— Objavljeno 15/03/2015 / Priroda 1043, 03/15.
Naše znanje o svemiru najvećim se dijelom temelji na podacima koje je donijela svjetlost iz svemira. Dugi je niz godina to bila isključivo vidljiva svjetlost, mali dio elektromagnetskog spektra u kojem smo opažali najprije golim okom, a potom sve naprednijim optičkim teleskopima. Tehnička dostignuća, od druge polovice 20. stoljeća do danas, omogućila su otvaranje novih "prozora u svemir" – opažanja kozmičkih objekata i pojava u drugim dijelovima elektromagnetskog spektra. Ta svjetlost, nevidljiva golom oku, otkrila nam je novi, dotad nepoznati svemir. S obzirom da Zemljina atmosfera propušta samo dio elektromagnetskog spektra, vidljivu svjetlost i radiovalove, nakon optičke astronomije prva nova astronomija bila je radioastronomija. Radioteleskopi su, kao i optički teleskopi, smješteni na površini Zemlje. Opažanja iznad atmosfere, u područjima spektra nedostupnima s površine našeg planeta, omogućili su umjetni sateliti. Slučajno otkriće rendgenskog i gama-zračenja, do kojega je došlo u špijunskom traganju za nuklearnom aktivnošću, potpuno je promijenilo naše poimanje svemira. Dotad se smatralo da su svemirski izvori uglavnom termički uravnoteženi objekti poput Sunca. Godine 2002. dodijeljena je Nobelova nagrada za razvoj rendgenske astronomije. Zadnjih četvrt stoljeća izuzetno je uspješna gama-astronomija, najmlađa grana astronomije, a naročito visokoenergijska gama-astronomija kojom se danas bave samo tri međunarodne kolaboracije okupljene oko tri sustava Čerenkovljevih teleskopa: MAGIC, H.E.S.S. i VERITAS. Značajnu ulogu u kolaboraciji MAGIC ima hrvatska grupa astrofizičara.
GAMA-ZRAKE
Iz perspektive fizičara, svjetlost je elektromagnetsko zračenje. Svjetlost u užem smislu, ili vidljiva svjetlost, ono je elektromagnetsko zračenje na koje je osjetljiva mrežnica ljudskoga oka. Svjetlost u širem smislu, ili samo svjetlost, je sve elektromagnetsko zračenje – ono koje možemo opaziti golim okom i ono drugo, koje možemo opaziti samo s pomoću posebnih instrumenata. S obzirom na vrste izvora zračenja i na načine međudjelovanja zračenja s tvari, elektromagnetsko zračenje tradicionalno dijelimo na: radiovalove, mikrovalove, infracrveno zračenje, vidljivu svjetlost, ultraljubičasto zračenje, rendgensko zračenje i gama-zračenje. Sva ta područja zajedno nazivamo elektromagnetskim spektrom. Zračenje iz bilo kojeg dijela elektromagnetskog spektra može se jedinstvno odrediti sa samo jednom od tri fizičke veličine: ili valnom duljinom, ili frekvencijom ili energijom. Znamo li bilo koju od tih triju fizičkih veličina lako možemo izračunati druge dvije. Hoćemo li elektromagnetsko zračenje opisivati valnom duljinom, frekvencijom ili energijom, stvar je izbora. Kod elektromagnetskog zračenja velikih valnih duljina (što odgovara malim frekevencijama i malim energijama) naglašena je valna priroda zračenja pa je za opis najprikladnije odabrati valnu duljinu. Kod elektromagnetskog zračenja malih valnih duljina (što odgovara velikim frekevencijama i velikim energijama) naglašena je čestična priroda zračenja pa je za opis najprikladnije odabrati energiju. U drugom slučaju, koji je tipičan za gama-astronomiju, do izražaja također dolazi individualnost čestica svjetlosti ili fotona. Gama-astronomi doslovno broje fotone i opisuju ih isključivo energijom.
| radio | manje od 10 μeV |
| mikro | od 10 μeV do 1 meV |
| infracrveno | od 10 meV do 1 eV |
| vidljivo | od 1 eV do 10 eV (preciznije: od 1,77 eV do 3,10 eV) |
| ultraljubičasto | od 10 eV do 100 eV |
| rendgensko | od 100 eV do 100 keV |
| gama | više od 100 keV (preciznije: više od 512 keV) |
Zato su u tablici 1. granice područja u elektromagnetskom spektru izražene preko energija fotona. Vidi se, primjerice, da ultraljubičasti foton ima barem 10 puta veću energiju od fotona vidljive svjetlosti; da rendgenski foton ima barem 100 puta veću energiju od fotona vidljive svjetlosti; te da gama-foton ima barem 100000 puta veću energiju od fotona vidljive svjetlosti. Neki od kozmičkih gama-fotona koje opaža teleskop MAGIC imaju 30 bilijuna (taj se broj piše s trinaest nula) puta veću energiju od energije fotona vidljive svjetlosti. Cijelo gama-područje spektra, koje grubo odgovara energijama fotona većim od 100 keV, može se dalje podijeliti u nekoliko podpodručja, kao što je prikazano u tablici 2. Postoji opravdani razlog za takvu podjelu: u različitim podpodručjima dominiraju različiti mehanizmi međudjelovanja zračenja i tvari, što zahtijeva različite vrste detekcijskih instrumenata.
| niske energije | od 100 keV do 100 MeV |
| visoke energije | od 100 MeV do 100 GeV |
| vrlo visoke energije | od 100 GeV do 100 TeV |
| ultra visoke energije | od 100 TeV do 100 PeV |
| ekstremno visoke energije | više od 100 PeV |
GAMA-ASTRONOMIJA
Kao što je bilo spomenuto u uvodu, Zemljina atmosfera transparentna je uglavno samo za vidljivu svjetlost i radiovalove. Tek nešto malo kozmičkog zračenja iz drugih dijelova elektromagnetskog spektra može proći kroz cijeli atmosferski omotač – primjerice ultraljubičaste zrake najnižih energija. No, već nam i one zadaju probleme. Mogu izazvati previše oštećenja tkiva na molekularnoj razini te uzrokovati rak kože. Srećom po nas, ultraljubičaste zrake viših energija, rendgenske zrake i gama-zrake iz svemira ne mogu proći kroz atmosferu. One se u atmosferi apsorbiraju što zapravo znači da međudjeluju s atomima kisika i dušika, odnosno njihovim atomskim jezgrama, pri čemu nastaje mnoštvo novih čestica na koje se raspodjeli velika energija izvornog fotona.
Dakle, ultraljubičaste zrake visokih energija, rendgenske zrake i gama-zrake iz svemira ne možemo izravno opažati detektorima koji su smješteni na površini Zemlje. Za takva opažanja instrumente valja podići što više iznad tla, po mogućnosti iznad atmosfere. To se može učiniti kratkotrajno istraživačkim balonima ili dugotrajno, ali i puno skuplje, umjetnim satelitima. Danas postoji mnoštvo satelita koji nose znanstvene instrumente i opažaju svemir u područjima elektromagnetskog spektra koja su nedostupna s površine Zemlje. U gama-području, prvi sateliti bili su SAS-2 (koji je opažao 1973. godine) i COS-B (koji je opažao od 1975. do 1982. godine). Veliki napredak gama-astronomije dogodio se zahvaljujući gama-teleskopu EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope) smještenom na satelitu CGRO (Compton Gamma Ray Observatory), koji je opažao od 1991. do 2000. godine.
Danas su aktivna četiri gama-sateliti: INTEGRAL (lansiran 2002.), SWIFT (lansiran 2004.), AGILE (lansiran 2007.) te najveći i najvažniji Fermi (koji je bio lansiran 2008. godine). Fermi ili FGST (Fermi Gamma-ray Space Telescope) osjetljiv je u području od 20 MeV to 300 GeV. Međutim, prema gornjoj detekcijskoj granici njegova osjetljivost naglo pada zato što tok gama-zračenja eksponencijalno pada s energijom, a detekcijska površina satelita je relativno mala. Tako Fermi vrlo rijetko opaža gama-fotone vrlo visokih energija, iznad 100 GeV. Ostala tri gama-satelita imaju još nižu gornju granicu detekcije. A gama-područje proteže se daleko iznad 100 GeV i što je još važnije, postoje razni objekti koji zrače u području vrlo visokih energija. Kako njih detektirati? S jedne strane, gama-zrake ne dopiru do tla, a s druge strane gama-fotoni vrlo visoke energije izvan su dosega gama-teleskopa na satelitima.
Srećom, postoji rješenje. Gama-zrake vrlo visoke energije, iznad 100 GeV, mogu se detektirati na površini Zemlje – ali posredno, ne izravno. Naime, kozmički gama-fotoni vrlo visokih energija u atmosferi stvore toliko sekundarnih čestica, toliko velike energije, da se njihov učinak može opaziti teleskopom smještenim na tlu. Te sekundarne čestice visokih energija nazivamo pljuskom čestica u atmosferi. Dakle, svaka primarna gama-zraka vrlo visoke energije generira jedan pljusak čestica u atmosferi.
Sekundarne čestice koje nastaju od primarne kozmičke gama-zrake i formiraju pljusak uglavnom su: elektroni, pozitroni i fotoni (ponovo gama-zrake, ali sada nižih energija). Pljusak počinje tipično na nadmorskoj visini od oko 20 km i proteže se kilometrima prema tlu. To je veći što je veća energija primarne gama-zrake. Vrlo slične pljuskove inicira i kozmičko zračenje (nabijene atomske jezgre, uglavnom protoni). Takve pljuskove nazivamo hadronskim pljuskovima, a oni osim elektrona, pozitrona i fotona sadrže još: pione, mione, protone, neutrone i druge čestice.
Obje vrste pljuskova, i hadronski i gama-pljuskovi, sadrže ogroman broj električki nabijenih čestica koje se kroz zrak gibaju brzinom većom od brzine svjetlosti u zraku. Te brze, nabijene čestice u zraku stvaraju Čerenkovljevo zračenje, što je opet elektromagnetsko zračenje, ali sada u ultraljubičastom i vidljivom području. Bljesak Čerenkovljevog zračenja iz pojedinog pljuska u atmosferi je vrlo slabašan (nevidljiv golim okom), ali vrlo kratkotrajan i jako usmjeren pa se može razlučiti od pozadinske svjetlosti noćnog neba. Za opažanje Čerenkovljevog zračenja iz pljuskova čestica u atmosferi razvijena je posebna vrsta teleskopa – Čerenkovljev teleskop. Trebalo je više od trideset godina usavršavanja detekcijskih tehnika da se Čerenkovljevim teleskopom pouzdano detektira prvi visokoenergijski kozmički gama-izvor. Čerenkovljev teleskop koji je to ostvario nosio je naziv Whipple. Sustav Čerenkovljevih teleskopa VERITAS, nasljednik je teleskopa Whipple. Nalazi se u Arizoni i jedan je od tri danas postojeća sustava Čerenkovljevih teleskopa. Drugi je H.E.S.S. koji je smješten je u Namibijskoj pustinji. Treći se nalazi na vrhu kanarskog otoka La Palme i nosi naziv MAGIC. Međunarodnu kolaboraciju MAGIC čini oko 170 članova iz deset zemalja među kojima je i Hrvatska. Hrvatski članovi kolaboracije MAGIC su Ana Babić, Iva Šnidarić, Tihomir Surić i Dario Hrupec s Instituta Ruđer Bošković u Zagrebu, zatim Dijana Dominis Prester i Tomislav Terzić sa Sveučilišta u Rijeci te Nikola Godinović, Ivica Puljak i Damir Lelas sa Sveučilišta u Splitu te Daniel Ferenc s Kalifornijskog sveučilišta Davis. Prvi od dva teleskopa MAGIC proradio je 2003. godine, a drugi je dodan 2009. godine kad je i Hrvatska ušla u punopravno formalno članstvo kolaboracije MAGIC.
IZVORI KOZMIČKIH GAMA-ZRAKA
Prvi visokoenergijski kozmički gama-izvor detektiran je teleskopom Whipple, 1989. godine. Bila je to Rakova Maglica, ostatak supernove čija su eksploziju, još 1054. godine, zabilježili kineski astronomi. Od nas je udaljena oko 6500 svjetlosnih godina3 . Inače, eksplozija supernove je završni stadij razvoja vrlo masivne zvijezde. Zvijezdu tada urušava njezina vlastita gravitacija nakon što, zbog potrošenog goriva, popusti unutrašnji tlak kojega su dotad stvarale termonuklearne reakcije. Vanjski slojevi zvijezde razlete se u okolni prostor, a unutrašnji se dio sabije u kuglu promjera oko 25 kilometara (što je otprilike veličina Zagreba). Taj unutrašnji ekstremno gusti ostatak zvijezde nazivamo pulsarom. Zbog zakona očuvanja kutne količine gibanja pulsar rotira nevjerojatno brzo – okrene se oko svoje osi i do tisuću puta u jednoj sekundi. Pokazalo se da i pulsari, ne samo vanjski ostaci supernova, emitiraju gama-zrake. Pulsacija u visokoenergijskom gama-području iz Rakovog pulsara otkrivena je teleskopima MAGIC, 2008. godine. Ostaci supernova i pulsari su galaktički izvori visokoenergijskog gama-zračenja, što znači da se nalaze unutar naše galaksije.
Nakon što je osjetljivost Čerenkovljevih teleskopa dovoljno porasla, 1992. godine, otkriven je, ponovo teleskopom Whipple, prvi izvangalaktički izvor visokoenergijskog gama-zračenja, Markarjan 421. Radilo se o aktivnoj galaktičkoj jezgri koja je od nas udaljena oko 400 milijuna svjetlosnih godina. Za usporedbu, nama najbliža galaksija, Andromeda, udaljena je 2,5 milijuna svjetlosnih godina. Svaka aktivna galaktička jezgra sastoji se od supermasivne crne rupe, akrecijskog diska i dva dugačka, nasuprotna mlaza čestica i zračenja. Supermasivne crne rupe su crne rupe koje imaju mase od milijun do milijardu puta veće od mase Sunca. Nalaze se u središtima gotovo svih galaksija, pa i u našoj. Akrecijski disk je struktura koja nastaje oko središnjeg vrlo masivnog objekta – u slučaju aktivne galaktičke jezgre, nastaje oko supermasivne crne rupe – opet zbog očuvanja kutne količine gibanja. Naime, materija koja pada prema supermasivnoj crnoj rupi ne pada pravocrtno nego kružno te na kraju oblikuje disk. Taj disk nije kruto tijelo, različiti se slojevi gibaju različitim brzinama pa nastaju brojni sudari čestica. U tim sudarima pak nastaje rendgensko i gama-zračenje. Premda je sama crna rupa, po definiciji, područje iz kojeg ne može ništa izaći pa ni zračenje, okoline crnih rupa obično su područja izuzetno snažne emisije visokoenergijskog zračenja.
Danas, četvrt stoljeća nakon otkrića prvih izvora gama-zračenja vrlo visoke energije (iznad 100 GeV), broj poznatih izvora veći je od 150. Slika na stranici TeVCat prikazuje raspodjelu tih izvora u galaktičkom koordinatnom sustavu. Za središte tog koordinatnog sustava odabrano je središte naše galaksije. Središnja linija, uzduž koje je nagomilano mnogo izvora, jest galaktička ravniva. Izvori koji su smješteni na toj središnjoj liniji velikom su većinom galaktički izvori: ostaci supernova i pulsari. Izvori koji su ravnomjerno raspoređeni po galaktičkom koordinatnom sustavu, a naročito oni koji su bliže galaktičkim polovima (označenima s +90o i –90o) većinom su izvangalaktički izvori: aktivne galaktičke jezgre. Niz Čerenkovljevih teleskopa, CTA ili Cherenkov Telescope Array, koji bi trebao početi s opažanjima 2020. godine, povećat će broj poznatih izvora na oko 1000. Time će se značajno poboljšati razumjevanje svih dosad poznatih visokoenergijskih procesa i objekata u svemiru te, prilično sigurno, omogućiti otkrivanje novih procesa i novih objekata. U svakom slučaju, u idućim bismo desetljećima trebali upoznati novo lice svemira, ono koje danas vjerojatno ne možemo ni naslutiti.