DOMOKOS GÁBOR - KÖVESI-DOMOKOS ZSUZSA


Részecskebombák a világûrbõl



"1991-ben egy rendkívüli sebességû objektum sistergett lefelé az atmoszférán keresztül a sivatagos Utah államban (USA) egy felhõtlen éjszakán, amikor még a Hold sem világított. Ez volt a legnagyobb sebességû anyagi részecske, amit ember valaha látott. Sebessége a fénysebesség 99,999999999999999999999 százaléka volt. (A fénysebesség a maximális sebesség, amit egy anyagi test elérhet.) A részecske a Föld légkörén kívüli világból - a kozmoszból - jött, így kozmikus részecskének vagy sokszor kozmikus sugárnak nevezzük. Ennek a megdöbbentõen hatalmas energiájú kozmikus sugárnak ma sem ismerjük sem az eredetét, sem pedig pontos anyagi tulajdonságait. Azt azonban jól tudjuk, hogy kozmikus részecskék milliói bombázzák az atmoszférát minden pillanatban, ámbár legnagyobb részük sokkal kisebb energiájú."1
 
A világûrbõl jövõ részecskék tanulmányozása lassan egy évszázada tart. Hagyományosan a kozmikus sugarak fizikája a Naprendszerünkön túlról érkezõ részecskék iránt érdeklõdik2. Ezek jöhetnek a mi Tejútrendszerünkbõl, vagy a helyi galaxiscsoportból (lokális csoportból), amelynek az Androméda-köd és a Tejút a legnagyobb galaxisa. Ezen túl a világmindenség bármilyen távoli részébõl is eredhetnek. Így könnyû megérteni, hogy a csillagászok számára a kozmikus sugárzás vizsgálata mindig fontos volt.
Emlékezzünk arra, hogy a csillagászat alapvetõ elméleteinek lerakását a világûrbõl jövõ elektromágneses sugarak megfigyelése tette lehetõvé. Ma már majdnem a teljes elektromágneses hullámhossztartományra kiterjednek a megfigyelések. Elsõnek a látható fényt említjük (hullámhossz (l): 10-6 > l > 3·10-7 méter, az E foton energia eV nagyságrendû)3. Évszázadokig a távcsövek voltak az egyedüli hírhozói a földünkön kívüli világ eseményeinek. Jelentõségük ma is óriási, elegendõ az atmoszféra fölött „elhelyezett" Hubble-ûrtávcsõ lélegzetelállítóan éles képeire gondolni ütközõ galaxisokkal, forró gázok felhõjében levõ "csillagbölcsõdékkel". Azonban a távoli csillagvilágból felénk tartó látható fény sokféle abszorbensen (poron, csillagközi gázokon, plazmán) lelheti halálát. Ahhoz, hogy koherens és konzisztens képünk legyen a világegyetem történetérõl, a csillagokban lejátszódó folyamatokról, a betlehemi csillagtól (nóváktól, szupernóváktól) a fehér törpékig másfajta megfigyelési adatok is szükségesek. Az utóbbi ötven-hatvan évben önálló kutatási területté vált a rádió- (100 > l > 10-3 méter), ultraibolya- (3·10-7 > l > 10-8 méter, ~4 eV < E < 120 eV), röntgen- (10-8 > l > 10-11 méter, ~0,1 < E < 100 keV )4 és gammasugár- (l < 10-11 méter, E > 100 keV) asztronómia. Akülönbözõ hullámhosszakon történõ megfigyelések igazolták vagy radikálisan megváltoztatták a világegyetemrõl alkotott elképzeléseinket; például a rádióasztronómia megjelenése lehetõséget teremtett az õsrobbanás-elméletbõl következõ, minket mindenhol körülölelõ mikrohullámú "suttogás"5 lehallgatására.
A részecskék fizikájában és a csillagászatban is egy sokszor bizonyított általános szabály, hogy a legérdekesebb és legmegdöbbentõbb felfedezéseket olyan kísérleti berendezésekkel (gyorsítókkal, detektorokkal) érték el, amik új energiatartományba léptek, vagy amikkel egy újabb tulajdonságot (polarizációt, szögeloszlást) lehetett mérni. Az atmoszférát bombázó energetikus elemi részecskék (protonok, atommagok) a „levegõatomokkal" 6 ütközve addig ismeretlen új elemi részecskék egész sorát keltették, mint a pozitront (az elektron antirészecske partnerét), a müont és erõsen kölcsönható részecskéket (pozitív, negatív és semleges pionokat, K-mezonokat, stb.). A 1930-as évektõl egészen az ötvenes évek elejéig a részecskefizika meglepõ kísérleti eredményeit szinte kivétel nélkül a nagy magasságokon elhelyezett, kozmikus sugárzást mérõ detektorok szolgáltatták. Ami az elemi részecskék fizikáját illeti, 1953-ban fordult a kocka és a kiszámíthatatlan tulajdonságú kozmikus sugárnyaláb helyett a gyorsítók építése garantálta a kontrollált laboratóriumi kísérleti munkát.
Egészen az 1990-es évekig a kozmikus sugárzás mérési eredményei igazán csak a csillagászokat izgatták. Ha az ember csak egy fontos eredményt akar idézni, akkor biztosan az 1. ábrán látható energiaspektrumot kell megmutatni. A beérkezõ elemi részecskék (fõleg protonok és könnyû atommagok) száma m2-ként, másodpercenként és 1 GeV-s energia- intervallumokként [n(E)] nagyon gyorsan csökken az E energia növekedésével. Az energiaspektrum részletei jobban élvezhetõek, ha „mesterségesen" enyhítjük a függvény meredekségét és [E2,5·n(E)]-t ábrázoljuk, illetve ennek a logaritmusát a logE függvényében. Az embernek a lélegzete is eláll, amikor észreveszi, hogy a detektorok által mért adatok lényegében két egyenes vonallal írhatók le, annak ellenére, hogy az energia legalább tíz nagyságrendet növekedett. Ez az ábra tehát azt mondja, hogy az elsõ energiatartományban (E< 1015eV) n(E) úgy csökken növekvõ energiával, mint E-2,65 és a második tartományban (kb.1015,5< E < kb. 1018eV)pedig úgy, mint E-3, azaz kicsit gyorsabban, mint alacsonyabb energián. A két különbözõ hatványviselkedés közötti átmeneti tartományt ( 1015,5 eV környéke) a fizikusok „térdnek" becézik. E > 1018 eV felett megint bonyolódik a helyzet, ezt a régiót egyszerûen "bokaként" tartják számon. A két "egyenes szakasz" - pontosabban mondva a beérkezõ kozmikus részecskék számának változása egy hatvány függvény szerint - arra utal, hogy a fizikai folyamat, ami a részecskék gyorsításáért felelõs, alapjaiban hasonló erre az egész energia tartományra. Manapság egyre valószínûbbnek tartjuk, hogy a kozmoszban nagyon gyakori és sokféle lökéshullám segítségével történõ gyorsítás felelõs a spektrum hatványviselkedéséért. Egy relativisztikus energiájú részecske a lökéshullám fronton való minden áthaladáspárnál (oda és vissza) egy kevés energiát nyer. Ahhoz, hogy jelentõs legyen az energianyereség, az is szükséges, hogy a lökéshullámfront mindkét oldalán a részecske sokszor szóródjék rugalmasan, és így a frontot gyakran újra átlépje.

1. ábra. Primer kozmikus részecskék energiaspektruma. Az ordinátán log [E2,5 · n(E)]-t ábrázoltunk. N[E] a bejövõ intenzitás ( m-2 · s-1 · sr-1 · GeV-1) a primer részecske energiájának, E(GeV) a függvényében

A legnagyobb energiájú kozmikus sugarak

Minket végeredményben a "boka" környéke érdekel majd, több okból is. Elõször is azért, mert ott olyan óriási energiával ütközik a bejövõ részecske a fent említett levegõ atommagokkal, amit ember által tervezett és épített gyorsító még nagyon sokáig nem fog elérni. A Superconducting Super Collidert (SSC) alig tíz éve törölte a költségvetésbõl az amerikai kongresszus. 20 TeV-es protonnyaláb ütközött volna frontálisan 20TeV-es antiprotonokkal. Ha ugyanezt a kísérletet úgy akarjuk végrehajtani, hogy - mondjuk - a protonok (a céltárgyak) állnak és csak az antiprotonokat gyorsítjuk, akkor az antiproton energiája ~106 TeV = 1018 eV kell, hogy legyen. Tehát még ez a meghiúsult, legnagyobb energiára tervezett gyorsító sem lett volna igazi versenytársa a „boka" környéki energetikus részecskéknek a világûrbõl. Napjainkban a Tevatron (Fermilab, USA) a legnagyobb energiájú ütközõnyalábos gyorsító, fixált céltárgymódusban a gyorsított részecskék energiája 2·1015eV. A következõ ütközõnyalábos gyorsítót az Európai Részecskefizikai Laboratóriumban (CERN) építik majd. 2005-re készül el az LHC7, amelynél az ekvivalens energia fixált céltárgymódusban kb. 1017eV. A gyorsítókkal már ellenõrzött energiákon az alapvetõ kölcsönhatások és részecskék (leptonok, kvarkok) elmélete, a Standard Modell8, meglepõen, majdhogynem ijesztõen jól mûködik annak ellenére, hogy kicsit összetákolt, és rengeteg paramétert kell rögzíteni ahhoz, hogy a modellt teljesen definiáljuk. Kevés dologban biztosabbak a részecskefizikusok, mint abban, hogy a Standard Modell nem az utolsó szó egy alapvetõbb elmélet megtalálásában. Útbaigazítást azonban leginkább nagyobb energián végzett kísérletek adhatnak. Az a remény, hogy a természet jóindulatú, és már a következõ ütközõnyalábos gyorsító (LHC) energiája elegendõ lesz arra, hogy felismerjük egy általánosabb elmélet körvonalait. (Ez az általánosabb elmélet határesetként a jelenleg feltérképezett energiatartományban, természetesen, vissza kell, hogy adja a Standard Modell jóslatait.) A "boka" energiatartomány tehát nagyon is fontos lehet a részecskefizika szempontjából. Sajnos a kísérleti körülmények nagyon bonyolultak. Fogalmunk sincs sem arról, hogy milyen részecske érkezett (talán valamilyen atommag, talán egy óriási energiájú foton, talán egy neutrínó) , sem arról, hogy mi az energiája. Egyébként is, az ismeretlen égi gyorsító által szolgáltatott nyaláb kétségbeejtõen kevés részecskét produkál a mi légkörünk tetején. A nagy hírû orosz fizikus, Zeldovics ezt így mondta: "A világegyetem a szegény ember gyorsítója." Manapság ezeknek a rendkívülien relativisztikus részecskéknek a vizsgálatánál mindnyájan csak az "égi gyorsítók" rendetlen részecskenyalábjaira számíthatunk.
A másik fontos ok arra, hogy a legmagasabb energiatartományt tüntessük ki figyelmünkkel az, hogy egyre nehezebb elképzelni olyan folyamatokat és olyan helyeket találni a világûrben, ahol ilyen kivételes energiára lehet a részecskéket gyorsítani. Michael Hillas (Leeds, Anglia) tanulmányozta azokat a feltételeket, amik ahhoz szükségesek, hogy egy töltött részecskét, protont vagy egy nehezebb atommagot adott energiára fel lehessen gyorsítani. Azt találta, hogy csak olyan galaxisok, amelyek aktív centrális maggal rendelkeznek (lásd a színes borítón) - különösen azaktív, erõs jettel rendelkezõ rádiógalaxisok - jöhetnek számításba. Ilyenek azonban a mi közvetlen szomszédságunkban (kb.150 millió fényév sugarú gömbben a Tejútrendszer körül)9 ritkán találhatók. Hozzá kell tennünk, hogy a részecskegyorsítás részleteirõl nincsenek megbízható elképzeléseink az aktív galaktikus magok esetében sem, de alapvetõ, sokszor ellenõrzött gyorsítási feltételeknek legalább eleget tesznek. Ezek a kozmikus sugarak tehát a világegyetem valószínûleg legszélsõségesebb folyamatainak és környezeteinek a hírnökei.
Említésre méltó még egy tulajdonsága azoknak a kozmikus részecskéknek, amelyek 5·1019eV energiánál nagyobb energiával hasítanak bele a légkörbe. Rossi és társai1930-ban ismerték fel, hogy a kozmikus sugárzás legnagyobb része nem fotonokból, hanem töltött részecskékbõl, atommagokból áll. Mindjárt ki is kiáltották, hogy „új asztronómia" született. Ez egy kicsit elhamarkodott általánosítás volt, ugyanis mind a mi galaxisunk, mind pedig az intergalaktikus tér gyenge, de szinte mindenütt jelenlevõ rendezett és kaotikus mágneses tereket tartalmaz, amelyek a töltött részeket eltérítik egyenes pályájuktól. Az eltérítés mértéke csökken, ahogy a részecske energiája növekszik. Az elõbb említett energia fölött mind a galaktikus, mind a jóval kisebbnek feltételezett intergalaktikus mágneses tér által okozott eltérítés olyan kicsi, hogy a részecske beesési iránya jó közelítéssel visszamutat a részecske forrására.
 

A kozmikus konspiráció: Greisen, Zatsepin és Kuzmin felismerése

Miért is olyan nagy probléma, hogy a lehetséges "mennyei gyorsítók" olyan messze vannak?
Alighogy Penzias és Wilson bejelentette a mikrohullámú háttérsugárzás felfedezését, Greisen a Cornell Egyetemrõl, valamint Zatsepinés Kuzmina moszkvai egyetemrõl egymástól függetlenül rendkívül meglepõ következtetésre jutott. A mikrohullámú háttérsugárzást képzeljük most el úgy, mint egy fotongázt, ami az egész világmindenséget betölti. A fotonok energiája átlagosan 10-4 eV körül van, azaz elég kicsi, és a gáz elég ritka, hiszen kb. 500-ra tehetõ az egy köbcentiméterben levõ fotonok száma10. Ebben a fotongázban egy proton háborítatlanul közlekedhet, akármilyen nagy távolságot tehet meg, mintha a fotonok ott sem lennének, ha az energiája kisebb, mint kb.6·1019eV. Ennél nagyobb energiánál azonban katasztrofális ütközést szenvedhet a mikrohullámú fotonokkal és minden ütközésnél energiájának egy jelentõs részét (~20-25% százalékát) elveszti, mert egy másik elemi részecske, egy pion, keletkezik. Átlagosan 20 millió fényévnyi távolság beutazása alatt következik be egy ilyen ütközés. Így a proton néhány ütközés után elveszíti rendkívüli energiáját, és energiája 6·1019 eV alá esik. Akonklúzió napnál is világosabb: ha az égi gyorsítók, amelyek 6·1019 eV fölé tudják gyorsítani a protonokat, messzebb vannak, mint mondjuk 100-150 millió fényév, akkor mi sosem (vagy meglehetõsen ritkán) láthatunk kozmikus sugarakat 6·1019 eV-nál nagyobb energiával. Ezt az energiát nevezik a Greisen-Zatsepin-Kuzmin(GZK)-levágásnak.
 
Márpedig a cikk legelején említett hihetetlenül gyors részecskeenergiáját 30·1019 eV-nak mérte a Légyszem11 detektor. 150 millió fényév nagyon nagy távolságnak tûnik, de a világmindenség skáláján meglehetõsen kicsi; például sok, rendkívül nagy energiát kisugárzó kvazárt12 figyeltek meg 5-10 milliárd fényév távolságban. Tehát, ha a részecske, ami ezzel az óriási energiával rendelkezett egy proton volt vagy egy atommag13, akkor nem érkezhetett nagyon messzirõl. Egyetlen aránylag közeli, minden kívánságot kielégítõ rádiógalaxisról tudunk. Ez a Virgo-halmazban elhelyezkedõ M87, amely kb. 60 millió fényév távolságra van.
Tegyünk most egy kis kitérõt a fontosabb mérési módszerek megismerése felé.
 

Felszíni kiterjedt légizápor-detektorok és a Légyszem

Az 1. ábrán látható energiaspektrumból kis számolgatás után a következõ eredmények kaphatóak a légkör tetejére érkezõ részecskék számára14:
 
E (energia) (eV)  Részecskeszám E-nél nagyobb energiával 
1014
~ 10 négyzetméterenként és naponként 
1015 ~ 0,1 négyzetméterenként és naponként
1016 ~ 1 négyzetméterenként és évenként 
1018 ~100 négyzetkilométerenként és évenként
1019 ~ 1 négyzetkilométerenként és évenként 
Jó tudni, hogy a Föld légköre megvéd bennünket ezektõl a részecskéktõl. Már egészen magasan összeütköznek a levegõ oxigén- és nitrogénmolekuláival . Egy energetikus foton elektron -pozitron-párt kelt, és megosztja közöttük az energiáját. Azelektron és a pozitron is kölcsönhat a levegõben, és energetikus fotonokat kelt, a fotonok megint elektron-pozitron-párt keltenek, és amíg nem csökken túlságosan az energia, a sorozatos kölcsönhatások következtében exponenciálisan nõ a fotonok, elektronok és pozitronok száma. Egy ún. elektromágneses légizápor jött létre. Ha egy proton vagy más atommag érkezett, az elsõ kölcsönhatásnál sok erõsen kölcsönható részecske, fõleg pion keletkezik. A semleges pionok azonnal két fotonra bomlanak, amelyek egy-egy, az imént megismert elektromágneses légizáport indítanak. A töltött pionok lassabban bomlanak (töltött müonra és neutrínókra), így van esélyük újabb erõs kölcsönhatásra. Újabb semleges pionokból fotonok indítanak újabb elektromágneses légizáport. A részecskék száma gyorsan nõ és végeredményben itt is nagy számú foton, elektron és pozitron rohan lefelé az atmoszférán keresztül. (Az atommagból induló zápor persze még aránylag könnyen detektálható müonokat is tartalmaz.) Mind egy fotonnal, mind pedig egy maggal kezdõdõ zápor végül olyan, mint egy "elektromágneses palacsinta" (azaz nagyszámú foton, elektron és pozitron), nem nagyon vastag, de lassan növekvõ átmérõjû, amint söpör lefelé lényegében fénysebességgel (2. ábra). Ha a légizáport indító részecske energiája kb. 1014 eV fölött van, akkor a kiterjedt légizápor eléri a Föld felszínét és detektorokkal mérhetõ a részecskék száma. Ebbõl a primer részecske energiája kielégítõ pontossággal megállapítható. A bonyodalmak nagy részét ezzel szépen a szõnyeg alá söpörtük. Az elsõ kölcsönhatásnak a Föld felszínétõl mért magasságában és úgy általában a záporfejlõdésben, óriási fluktuációk lehetségesek. Ahhoz, hogy az átlagos viselkedésre elegendõ információt gyûjthessünk, sok-sok kiterjedt légizáport kell megfigyelnünk.


2. ábra. Kiterjedt légizápor. Sematikus ábra a foton-elektron-pozitron komponens terjedésérõl az atmoszférában, t1 < t2 < t3. A fekete téglalapok jelölik a detektorokat, amelyek mintát vesznek a felszínre érkezõ részecskék eloszlásából

Alacsonyabb energiákon a detektort felküldik nagy magasságba - mûholdon, repülõn vagy léggömbön elhelyezve -, így az elsõ kölcsönhatás magában a detektorban történik. A beérkezõ részecske tulajdonságai elég pontosan megállapíthatók. Ahogy azonban a beesõ részecskék száma esik az energia növekedésével, az elõbb említett direkt mérési módszer nem alkalmazható. A táblázat számai éppen azt tanácsolják, hogy nagyobb felületet figyelõ berendezést kell tervezni a nagyobb energiák tanulmányozásához. A jó hír az, hogy ahogy a direkt módszereket a nagyon vérszegény bejövõ intenzitással elveszítjük, ugyanazokon az energiákon a kiterjedt légizáporok elérik a föld felszínét. A rossz hírt is tudomásul kell vennünk: direkt mérésbõl egy nagyon is indirekt mérési módszerre kell áttérnünk.
A felszíni kiterjedt légizápor-detektorok voltak az elsõ és minmáig  rendkívül fontos szerepet játszó berendezések arra, hogy a kozmikus sugárzás tulajdonságait felderítsük. Nagy területen helyeznek el detektorokat, amelyek így mintát vesznek a beérkezõ részecskeszám-eloszlásból. Nanoszekundumos (10-9 sec) pontossággal mérik az idõkülönbséget a detektorok megszólalása között, ami lehetõvé teszi a beérkezés irányának pontos mérését15. A 3. ábrán egy felszíni kiterjedt légizápor-detektorról készült légifelvételt mutatunk. Minél nagyobb energiákat akarunk tanulmányozni, annál nagyobb területre kell szétosztani a mintát vevõ detektorainkat, hogy ellensúlyozzuk az egyre kisebb beérkezõ primer részecskeszámot. A jelenleg üzemelõ felszíni zápordetektorok közül az AGASA (Akeno Giant Air Shower Array, Akeno, Japán) a legnagyobb. Közel 100 km2 területen 111, egyenként 2,2 m2 felületû detektort helyeztek el kb.1 km távolsággal a közvetlen szomszédok között.

3. ábra. Légifelvétel a CASA-MIA felszíni detektorról.
A fehér pontok a detektorok, a közvetlen szomszédok távolsága 15 m


A levegõ fluoreszcencia egy másik módszert ad a légizáporok tanulmányozására. A sebesen száguldó töltött részecskék gerjesztik a nitrogénmolekulákat, majd azok a közeli ultraibolyahullámhossz- tartományban izotróp kisugárzott fénnyel térnek vissza az alapállapotukba. A fényt nagy konvex tükrökkel gyûjtik és érzékeny fotoelektron-sokszorozó csövekre fókuszálják. Ez a fajta nitrogén fluoreszcencia sajnos nagyon kis hozamú folyamat. Így csak a legmagasabb energiákon produkál elegendõ fényt, amikor a zápor maximuma körül milliárdnyi (109) töltött részecske gerjeszti a nitrogénmolekulákat. A légyszem-detektor volt az elsõ, amelyik a nitrogén fluoreszcenciát használta a kiterjedt légizáporok megfigyelésére.

4. ábra. Az eredeti Légyszem-detektor, Utah, Egyesült Államok.
Összesen 67, egyenként 1,5 m átmérõjû tükör képezi le az eget

A 4. ábrára ránézve az ember azt hinné, hogy néhány összevissza dobált, rozsdásodó olajoshordót lát (lásd a színes borítóoldalon is). Ezeknek a hordóknak az alján azonban gyûjtõtükrök voltak elhelyezve, úgy beállítva, hogy minden egyes hordó a tükrével az ég egy másik foltjáról gyûjtötte a fényt. A tükrök a fényt több mint 10 fotoelektron-sokszorozóra fókuszálták, ezzel még kisebb, hatszög alakú foltokra bontották fel a megfigyelt égdarabot. Az egész berendezés összesen 880 fotoelektronsokszorozót használt az ég félgömbjének leképezésére (5. ábra). Azápor egész fejlõdése nyomon követhetõ ezzel a detektorral, ami egy újfajta információval segíti a primer részecske tulajdonságainak meghatározását. Ez a detektor észlelte az eddig legnagyobb energiás kozmikus részecskét 3·1020 eV energiával. Az ember meglepõdése csak fokozódik, amikor észreveszi, hogy egy mikroszkopikus részecske makroszkopikus energiát birtokolt; 3·1020 eV = 48 Joule energiával rendelkezik például egy teniszlabda nagyon gyors szerva esetén, ami jól meg tudja csapni az embert. Ma már egy új, jóval nagyobb felbontóképességû légyszem típusú detektor mûködik az eredeti helyen, neve nagyfelbontású légyszem (High Resolution Fly's Eye) röviden az angol névbõl összerakva a HiRes detektor. Két légyszem sztereomódusban nézi az eget, természetesen csak felhõtlen és holdtalan éjszakán, ami kb. 10 százaléka annak az idõnek, amit az állandóan, szélben, esõben, éjjel-nappal mûködõ felszíni zápordetektorok képesek használni. Ezt ellensúlyozza a sokkal nagyobb terület, amit HiRes belát és az, hogy a záporfejlõdést egész hosszában lehet megfigyelni. HiRes 1997-ben kezdte a méréseket, és azóta hét részecske érkezett 1020 eV-nál nagyobb energiával, közöttük a második legnagyobb energiájú kozmikus részecske. Ennek energiáját 2,8·1020 eV-ra becsülték. A GZK-levágás (6·1019 eV) felett összesen 20 részecskét detektáltak.

5. ábra. A légyszem így képezi le az eget. Jól látható az egy-egy tükör által leképezett folt, és benne a kis hatszögek az egy fotonsokszorozó által „látott" foltot adják. A besötétített csík mutatja, ahogy egy kiterjedt légizápor által kisugárzott fény megszólaltatja a fotonsokszorozókat

A tervezõasztalon van még két légyszem jellegû detektor: az amerikai OWL (Orbiting Wide-angle Light-collector, azaz "ûrpályára helyezett széles látószögû fénygyûjtõ")16 és az európai AirWatch („légköri figyelõ"). Mindkét projekt mûholdakon elhelyezett légyszem-detektorokkal felülrõl akarja regisztrálni a kiterjedt légizáporokat.
Auger Obszervatórium. A megépítéshez legközelebb álló új kiterjedt légizápor-detektor a francia fizikus, Pierre Augernevét viseli. (Auger gondolt elõször a kiterjedt légizáporok létezésére és vizsgálta tulajdonságaikat.) Tulajdonképpen két hibrid detektorról van szó: az egyik a déli féltekén, Argentínában épül, a másik helyéül az amerikai Utah államot tervezi a jelentõs számú fizikust foglalkoztató nemzetközi tervezõgárda. Így a két detektorral a teljes éggömböt megfigyelhetjük. A tervezett detektort hibridnek neveztük, ugyanis két komponense van: egy felszíni légizápor-detektor és három légyszem.  A felszíni kiterjedt légizápor-detektor 1600 "mintavevõ" detektort tartalmaz egy hexagonális rács metszéspontjaiban elhelyezve 104 km2 területen (6. ábra). A három légyszem „látja" az egész felszíni detektort. Az idõ kb. 10 százalékában (felhõtlen, holdtalan éjszakán) mindkét komponens mûködik és a keresztkalibrálás pontosabb energiabecslést tesz lehetõvé (7. ábra). A felszíni detektor prototípusát a 8. ábra mutatja.
 
 
 
6. ábra. A kicsiny fekete pontok a felszíni detektorok, a szomszédos detektorok távolsága 1,5 km; a három nagyobb fekete pont jelzi a légyszem-detektorokat, a nagy körök mutatják a detektor által belátott területet 7. ábra. Illusztráció a kiterjedt légizápor mérésére hibrid módusban 8. ábra. Az Anger Obszervatórium felszíni detektorának prototípusa
Mielõtt áttérünk a spekulációk ismertetésére, foglaljuk öszsze a kísérleti eredményeket az E>1020eV tartományra. Az elsõ részecskét kb. 1020 eV energiával 1963-ban találták a Volcano Ranch detektorral (USA). A nagyobb területet lefedõ Haverah Park (Anglia), Jakutszk (Oroszország), az eredeti légyszem és a jelenleg is adatokat szolgáltató fent említett AGASA összesen 14 részecskét látott. Ehhez jön hozzá a hét HiRes-esemény. Nemcsak egyre növekszik a "tilos" tartományba tartozó részecskék száma, de a beérkezési irányuk közel izotróp. (Ezek a mérések csak az északi félgömböt látják. Ezért is fontos az Argentínába tervezett Auger Obszervatórium.) Abeérkezési irány izotrópiáját legalább olyan nehéz megmagyarázni, mint a GZK-levágás teljes figyelmen kívül hagyását. Alegtermészetesebb magyarázat persze az, hogy még ezeken a rendkívüli energiákon is sok lehetséges forrása van a részecskéknek, amelyek aránylag egyenletes sûrûségben borítják be az eget.

Mi a magyarázat?

Be kell vallanunk, hogy semmilyen biztos magyarázatot sem tudunk adni a GZK-levágásnál nagyobb energiával érkezõ kozmikus sugarak eredetére vagy természetére. Éppen ez teszi a jelenlétüket érdekessé.
 
Több fizikus még ma is vitatja, hogy valamilyen új jelenséggel állnánk szemben. Azzal érvelnek, hogy minden mérésnek van hibája; lehet, hogy valamilyen statisztikus ingadozás következtében az energiát a mérõberendezés nagyobbnak mérte, mint a GZK-levágás, bár az valójában kisebb volt, mint a „varázslatos" 6·1019 eV. Ez a magyarázat elfogadható lenne, ha csak két vagy három eseményrõl lenne szó. Azonban az „abnormális" események száma egyre szaporodik. Egyre nehezebben hihetõ, hogy mindezek az események csak statisztikus ingadozások következményei lennének.
 
Lehetséges-e, hogy a GZK-levágást kijátszó részecske nem proton, hanem egy foton? A jelenlegi mérõberendezések nem tudnak közvetlenül különbséget tenni protonok és fotonok által keltett kiterjedt légizáporok között. Egy foton ki tudja játszani a GZK-levágást, annak ellenére, hogy a kérdéses energiatartományban nem csak a mikrohullámú háttér kis energiájú fotonjaival ütközve kelthet elektron-pozitron párt. A rádióháttér fotonjaival is végbemegy ez a folyamat és 1020 eV körül, ez a fontosabb. Minden ésszerû modell a rádió háttérsugárzásra azt adja, hogy a nagy energiás foton messzebbre jut el ütközés nélkül, mint egy proton. Ugyanakkor egy fotonnak nem kell elérnie az atmoszférát ahhoz, hogy egy kiterjedt légizáport keltsen: a Föld mágneses terével kölcsönhatva kelt egy elektron-pozitron- párt és elindítja a záport, még mielõtt bejut az atmoszférába. Azonban Todor Stanev(Delaware Egyetem) és munkatársai kihasználták, hogy a légyszem-detektor követni tudja egy kiterjedt légizápor fejlõdését az atmoszférában. Analizálták a légyszem által megfigyelt, máig is rekordot tartó eseményben a zápor fejlõdését. Azt találták, hogy a zápor az atmoszférában keletkezett és minden tekintetben hasonlít egy proton által keltett záporhoz.
Természetesen, az elméleti fizikusok sok magyarázatot találtak ki az „abnormális" események értelmezésére. A legtöbb magyarázat azonban olyan feltevéseket volt kénytelen tenni az elemi részek kölcsönhatását illetõen, amelyeknek kisebb energiákon is mérhetõ következményei voltak.

Idõrendben az egyik elsõ magyarázatot David Schramm és ChrisHilljavasolta a nyolcvanas évek közepe táján. Akkoriban sokan azt gondolták, hogy az összes kölcsönhatás (erõs, gyenge, elektromágneses) hasonló erõsségûvé válik az GUT („Grand Unified Theory" azaz nagy egyesített elmélet) jellemzõ energiáján, amit akkoriban kb. 1015 GeV-ra becsültek. Ezeknek az elméleteknek egyik következménye az volt, hogy az univerzum korai fejlõdése során topológiai defektusok keletkeznek. Ezek gyakorlatilag minden tekintetben úgy viselkednek, mint a megszokott, instabil részecskék, pl. egy pion vagy egy radioaktív atommag. A feltételezett bomlástermékek közt egy nagyenergiás proton is szerepelt, amely elindította volna a „házunk táján" a GZK-levágást kijátszó légizáport. Ray Protheroe(Adelaide Egyetem) mutatott rá, hogy a topológiai defektusok elbomlása más részecskéket is produkál. Többek közt a keletkezõ elektronok és fotonok elindítanak egy záport a mikrohullámú háttér sugárzással kölcsönhatva. Végeredményben, néhány MeV energiájú fotonokat kellene látnunk akármilyen irányból érkezve. A Compton Gamma Ray Observatory (GRO)alkalmas az ilyen energiatartományba esõ fotonok megfigyelésére. A mérési adatok meghatároznak egy felsõ korlátot az izotróp beesõ gamma sugár háttér intenzitására. Ez összeférhetetlen a topológiai defektusok bomlásából származó fotonokkal.

Hasonló sorsra jutott több más javasolt magyarázat is, amelyek mindegyike különbözõ, néhány éve népszerûnek tartott elméletet használt ki. Az idõközben elvégzett mérések a különbözõ gyorsítókkal kapcsolatos berendezéseken (CERN, Fermi Nemzeti Laboratórium) ezeket a feltevéseket egyértelmûen megcáfolták. Akármilyen szép is egy feltevés, ha ellentmond a mérési eredményeknek, akkor elfogadhatatlan. (Valaki egyszer azt írta, hogy "az elméleti fizika temetõje tele van gyönyörû elméletekkel".)

Hogyan tovább?

Két magyarázat maradt mindmáig a porondon cáfolat nélkül, mindkettõ a neutrínókat tekinti a távoli forrásból érkezõ részecskéknek. Az egyiket Tom Weiler(Vanderbilt Egyetem) javasolta, a másikat ennek a cikknek a szerzõi.
Weiler hipotézisének megértéséhez tudnunk kell, hogy a mikrohullámú fotonháttér mellett lennie kell egy neutrínóháttérnek is. Az utóbbit sokkal nehezebb kimérni, mint a fotonhátteret, mert a neutrínók kölcsönhatása sokkal gyengébb, mint a fotonoké. Azonban a mikrohullámú fotonháttér létezését ma már több kísérlet bizonyítja. Egyszerûen nem lehet elképzelni olyan kozmológiai elméletet, amelyben a mikrohullámú fotonhátteret ne kísérné egy hasonló hõmérsékletû neutrínóháttér. A továbbiakban Weiler felteszi, hogy valahonnan keletkeznek nagyon nagy energiás neutrínók. Ezek akadálytalanul átjutnak a mikrohullámú fotongázon, mert a kölcsönhatás a fotonok és neutrínók között rendkívül gyenge. (Gondoljuk meg, hogy egy neutrínó elektromosan semleges, és mágneses dipólmomentuma elhanyagolható, legalábbis a Standard Modell keretein belül.) Weiler szerint egy nagyon nagy energiás neutrínó a közvetlen szomszédságunkban (azaz közelebb, mint kb. 150 millió fényév) kölcsönhat egy antineutrínóval a neutrínóháttérbõl. A kölcsönhatásban keletkezik egy Z-bozon, ami azonnal elbomlik, fõleg kvarkokra és antikvarkokra. Az erõs kölcsönhatások dinamikája gondoskodik arról, hogy a kvark "felöltözzék" egy protonná és voilá, megtaláltuk a protont, amelyik a GZKlevágás feletti záporokat okozza! Weiler hipotézisének erõssége, hogy csak a Standard Modell bevált fizikáját használja.

Lehet-e baj ezzel? 

Az egyik probléma energetikai. Aránylag egyszerû számítással, megint csak a Standard Modellbõl jól ismert fizikát kihasználva, meggyõzhetjük magunkat, hogy egy kb. 1020 eV energiával rendelkezõ proton keltéséhez a Weiler által javasolt mechanizmus által legalább 1024-1025 eV energiájú protonokra van szükség a forrásnál, akármi is az (pl. egy aktív galaktikus mag). Asztrofizikusok szerint elég nehéz megérteni egy kb. 1020eV proton keltését akármilyen ismert asztrofizikai környezetben. Ennél nagyobb energiájú protonok keltése majdnem elképzelhetetlen. Egy másik lehetséges probléma kozmológiai jellegû. Ha összegyûjtjük a máig ismert, a GZK-levágás feletti energiával rendelkezõ kozmikus sugarakat, akkor kaphatunk valamilyen képet arról, hogy mekkora neutrínóintenzitásra van szükségünk ahhoz, hogy a megfigyelt fluxust produkáljuk. Megint csak egy egyszerû (és ezért megbízható) számítás szerint, a szükséges intenzitás olyan nagy, hogy a keltett neutrínók gravitációs kölcsönhatása a ma ismert univerzumot az asztronómiai megfigyelésekkel valószínûleg öszszeférhetetlenül kicsi sugarú objektummá húzná össze. Weiler hipotézisét jelenleg nem tudjuk kizárni, de kétségkívül komoly problémákkal kell megbirkóznia.
Minthogy a Standard Modell keretein belül a GZK-levágás feletti események értelmezése nagyon nehéz (talán lehetetlen is?), próbáljuk meg a Standard Modell módosítását. Az elmúlt néhány évben, több fizikus (többek közt Keith Dienes, Joseph Lykken, Savas Dimopoulos) rámutatott arra, hogy az úgynevezett univerzális húrelméletek keretein belül teljesen lehetséges, hogy a sokféle kölcsönhatás egyesítése aránylag kis tömegközépponti energián (mondjuk, 30 TeV körül) következzék be. Eza feltevés semmilyen jelenleg ismert mérési adattal sincs ellentmondásban. Következményei azonban a GZK-levágás feletti eseményekkel kapcsolatban nagyon fontosak lehetnek.
Röviden arról van szó, hogy ha a kölcsönhatások egyesítése már ilyen alacsony energiákon bekövetkezik, akkor csak arra van szükség, hogy egy neutrínónak egy kissé nagyobb energiája legyen, mint a GZK-levágási energia. Ekkora energiákon a neutrínó akadálytalanul átjut a kozmikus mikrohullámháttéren és a neutrínóháttéren is: kölcsönhatása a mikrohullámú fotonvagy neutrínógázzal elhanyagolható. Mihelyt azonban a neutrínó ütközik egy nitrogén- vagy oxigénatom magjával az atmoszférában, a tömegközépponti energia elegendõ ahhoz, hogy a neutrínó „észrevegye" a kölcsönhatások egyesülését. Ennek következtében egy proton vagy egy neutrínó kölcsönhatása az atmoszférában nagyon hasonló egymáshoz: a neutrínók is el tudnak indítani egy kiterjedt légizáport, akárcsak a protonok. Meg tudtuk mutatni, hogy a neutrínók által keltett légizáporok átlagos viselkedése alig tér el a protonok által keltett záporokétól. Ez azért bátorító, mert, mint láttuk, Stanev és munkatársai analízise szerint az „abnormális" események viselkedése nem különbözik nagyon a protonok által keltett záporokétól. A záporok részletes vizsgálata azt mutatja, hogy a statisztikus ingadozások természete nagyon is különbözik a protonok által keltett záporokétól. Ennek az a fontos következménye, hogy ez az elméleti javaslat a GZK-levágás feletti események interpretációjára megcáfolható17.
Megtaláltuk hát a GZK-levágás feletti események magyarázatával a kulcsot, amely segítségével hozzáférhetünk a Standard Modellen túlmutató fizikához? Akármilyen válasz túlságosan korai lenne: a ma rendelkezésre álló megfigyelési adatok mindössze egy maroknyi eseményt tartalmaznak, amelyekben a záporok fejlõdését a detektorok nyomon tudták követni. Új detektorok (OWL, Air Watch, Auger Obszervatórium) lépnek színre a közeljövõben; a HiRes már mûködik is. Új adataink lesznek tehát, amelyek lehetõvé teszik a rejtély jobb megközelítését.

1. Szabadon idézve a Cosmic Bullets (R. Clay and B. Dawson

) címû könyv elõszavából. Az elõszó szerzõje P. Davies.

2 .Ebben a felosztásban beszélhetünk napfizikáról és kozmikus sugarak fizikájáról.

 
3. A kvantumelmélet szerint egy adott l hullámhosszú foton (ami az elektromágneses sugárzás tovább oszthatatlan kvantuma) energiája E=hc/l, ahol h a Planck-állandó és c a fénysebesség. Az energia elektronvolt (eV) egysége az atom- és részecskefizikában használatos. 1 eV az az energia, amit egy elektron nyer, amikor 1 volt potenciálkülönbségen megy át (1 eV = 1,6 10-19 Joule).

4. 1 keV = 10-3eV, továbbá gyakran használatos 1 MeV = 106 eV, 1 GeV = 109 eV, 1 TeV = 1012 eV, 1 PeV = 1015 eV, 1 EeV = 1018 eV = 0,16 Joule(!).

5. Mikrohullámú háttérsugárzás; 1965-ben fedezte fel A. Penzias és R. Wilson. Mikrohullámú antennájukban nem tudtak megszabadulni egy minden irányból érkezõ alapzajtól, annak ellenére, hogy a galambok által az antenna tányérjában hagyott „fehéres-szürke dielektrikumot" is eltávolították.

6. A levegõben lévõ nitrogén- vagy oxigénatommagok közösen használt neve.

7. Large Hadron Collider (Nagy Hadron Ütköztetõ)

8. Horváth Dezsõ: A Standard Modell, Természet Világa különszám

9. Egy fényév az a távolság, amit a fény tesz meg egy naptári esztendõ alatt. Emlékezzünk, hogy a fényév ebben a csillagászatban használt értelemben egy távolság egység. A mi otthonunknak, a Tejútrendszernek kb. 100 000 fényév az átmérõje. A Tejútrendszer fényes csillagai egy lényegében elég lapos korong alakú formátumot alkotnak, a galaxis centruma környékén kisebb „kidudorodással". Ennek a korongnak az átmérõjérõl beszéltünk az imént. Naprendszerünk kb. 30 000 fényévre van a centrumtól , tehát a Tejútrendszer külsõ harmadában lakunk

10 .Összehasonlításul: a levegõben tengerszinten kb. 1020 oxigén- és nitrogénmolekula van minden cm3-ben.

11. Fly's Eye detektor

12. A kvazárok is az aktív galaktikus magok társaságának illusztris tagjai: a mag egy szupernehéz fekete lyuk.

13. Nagy energiájú atommagok a csillagfény fotonjaival ütközve szétesnek kisebb energiájú töredékmagokra átlagosan még rövidebb távolságon, mint a 20 millió fényév, amit a pion fotonkeltésénél említettünk.

14. Ezeket a számokat azzal a hallgatólagos feltevéssel kaptuk, hogy a legnagyobb energiák tartományában is folytatódik a hatványviselkedés.

15. Ha a részecske függõleges irányban érkezett, akkor az "elektromágneses palacsinta" minden része lényegében egyszerre ér földet és szólaltatja meg a detektorokat. Ha a részecske sebessége nullától különbözõ szöget zár be a függõlegessel, akkor a „palacsinta" különbözõ részei más-más idõben érik el a detektorokat. 16 Az OWL akronim , amely magyarul baglyot jelent, azért találó, mert a bagoly is egy magasan levõ faágról lefelé nézve figyeli prédáját az éj sötétjében.

17. A filozófus Thomas Kuhn (aki különben pályafutását fizikusként kezdte) fogalmazta meg elõször pontosan, hogy egy fizikai elméletet bizonyítani mindig csak az adott mérési pontosság erejéig lehet. Ha azonban, ha egy kísérleti eredmény ellentmond a tudományos hipotézisnek, akkor a hipotézist lényegesen módosítanunk kell, vagy egyáltalán meg kell tõle szabadulnunk. Egyhipotézis egyjelenség magyarázatára nem kielégítõ, mert nem megcáfolható. Akármilyen hipotézisbõl további mérhetõ következtetéseket kell tudnunk levonni. A hipotézis így válik megcáfolhatóvá.