|
Simuloitu ilmakehässä tapahtunut kosmisen säteilyn törmäys tuottaa runsaasti sekundäärisiä hiukkasia ja säteilyä. Kuv Wiki Commons. |
Teksti Kari A. Kuure
Kosminen säteily ei ole säteilyä sanan tarkassa
merkityksessä. Säteilyn ymmärrämme olevan sähkömagneettista säteilyä kuten
valo, gammasäteily tai röntgensäteily. Kosminen säteily on suurienergisiä
hiukkasia, jotka näyttävät tulevan maapallolle joka suunnalta.
Kosminen säteilystä osa on peräisin Auringosta, mutta
kaikkein suurienergisimmät ovat peräisin aurinkokuntamme tai Linnunratamme
ulkopuolelta, jopa toisista galakseista. Näiden alkuperä on vielä
varmistamatta, mutta hyvin yleisesti tutkijat pitävät kosmisen säteilyn
suurienergisimpien hiukkasten alkuperänä supernovia ja galaksien aktiivisia
ytimiä.
Energia
Erilaiset kosmiset säteilylähteet antavat hiukkasille
erilaisia energioita. Auringosta peräisin olevien hiukkasten energiat ovat
maksimissaan noin 1015 eV. Linnunratamme tuottaa kosmisen säteilyn
hiukkasia joiden energia asettuu välille 1015–1018 eV ja
kaikkein suurienergisimmät ylittävät 1018 eV energian ja niiden
alkuperänä pidetään galaksien aktiivisia ytimiä.
Kaikkein suurin energia mitä koskaan on havaittu, on noin 3×1020
eV, eli noin 40 miljoonaa kertaa suurempi energia kuin mitä CERNin
LHC-törmäyttimellä voidaan saavuttaa. Tämä energia vastaa tavanomaiseksi
energiayksiköksi muutettuna noin 50 J ja se puolestaan on noin 25 m/s vauhdilla
lentävä pesäpallon energia. Hyvin energiset hiukkaset ovat harvinaisia ja
hiukkasten mediaani energia on noin 0,3 GeV (4,8×10-11 J).
Historiaa
Kosmisen säteilyn historia alkaa viimevuosisadan
alkupuolella. Vuonna 1909 Theodor Wulf
(1868–1946) kehitti elektrometrin, jolla pystyi havaitsemaan pieniä
sähkövarauksia. Jokainen meistä on kyseiseen laitteeseen tutustunut koulun
fysiikan tunnilla. Laite koostuu lasipulloon sijoitetuista rinnakkaisista
folioliuskoista ja ne on yhdistetty kannen läpi nousevaan metallipuikkoon.
Koskettamalla metallipuikkoa staattisesti varautuneella (bakeliitti)tangolla (tai
muovisella kammalla) folioliuskat erkanevat toisistaan. Avautumiskulma on sitä
suurempi mitä voimakkaampi sähkövaraus koskettavassa tangossa on.
|
Vistor Hess valmistautumassa mittauksiin ilmakehän yläosasta. Kuva Wiki Commons. |
Vuonna 1912 itävaltalais-yhdysvaltalainen
Victor Hess (1883–1964) teki mittauksia
elektrometrillä kuumailmapallosta eri korkeuksilla ilmakehässä. Heti
elektrometrin kehittämisen jälkeen useat tutkijat olivat tehneet mittauksia ja
todenneet ilmakehässä esiintyvän ionisoituneita molekyylejä. Ionisaation
alkuperäksi oletettiin Maan radioaktiivisuus, kun muutakaan säteilylähdettä ei
tunnettu. Hessin olettama oli, että jos maaperän radioaktiivisuus olisi
ionisaation syy, sen pitäisi heiketä korkeuden myötä.
Hessin ja muiden tutkijoiden hämmästykseksi ionisaation
määrä ei suinkaan vähentynyt korkeuden myötä, vaan kasvoi yli 1 km korkeudesta
alkaen. Hess teki useita mittauslentoja niin päivisin kuin öisin.
Korkeimmillaan hän teki mittauksia 5,3 km korkeudelta, jonne pääsy oli paitsi
vaikeaa niin myös hyvin hengenvaarallista. Yli 5 km korkeudella ilman
lisähappea on vaarallista oleskella muutamaa minuuttia pitempään.
Mittaustulosten mukaan ionisaatio oli kaksinkertainen merenpinnan tasolla
havaittuun verrattuna.
Hessin tekemä johtopäätelmä oli, että ilmakehän ionisaation
lähde ei ollut maaperä vaan ilmakehän ulkopuolinen avaruus. Hän onnistui pois
sulkemaan Auringon kosmisen säteilyn lähteenä tekemällä mittauksia täydellisen
auringonpimennyksen aikana. Vuosina 1913–1914 Werner Kolhörster (1887–1946) onnistui vahvistamaan Hessin
mittaukset lennättämällä mittauslaitteistoa 9 km korkeudella.
Hessin päätelmän osoitti oikeaksi Robert A. Millikan (1868–1953) vuonna 1925. Millikan myös nimesi
ionisaation aiheuttajan ”kosmiseksi säteilyksi”. Hessin havainto oli
hiukkasfysiikan alku ja Carl D. Anderson
(1905–1991) havaitsi kosmisesta säteilystä positronit ja myonit. Hess ja
Anderson jakoivat Nobelin fysiikanpalkinnon vuonna 1936.
Millikanin oletus oli, että kosmisen säteily oli
suurienergisiä fotoneita (gammasäteily). Hänen mukaansa kosmisen säteilyn
alkuperä oli raskaammiksi alkuaineiksi fuusioituneiden vetyatomien sivutuote ja
jonka tuottamat sekundaariset elektronit saivat aikaan ilmakehässä Comptonin
sironnalla gammasäteilyä. Selitys ei kuitenkaan ollut kestävällä pohjalla,
sillä vuonna 1927 J. Clay onnistui
havaitsemaan säteilyn määrän vaihtelun leveyspiirien mukaan. Vaihtelu osoitti,
että maapallon magneettikenttä muuttaa kosmisen säteilyn hiukkasten ratoja ja
tästä syystä niillä täytyi olla sähkövaraus. Fotonit eivät tällä tavalla
käyttäydy. Päätelmälle saatiin vahvistus vuonna 1929 kun Walter Bothe (1891–1957) ja Kolhörster havaitsivat kosmisen
säteilyn läpäisevän 4,1 cm vahvuisen kultalevyn.
Kosmisen säteilyn varaustila todettiin ensikerran vuonna
1930 Bruno Rossin (1905–1993)
tekemässä tutkimuksessa, jossa todettiin itä-länsisuuntainen anomalia.
Länsisuuntainen anomalia oli voimakkaampi, joten suurin osa kosmisesta
säteilystä täytyi olla positiivisesti varautuneita hiukkasia. Tutkimukset 1930-
ja 1940-luvuilla osoittivat, että suurin osa kosmisen primäärisäteilyn
hiukkasista oli protoneja ja ne tuottivat ilmakehässä sekundäärisäteilyä, joka
koostui suurimaksi osaksi elektroneista, fotoneista ja myoneista. Vuonna 1948
tehdyllä ilmapalloon sijoitetulla laitteistolla pystyttiin osoittamaan että
noin 10 % säteilystä koostui heliumytimistä (alfahiukkasista) ja noin 1 %
osuudella raskaammista atomiytimistä.
Alkuperä
Kosmisen säteilyn alkuperä oli kiivaan tutkimuksen kohteena
heti säteilyn löytämisen jälkeen. Vuonna 1934 Baade ja Fritz Zwicky (1898–1974) ehdottivat lähteeksi supernovia. Horace W. Babcock (1912–2003) ehdotti
vuonna 1948 alkuperäksi sykkiviä magneettisia tähtiä. Vuonna 1951 Y. Sekidon johtama tutkimusryhmä
havaitsi Krapu-sumun olevan kosmisen säteilyn lähde. Tämän jälkeen
säteilylähteeksi on ehdotettu supernovia, aktiivisia galaksiytimiä, kvasaareita
ja gammapurkauksia.
Vuonna 2009 Pierre Auger observatorion tutkimusryhmä pystyi
osoittamaan ultraenergeettisten kosmisen säteilyn hiukkasten alkuperäksi
radiogalaksi Centaurus A:n, vaikkakin havainnon todettiin vaativan
lisätutkimuksia. Lisätutkimuksissa ei toistaiseksi ole onnistuttu varmentamaan
yhtä yksittäistä säteilylähdettä. Tämänkin
jälkeen on pystytty osoittamaan Fermi-gammasäteilyavaruuskaukoputken
havainnoilla mm. supernovien synnyttämää kosmista säteilyä etenkin
energia-alueella 3×1042 – 3×1043 J. Kuitenkin supernovat
eivät ole ainoita kosmisen säteilyn lähteitä ja osa on varmasti sellaisista
lähteistä, joita ei vielä ole tutkittu (tai edes löydettykään).
Koostumus
Kosminen säteily jakaantuu kahteen osaan: primäärinen ja
sekundäärinen säteily. Näistä primäärisäteily
on avaruudessa havaittavaa säteilyä ja se koostuu 99 %:sti atomiytimistä (protoneista)
ja alfa-hiukkasista. Pieni määrä (noin 1 %) on yksittäisiä elektroneja
(beeta-säteilyä). Atomiytimistä 90 % on protoneita eli vetyatomin ydin, 9 % alfa-hiukkasia
(heliumatomin ydin) ja 1 % raskaampien atomien ytimiä. Äärimmäisen vähän
hiukkasista on antimateriaa kuten positroneja tai antiprotoneita.
Primäärisäteilyn koostumuksesta 28 % on heliumia verrattuna
vedyn määrään. Loput raskaammista
ytimistä noudattelee maailmakaikkeuden alkuräjähdyksen tuottamia määriä
litiumia, berylliumia ja booria. Näiden määrä ylittää vastaavien aineiden
määräsuhteet aurinkokunnassa, jossa niitä on vain 1/10-11 heliumin
määrästä. Tutkijat kutsuvat näitä raskaampia atomiytimiä HZE-ioneiksi.
Primäärisäteilyn hiukkaset tuottavat törmäyksillään koko
joukon erilaisia hiukkasia. Törmäystä kutsutaan kosmisen säteilyn
spallaatioksi, ja sen aikana tapahtuu ydinfissioita ja nukleosynteesejä.
Törmäyksessä vapautuu protoneja ja neutroneja ja sen on ajateltu aiheuttaneen
suurimman osan alkuräjähdyksen jälkeisestä litiumin, berylliumin ja boorin
tuotannosta.
Sekundäärinen säteily
(Extensive air shower, EAS) syntyy kosmisen säteilyn hiukkasten iskeytyessä
ilmakehän atomeihin ja molekyyleihin (happi ja typpi). Iskeytymisessä syntyy vyörynä
röntgensäteilyä, myoneja, protoneja, alfa-hiukkasia, pioneja, elektroneja ja
neutroneja.
Sekundääristen hiukkasten rata poikkeaa alle 1 asteen verran
alkuperäisen primäärihiukkasen suunasta. Törmäyksessä syntyy tyypillisesti
neutroneja ja varattuja mesoneita kuten positiivisia tai negatiivisia pioneja
ja kaoneja. Jotkin näistä hajoavat edelleen myoneinksi, jotka saavuttavat
maanpinnan ja jopa tunkeutuvat syviin kaivoksiin.
Kosmisen säteilyn vuo
|
Kosmisen sätelyn vuo noudattaa käänteisesti Auringon aktiivisuuden vaihtelusta johtuua aurinkotuulen voimakkuuden vaihtelua. Kuva Wiki Commons. |
Aurinkokuntaan ja Maahan saapuvan kosmisen säteilyn vuon
vaihtelu riippuu aurinkotuulesta, Maan magneettiskentästä ja kosmisen säteilyn
energiasta. Aurinkokunnassa on 94 au
etäisyydellä päätesokki, jossa yliäänennopeudella etenevien tähtituulen
hiukkaset jarruttavat vauhtiaan aliäänennopeuteen. Päätesokin ja heliopaussin
välinen alue toimii kosmisen säteilyä estävänä vyöhykkeenä, jossa yli 90 % alle
1 GeV energian hiukkasista suodattuu.
Aurinkotuulen vuontiheys ja nopeus eivät ole vakioita. Tästä
syystä kosmisen säteilyn vuo maapallolla noudattelee käänteisesti aurinkotuulen
vuon muutoksia. Lisäksi maapallon magneettikenttä ohjaa voimakkaasti kosmisen
säteilyn vuota ja reittiä. Magneettikenttä suuntaa kosmista säteilyä kohti
magneettisia napoja ja aiheuttaa näin jonkin verran revontulien esiintymistä.
Ottaen huomioon kaikki edellä luetellut vaikuttavat tekijät
maanpinnalla voidaan yksinkertaistetusti todeta kosmisen säteilyn vuon muodostuvan
energialtaan enintään 1 GeV (109 eV) hiukkasia, joita saapuu
maapallolle noin 10 000 neliömetrille sekunnissa, alle 1 TeV (1012
eV) hiukkasia 1 hiukkanen neliömetrille sekunnissa, alle 10 PeV (1015
eV) hiukkasia joitakin neliömetrille vuodessa. Yli 10 EeV (1018
eV)hiukkasia maanpinnalle saapuu yksi hiukkanen neliökilometrille vuodessa ja
yli 100 EeV hiukkasia yksi neliökilometrille sadassa vuodessa (1 eV on 1,602176565(35)×10−19
J ja hiukkasten massoja ilmoitettaessa elektronivoltteina on massaekvivalentti 1,783×10−36
kg).
Ilmaisimet
|
VERITAS Cherenkovin säteilyä havaitseva kaukoutkiverkko. Kuva Wiki Commons. |
Kosmista primäärisätelyä tai sekundäärisätelyä voidaan
havainnoida monilla erilaisilla menetelmillä. Kosmisten hiukkasten nopeudet
ovat hyvin lähellä valonnopeutta, joten niiden syöksyessä ilmakehään se
aiheuttavat Cherenkovin säteilynä tunnetun valoilmiön. Cherenkovin sätely
johtuu siitä, että valonnopeus ilmakehässä on pienempi kuin tyhjässä
avaruudessa ja säteilynä havaittu energia on kosmisen säteilyn hiukkasten
hidastaessaan nopeuttaan.
Ilmakehässä syntyvää Cherenkovin
säteilyä voidaan havaita käyttämällä valosaasteettomilla alueilla
valovoimaisia peiliteleskooppeja. Hyötynä on, että kosmisen säteilyn suunta
voidaan havaita suurella tarkkuudella, mutta ilmiön aiheuttaneiden hiukkasten
energia on matala (< 200 GeV). Luonnollisesti säästä ja kuutamosta
aiheutuvia havaintokatkoksia on runsaasti ja kaukoputkien havaintokulma on
pieni. Näin ollen kaukoputkien käytettävyys jää muutamaan prosenttiin ajasta.
Yksi käytössä olevista menetelmistä on kosmisen säteilyn sekundääristen
varattujen hiukkasten ilmaiseminen tunnistaminen tuikelaskureilla. Ongelma vain on siinä, että havaintoaineistoon
tulee mukaan runsaasti kohinaa maanpinnalla taustasäteilyn vuoksi.
Kosmista säteilyä voidaan havainnoida myös korkealle
nousevia erikoisvalmisteisilla ilmapalloilla.
Kosmisen säteilyn hiukkaset tekevät ilmapallon materiaaliin mikroskooppisen pieniä
reikiä, joita laskemalla voidaan määrittää säteilyvuo ja jossain määrin myös
hiukkasten energioita. Menetelmä soveltuu erityisen hyvin eri alkuaineiden
havainnointiin ja suhteellisten määrien laskentaan. Stratosfääri-ilmapalloja
voidaan käyttää myös tavanomaisten tutkimuslaitteiden nostamiseen
yläilmakehään.
Maanpinnalla suosittu menetelmä on sumukammio. Rakenteellisesti sumukammion voi rakentaa hyvin
helposti monista erilaisista materiaaleista ja sillä saadaan näkyville
varattujen hiukkasten reitit ja määrät. Sumukammion idean keksi skottilainen Charles T. R. Wilson (1896–1959) vuonna
1911. Alkuperäisessä sumukammiossa Wilson käytti vesihöyryä, jonka hän sai
tiivistymään alijäähtyneeseen tilaan laajentamalla kammion tilavuutta männällä.
Laajeneminen tapahtuu adiabaattisesti, joten lämpötila alenee ja syntyy
alijäähtynyttä höyryä, joka tiivistyi varattujen hiukkasten läpäistessä kammion
niiden kulkureitille. Wilson yhdessä Athur
Comptonin (1892–1962) kanssa palkittiin Nobelin fysiikan palkinnolla vuonna
1927.
Parannuksen Wilsonin kammioon kehitti Alexander Langsdorf (1912–1996). Hänen kammiossaan ylikylläinen ja
alijäähtynyt sumu saatiin aikaa alkoholilla ja sen pohja oli jäähdytetty -26 °C
lämpötilaan. Nykyversiossa etyylialkoholin sijaan käytetään usein
isopropyylialkoholia (tai metyylialkoholia) ja jäähdytykseen käytetään
hiilihappojäätä (kuten Pekka Rautajoen artikkelissa kerrottiin). Sumukammio
pitää valaista yhdensuuntaisella valolla (vaakasuoraan), jotta hiukkasten radat
tulisivat helpommin näkyviin. Musta tausta on hyvinkin tarpeellinen, sillä
tiivistymisvanat ovat vaaleita.
Sumukammiossa hiukkasten tunnistettavuutta voidaan parantaa
asettamalla kammioon voimakas sähkö- tai magneettikenttä. Tällöin varattujen
hiukkasten reitit kaareutuvat ja kaareutumissuunnasta ja säteestä voidaan
päätellä niiden varaukset ja massat.
Tutkijoiden mielikuvitus tuntuu olevan se vihoviimeinen raja
tutkimuslaitteita keksittäessä. Yksi erikoisimmista kehitetyistä laitteista on kuplakammio ja se koostuu säiliöstä,
joka on täytetty tavallisimmin nestemäisellä vedyllä. Nesteen läpäisevä
hiukkanen saa aikaan reitilleen pienien kuplien jonon.
Kipinäkammiossa
on paljaiden metallijohtimien hila, johon johdetaan korkeajännite. Kammion läpi
kulkeva varattu hiukkanen ionisoi ilmaa (tai kaasua) jolloin lankojen välille
syntyy läpilyönnin aiheuttava purkauskanava. Kanavaa pitkin tapahtuu läpilyönti
(kipinä) josta kammio on saanut nimensä. Johdinhila on helposti yhdistettävissä
tietokoneeseen, jolloin hiukkasten ilmaiseminen ja ainakin summittainen suunta
on mahdollista havaita.
Vaikka kosmisen säteilyn alkuperä on vielä löytämättä,
tutkimus on antanut vahvoja viitteitä niin säteilylähteestä kuin suuriin
energioihin kiihtyneiden hiukkasten kiihdytysmekanismista. Mielenkiintoista
tutkimuksessa on, että myös tähtitieteen harrastajat voivat osallistua säteilyn
havaitsemiseen ja mahdollisesti jopa tieteellisesti arvokkaiden tutkimusten
tekemiseen.