— Objavljeno 01/11/2009 / Čovjek i svemir 2 (2009. – 2010.).
Već milijunima godina Zemlja biva neprekidno bombardirana česticama iz svemira: mikrometeoritima, visokoenergijskim jezgrama atoma, fotonima i neutrinima. Kozmički fotoni visokih energija (rendgenske zrake i gama-zrake) te kozmički neutrini donose obilje korisnih informacija o dalekim egzotičnim objektima. Ta je spoznaja, u zadnjih desetak godina, potaknula razvoj novih astronomija: rendgenske astronomije, gama-astronomije i neutrinske astronomije. Visokoenergijska gama-astronomija danas je najuspješnije područje astročestične fizike. Njezin osnovni instrument je Čerenkovljev teleskop – uređaj za posredno opažanje visokoenergijskih kozmičkih gama-zraka preko Čerenkovljevog zračenja koje u atmosferi stvaraju pljuskovi čestica.
Pljuskovi čestica u atmosferi
Danas znamo da zvijezde poput našeg Sunca nisu jedini izvori zračenja u svemiru. Sunce emitira vidljivu svjetlost i toplinu kao rezultat termonuklearne fuzije vodika u helij. Takve izvore nazivamo termičkim izvorima. Postoji, međutim, mnoštvo kozmičkih izvora zračenja koji su netermički. Njihovo zračenje nije rezultat termonuklearne fuzije nego potpuno drukčijih fizikalnih procesa. Netermički izvori emitiraju razne vrste astročestica: elektromagnetsko zračenje svih frekvencija (od radiovalova do gama-zraka), kozmičko zračenje (jezgre atoma visokih energija), astrofizičke neutrine te gravitacijske valove. Većinom su povezani s kompaktnim kozmičkim objektima: neutronskim zvijezdama i crnim rupama.
Astročestice vrlo visokih energija, uglavnom protoni (jezgre vodikova atoma) i kozmičke gama-zrake, koje dolaze do Zemlje redovito bivaju zaustavljene već u gornjim slojevima atmosfere. Tako atmosfera, tanki zračni omotač planeta, štiti život na Zemlji od pogubnog zračenja. S druge strane, upravo zahvaljujući atmosferi možemo s površine Zemlje opažati visokoenergijske protone i kozmičke gama-zrake. Možemo to činiti posredno preko velikih pljuskova čestica u atmosferi.
Visokoenergijski proton ili kozmička gama-zraka sudara se u gornjem sloju atmosfere s atomskom jezgrom dušika ili kisika. Rezultat tog sudara nije samo razbijena atomska jezgra nego i potpuno novi par visokoenergijskih čestica. To je kao da u sudaru dvaju kamiona nastanu još dva nova automobila kojih prije sudara nije bilo. Stvaranje parova materijalnih čestica iz čiste energije ili tvorba parova uobičajen je događaj u visokoenergijskoj fizici. Opisuje ga slavna Einsteinova jednadžba ekvivalencije mase i energije.
Dvije nove čestice, zapravo čestica i antičestica, koje nastanu u prvom sudaru kozmičke zrake s atomskom jezgrom imaju više nego dovoljnu energiju da ponove proces tvorbe para. I ta se priča ponavlja puno puta. U vrlo kratkom vremenu nakon prvog sudara nastaje kaskada ili veliki pljusak sekundarnih čestica. Broj novostvorenih sekundarnih čestica, većinom elektrona i pozitrona, ovisi o energiji primarne kozmičke čestice, a može biti od par milijuna do čak stotinu milijardi.
Čerenkovljevo zračenje u atmosferi
Mnoge nabijene čestice u pljusku imaju toliko veliku energiju da se gibaju gotovo brzinom svjetlosti. Za takve čestice kažemo da su ultrarelativističke. Kako je brzina svjetlosti u tvari manja od brzine svjetlosti u vakuumu (granične brzine u prirodi) onda ultrarelativističke čestice mogu biti brže od svjetlosti u zraku. Zapravo, većina elektrona i pozitrona u pljusku i jest brža od svjetlosti u zraku. Ta činjenica ima zanimljivu posljedicu koja je vrlo slična zvučnom udaru odnosno probijanju zvučnog zida.
Ako izvor zvuka miruje u odnosu na slušatelja onda se zvučni val širi jednako na sve strane. Valne fronte tada su koncentrične kuglaste plohe. Ako se izvor zvuka giba tada valne fronte više nisu koncentrične kuglaste plohe. Što je brzina veća to će kuglaste plohe biti više sabijene u smjeru gibanja izvora zvuka. Kad brzina izvora dosegne brzinu zvuka sve se kuglaste plohe dodiruju u točki izvora. Tada nastaje udarni val – poremećaj koji se giba u smjeru sabijenih valnih fronti. Na početku udarnog vala potoji snažna promjena tlaka, temperature i gustoće zraka. Kad brzina izvora premaši brzinu zvuka tada se nove valne fronte sijeku se ranije nastalim frontama. Oblikuje se stožac u čijem je vrhu izvor zvuka. Taj stožac nazivamo Machovim stošcem. Poremećaj koji putuje s površinom Machovog stošca je udarni val.
Nabijena čestica koja se kroz prozirno sredstvo giba brzinom većom od brzine svjetlosti u sredstvu stvara udarni val elektromagnetske prirode. Takav udarni val nazivamo Čerenkovljevom svjetlošću, prema ruskom fizičaru Pavelu Čerenkovu (1904. – 1990.), koji je otkrio i prvi istraživao ovu pojavu. Čerenkovljeva svjetlost koju stvaraju elektroni i pozitroni u pljuskovima čestica u atmosferi je vidljiva i ultraljubičasta svjetlost posebnih karaktristika. Bljesak Čerenkovljeve svjetlosti traje vrlo kratko, svega par milijarditih dijelova sekunde. Osim toga, svjetlost je jako usmjerena, otklonjena je od osi pljuska za najviše jedan stupanj. Zbog tih se svojstava Čerenkovljeva svjetlost može iskoristiti za opažanje kozmičkog zračenja.
Čerenkovljevi teleskopi
Teleskope kojima se posredno, preko Čerenkovljeve svjetlosti, opažaju kozmičke gama-zrake nazivamo Čerenkovljevim teleskopima. Čerenkovljev teleskop sastoji se od segmentiranog zrcala promjera desetak metara i segmentirane kamere od par stotina fotosenzora. Zrcalo reflektira u kameru teleskopa dio Čerenkovljeve svjetlosti iz pljuska, a brza elektronika kamere zabilježi sliku pljuska. Današnji Čerenkovljevljevi teleskopi snimaju tipično par stotina slika u minuti. Međutim, većina tih slika ne potječe od kozmičkih gama-zraka.
Veliku većinu pljuskova čestica u atmosferi stvaraju kozmičke zrake – nabijene čestice, uglavnom protoni i lake atomske jezgre, koje dolaze iz svemira. Tek svaki stoti ili čak tisućiti pljusak (ovisno u koji je dio neba teleskop usmjeren) potječe od kozmičke gama-zrake. Stoga je osnovni problem visokoenergijske gama-astronomije prepoznavanje slika koje odgovaraju gama zrakama. To nije lak zadatak, ali nije ni nemoguć. S vremenom su razvijene i usavršene metode analize kojima se mogu ne samo prepoznavati gama-događaji nego i određivati energija i smjer upadne kozmičke gama-zrake.
Visokoenergijska gama-astronomija
Od prve ideje da se Čerenkovljeva svjetlost iz pljuskova čestica u atmosferi iskoristi za opažanje gama-zraka do detekcije prvog kozmičkog gama-izvora prošlo je gotovo trideset godina. To su se vrijeme neprekidno razvijali opažački uređaji i metode analize podataka. Konačno, 1989. godine opažena je Rakova maglica u visokoenergijskom gama-području. Bio je to prvi pouzdano detektirani galaktički visokoenergijski gama-izvor. Stoga se 1989. godina smatra početkom visokoenergijske gama-astronomije. Tri godine kasnije, otkriven je prvi izvangalaktički visokoenergijski gama-izvor. Bila je to aktivna galaktička jezgra Mkn 421. Oba izvora otkrila je kolaboracija Whipple, Čerenkovljevim teleskopom Whipple smještenim u Arizoni.
Kolaboracija Whipple kasnije je prerasla u kolaboraciju VERITAS s četiri velika Čerenkovljeva teleskopa u Arizoni. Unatoč pionirskim otkrićima grupe, VERITAS danas više nema vodeću ulogu u visokoenergijskoj gama-astronomiji. Tu su ulogu preuzele dvije europske kolaboracije: MAGIC i HESS. Dva teleskopa MAGIC smještena su uz afričku obalu, na kanarskom otoku La Palmi, a četiri teleskopa HESS na afričkom kontinentu, u Namibiji. Obje grupe počele su zajednički rad na budućem velikom sustavu Čerenkovljevih teleskopa CTA, jednom od ključnih projekata astročestične fizike u idućem desetljeću.