Zhruba před sto lety si vědci začali uvědomovat, že některé záření, které detekujeme v zemské atmosféře, není místního původu. To nakonec vedlo k objevu kosmického záření, vysokoenergetických protonů a atomových jader, která byla zbavena svých elektronů a urychlena na relativistické rychlosti (blízké rychlosti světla). Kolem tohoto podivného (a potenciálně smrtelného) jevu však stále existuje několik záhad.
To zahrnuje otázky o jejich původ a jak je hlavní složka kosmického záření (protony) urychlována na tak vysokou rychlost. Díky novému výzkumu vedeném univerzitou v Nagoji vědci poprvé kvantifikovali množství kosmického záření produkovaného ve zbytku supernovy. Tento výzkum pomohl vyřešit 100letou záhadu a je hlavním krokem k přesnému určení, odkud kosmické záření pochází.
Zatímco vědci teoretizují, že kosmické záření pochází z mnoha zdrojů – našeho Slunce, supernov, gama záblesků (GRB) a Aktivní galaktická jádra (aka. kvasary) – jejich přesný původ je záhadou, protože byly poprvé objeveny v roce 1912. Podobně astronomové teoretizovali, že zbytky supernov (následné účinky výbuchů supernov) jsou zodpovědné za jejich urychlení téměř na rychlost světla.
Sprchy vysokoenergetických částic se objevují, když energetické kosmické záření dopadá na vrchol zemské atmosféry. Kosmické záření bylo neočekávaně objeveno v roce 1912. Ilustrace Uznání: Simon Swordy (U. Chicago), NASA.
Když kosmické záření cestuje naší galaxií, hraje roli v chemickém vývoji mezihvězdného média (ISM). Pochopení jejich původu je proto zásadní pro pochopení toho, jak se galaxie vyvíjejí. V posledních letech vedla vylepšená pozorování některé vědce ke spekulacím, že zbytky supernov vedou ke vzniku kosmického záření, protože protony, které urychlují, interagují s protony v ISM a vytvářejí gama paprsky s velmi vysokou energií (VHE).
Gama záření však produkují také elektrony, které interagují s fotony v ISM, což může být ve formě infračervených fotonů nebo záření z kosmického mikrovlnného pozadí (CMB). Proto určení, který zdroj je větší, je prvořadé pro určení původu kosmického záření. V naději, že to objasní, výzkumný tým – který zahrnoval členy z Nagoyské univerzity, The Japonská národní astronomická observatoř (NAOJ) a University of Adelaide, Austrálie – pozorovaly zbytek supernovy RX J1713.7?3946 (RX J1713).
Klíčem k jejich výzkumu byl nový přístup, který vyvinuli ke kvantifikaci zdroje gama záření v mezihvězdném prostoru. Minulá pozorování ukázala, že intenzita VHE gama paprsků způsobených protony srážkami s jinými protony v ISM je úměrná hustotě mezihvězdného plynu, která je rozpoznatelná pomocí radiového zobrazování. Na druhou stranu se očekává, že gama záření způsobené interakcí elektronů s fotony v ISM bude úměrné intenzitě netepelného rentgenového záření z elektronů.
V zájmu své studie se tým spoléhal na data získaná High Energy Stereoscopic System (HESS), VHE gama observatoř umístěná v Namibii (a provozovaná Max Planck Institute for Nuclear Physics). Poté to zkombinovali s rentgenovými daty získanými observatoří ESA X-ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton) a daty o distribuci plynu v mezihvězdném médiu.
Kosmické záření produkované gama zářením vs. elektrony (nahoře) a data získaná pozorováním HESS a XMM-Newton (dole). Kredit: Laboratoř astrofyziky/Nagoya University
Poté zkombinovali všechny tři soubory dat a určili, že protony tvoří 67 ± 8 % kosmického záření, zatímco elektrony kosmického záření tvoří 33 ± 8 % – zhruba rozdělení 70/30. Tato zjištění jsou průlomová, protože jde o první případ, kdy byl kvantifikován možný původ kosmického záření. Představují také dosud nejdefinitivnější důkaz, že zbytky supernov jsou zdrojem kosmického záření.
Tyto výsledky také ukazují, že gama záření z protonů je běžnější v mezihvězdných oblastech bohatých na plyn, zatímco záření způsobené elektrony je zesíleno v oblastech chudých na plyn. To podporuje to, co mnozí výzkumníci předpovídali, a sice, že tyto dva mechanismy spolupracují na ovlivnění vývoje ISM. Řekl Emeritní profesor Yasuo Fukui, který byl hlavním autorem studie:
„Této nové metody by nebylo možné dosáhnout bez mezinárodní spolupráce. [To] bude aplikováno na další zbytky supernov pomocí gama dalekohledu nové generace CTA (Cherenkov Telescope Array) vedle stávajících observatoří, což značně pokročilo ve studiu původu kosmického záření.“
Kromě vedení tohoto projektu pracuje Fukui od roku 2003 na kvantifikaci distribuce mezihvězdného plynu pomocí NANTEN radioteleskop na Observatoř Las Campanas v Chile a Kompaktní pole australského dalekohledu . Díky profesoru Gavinu Rowellovi a Dr. Sabrině Einecke z University of Adelaide (spoluautoři studie) a H.E.S.S. tým, prostorové rozlišení a citlivost gama-paprskových observatoří konečně dosáhly bodu, kdy je možné mezi nimi srovnávat.
Mezitím spoluautor Dr. Hidetoshi Sano z NAOJ vedl analýzu archivních datových souborů z observatoře XMM-Newton. V tomto ohledu tato studie také ukazuje, jak mezinárodní spolupráce a sdílení dat umožňují všechny druhy špičkového výzkumu. Spolu s vylepšenými přístroji, vylepšenými metodami a většími příležitostmi pro spolupráci vedou k věku, kdy se astronomické objevy stávají běžným jevem!
Další čtení: Univerzita v Nagoji , The Astrophysical Journal