Promienie kosmiczne są jedną z niewielu bezpośrednich próbek materii spoza Układu Słonecznego. Są to cząstki o wysokiej energii, które przemieszczają się w przestrzeni z prędkością bliską prędkości światła. Większość promieni kosmicznych to jądra atomowe pozbawione swoich atomów, przy czym protony (jądra wodoru) są najbardziej obfitym typem, ale zmierzono również jądra pierwiastków tak ciężkich jak ołów. W promieniach kosmicznych znajdujemy jednak również inne cząstki subatomowe, takie jak neutrony, elektrony i neutrina.
Ponieważ promienie kosmiczne są naładowanymi dodatnio protonami lub jądrami, albo ujemnie naładowanymi elektronami, ich drogi w przestrzeni kosmicznej mogą być odchylane przez pola magnetyczne (z wyjątkiem promieni kosmicznych o najwyższej energii). W trakcie podróży na Ziemię pola magnetyczne galaktyki, Układu Słonecznego i Ziemi tak bardzo zakłócają ich tor lotu, że nie możemy już dokładnie określić skąd przybyły. Oznacza to, że musimy ustalać skąd pochodzą promienie kosmiczne w sposób pośredni.
Ponieważ promienie kosmiczne niosą ładunek elektryczny, ich kierunek zmienia się podczas podróży przez pola magnetyczne. Gdy cząstki docierają do nas, ich ścieżki są już całkowicie zakodowane, jak pokazuje niebieska ścieżka. Nie możemy prześledzić ich drogi do źródła. Światło podróżuje do nas prosto z ich źródeł, jak pokazuje fioletowa ścieżka. (Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center)
Jednym ze sposobów, w jaki poznajemy promienie kosmiczne jest badanie ich składu. Z czego są zbudowane? Jaki ułamek stanowią elektrony? protony (często określane jako jądra wodoru)? jądra helu? inne jądra pierwiastków z układu okresowego? Zmierzenie ilości poszczególnych pierwiastków jest stosunkowo łatwe, ponieważ różne ładunki poszczególnych jąder dają bardzo różne sygnatury. Trudniejszy do zmierzenia, ale lepszy odcisk palca, to skład izotopowy (jądra tego samego pierwiastka, ale z różną liczbą neutronów). Rozróżnienie izotopów wymaga, w efekcie, zważenia każdego jądra atomowego, które wchodzi do detektora promieni kosmicznych.
Wszystkie naturalne pierwiastki z układu okresowego są obecne w promieniach kosmicznych. Obejmuje to pierwiastki lżejsze od żelaza, które są produkowane w gwiazdach, oraz pierwiastki cięższe, które są produkowane w gwałtownych warunkach, takich jak supernowa pod koniec życia masywnej gwiazdy.
Spektrometr izotopów promieniowania kosmicznego (CRIS – pudełko po lewej stronie statku kosmicznego, z żółtą etykietą) na sondzie kosmicznej Advanced Composition Explorer (ACE) zapewnia pomiary izotopów jąder galaktycznych promieni kosmicznych w zakresie od helu do cynku. ACE wystartował w sierpniu 1997 roku. (Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory)
Szczegółowe różnice w ich obfitości mogą nam powiedzieć o źródłach promieni kosmicznych i ich podróży przez galaktykę. Około 90% jąder promieni kosmicznych to wodór (protony), około 9% to hel (cząstki alfa), a wszystkie pozostałe pierwiastki stanowią zaledwie 1%. Nawet w tym jednym procencie znajdują się bardzo rzadkie pierwiastki i izotopy. Pierwiastki cięższe od żelaza są znacznie rzadsze w strumieniu promieniowania kosmicznego, ale ich pomiary dostarczają krytycznych informacji dla zrozumienia materiału źródłowego i przyspieszenia promieni kosmicznych
SuperTIGER zwisa z rakiety nośnej tuż przed startem w grudniu 2012 roku z górą Erebus w tle. SuperTIGER to balonowy instrument mierzący promieniowanie kosmiczne cięższe od żelaza, którego celem jest badanie źródeł promieniowania kosmicznego i miejsc jego przyspieszania. Pierwszy lot SuperTIGERA trwał 55 dni, co stanowi rekord długości lotu antarktycznego balonu naukowego o długim czasie trwania. (Credit: Ryan Murphy/Washington University)
Nawet jeśli nie możemy prześledzić promieni kosmicznych bezpośrednio do źródła, wciąż mogą nam one powiedzieć o obiektach kosmicznych. Większość galaktycznych promieni kosmicznych jest prawdopodobnie przyspieszana w falach uderzeniowych pozostałości po supernowych. Pozostałości po eksplozjach rozszerzające chmury gazu i pole magnetyczne mogą trwać tysiące lat, i to właśnie tam promienie kosmiczne są przyspieszane. Odbijając się tam i z powrotem w polu magnetycznym pozostałości losowo niektóre z cząstek nabierają energii i stają się promieniami kosmicznymi. W końcu nabierają one takiej prędkości, że pozostałość nie może już ich pomieścić i uciekają do galaktyki.
Promienie kosmiczne przyspieszane w pozostałościach po supernowej mogą osiągnąć tylko pewną maksymalną energię, która zależy od wielkości obszaru przyspieszania i natężenia pola magnetycznego. Jednak zaobserwowano promienie kosmiczne o znacznie większej energii niż mogą wygenerować pozostałości po supernowych, a skąd pochodzą te ultra-wysokie energie jest otwartym wielkim pytaniem w astronomii. Być może pochodzą one spoza galaktyki, z aktywnych jąder galaktyk, kwazarów lub wybuchów promieniowania gamma. A może są one sygnaturą jakiejś egzotycznej nowej fizyki: superstrun, egzotycznej ciemnej materii, silnie oddziałujących neutrin lub defektów topologicznych w samej strukturze wszechświata. Pytania takie jak te wiążą astrofizykę promieniowania kosmicznego z podstawową fizyką cząstek i fundamentalną naturą wszechświata.
Zamknięte przez pole magnetyczne w pozostałościach po supernowej, wysokoenergetyczne cząstki poruszają się losowo. Czasami przecinają falę uderzeniową. Z każdą podróżą w obie strony, zyskują około 1 procent swojej pierwotnej energii. Po kilkudziesięciu do kilkuset przejściach cząstka porusza się z prędkością bliską prędkości światła i w końcu jest w stanie uciec. (Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center)
Tekst zaktualizowany: Lipiec 2017