POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXV (1977). Zeszyt 1
CO DALEJ Z NEUTRINAMI SŁONECZNYMI?
B. K U C H O W I C Z
Wydział Chemii Uniwersytetu Warszawskiego (Referat wygłoszony na XVII Zjeździe PTA)
S t r e s z c z e n i e - Niezgodność wyników doświadczenia Davisa z przewidywaniami teoretycznym i tkwi u podstaw lawiny hipotez, wprowadzających nowe procesy fizyczne, modyfikujących standardowe założenia teorii ewolucji gwiazd itd. Tymczasem nie zdołano jeszcze sprawdzić bezpośrednio, przy użyciu laboratoryjnego źródła neutrin, czy wykorzystywana w powyższym doświadczeniu reakcja ^7C1 + V - * ^ A i + e~ przebiega zgodnie z przewidywaniami teorii. Równie konieczne jak przetestowanie tej reakcji wydaje się wykorzystanie innego jądra (poza chlorem ^7C1) do detekcji neutrin ze Słońca.
MTO flAJIblllE C COJIHEHHblMM HEflTPHHO? B. K y x o b k i . C o f l e p w a H H e - Hecornacwe
MCJKfly pe-jyjibraTaMH S K C n ep H M eH T a HeBHca h TeoperaMecKHMH pacMexaMH n p H B e n o k jiaB U H e n m o T e 3 , B K O T O PU X BBOAHTCa H O B bie 4>H3H«ieCKHe n p o U C C C b l, MOHH(J)HUHpyK)T C T aH flapT H bie npCH JIO CbU lK H TeopHM 3BOJHOUHH 3BesH HTA- Meamy TeM, eu ie n p flM O He flOKa3aHO, npooxn«T jih Hcnonb3yeMaa p eaK u w i 37CI + v —
37
—* Ar + e n o a aeftcTBHeM HeflTpHHO c KaKoro to jia6opaTopH oro HcroHHHKa. IlpHMeHeHMe n p y ra x 37
HyioiHnoB K p o M e Cl b B H fle neTeKTopoB - crojib 5Ke B a who flJia p e m e iiH H 3araflKH c o n H e w b i x HeflTpHHO.
WHAT FURTHER WITH THE SOLAR NEUTRINOS? A b s t r a c t — The discrepancy between Davis’ observational results and theoretical predictions forms the basis for a high influx o f hypotheses in which new physical processes arc introduced, standard assumptions o f stellar evolution theory are modified
37 37 —
etc. At the same time, the reaction Cl + v -* Ar + e applied in the abovementioned experiment still has not been directly verified in any laboratory neutrino source. An application of another nuclid besides
Cl to solar neutrino detection may be equally necessary for solving the neutrino puzzle.
__________
Od wielu już lat D a v i s prowadzi próby rejestracji przemian jądrowych chloru w argon:
37C1 + Vg -> 37Aj + e~ (1)
spowodowanych przez neutrina ze Słońca, stosując do tego celu ogromny podziemny zbiornik zawierający 380 tys. litrów CjCfy. Otrzymana na tej drodze górna granica dla wartości strumienia neutrin wysokiej
energii (reakcja podana wyżej ma bowiem próg 0,816 MeV) pochodzących z reakcji jądrowych we w nętrzu Słońca ulega ciągłemu obniżaniu ( D a v i s i in. 1968, 1972; D a v i s i E v a n s 1973,1974). Teoretycy nie nadążają z odpowiednim obniżaniem przewiflywanej wartości tego strumienia. Wysunięto już kilka dziesiąt przedziwnych nieraz hipotez dla wyjaśnienia, dlaczego tak m ało neutrin słonecznych dociera do Ziemi, czy może raczej dlaczego tak m ało ich się rejestruje. W referacie swym nie jestem w stanie wszystkich tych hipotez nawet wymienić; zainteresowanych ich omówieniem odsyłam do swego artykułu przeglądo wego wydanego w postaci preprintu, który wkrótce ukaże się w druku ( K u c h o w i c z 1975). Skon centruję się jedynie na paru aspektach, które w chwili obecnej wydają m i się najbardziej istotne.
Rys. 1. Graficzne podsumowanie wyników uzyskanych przez D a v i s a. Cyfry na rysunku oznaczają: 1 - produkcja argonu ^ A r w detektorze D a v i s a (w atomach na dobę); 2 — numer kolejny eksperymentu; 3 - szybkość wychwytu neutrin ze Słońca (w SNU); 4 - w artość wg standardowego modelu Słońca; 5 - poziom z promieniowania kosmicznego; 6 - wielkości średnie; 7 - średnia ze wszystkich eksperymentów;
8 — średnia z eksperymentów z wyjątkiem nr 27
Problematykę astronomii neutrinowej Słońca przedstawiłem obszernie w języku polskim przed kilku laty ( K u c h o w i c z 1970, 1971). Już wtedy widać b y ło , iż D a v i s otrzym uje w swym radiochemicznym detektorze neutrin słonecznych znacznie niższą granicę górną dla liczby wychwytów neutrina przez jądra 37C1 niż to daw ały oceny teoretyczne oparte na uznanych podówczas modelach słonecznych. Rozbieżności nie wydawały się jeszcze wtedy tak groźne, wyrażano przekonanie, iż wystarczą udoskonalenia modeli teoretycznych i wszystko będzie dobrze. Wbrew jednak oczekiwaniom nie udaw ało się dostatecznie „naciągnąć” wyniku obliczeń, jednocześnie kolejne średnie z doświadczenia D a v i s a okazyw ały się coraz niższe. Z upływ em czasu rozbieżność w zrastała zamiast maleć - ilustruje ją przytoczony rysunek, na którym w ślad za D a v i s e m i F. v a n s e m (1974) zamieszczono wyniki kolejnych eksperymentów od chwili, gdy ogromny bak z perchloroetylenem zalany został wodą w grocie podziemnej; gdzie jest umiesz czony. Zainteresowanych metodyką doświadczenia odsyłam do szczegółowego opisu podanego w rozdz. 8 swego dawnego przeglądu ( K u c h o w i c z 1970). W tym miejscu wspomnę tylko, że aczkolwiek doświad czenie D a v i s a prowadzone jest w sposób ciągły od niemal dziewięciu lat, wyróżnia się w nim kolejne, nieznacznie tylko różniące się między sobą czasem trwania (przeciętnie rzędu 3 miesięcy) napromieniowania
1
Z pracowni i obserwatoriów 17
gigantycznego baku neutrinami (docierającymi doń ze Słońca). Po każdym takim napromieniowaniu następuje wydzielenie promieniotwórczego argonu •!7Ar, który m iał przez ten czas wytworzyć się w reakcji (1) z chloru, a następnie - w specjalnym liczniku promieniowania - zlicza się impulsy, związane z rozpadem owego 37Ar znajdującego się w większej ilości niepromieniotwórczego nośnika, argonu -^A r. Kolejne napromieniowanie wraz z wydzieleniem i detekcją promieniotwórczego izotopu argonu zw ykło się nazywać pojedynczym eksperymentem, nadając zarazem kolejny numer. Jak widać na rysunku, jedynie w ekspery mencie nr 27 otrzym ana liczba atom ów ^ A i zgodna była z przewidywaniami teoretycznym i. Odbiegała ona jednak tak znacznie od wyników pozostałych eksperymentów, że uczeni znacznie bardziej skłonni byli powiązać ten anpmalny wynik z wybuchem Supernowej w Galaktyce* niż sądzić, żc nareszcie Słońce zachowuje się zgodnie z teorią. Zresztą i tak uwzględnienie owego eksperymentu n r 27 pizy braniu średniej niewiele zmienia, jak to widać na rysunku: różnica pomiędzy przewidywaniami opartym i o standardowe modele budowy Słońca (B a h c a 11 i in. 1973) a średnią z doświadczenia pozostaje wciąż różnicą o rząd wielkości!
Przeróżne sposoby wyjaśnienia niezgodności między teorią a doświadczeniem można dość schematycznie podzielić na trzy grupy w zależności od tego, czy powód niezgodności tkwić ma w fizyce, chemii czy astrofizyce. Spekulacje powyższe, najpełniej przedstawione w dokonanym obecnie przeglądzie ( K u c h o w i c z 1975), rozpoczęły się już po opublikowaniu przez D a v i s a pierwszego rezullalu, uzyskanego przy użyciu obecnego detektora ( D a v i s i in. 1968); przedstawiliśmy je w części przed kilku laty w rozdz. 12 i 13 przeglądu na łam ach niniejszego pisma ( K u c h o w i c z 1971).
Sytuacja dojrzała chyba ^obecnie do tego, by powrócić do sprawy, na którą zwróciłem uwagę przed dziesięciu laty ( K u c h o w i c z 1965). Reakcja jądrowa (1), tkwiąca u podstaw metodyki doświadczalnej D a v i s a, nie została bowiem sprawdzona laboratoryjnie - przy użyciu ziemskiego źródła neutrin o znanej wydajności. Wprawdzie teoria oddziaływań słabych daje wyrażenie na szybkość przebiegu tej reakcji i została ona potwierdzona w przypadku ogromnej liczby innych radionuklidów, pogłębiająca się jednak rozbieżność między przewidywaniami teoretycznym i a wynikami doświadczenia D a v i s a każe niektórym wątpić w słuszność teorii. Trzeba by ją ostatecznie sprawdzić i dla procesu (1) - bezpośrednio. W chwili, kiedy proponow ałem użycie ziemskiego źró d ła neutrin, sprawa nie wydawała się równie nagląca co dziś. Stanowiło po prostu ciekawostkę, że w reaktorze wytworzyć można przez napromieniowanie neutronami pewną niewielką liczbę radionuklidów, rozpadających się bądź przez przemianę |3+ , bądź też poprzez wychwyt elektronu. W obu przypadkach istotnym produktem rozpadu byłoby neutrino elektronowe Ve .
Nuklid macierzysty (trw ały) dla produkcji przez aktywację neutronam i owego radionuklidu powinien odznaczać się stosunkowo wysokim rozpowszechnieniem w przyrodzie, przekrój jego na aktywację powinien być możliwie duży, czas półtrw ania jego produktu - w zakresie od .godzin do miesięcy, wreszcie przy najmniej część powstających neutrin powinna mieć energię powyżej .progu dla reakcji (1), tj. powyżej wartości 0,816 McV. Spełnienie tych wszystkich warunków niezbędne jest po to , by można było w reaktorze wytworzyć przez napromieniowanie dostatecznie silne i długo żyjące źró d ło neutrin, którego transport do miejsca, w jakim znajduje się detektor Davisa m iałby sens. W ciągu tego czasu aktywność źródła nie powinna za bardzo spaść. Nie może być to zarazem źró d ło zawierające radionuklid zbyt wolno się rozpadający, np. obdarzony czasem półtrw ania rzędu dziesiątków czy setek lat, trudno by się bowiem wtedy • spodziewać, by strumień neutrin z tego źró d ła mógł wtedy dawać przynajmniej o rząd więcej przemian chloru w argon niż przechodzący przecież równocześnie przez detektor strumień neutrin słonecznych. Efekt powinien być widoczny. Wyprodukowanie odpowiednio silnego źró d ła neutrin w reaktorze nie jest proste, w niewielu bowiem reaktorach napromieniowywać można neutronam i ogromne ilości substancji, rzędu co najmniej kilograma. Potrzebny jest do tego odpowiednio duży zapas reaktywności, rzędu kilkunastu procent; warunki te spełniają reaktory w rodzaju HFIR z Argonne.
Spośród różnych możliwych teoretycznie sztucznych źró d eł neutrin optym alne dla celów sprawdzenia procesu (1) wydaje się źró d ło miedziowe ( K u c h o w i c z 1965), albo cynkowe ( A l v a r e z , wiadomość prywatna). W przypadku miedzi izotopem jej, spełniającym odpowiednie warunki, jest ^^Cu. Stanowi on ok. 69,09% w miedzi naturalnej, ma przekrój czynny na wychwyt neutronów rzędu 4,5 barna, a jądro ^ C u - produkt aktywacji - ma czas półtrw ania rzędu l'2,8 godz. Wreszcie ok. 43% jąder ^ C u rozpada się
4
'*Jak wiadomo, z wybuchem takim wiąie się krótkotrw ałe zwiększenie jasności neutrinowej o wicie
rzędów wielkości. ^
poprzez w ychw yt elektronu, czem u tow arzyszy emisja n eu trin z energią pow yżej progu dla reakcji (1). N aprom ieniow yw anie tarczy miedziowej o masie rzęd u l - 3 k g w reak to rze d o pro d u k cji radionuklidów jest ju ż m ożliwe, szybki zaś tran sp o rt (drogą pow ietrzną) d o d e te k to ra (w stanie P łd . D akota) m ożliw y jest w ciągu czasu krótszego niż czas p ó łtrw an ia dla w ytw orzonego radio n u k lid u . P am iętać trze b a jed n ak o ty m , że przy p o d an y m czasie p ó łtrw an ia ak ty w n o ść tarczy spada do mniej więcej jednej trzydziestej aktyw ności początkow ej ju ż po u p ły w ie 2,5 dnia o d jej w yjęcia z reak to ra. Stąd w ynika konieczność nieustannego naprom ieniow yw ania kolejnych tarc z m iedziow ych w reaktorze i zastępow anie nim i starych tarcz um iesz czonych w pobliżu d e tek to ra. P raktycznie m o g ło b y wyglądać to w ten sposób, że przez ok res 3 - 4 mies. (czas trw ania pojedynczej ekspozycji w dośw iadczeniu Davisa z n eu trin am i słonecznym i) trw a ć b ę d zie ciągłe naprom ieniow yw anie kolejnych porcji m iedzi w reak to rze oraz tran sp o rt ich do d e te k to ra na dnie szybu kopalni - nie ma bow iem sen«» ruszać d e te k to ra z m iejsca, w k tó ry m się znajduje. Nie trzeba w ym ieniać każdorazow o wszystkich tarcz znajdujących się o b o k d ete k to ra . Można u trzy m y w ać w jego o to czen iu do kilku tarcz jednocześnie. D odając tarczę wracającą o d aktyw acji usuw ać m ożna zarazem tę tarc zę , k tóra leżała n ajd łu żej. K olejne wym iany tarc z o d b y w ać się m ogą np. co 12 g odz., przy czym pojedyncza tarcza utrzym yw ana będzie w pobliżu d e te k to ra przez okres 60 g odz. (odpow iadający p ięciu p ó ło k reso m zaniku, co daje zmniejszenie aktyw ności o czynnik 2^). Łączna masa użytej d o aktyw acji m iedzi będzie rz ę d u paru to n , co nie wydaje się czym ś w ygórow anym . G dyby w ciągu w spom nianego czasu trw ania ek sp ery m en tu z m iedzią p o w stały w d e te k to rz e Davisa odpow iednio w iększe ilości argonu ^ A r , zgodne z w ynikam i obliczeń, stan o w iło b y to dow ód, iż przebieg reakcji (1) nie kryje żadnej niespodzianki i że w inę za nie zgodność przew idyw ań teorii z w ynikam i - D a v i s a zw alić trzeba np. na astro fizy k ę w n ętrza S ło ń ca.
D odajm y w ty m miejscu, że istnieje m ożliw ość um ieszczenia p reparatu prom ieniotw órczego w specjalnym pom ieszczeniu znajdującym się w centralnej części b ak u stosow anego przez D a v i s a , tak by w arunki naprom ieniow yw ania substancji użytej do detek cji (C2CI4) n eu trin am i z tego p reparatu b y ły opty m aln e. Zasadniczy k ło p o t w chwili obecnej - to sprawa tran sp o rtu tarcz m iedziow ych o' w ysokiej aktyw ności. Wciąż jeszcze, mimo iż przeprow adzenie proponow anego dośw iadczenia pow inno b y ć w zasadzie d o ść proste, stoją na jego drodze tru d n o ści. W ty m m iejscu m ożna by zadać pytanie: jeśli takie są tru d n o ści z tran sp o rtem , to czem u nie um ieścić d e te k to ra neutrin w pobliżu reak to ra, w k tó ry m p o w staw ało b y na drodze aktyw acji sztuczne ź r ó d ło neutrin? A m oże u ży ć akceleratora? O dpow iedź na o b a te pytania jest na razie jeszcze negatyw na: b y ło b y to przeprow adzenie detekcji w zasadzie na pow ierzchni Ziem i, w obecności t ła pochodzącego nie ty lk o o d n eu trin sło n eczn y ch , ale, co gorsza, od innych, znacznie silniej o d d z ia łu ją cych z m aterią cząstek kosm icznych - ja k ch o ćb y n p . o d m ionów - k tó re w sposób pośredni (p atrz np. B u g a j e w, K o t o w i R o z e n t a l 1970) p ro d u k o w ać mogą znacznie więcej argonu - 7Ar. E fekt pochodzący o d n eu trin ze sztucznego ź r ó d ła stać się m oże dostrzegalny dopiero w ted y , gdy d e te k to r um ieszczony będzie d o statecznie g łę b o k o pod Ziemią.
Na zakończenie należy podkreślić, że w sytuacji dzisiejszej, gdy tru d n o m ów ić o szybkim spraw dzeniu lab o rato ry jn y m przebiegu reakcji (1) pod działan iem n e u trin ze ź r ó d ła ziem skiego, istnieje nadzieja na rozstrzygnięcie obserw acyjne kontrow ersji neutrinow ej d z ię k i użyciu innego (o b o k chloru Cl) jąd ra do d etekcji n e u trin . W kilku laboratoriach świata trw ają o d lat pró b y użycia tak ich jąd e r, ja k gal Ga i lit Li do d etekcji n eu trin przy użyciu o d w ro tn y ch procesów b e ta p o d o b n y c h do reakcji (1). T rudności tkw ią tu taj w opracow aniu m etod ek sperym entalnych, k tó re p o zw o lib y ły np. na szybkie i wydajne w ydzielenie kilku atom ów germ anu z to n galu, albo na w ydzielenie b erylu z litu . Szczególnie k o rzy stn ą m ożliw ością spraw dzenia, czy n eu trin a pow stają we w n ętrzu S ło ń ca w przew idyw anych ilościach i czy um iem y je m eto d ą radiochem iczną w y k ry ć, b y ło b y w p rzy szło ści w ykorzystanie reakcji:
7 *Ga +
1
> + e . • ( 2)P P.
o niezw ykle niskim progu 0 ,233 MeV. D e tek to r galow y b y łb y c z u ły przede wszystkim dla niskoeneigetycz- nych n eu trin z reakcji syntezy d e u teru :
p 4 p -*• 2 D + e + + vg (3)
udzieliłb y w ięc nieco odm iennej inform acji niż d e te k to r chlorow y (w k tó ry m d o m in o w ać m a w k ład n eu trin boro w y ch , z najrzadszej g a łę z i cyklu p - p ) . W prawdzie rozm iary d e te k to ra galowego b y ły b y znacznie m niejsze o d obecnego d e te k tó ra Davisa, jed n ak że cena galu i b rak w iększych ilości tego m etalu n a ry n k u
Z pracowni i obserwatoriów 19 stanowią jedną z trudności (być może, do przezwyciężenia). Najprawdopodobniej kwestia neutrin sło necznych wyjaśniona zostanie dopiero po zbudowaniu drugiego detektora, bądź po sprawdzeniu reakcji (1) pod działaniem neutrin pochodzących z innego ź ró d ła niż Słońce. Na jedno i drugie trzeba jeszcze poczekać.
L I T E R A T U R A
B a h c a l l , J. N., H u e b n e r , W. F „ M a g e e , N. H., Jr., M e r t s , A. L., U l r i c h , R .K ., 1 9 7 3 ,Ap. J., 1 8 4 ,1 .
B u g a j e w, E. W., K o t o w, Ju. D., R o ż e n t a l , 1. L., 1970, Kosmiczeskije miuony i nejtrino, Atomizdat, Moskwa.
D a v i s , R., Jr., H a r m e r , D .S ., H o f f m a n , K. C., 1968, Phys. Rev. Lett., 20,1 2 0 5 .
D a v i s , R., Jr., E v a n s , J. G., R a d e k a, V., R o g e r s , L. C., 1972 [w] „Proceedings o f the Europhysics Conference on Neutrinos, Balatonfured', Hungary, 1 1 -1 7 June 1970” (Budapest, OMKDK- -T echnoinform ), 5.
D a v i s , R. Jr., E v a n s , J. C., 1973 [w] „Proceedings o f the 131*1 Intem . Conference on Cosmic Rays, Denver” , 2001.
D a v i s , R. Jr., E v a n s , J, C., 1974 [w] „VI Lelingradskij Mieżdunar. Seminar -„Uskorienije Czastic i Jadem yje Reakcii w Kosmosie” 1 9 -2 1 Awgusta 1974” (Inst. Ioffego AN ZSRR, Leningrad), 91.
K u c h o w i c z , B., 19.65, Nukleonika, 1 0 ,5 2 3 . K u c h o w i c z , B., 1970, Post. Astron., 1 8 ,1 4 9 ; 263. \ ' K u c h o w i c z , B., 1971, Post. Astron., 1 9 ,109.
K u c h o w i c z , B., 1975, Neutrinos from the Sun, preprinty nr 55, 5 6 ,5 7 , Z akł. Astron. PAN; R ep o rtso n Progress in Physics (1976), 291.
POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXV (1977). Zeszyt 1
INFORMACJA ASTROFIZYCZNA I KOSMOLOGICZNA
WYNIKAJĄCA Z PRODUKCJI MEZONÓW 7T° W PRZESTRZENI KOSMICZNEJ
B. K U C H O W I C Z
Wydział Chemii Uniwersytetu Warszawskiego
Z. S T R U G A L S K I
Instytut Fizyki Politechniki Warszawskiej (Referat wygłoszony na XVII Zjeźdźie PTA)
S t r e s z c z e n i e - Powstawanie i rozpad neutralnych mezonów 7t°, dość dobrze zbadane w labora toriach fizycznych, zachodzi w sposób ciągły w przestrzeni kosmicznej. Z laboratoriów fizyki wysokich eneigii uzyskujemy dane o przekrojach czynnych i innych charakterystykach wymienionych procesów. Informacja powyższa znaleźć może zastosowanie w astronomii promieniowania gamma - do analizy procesów jądrowych w przestrzeni kosmicznej, do lokalizacji ź ró d eł promieniowania
7
(i 7T°) oraz do oceny ewentualnej domieszki antym aterii w otoczeniu Galaktyki.ACTPO<DM3H«IECKAfl H KOCMOJIOrHHECKAfl MHOOPMAUMfl CJIEHYIOmAfl H
3
IlPOflyKUHM 17° ME30H0B B KOCMHHECKOM nPOCTPAHCTBE. E. K y x o b h m, 3. C i p y r a m c K H . Co- s e p * a « H e , PoweHHe h pacnan H e f tr p a ^ b H b i x r i n o i i o i i ( t t ° ) xoporno H c c n e n o B a e M b ie b $ H 3 H * ie c K o tt n a ó o p a T o p H H , n p o H c x o f l j r r H e n p e p b iB H O b k o c m h h c c k o m n p o C T p a H C T B e . B n a S o p a T o p H H b u c o k h x 3 H e p r n f i m l i n o n y q a e M a a i m b i e no ce^eH H H M h ApyrHM x a p a K T e p H c tH K a M s t h x n p o u e c c o B . 3 t h A a n n u c m o > k h o n p H M e H H T b b ra M M a -a c rp o H O M H H - k a H a m n y H A e p iib ix npoueccoB b M OK 3Be3A H OM n p o C T p a H C T B e, k JiO K a- JIH33UMH HCTOW HKOB J (H ir ° ) - H 3 Jiy 4 eH H « H K O lte H K e npH M eC H aH TH M aTepH H B COCeHCTBe r a jia K T M K H .ASTROPHYSICAL AND vCOSMOLOGICAL INFORMATION FROM THE NEUTRAL PION PRODUCTION IN COSMIC SPACE. A b s t r a c t — Production, and decay o f neutral pions n . relatively well studied in laboratories, is continuously occurring in cosmic space. From high energy physics
laboratories we obtain data about cross sections and other characteristics o f the above mentioned processes. This information can be applied in gamma-ray astronom y — to an analysis o f nuclear processes in space, to a location * f y-ray (and n ° ) sources, and to an estimation o f a possible admixture o f antim atter in the neighbourhood of the Galaxy.
Celem ttadań nad promieniowaniem kosmicznym, zewsząd do nas docierającym, jest zarówno wyznaczenie jego składu (udział różnych rodzajów cząstek elementarnych i jąder atomowych) oraz widma energetycz nego wszystkich składowych, jak i rozstrzygnięcie kwestii pochodzenia promieniowania kosmicznego ( H a y a k a w a 1969; S t r u g a l s k i 1976). Nawet w chwili obecnej, gdy dzięki użyciu aparatury wyniesionej na duże wysokości przez balony, rakiety i sztuczne satelity, umiemy zdobywać bezpośrednie dane dla promieniowania pierwotnego, niezmiernie trudno z tych danych wydobyć informację, co się dzieje w odległych od nas zakątkach Wszechświata.
U ź ró d e ł w spom nianych tru d n o ści tk w ią w zasadzie dw a fa k ty . Przede w szystkim cząstki prom ieniow ania kosm icznego nie poruszają się w próżni; przestrzeń kosm iczna w y p ełn io n a jest zarów no gazem ja k i p y łe m . Cząstki prom ieniow ania kosm icznego o d d z ia łu ją na swej drodze z ato m am i, jąd ra m i, elektronam i. W w yniku zachodzących procesów jąd ro w y ch pow stają różne cząstki w tórne, n aład o w an e elektrycznie ja k i o b o ję tn e . Pow szechnie w iadom o, w ja k isto tn y sposób o d d ziały w an ie prom ieniow ania pierw otnego z jąd ra m i atom ów pow ietrza prow adzi do pow stania jakościow o odm iennego prom ieniow ania w tórnego, rejestrow anego w d etek to rach um ieszczonych na pow ierzchni Ziem i. A nalogicznym zm ianom w w yniku o d d ziały w an ia z m aterią m iędzygw iazdow ą (a tak że ew entualnie i m iędzygalaktyczną) ulega prom ieniow anie kosm iczne na drodze o d ź ró d ła do otoczenia Ziemi. Prom ieniow anie zwane przez nas skrótow o prom ieniow aniem pierw otnym je s t w te n sposób tylko w skali względnej (w porów naniu z ty m , co się obserw uje po przejściu przez w arstw ę atm osfery) pierw otne; jego sk ład chem iczny jak i w idm o eneigii nie m ogą b y ć identyczne z analogicznym i wielkościanii w tak im n p . źró d le , ja k eksplodująca gw iazda supernow a.
Jeśli naw et z uproszczeniem p rzy jąć, że sk ład chem iczny i energia prom ieniow ania pierw otnego niewiele się z m ien iły w zd łu ż jego drogi*, to i w tedy uw idaczniają się tru d n o ści zw iązane z ustaleniem kieru n k u , z którego prom ieniow anie nadchodzi. K s z ta łt traje k to rii cząstki n aładow anej z prom ieniow ania kosm icz nego - to nie linia prosta; zależy on od pól m agnetycznych i elek try czn y ch d ziałający ch na cząstkę w zd łu ż jej długiej drogi w przestrzeni k o sm icz n ą . C h ciało b y się rzec: inform acji o kieru n k u do starczy ć mogą przecież cząstki n eu traln e. Sęk w ty m , że w szystkie elektrycznie o b o ję tn e cząstki elem entarne (z w yjątkiem fo to n u ) są n ietrw ałe; jeśli naw et b y ły o n e kiedyś w źródle prom ieniow ania kosm icznego, z d ąż y ły się po drodze rozpaść.
Jak w idać z pow yższego, zasadnicze tru d n o ści Stoją na przeszkodzie przeniesieniu zd obytej p rzez nas - w o toczeniu Ziem i - inform acji 0 prom ieniow aniu kosm icznym na prom ieniow anie absolutnie pierw o tn e, w źró d le, oraz na jego lokalizację. Te same tru d n o ści w yłaniają się, gdy pom yślim y o sondow aniu przestrzeni kosm icznej za pom ocą prom ieniow ania kosm icznego. C hodzi tu o to , że o d działyw anie tego prom ieniow ania z ośrodkiem m iędzygw iazdow ym będzie szczególnie silne w ty ch obszarach, w k tó ry ch ośro d ek ów odznacza się gęstością w iększą niż przeciętn a; pow staw ać tu będzie szczególnie dużo cząstek w tórnych. T ylko jakie spośród nich b ę d ą m iały szanse do nas d o trz e ć , z m inim alnym zak łó cen iem pierw otnego k ieru n k u , jak rów nież z niew ielką zm ianą energii? Wszak ty lk o takie cząstki b ę d ą nośnikam i inform acji o ty m , co m o g ło zajść daleko od nas.
Idealnym nośnikiem inform acji jes t fo to n . Rejestracja prom ieniow ania elektrom agnetycznego z o d leg ły ch ciał niebieskich dostarcza nam wielu inform acji o stru k tu rze ty c h c ia ł. Czy rów nie o b fitej inform acji - o od d ziały w an iu prom ieniow ania kosm icznego z m aterią, a w ięc pośrednio o pierw otnym prom ieniow aniu kosm icznym w o d leg ły ch obszarach o raz o rozm ieszczeniu w nich m aterii (gazowej) - nie m o g ły b y dostarczyć nam pow stające w nich fo to n y ? F o to n y takie m o g ły b y tw o rzy ć się w w yniku od d ziały w ań jądrow ych cząstek prom ieniow ania kosm icznego z jąd ram i ato m o w y m i w ośrodku m iędzygw iazdow ym . .N ajbardziej' rozpow szechnionym jąd rem ato m o w y m , zarów no w ośro d k u m iędzygw iazdow ym ja k i w prom ieniow aniu kosm icznym , jest jąd ro lekkiego izotopu w odoru - p ro to n . N ależało b y się w ięc spodziew ać reakcji ty p u p + p. W reakcjach takich pow stają przede w szystkim m ezony 7r (piony). O to procesy tw orzenia tych m ezonów :
p + p ~+p + p + Ly (7T+ + 7T. ) + L 2 ^ ° , (1) p + p -* p + n + 17+ + £j(7T+ + TT ) + 7T°. (2) Liczby L . przybierać mogą wartości 0, 1, 2 itd. Procesy (1) są procesam i endoenergetycznym i, m ają w ięc określony próg energetyczny, pow yżej którego mogą zachodzić. G dy energia nalatującego p ro to n u w ysoko- eneigetycznego przekracza w artość 290 MeV, m ożliw y jest proces (1) z w artościam i = 0 i = 1- N astępny proces t y p u ( l ) , w k tó ry m b y ło b y Ly = 1 i ~ 0, m ożliw y b y łb y dopiero pow yżej jeszcze wyższej energii progow ej, b y łb y to bow iem proces w ytw orzenia aż dw óch pionów .
^Z ało żen ia tego najpraw dopodobniej nie wolno stosow ać do grupy jąd e r lekkich (^D , ^H e, ^L i, ^L i, 9Be, i B), któ re pow stają w reakcjach kruszenia w przestrzeni kosm icznej ( K o w a l s k i i K u c h o w i c z 1974).
Z pracowni i obserwatoriów 23 Powstające w oddziaływaniach (1) i (2) piony są czystkami nietrwałymi. Piony naładowane, mające