„Promienie kosmiczne” są naładowanymi cząstkami, więc Galaktyka zaciera ich ślady
Nazwa jest historyczna: promienie kosmiczne to przede wszystkim naładowane cząstki — głównie protony i jądra atomowe — poruszające się z prędkościami bliskimi prędkości światła. W przeciwieństwie do fotonów nie lecą prostą linią od źródła do detektora. Pole magnetyczne Drogi Mlecznej wielokrotnie zakrzywia ich tory, dlatego kierunek, z którego cząstka wpada do atmosfery, zwykle nie wskazuje miejsca jej narodzin. Paradoksalnie astronomowie często lokalizują akceleratory promieni kosmicznych nie za pomocą samych cząstek, lecz dzięki promieniowaniu gamma lub neutrinom powstającym w ich oddziaływaniach.
Nazwa przetrwała zmianę znaczenia
Na początku XX wieku nie było jasne, czym jest przenikliwe promieniowanie powodujące jonizację atmosfery. Określenie „cosmic rays” utrwaliło się, zanim poznano skład zjawiska. Dziś wiemy, że chodzi głównie o jądra atomowe, a największy udział mają protony. Towarzyszą im cięższe jądra i elektrony. To materia rozpędzona do relatywistycznych energii, a nie światło w tym samym sensie co promienie X czy gamma.
Ładunek elektryczny odbiera im mapę pochodzenia
Naładowana cząstka w polu magnetycznym doświadcza siły Lorentza i zakrzywia tor. Droga Mleczna ma wielkoskalowe i turbulentne pole magnetyczne, więc cząstka może być odchylana wielokrotnie w trakcie tysięcy lat podróży. Im niższa energia i większy ładunek, tym silniejsze odchylenie. Dla większości galaktycznych promieni kosmicznych kierunek przylotu na Ziemię został tak mocno przemieszany, że nie można po prostu przedłużyć go na mapie nieba.
Fotony gamma zachowują kierunek
Promieniowanie gamma jest elektrycznie obojętne, dlatego po opuszczeniu źródła biegnie praktycznie po linii prostej. Gdy przyspieszone protony zderzają się z gazem, mogą powstawać neutralne piony rozpadające się na fotony gamma. Obserwując charakterystyczne widmo gamma z pozostałości po supernowej, można więc wykryć ślad przyspieszonych protonów w miejscu ich źródła, nawet jeśli same protony dotrą do nas z całkiem innych kierunków.
Najwyższe energie częściowo odzyskują kierunkowość
Przy ekstremalnie wysokich energiach promień krzywizny toru rośnie, więc odchylenia w polach magnetycznych stają się mniejsze. Nie oznacza to jednak prostej astronomii punktowej: nie znamy idealnie pól magnetycznych Galaktyki i przestrzeni międzygalaktycznej, a skład najwyżej energetycznych promieni kosmicznych obejmuje również cięższe jądra o większym ładunku. Poszukiwania źródeł wykorzystują więc statystyczne korelacje i wielu posłańców.
To dlatego zagadka pochodzenia trwała tak długo
Pozostałości po supernowych od dawna były kandydatami na źródła dużej części galaktycznych promieni kosmicznych, lecz samo wykrycie cząstek przy Ziemi nie wystarczało do wskazania remnantu. Dopiero obserwacje wtórnych sygnałów, m.in. charakterystycznego pionowego „garbu” w widmie gamma z IC 443 i W44, dostarczyły bezpośredniego dowodu przyspieszania protonów w takich obiektach. Pole magnetyczne, które umożliwia akcelerację, jednocześnie utrudnia późniejsze odnalezienie akceleratora.
Odchylenie zależy od ładunku i energii
Pole magnetyczne działa na naładowaną cząstkę tym słabiej, im większy jest jej pęd, ale tym silniej, im większy ma ładunek. Dlatego proton o danej energii i jądro żelaza o tej samej energii nie zachowują kierunku w jednakowym stopniu. To kolejny powód, dla którego skład promieni kosmicznych jest tak ważny w poszukiwaniu źródeł. Przy najwyższych energiach odchylenia maleją i pojawia się szansa na korelacje z kierunkami na niebie, ale niepewność w modelach pól magnetycznych nadal utrudnia prostą rekonstrukcję. Astronomowie obchodzą ten problem, szukając neutralnych produktów towarzyszących przyspieszaniu — fotonów gamma i neutrin — które lecą po niemal prostych torach. To właśnie takie wtórne sygnały pomogły powiązać niektóre pozostałości po supernowych z przyspieszaniem protonów. Promień kosmiczny jest więc paradoksalnym posłańcem: dociera do detektora jako sama cząstka, ale po drodze może utracić swój adres zwrotny.