Kosminen säteily

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.