Kosmische straling

Op dit moment worden we gebombardeerd door energetische deeltjes uit de kosmos. Gemiddeld is de flux ongeveer 150 geladen deeltjes per vierkante meter en per seconde (voor een groot deel muonen met een energie van ongeveer 2 GeV). Kosmische straling werd ontdekt door de Limburgse geestelijke Theodore Wulf in het begin van de twintigste eeuw. Theodore Wulf fabriceerde uiterst nauwkeurige elektrometers. Hij nam echter waar dat hoe goed hij een elektrometer ook isoleerde, na verloop van tijd de aangebrachte lading geneutraliseerd werd. De gangbare theorie, geformuleerd door Ernest Rutherford, was dat dit veroorzaakt werd door de straling van radioactieve elementen in de aardbodem. Theodore Wulf trachtte deze bijdrage te elimineren, door zijn elektrometers te plaatsen op het hoogste gebouw ter wereld, op dat moment de 324 m hoge Eiffeltoren in Parijs. Metingen toonden aan dat het ontladen van de elektrometers met dezelfde snelheid doorging. Hierop nam Victor Hess in 1912 enkele elektrometers, vervaardigd door Theodore Wulf, mee in ballonvluchten. Het was duidelijk dat voor hoogten groter dan 1 km de ontlading toenam en zelfs verdubbelde bij 4 km. Dit was het moment van de ontdekking van kosmische straling. Sinds die tijd is de samenstelling, het energiespectrum en de ruimtelijke en tijdverdeling van deze straling uitvoerig bestudeerd. Kosmische straling vormt een belangrijke component van ons sterrenstelsel: haar energiedichtheid, ongeveer 1 eV/cm$^3$, is van dezelfde orde van grootte als de energiedichtheid van het galactisch magnetisch veld en de thermische beweging van het gas.

Figuur 21: Een invallend hoog-energetisch proton raakt de top van de aardatmosfeer en produceert een zogenaamde `cascade shower'.

Kosmische straling is bestudeerd op verschillende hoogten, met ballonnen, raketten en satellieten in de atmosfeer, maar ook in mijnen diep ondergronds. De straling die op de aardatmosfeer invalt bestaat uit kernen, elektronen, positronen, fotonen en neutrino's. Het is gebruikelijk om enkel de geladen deeltjes kosmische straling te noemen. Zo wordt $X$-ray en $\gamma$-ray astronomie bedreven. Het lot van een kosmisch proton, dat met een hoge energie op de aardatmosfeer invalt, wordt geschetst in figuur 21. Het proton gaat een interactie aan met een stikstof- of zuurstofkern en dat heeft een reeks van gebeurtenissen tot gevolg. In eerste instantie wordt een groot aantal hadronen geproduceerd, waarbij pionen domineren. Er kunnen echter ook antinucleonen, kaonen en hyperonen geproduceerd worden. Deze hadronen zullen op hun beurt weer wisselwerken met de stikstof- en zuurstofkernen in de atmosfeer, terwijl de onstabiele deeltjes ook via de zwakke wisselwerking kunnen vervallen. Merk op dat hierbij de verhouding van elektron tot muon (anti)neutrino's 1:2 is. De vervalsproducten bestaan bijvoorbeeld uit elektronen, muonen, neutrino's en fotonen. De fotonen kunnen aanleiding geven tot paarproductie van deeltjes. De muonen zijn instabiel, maar kunnen veelal vanwege tijddilatatie toch het aardoppervlak bereiken. Samenvattend, kan een hoog-energetisch proton een `cascade shower' initiëren, waarbij een groot aantal deeltjes, verspreid over een oppervlak van vele vierkante kilometers, het aardoppervlak kan bereiken. In tegenstelling tot een proton, zal een hoog-energisch foton meestal slechts een klein aantal muonen produceren. In het volgende zullen we ons concentreren op de primaire kosmische straling en de compositie van de `shower' niet verder bespreken.

Figuur 22: Samenstelling van de nucleaire component van de primaire kosmische straling. De stippellijn toont de universele referentieverdeling.

De samenstelling van de nucleaire component van de primaire kosmische straling wordt getoond in figuur 22. De figuur toont ook de zogenaamde universele distributie van elementen zoals waargenomen in de zonneatmosfeer en in meteorieten. De data tonen een aantal opvallende feiten:

1. De elementen Li, Be en B zijn ongeveer $10^5$ keer meer abondant in kosmische straling dan universeel waargenomen.
2. De verhouding $^3$He/$^4$He is ongeveer 300 keer groter in kosmische straling.
3. Zeer zware kernen komen vaker in kosmische straling voor.
4. Er zijn geen antihadronen aangetroffen in de primaire kosmische straling.
5. Elektronen zijn ongeveer 1 % keer zo abondant als kernen in hetzelfde energie interval; positronen vormen ongeveer 10 % van de elektron component.

De eerste twee feiten kunnen worden verklaard door aan te nemen dat de kosmische straling enkele g/cm$^2$ moeten passeren tussen de bron en de top van de aardatmosfeer. In een dergelijke hoeveelheid materie produceren kernreacties de geobserveerde verdeling. Omdat de interstellaire dichtheid ongeveer $10^{-25}$ g/cm$^3$ is, zijn de kosmische stralen ongeveer $10^6 - 10^7$ jaar onderweg geweest.

Figuur 23: Energiespectrum van de nucleaire component van de primaire kosmische straling.

Het energiespectrum, dat is het aantal primaire deeltjes als functie van de energie, is gemeten over een enorm gebied. Voor de nucleaire component wordt dit getoond in Fig. 23, waarbij de meetgegevens zich uitstrekken over 14 decaden in energie en 32 decaden in intensiteit. De energie van het meest energetische deeltje is $4 \times 10^{21}$ eV of ongeveer 60 J.

Het is duidelijk dat het energiespectrum geen thermische verdeling heeft: het is niet exponentieel, maar valt minder steil af. Een redelijke fit aan de meetgegevens, afgezien van de laagste energieën, geeft

$$I(E) \sim E^{-2,7},$$ (79)

met $I(E)$ de intensiteit van de nucleaire component met energie $E$. Er is een `knie' bij ongeveer $10^{15}$ eV, die men niet goed kan zien in Fig. 23, maar die zichtbaar gemaakt kan worden door het spectrum te normeren op de fit. Het resultaat wordt getoond in Fig. 24.

Figuur 24: Energiespectrum van hoog-energetische kosmische straling gemeten door verschillende groepen. Er is een `knie' zichtbaar bij $10^6$ GeV, terwijl er een `enkel' te zien is bij $10^{10}$ GeV.

Men denkt dat de `knie' veroorzaakt wordt door propagatie effecten of door een nieuw mechanisme van versnellen van geladen kosmische deeltjes. Boven ongeveer $10^{18}$ eV, waar het spectrum enigszins vlak wordt, neemt men aan dat de bijbehorende deeltjes van buiten ons sterrenstelsel afkomstig zijn (extra-galactische straling), omdat het galactisch magneetveld onvoldoende is om dergelijke deeltjes op te sluiten. Het spectrum van elektronen lijkt voor energieën boven de 1 GeV op dat van figuur 23, maar is steiler boven de 100 GeV vanwege elektromagnetische interacties gedurende de vlucht van deze deeltjes. Hierdoor biedt het elektronspectrum een mogelijkheid om propagatiemodellen nauwkeurig te testen.

Er zijn nog twee factoren van belang in de discussie van de energiespectra van kosmische straling. De eerste is de isotropie van de straling, de tweede de constantheid in de tijd. Metingen geven aan dat de flux van kosmische straling isotroop is voor energieën kleiner dan $10^{15}$ eV. Er zijn aanwijzingen dat de flux uit het centrum van ons melkwegstelsel ongeveer 1 % groter is dan gemiddeld. De tijdafhankelijkheid van de intensiteit over langere perioden is bestudeerd door te kijken naar de abondantie van nucleïden in maangesteente en meteorieten. Hieruit kan men afleiden dat de intensiteit van kosmische straling constant is geweest over een periode van 1 miljard jaar.

De hierboven beschreven experimentele aanwijzingen impliceren dat de bron van kosmische straling de volgende eigenschappen dient te beziten: hij dient deeltjes met energieën tot bijna $10^{22}$ eV te produceren met een spectrum zoals gegeven door vergelijking (85). De totale energie geproduceerd in ons melkwegstelsel dient ongeveer $10^{42}$ J/jaar te zijn; de straling dient isostroop en constant te zijn over minstens $10^9$ jaar. Het primaire spectrum dient zware elementen te bevatten tot ongeveer $Z=100$, maar met minder dan 1 % antihadronen.

Er is nog geen model geformuleerd dat in staat is alle meetgegevens uniek en bevredigend te beschrijven. De drie belangrijkste openstaande vragen zijn (1) Waar komen de kosmische stralen vandaan? (2) Hoe worden de kosmische deeltjes geproduceerd? (3) Hoe worden ze versneld? In het volgende zullen we enkele opmerkingen hierover maken.

1. We kunnen de eerste vraag nauwkeuriger formuleren door een schematische tekening te maken van een doorsnede door ons melkwegstelsel. Dit is weergegeven in figuur 25.

   Figuur 25: Schematische weergave van een doorsnede door ons melkwegstelsel.

   
   Kosmische straling kan geproduceerd worden in de binnenste stralingsdiscus, in de galactische halo, of ze kunnen ons melkwegstelsel van buitenaf binnenvliegen. De meeste natuurkundigen zijn van mening dat kosmische straling met een energie $< 10^{18}$ eV van ons melkwegstelsel afkomstig is.
2. Men neemt aan dat supernovae en neutronensterren kosmische straling kunnen produceren. In ons melkwegstelsel komt een supernova gemiddeld eens in de 40 jaar voor, waarbij een supernova tussen de $10^{43}$ en $10^{45,5}$ J aan energie produceert. Een recente extragalactische supernova werd in 1987 waargenomen, SN1987 genoemd, en deze supernova wordt uitvoerig bestudeerd. Studies van supernovae tonen aan dat deze de voor kosmische straling benodigde energie van $10^{42}$ J/jaar kunnen leveren. Het is echter moeilijk gebleken om met versnellingsmodellen gebaseerd op supernovaschokgolven rekenschap te geven van deeltjes met energieën groter dan $10^{15}$ eV. Recente waarneming van kosmische straling van het binaire systeem Cygnus X-3 en Hercules X-1 suggereren dat voor energieën boven de `knie', de meeste kosmische straling afkomstig is van pulsars of binaire systemen die bestaan uit een neutronenster en een grote ster.
3. Het is mogelijk dat bronnen kosmische straling uitzenden met een energiespectrum, zoals gegeven door vergelijking (85). Daarentegen, is het ook mogelijk dat de natuur dezelfde techniek gebruikt als we nu in versnellers toepassen: versnellen in stappen. Een mechanisme voor deeltjesversnelling in de interstellaire ruimte, botsing van deeltjes met een bewegend magnetisch veld, werd voorgesteld door Fermi³¹. Echter, in het algemeen is men de mening toegedaan dat de primaire bronnen van kosmische straling gevormd worden door supernovae explosies en hun restanten.