Gammakiirguspursked kaugetest tähtedest, nagu on näidatud selle kunstniku illustratsioonil, on üks võimalikke allikaid ülivõimsatele "OMG-osakestele", mis aeg-ajalt Maa peal teadlaste detektoritesse satuvad.
(Pilt: © NASA / SkyWorks Digital)
Paul Sutter on Ohio Riikliku Ülikooli astrofüüsik ja teaduskeskuse COSI juhtivteadur. Sutter on ka saadete "Küsi kosmosemehelt" ja "Kosmoseraadio" võõrustaja ning viib AstroTours'i üle kogu maailma. Sutter esitas selle artikli Space.comi veebisaidile Expert Voices: Op-Ed & Insights.
Praegu, just seda teksti lugedes, lõhestavad teie DNA pisikesed nähtamatud kuulid. Kahjurimüüjaid nimetatakse kosmilisteks kiirteks, ehkki need pole absoluutselt kiired - kuid nimi takerdus ajaloolisest arusaamatusest. Selle asemel on nad osakesed: enamasti elektronid ja prootonid, kuid mõnikord ka raskemad asjad, näiteks heelium või isegi raudtuumad.
Need kosmilised osakesed on hädas, kuna a) nad on kiired ja neil on seetõttu palju kineetilist energiat, et neid ümber visata ja b) nad on elektriliselt laetud. See tähendab, et nad võivad ioniseerida meie vaeseid DNA nukleotiide, rebides need lahku ja põhjustades aeg-ajalt kontrollimatuid replikatsioonivigu (aka, vähk). ['Superstaari' Eta Carinae käitub nagu hiiglaslik kosmilise kiirguse relv, aga miks?]
Justkui poleks see olnud piisavalt halb, kui aeg-ajalt, umbes kord ruutkilomeetri kohta aastas, tuleb osake, kes kiljub meie atmosfääri tõeliselt koletu kiirusega, koputab õnnetu lämmastiku- või hapniku molekuli vastu ja liigub duši alla. madalama energiatarbega (kuid muidugi surmav) sekundaarsed osakesed.
Sellise meeletu potentsiaaliga osakesega silmitsi seistes on ainult üks asjakohane vastus: "OMG".
Kiirepallid
"OMG" oli hüüdnimi, mis anti esimesele näitele sellest, mida nüüd tuntakse ülimageensete kosmiliste kiirtena, mille avastas 1991. aastal Utah 'ülikooli Fly's Eye kosmiline kiirdetektor. See üksik prooton tungis meie atmosfääri, minnes valguse kiirusega umbes 99.99999999999999999999951 protsenti. Ja ei, kõik need üheksa ei ole just dramaatilise efekti nimel, et number muljetavaldavaks muuta - see oli tõesti nii kiire. Sellel osakesel oli sama suur kineetiline energia kui korralikult visatud pesapallil ... mis oli kokkusurutud prootoni suuruseks objektiks.
See tähendab, et sellel osakesel oli üle 10 miljoni korra rohkem energiat kui see, mida meie võimsaim osakeste põrkaja LHC suudab toota. Relativistliku aja laienemise tõttu võis selle kiirusega OMG osake liikuda lähima naabritähe Proxima Centauri juurde 0,43 millisekundi jooksul osakese enda ajast. Selleks ajaks, kui olete selle lause lugemise lõpetanud (selle enda vaatenurgast), võib see jätkuda meie galaktilisse tuuma.
OMG, tõepoolest.
Pärast osakeste avastamist oleme kogu maailmas spetsialiseerunud teleskoopide ja detektorite abil jälginud nende ekstreemsete sündmuste taeva jälgimist. Kõike öeldes on meil viimase paarikümne aasta jooksul salvestatud umbes sada OMG-klassi osakesi.
Need paar tosinat näidet selgitavad ja süvendavad nende päritolu saladusi. Lisateave on alati hea, kuid milline põrgu meie universumis on piisavalt võimas, et anda prootonile piisavalt hea pragu, et see suudaks peaaegu - peaaegu - väljakutsuda kerge võistlusega?
Nugipallid
Laetud osakese kiirendamiseks hullumeelsele kiirusele vajate kahte peamist koostisosa: palju energiat ja magnetvälja. Magnetväli teeb osakestesse ülekandmiseks mis tahes energia, mis teil on (nt supernoova lööklaine plahvatuslik kineetiline energia või pöörlev gravitatsiooniline tõmme, kui aine langeb musta augu poole). Üksikasjalik füüsika on loomulikult uskumatult keeruline ja mitte eriti hästi mõistetav. Kosmiliste kiirte sünnikohad on kohutavalt keerulised ja asuvad meie universumi äärmuslikes piirkondades, nii et täielikku füüsilist pilti on raske saada.
Kuid võime siiski teha mõned haritud arvamised selle kohta, kust pärinevad sellised ekstreemsed näited nagu meie sõber OMG osake. Meie esimene arvamine võib olla supernoovad, massiivsete tähtede titaanlikud surmad. Magnetväljad? Kontrollima. Palju energiat? Kontrollima. Kuid mitte trikkimiseks piisavalt energiat. Teie aiasordilisel tähtdetailusel pole lihtsalt piisavalt toorest oomi, et osakesi välja sülitada sellisel kiirusel, mida me kaalume.
Mis järgmiseks? Aktiivsed galaktilised tuumad on tugevad konkurendid. Need tuumad tekivad siis, kui mateeria pöördub galaktika keskel asuva supermassiivse musta augu ümber selle hukatusse; see materjal surub kokku ja kuumeneb, moodustades akrüülketta viimastel hetkedel. See keerlev inferno tekitab dünamotoimingutest intensiivseid magnetvälju, moodustades tugeva koostisainete segu, mis on vajalik väljutatavatele osakestele tõsise hobujõu lisamiseks.
Välja arvatud (ja te teadsite, et seal tuleb mingi "välja arvatud"), on aktiivsed galaktilised tuumad Maale jõudvate kosmiliste kiirte tekitamiseks liiga kaugel. Ülimalt suure energiatarbega kosmilise kiiruse naeruväärsel kiirusel sarnaneb kosmosest läbi sõitmine pigem vihmahoobi kaudu kündmist. Põhjuseks on see, et nendel kiirustel näib kosmiline mikrolaine taust - väga varasest universumist üle jäänud vähese energiaga footonite tulv - kõrgelt energiate poole tugevalt sinine. Niisiis, see kõrge intensiivsusega valgus haiseb ja vahetub liikuva kosmilise kiirguse käes, aeglustades ja peatades selle lõpuks.
Seega ei peaks me eeldama, et kõige võimsamad kosmilised kiired rändavad kaugemale kui sada miljonit valgusaastat - ja enamik aktiivseid galaktilisi tuumasid on meist palju, palju kaugemal.
Kurvipallid
Juba mõnda aega oli OMG genereerimise peamine kahtlus Centaurus A, suhteliselt lähedal asuv aktiivne galaktiline tuum, mis asub kuskil 10–16 miljoni valgusaasta kaugusel. Võimas, magnetiline ja lähedal - täiuslik kombinatsioon. Kuid kuigi mõned uuringud on vihjanud, et kosmilised kiired võivad pärineda selle üldisest suunast, pole kunagi olnud piisavalt selget korrelatsiooni, et muuta see galaktika kahtlusalusest kuni süüdimõistmiseni. [Kummalise galaktika kentauri sügav pilk A]
Osa probleemist on see, et Linnutee enda magnetväli muudab sisenevate kosmiliste kiirte trajektoori delikaatselt, maskeerides nende algsed suunad. Niisiis, kosmilise kiirgusallika rekonstrueerimiseks vajate ka mudeleid meie galaktika magnetvälja tugevuse ja suuna jaoks - midagi, millel meil pole täpselt käepidet.
Kui OMG generaator ei ole iseenesest Kentaurus A, siis on see võib-olla Seyferti galaktikad, teatud galaktiline alamklass üldiselt lähedastest, üldiselt nõrgematest (kuid siiski meeletult heledatest ja tugevatest) aktiivsetest galaktilistest tuumadest. Kuid jällegi on raske teha täpset statistilist määra, kuna pole vaja kasutada isegi sada proovi.
Võib-olla on see gammakiirguse purunemine, mis arvatakse ulatuvat omapärasest kataklüsmilisest otsast mõne äärmuslikuma täheni. Kuid meie arusaam selle olukorra füüsikast on (kas võite seda uskuda?) Üsna visandlik.
Võib-olla on see midagi eksootilisemat, näiteks topoloogilised defektid Suure Paugu varasematest hetkedest või mõned funktsioonid tumeaines. Võib-olla on meil füüsika valesti ja meie vahemaad puudutavad arvutused pole täpsed. Võib-olla, võib-olla, võib-olla…
Nende ülikergete "OMG" osakeste tõelist päritolu on raske kindlaks teha ja vaatamata peaaegu 30-aastasele tuvastamisajaloole pole meil palju kindlaid vastuseid. Mis sobib - hea, kui universumisse on jäänud vähemalt mõned saladused. Astrofüüsikud võiksid kasutada ka mõnda töökindlust.
Lisateavet saate, kui kuulate jagu "Ask A Spaceman", mis on saadaval iTunesis ja veebis aadressil http://www.askaspaceman.com. Tänu hchrissscottt'ile küsimuste eest, mis selle tüki juurde viisid! Esitage Twitteris oma küsimus, kasutades #AskASpaceman või jälgides Paul @PaulMattSutter ja facebook.com/PaulMattSutter. Jälgige meid @Spacedotcom, Facebook ja Google+. Originaalartikkel Space.com-is.
