Kosmické záření, energie a druhy částic primárního a sekundárního kosmického záření

Nepřetržitý proud částic o vysokých energiích, primární a sekundární kosmické záření v atmosféře, vliv na člověka a ochrana před kosmických zářením

Kosmické záření je nepřetržitý proud částic o vysokých energiích, které k nám přicházející z kosmického prostoru. Kosmické záření tvoří proud vysokoenergetických protonů (asi 89 %) a alfa částic (asi 9 %). Zbývající 2 % částic primárního kosmického záření tvoří elektrony, pozitrony, jádra jiných atomů a nebo další částice.

Objev kosmického záření v srpnu roku 1912 je spojen, což nás může těšit, s územím dnešní České republiky. Během balónového výstupu, který odstartoval v Ústí nad Labem 7.8.1912, zjistil rakouský fyzik Viktor Hess (1883 - 1964), že intenzita ionizujícího záření stoupá s přibývající nadmořskou výškou. Měření probíhala během výstupu do asi 5kilometrové výšky i během sestupu balónu Böhmen, jenž byl naplněn vodíkem z místní chemičky.

V. Hess z tohoto zjištění správně usoudil, že detekované záření je kosmického původu. Toto kosmické záření ale původně nazval výškové záření (Höhenstrahlung). Pojem kosmické záření byl zaveden teprve později. V roce 1936 obdržel Viktor Hess za tento významný objev Nobelovu cenu za fyziku.

Primární a sekundární kosmické záření, měká a tvrdá složka

To co V. Hess pozoroval bylo především sekundární kosmické záření. Primární částice kosmického záření totiž v atmosféře neproniknou do větších hloubek než 15 až 12 km. Sekundární kosmické záření tvořené především elektrony, pozitrony, piony, miony a gama částicemi vzniká jako důsledek srážek primárního kosmického záření s molekulami zemské atmosféry. Ta společně s magnetosférou funguje jako vcelku spolehlivý štít před kosmickým zářením.

Čtěte také: Sluneční vítr, proud nabitých částic unikajících ze Slunce

V důsledku srážek částic primárního kosmického záření s molekulami zemské atmosféry dochází ke vzájemné interakci a ke vzniku spršek částic sekundárního kosmického záření. Ty mají svůj původ ve stratosféře, obvykle ve výškách okolo 18 km. Např. střední volná dráha protonů v atmosféře je asi 70 g / cm². To značí, že k první jaderné interakci dochází ve výšce okolo 18,5 km.

Při těžších jádrech se střední volná dráha ještě menší. U jader uhlíku to je 30 g / cm², u jader železa 17 g / cm². U nich pak k první jaderným interakcím se zemskou atmosférou dochází ve výškách 24 km resp. 27,5 km.

Při srážkách primárních částic kosmického záření vznikají obvykle sekundární protony, které postupně ztrácejí energii a většina z nich (s energií pod 1 GeV, gigaelektronvolt) se zastaví ve vzduchu a k zemskému povrchu nedospěje.

Neutrální piony, které mají velice krátkou životnost (asi 1,78 × 10^-16 s), se ve sprškách sekundárního kosmického záření rozpadají na dvě gama částice (fotony). Nabité piony se rozpadají na miony a fotony, nízkoenergetické miony se dále rozpadají na elektrony a pozitrony… To jsou ony zmíněné spršky sekundárního kosmického záření způsobené jedinou vysokoenergetickou částicí primárního kosmického záření, které mohou na zemském povrchu pokrýt plochu až 10 000 m²!

Sekundární kosmické záření můžeme rozdělit rovněž na měkou a tvrdou složku. Měkou složku představují většinou elektrony a pozitrony, tvrdou složku pak mezony. U kosmického záření se také projevuje tzv. šířkový efekt, který je způsoben magnetickým polem Země. Zatímco na rovníku bývá intenzita sekundárního kosmického záření nejnižší, tak na pólech je jeho intenzita obvykle nejvyšší.

Jakou energii částice kosmického záření mají?

Energie primárních částic kosmického záření zaujímá opravdu mimořádně široké spektrum. Od 10⁹ až po 10²⁰ eV (elektronvoltů)! Když byly v roce 1962 zaregistrovány částice kosmického záření s energií v řádu 100 EeV bylo to obrovským překvapením. A což teprve dnes, kdy byly zaregistrovány částice s energiemi ještě vyššími.

Dosavadním rekordmanem je částice, která byla detekována v říjnu 1991 na detektoru Muší oko v Utahu. Její energie činila neuvěřitelných 3,2 × 10²⁰ eV. Tedy asi 51 Joulů! Takováto částice se pohybuje jen o 5 × 10^-24 c pomaleji, než je rychlost světla.

A jaké je rozdělení částic kosmického záření? Nejvíce částic kosmického záření dopadajících na zemský povrch mají energie okolo jednoho GeV (10⁹ eV). Takovýchto částic dopadne na metr čtvereční zemského povrchu každou sekundu asi 10 000.

S přibývající energií však počet částic kosmického záření radikálně ubývá. Částic s energiemi 10¹² eV dopadá na zemský povrch o čtyři řády méně. Na metr čtvereční zemského povrchu dopadne každou sekundu v průměru jen jedna takováto částice. Částic s energiemi 10¹⁶ eV je ještě mnohem méně. Pouhých několik kousků na kilometr čtvereční. Avšak ne za sekundu, ale za rok!

Prudký pokles četnosti extrémně energetických částic a limita GZK

Dřívější měření poklesu četnosti nejenergetičtějších primárních částic kosmického záření potvrzují i nová pozorování. Např. ta probíhající na TA (Telescope Array) v Utahu. Počet částic kosmického záření začíná klesat od energií větších než 4,6 EeV a velice prudký pokles četnosti částic začíná nad hladinou 54 EeV (etaelektronvoltů).

Tento prudký pokles četnosti částic přičítají badatelé limitě GZK, interakci částic kosmického záření s fotony reliktního (zbytkového) záření. Vinou této interakce s reliktním zářením by nejenergetičtější částice primárního kosmického záření neměly pocházet z velkých kosmologických vzdáleností. Rozhodně ne větších než cca 75 Mpc až 100 Mpc…

V roce 2012 publikoval T. Abu-Zayad s týmem výsledky studie, během níž hledali případnou anizotropii v rozložení směru příletu extrémně energetických částic kosmického záření. Využili k tomu aparaturu TA v Utahu. Měření probíhala v letech 2008 - 2011, během níž získali údaje o 988 částicích s energiemi nad 1 EeV a 27 částicích s energií nad 57 EeV, přičemž rekordní energie detekované částice byla 163 EeV. Statistika distribuce částic však dává izotropní rozložení.

Při měřeních je rovněž nutné vzít v potaz vliv interstelárních i intergalaktických magnetických polí na pohyb elektricky nabitých částic kosmického záření, které podléhají jejich vlivu. Směr příletu takovéto částice do měřící aparatury neodpovídá směru ke zdroji tohoto záření. Indukce intergalaktického magnetického pole není úplně zanedbatelná, může činit podle různých odhadů 10^-22 T až 10^-19 T, avšak v jádrech kup galaxií může dosahovat až 3 nT!

Co je zdrojem kosmického záření?

Zdroje kosmického záření jsou opravdu velice různorodé. Některé musíme hledat uvnitř naší Sluneční soustavy, jiné uvnitř naší Galaxie a jiné ve vzdáleném vesmíru.

Uvnitř naší Sluneční soustavy je zdrojem primárního kosmického záření Slunce, u kterého se projevují 27denní, roční a 11leté variace intenzity. Při balónových měřeních činí tyto variace toku slunečního kosmického záření až okolo 10 %. V celkové variaci toku KZ se to však projeví max. jedním procentem. Složka slunečního kosmického záření má energie obvykle pod 10 GeV.

Dalšími zdroji kosmického záření jsou galaxie, rozsáhlé oblaky plynu v rádiových galaxiích a nebo obří bubliny horkého plynu okolo hvězdných asociací, ve kterých dochází díky opakovaným interakcím k postupnému urychlování částic. Tento mechanismus urychlování popsal již roku 1949 známý italský fyzik Enrico Fermi.

Posledním (?) zdrojem kosmického záření mohou být různé eruptivní procesy. Jejich zdroji jsou aktivní galaktická jádra, neutronové hvězdy, výbuchy supernov uvolňující energetické protony s energiemi až 1 PeV a se zpožděním tisíců let elektrony s energiemi až 50 TeV. A nebo dosud neobjasněné záblesky gama záření či pozůstatky po supernovách.

Původ extrémně energetických částic (nad 50 EeV) je dosud obestřen tajemstvím. Jaký mechanismus dokáže dodat částicím energii, která je asi 100milionkrát větší než energie, kterou dokáže částicím dodat nejvýkonnější urychlovač světa LHC v Ženevě? Jedná se o jednu z největších nerozlousknutých fyzikálních záhad současnosti.

Asi nejbližším zdrojem extrémně energetického kosmického záření je galaxie AGN Cen A (NGC 5128) ve vzdálenosti 3,8 Mpc, ve které dochází k urychlování hadronů na desítky EeV a leptonů na energie v řádech TeV. Zdrojem záření jsou obří laloky této rádiové galaxie, jejichž teplota dosahuje až 160 miliónů K.

Další související články: