1020 eV mógłby sięgać nawet 50%.
Gdyby udało się potwierdzić eksperymentalnie, że fotony i neutrina stanowią istotną składową promieniowania kosmicznego skrajnie wysokich energii, mielibyśmy silną wskazówkę, że mechanizmy powstawania docierających do nas cząstek mają charakter egzotyczny. Badanie wielkich pęków inicjowanych przez fotony i neutrina dałoby więc unikalną szansę na testowanie praw fizyki w zakresie energii charakterystycznych dla okresu tuż po Wielkim Wybuchu. Być może doprowadziłoby to do nowych, przełomowych odkryć w fizyce, odkryć dotyczących przede wszystkim (ale nie wyłącznie) historii i budowy Wszechświata. Z drugiej strony, jeśliby odsetek fotonów i neutrin okazał się niewielki, można by bardzo ograniczyć lub nawet wykluczyć całą klasę scenariuszy egzotycznych, co również byłoby dużym osiągnięciem przybliżającym nas do lepszego poznania Kosmosu.
Typ cząstki pierwotnej identyfikujemy, analizując zaobserwowane własności wielkiego pęku. Jeśli cząstką pierwotną jest foton, do jego pierwszego odziaływania w atmosferze dochodzi później, niż gdybyśmy mieli do czynienia z protonem lub cięższym jądrem. Opóźnione pierwsze oddziaływanie niesie ze sobą szereg konsekwencji dla rozwoju wielkiego pęku. Najważniejszą z nich jest duża głębokość atmosferyczna,1
na której wielki pęk osiąga maksimum swojego rozwoju. Głębokość maksimum rozwoju rejestrują opisane wyżej teleskopy fluorescencyjne. Na rys. 3 przedstawiono symulacje rozkładów głębokości maksimów rozwoju, oznaczonych jako Xmax, dla różnych cząstek pierwotnych o energii 1019 eV. Jak widać, maksima rozkładów Xmax dla fotonów i jąder różnią się co najmniej o 200 g cm–2. Rozdzielczość teleskopów fluorescencyjnych w Obserwatorium Auger wynosi ok. 20 g cm–2, a zatem
różnica 200 g cm–2 oznacza duże prawdopodobieństwo odróżnienia fotonów od protonów lub cięższych jąder. Należy jednak zauważyć, że rozkłady nie są rozłączne, co oznacza, że jednoznaczna identyfikacja pojedynczych przypadków nie jest możliwa — wnioski o rodzaju cząstek pierwotnych można wyciągać dopiero na podstawie analizy rozkładów Xmax, tj. przy większej statystyce zarejestrowanych zdarzeń.
Rys. 3. Typy cząstek pierwotnych najskuteczniej identyfikuje się, mierząc głębokość atmosferyczną Xmax, na której inicjowane przez nie wielkie pęki osiągają maksimum rozwoju. Na rysunku przedstawiono symulacje rozkładów Xmax dla różnych typów cząstek pierwotnych. Rozkład dla fotonów posiada maksimum głębiej o ok. 200 g cm–2 w porównaniu z rozkładami dla protonów i cięższych jąder, co oznacza możliwość rozróżnienia fotonów pierwotnych od pozostałych rodzajów cząstek
Aby prawidłowo identyfikować fotony na podstawie wartości Xmax, należy dokonać odpowiedniej selekcji danych. Przede wszystkim wymaga się, aby Xmax dla obserwowanego pęku znajdowała się w polu widzenia teleskopu. Oprócz tego wybiera się tylko takie przypadki, których rejestracja nie została zakłócona przez chmury. Stosując kryterium obserwowalności Xmax, należy pamiętać, że może ono sztucznie zaniżyć wynik pomiaru odsetka pęków inicjowanych przez fotony. Jak wspomniano wyżej, pęki te osiągają maksimum rozwoju głęboko w atmosferze. W związku z tym, prawie pionowe pęki mogą nie osiągać fazy maksimum przed uderzeniem w ziemię (por. rys. 3), co oznacza wykluczenie ich z analizy ze względu na kryterium obserwowalności Xmax. To z kolei oznacza, że w przypadku prawie pionowych pęków prawdopodobieństwo rejestracji protonów i cięższych jąder będzie sztucznie zawyżone w stosunku do fotonów, co ostatecznie zafałszuje pomiar proporcji pomiędzy poszczególnymi rodzajami cząstek pierwotnych. Aby ustrzec się tego rodzaju efektów, prawie pionowe pęki również wyklucza się z analizy. Są jeszcze inne cięcia związane z technicznymi warunkami rejestracji przypadków, ale w tym artykule nie będziemy ich omawiać. Nie omawiamy również innych metod identyfikacji fotonów, wymagających odrębnych kryteriów selekcji danych.
Wyselekcjonowane dane są analizowane w taki sposób, aby określić, w jakim stopniu rozkład badanej cechy przypomina rozkład charakterystyczny dla fotonów. Z dotychczas przeprowadzonych analiz danych zarejestrowanych przez Obserwatorium Auger wynika, że rozkłady cech obserwowanych wielkich pęków są idealnie zgodne z przewidywaniami dla protonów, cięższych jąder lub mieszanego składu promieniowania kosmicznego skrajnie wysokich energii. W związku z tym wyznaczono górne ograniczenia na odsetek fotonów wśród docierających do nas promieni kosmicznych. Wynoszą one 3,8%, 2,4%, 3,5%, 2%, 5,1% i 31% dla energii powyżej odpowiednio 2, 3, 5, 10, 20 i 40 EeV.2
Pierwsze trzy ograniczenia uzyskano, analizując głębokości Xmax zrekonstruowane na podstawie danych zebranych metodą fluorescencyjną, a trzy kolejne dzięki analizie danych zarejestrowanych wyłącznie przez naziemną sieć liczników Czerenkowa. Wyniki te podsumowano na rys. 4, gdzie przedstawiono porównanie górnych ograniczeń uzyskanych w różnych eksperymentach z przewidywaniami reprezentatywnych modeli egzotycznych oraz modeli konwencjonalnych. Jak widać, ograniczenia uzyskane w Obserwatorium Auger są najbardziej restrykcyjne wśród pozostałych wyników i ograniczają bardzo istotnie klasę scenariuszy egzotycznych.
Rys. 4. Wykres z publikacji Współpracy Auger dotyczącej górnych ograniczeń na odsetek
fotonów w promieniowaniu kosmicznym skrajnie wysokich energii [3]. Na osi pionowej pokazano odsetek fotonów, zaś na poziomej energię progową, powyżej której ów odsetek jest obliczany. Grube strzałki oznaczają górne ograniczenia z Obserwatorium Auger wspomniane w tekście, przy czym oznaczenie „Auger Hybrid” dotyczy wyników uzyskanych z wykorzystaniem obu technik detekcji (fluorescencyjnej i naziemnej), natomiast etykieta „Auger SD” wskazuje na rezultaty wyłącznie z sieci naziemnej. Poszczególne linie na wykresie dotyczą przewidywań modeli egzotycznych (SHDM, SHDM', TD, Z-burst) oraz konwencjonalnych (GZK). Dodatkowo naniesiono przewidywany poziom czułości południowej części Obserwatorium na fotony w ciągu 20 lat pracy („Auger South 20 years”). Szczegóły znaleźć można w publikacji [3]
Jeżeli nawet wszystkie modele egzotyczne zostaną wykluczone, wciąż należy spodziewać się obserwacji fotonów powstających wg scenariuszy „konwencjonalnych”, tzw. fotonów GZK. Przewidywania tych scenariuszy (na rys. 4 oznaczone jako pasmo GZK) wskazują, że w ciągu najbliższych lat statystyka przypadków zebranych przez Obserwatorium Auger powinna pozwolić na identyfikację fotonów GZK. Jednak gdyby okazało się, że nie widzimy również fotonów GZK, należałoby poważnie rozważyć modele teoretyczne, w których znane nam podstawowe prawa fizyki nie są zachowane.
Poprzez analizę własności wielkich pęków atmosferycznych poszukujemy również neutrin kosmicznych. W poszukiwaniach tych należy przede wszystkim wziąć pod uwagę bardzo mały przekrój czynny neutrin na oddziaływanie z materią. Neutrino musi przebyć odpowiednio długą drogę w ośrodku o wystarczającej gęstości, zanim dojdzie do oddziaływania inicjującego wielki pęk. W Obserwatorium Auger warunek ten może być spełniony na trzy sposoby: a) neutrino nadlatuje z góry pod kątem zenitalnym bliskim 90° i do pierwszego oddziaływania dochodzi w atmosferze; b) neutrino nadlatuje z góry pod kątem zenitalnym bliskim 90° i do pierwszego oddziaływania dochodzi w pobliskich górach; c) neutrino nadlatuje pod kątem zenitalnym nieznacznie przekraczającym 90° (czyli „z dołu”), przecinając skorupę ziemską, gdzie dochodzi do pierwszego oddziaływania. W zdarzeniach typu b) i c) najbardziej prawdopodobna jest detekcja neutrin τ. Energia leptonu τ powstającego w wyniku odziaływania w skorupie ziemskiej lub w masywie górskim jest na tyle duża, że pozwala na wydostanie się tego leptonu do atmosfery, jego rozpad i inicjację wielkiego pęku. W każdym z rozważanych przypadków do zainicjowania pęku powinno dojść tuż nad powierzchnią Ziemi, co oznacza możliwość zaobserwowania szeregu cech charakterystycznych wyłącznie dla neutrin jako cząstek pierwotnych.
W tym miejscu należy przypomnieć, że cząstka nadlatująca pod dużym kątem zenitalnym inicjuje pęk, który rozwija się na większych wysokościach nad poziomem morza niż w przypadkach z mniejszymi kątami zenitalnymi — wiąże się to ściśle z ilością materii na drodze cząstki pierwotnej. W związku z powyższym, do określonego poziomu obserwacyjnego pęki bardziej nachylone dotrą w późniejszej fazie swego rozwoju niż pęki o mniejszym nachyleniu. W miarę rozwoju pęku zmienia się nie tylko jego rozmiar, ale i proporcje pomiędzy poszczególnymi typami cząstek wtórnych, dzięki czemu naziemna sieć liczników Czerenkowa rozróżnia fazę rozwoju rejestrowanej kaskady. Przykładowo, na początkowym etapie rozwoju (tzw. etap młodego pęku) istotną część pęku stanowią elektrony i pozytony — są one łatwo rozpraszane, co oznacza m.in. wiekszą rozciągłość czasoprzestrzenną frontu. Natomiast w fazie zaniku (tzw. etap starego pęku) wśród cząstek wtórnych dominują miony, które nie są znacząco rozpraszane podczas propagacji, tworząc wąski i cienki front. Jeżeli więc do detektora dociera kaskada we wczesnej fazie rozwoju, powinniśmy obserwować sygnał bardziej rozciągły w czasie (głównie elektrony i pozytony) niż podczas obserwacji końcowej fazy rozwoju kaskady (głównie miony).
Zatem jeśli cząstką pierwotną inicjującą prawie poziomy pęk byłby proton, cięższe jądro czy nawet foton, do pierwszego oddziaływania doszłoby stosunkowo wysoko w atmosferze, do powierzchni detektora dotarłby pęk w późnej fazie rozwoju, a detektor zarejestrowałby krótkotrwały sygnał. Gdyby natomiast przy tym samym kącie zenitalnym kierunku przylotu cząstką pierwotną było neutrino, detektor powinien zarejestrować bardziej rozciągły w czasie sygnał pochodzący od elektronów i pozytonów z początkowego etapu rozwoju pęku.
W Obserwatorium Auger czasowe wydłużenie sygnału określa się, podając tzw. ToT (ang. Time over Threshold), czyli czas lub liczbę przedziałów czasowych, w których zarejestrowany sygnał osiągnął wartość powyżej uprzednio zdefiniowanego progu. Typowa wartość ToT dla młodego pęku wynosi ok. 15–20 μs, podczas gdy dla pęku starego jest to na ogół nie więcej niż 5 μs. Oprócz kryterium ToT stosuje się kryteria geometryczne pozwalające na identyfikację tzw. pęków „poziomych”, czyli tych o dużym nachyleniu. Do najważniejszych kryteriów geometrycznych należą: a) wydłużony, eliptyczny „ślad” utworzony przez naziemne liczniki cząstek wyzwolonych podczas rejestracji frontu pęku (dla przypadków o małym nachyleniu ślad ten jest w przybliżeniu kolisty) oraz b) „prędkość” sygnału w detektorze, czyli odległość pomiędzy dwoma sąsiednimi licznikami naziemnymi podzielona przez różnicę czasów pojawienia się sygnałów w każdym z nich. Dla pęków pionowych „prędkość” sygnału w detektorze powinna przekraczać prędkość światła, natomiast w przypadku pęków poziomych powinna być ona w przybliżeniu równa prędkości światła.
Opisane powyżej kryteria selekcji zostały zastosowane do zebranych danych, a wyselekcjonowane przypadki porównano z wynikami symulacji Monte Carlo dla neutrin. Podobnie jak w przypadku fotonów pierwotnych, nie stwierdzono obecności wielkich pęków o charakterystyce właściwej dla pierwotnych neutrin. Pozwoliło to na wyznaczenie górnych ograniczeń na zawartość neutrin w strumieniu promieni kosmicznych skrajnie wysokich energii. Ograniczenia te są zebrane na rys. 5. Porównanie z wynikami z innych eksperymentów wskazuje na naukową wagę rezulatów Współpracy Auger.
Rys. 5. Wykres z publikacji Współpraca Auger dotyczącej górnych ograniczeń na odsetek
neutrin w promieniowaniu kosmicznym skrajnie wysokich energii [4]. Na osi poziomej pokazano energię neutrin, natomiast na pionowej ich strumień pomnożony przez tę energię w kwadracie. Grubymi liniami oznaczono górne ograniczenia na strumień neutrin uzyskane przez Współpraca Auger („downgoing”: neutrina lecące w dół; „upgoing”: lecące w górę, tj. przecinające skorupę ziemską). Linie poziome odnoszą się do ograniczeń całkowych, czyli dotyczących wszystkich przypadków z przedziału energii określonego przez końce linii, natomiast krzywe pokazują ograniczenia różniczkowe, czyli dotyczące wąskich przedziałów energii. Przedstawiono również porównanie z wynikami innych eksperymentów oraz przewidywania scenariuszy konwencjonalnych (obszar oznaczony „GZK”). Wszystkie górne ograniczenia przedstawione na rysunku wyznaczono z 90% poziomem ufności. Więcej szczegółów można znaleźć w publikacji [4]
Liczymy, że rosnąca statystyka danych już niebawem pozwoli na identyfikację pierwszych fotonów i neutrin o skrajnie wysokich energiach, otwierając zupełnie nowy kanał obserwacji Wszechświata. Z drugiej strony, jeśli takich przypadków nie zarejestrujemy, będzie to oznaczać nie mniej ciekawą konieczność rewizji naszych dotychczasowych wyobrażeń o Wszechświecie i o „konwencjonalnych” scenariuszach przyspieszania cząstek. Należy podkreślić, że wyznaczone przez Współpracę Auger górne ograniczenia na zawartość fotonów i neutrin w strumieniu promieni kosmicznych skrajnie wysokich energii już teraz stanowią istotną informację astrofizyczną. Dzięki obecnym pomiarom można istotnie ograniczyć klasę „egzotycznych” modeli powstawania i propagacji promieni kosmicznych. Znajomość górnych ograniczeń na odsetek fotonów i neutrin pomaga również w analizach własności wielkich pęków, potrzebnych przy rekonstrukcji parametrów cząstek pierwotnych. Np. aby zrekonstruować energię cząstki pierwotnej, należy zrobić założenie dotyczące składu promieniowania kosmicznego, czyli m.in. trzeba „zgadnąć”, jak duży może być odsetek fotonów i neutrin. Znając skądinąd górne ograniczenia na ten odsetek, możemy założyć skład zdominowany przez protony i cięższe jądra, a fotony i neutrina traktować jako niewiele znaczące tło. Pozwala to na istotną redukcję niepewności wyznaczania energii cząstek pierwotnych. Dzięki wynikom uzyskanym w Obserwatorium Auger pojawiły się również inne, bardzo interesujące możliwości. W roku 2008 ukazała się praca ([5]), w której ograniczenia na strumień fotonów opublikowane przez Współpracę Auger zostały wykorzystane do obliczenia górnych ograniczeń na łamanie niezmienniczości Lorentza.3
Oznacza to, że poszukiwania fotonów i neutrin w promieniowaniu kosmicznym stwarzają szansę na weryfikację podstawowych praw fizyki.
Perspektywy astrofizyki promieni kosmicznych są, jak widać, bardzo obiecujące — przede wszystkim dzięki urządzeniom badawczym nowej generacji, pozwalającym na zebranie danych o niespotykanej dotąd liczebności. Najbliższe lata powinny przybliżyć nas znacznie do zrozumienia zagadki najbardziej energetycznych cząstek docierających do nas z Kosmosu, tzn. do odpowiedzi na pytania o ich rodzaj, źródła i propagację. Identyfikacja pierwszych źródeł będzie początkiem astronomii cząstek — nowej metody obserwacji Wszechświata, która zapewne dostarczy kolejnych zagadek i wyzwań badawczych.
|
 |
Copyright © „Urania — Postępy Astronomii” webmaster: Marek Gołębiewski |
|