— Objavljeno 01/09/2009 / Čovjek i svemir 1 (2009. – 2010.).
Prije točno 400 godina talijanski je fizičar Galileo Galilei, prvi u povijesti, usmjerio svoj teleskop u noćno nebo. Bio je to početak astronomije, ali i početak moderne znanosti. Idućih 350 godina ljudi su opažali nebeske objekte na gotovo isti način kao i Galileo – optičkim teleskopima. Tek pred nešto više od pola stoljeća pojavila se prva astronomija različita od optičke, radioastronomija, čime je otvoren prvi novi prozor u svemir. Lansiranjem umjetnih satelita postalo je moguće opažati svemir u dotad nedostupnim područjima spektra: infracrvenom, ultraljubičastom, rendgenskom te gama-području. Otvaranjem svakog novog prozora naša se slika svemira drastično mijenjala. No, to nije sve. Relativno nedavno razvijene su metode i uređaji za opažanja potpuno novih vrsta kozmičkih glasnika: astrofizičkih neutrina, kozmičkih zraka najviših energija te gravitacijskih valova.
Elektromagnetski valovi
Proučavanje svemira dugo se temeljilo samo na opažanjima vidljive svjetlosti (što danas nazivamo optičkom astronomijom) − najprije golim okom, a zatim sve naprednijim optičkim teleskopima. No, vidljiva svjetlost predstavlja tek mali djelić elektromagnetskog spektra koji se proteže od radiovalova do gama-zraka. S obzirom da Zemljina atmosfera propušta uglavnom samo vidljivu svjetlost i radiovalove prva nova astronomija, razvijena nakon optičke, bila je radioastronomija. Pojavom umjetnih satelita astronomi su dobili mogućnost postavljanja instrumenata iznad atmosfere pa su tako počela opažanja u drugim dijelovima elektromagnetskog spektra, nedostupnima s površine Zemlje.
Slučajno otkriće snažnog zračenja iz svemira u rendgenskom i gama-području, do kojeg je došlo u špijunskom traganju za tajnim nuklearnim pokusima, iz temelja je promijenilo naše poimanje svemira. Ranije se smatralo da su izvori zračenja u svemiru gotovo isključivo termički uravnoteženi objekti poput običnih zvijezda. Međutim, snažni izvori visokoenergijskog zračenja pokazali su da postoje kozmički objekti i procesi neke nove vrste. Dok je rendgensko zračenje iz svemira dostupno samo pri opažanjima iznad atmosfere, satelitima i eventualno posebnim balonima, kozmičke gama-zrake visokih energija mogu se, zahvaljujući Čerenkovljevom zračenju, opažati i s površine Zemlje.
Čerenkovljevo zračenje je elektromagnetsko zračenje koje nastaje u mediju, npr. zraku ili vodi, kad kroz njega prolazi nabijena čestica čija je brzina veća od brzine svjetlosti u mediju. Čerenkovljevo zračenje danas ima veliku primjenu u visokoenergijskoj fizici, a nosi naziv prema ruskom fizičaru Pavelu Čerenkovu koji ga je otkrio i za to dobio Nobelovu nagradu 1958. godine. Početkom 60-ih godina javila se ideja da se Čerenkovljevo zračenje, koje stvaraju pljuskovi sekundarnih nabijenih čestica u atmosferi, izazvani upadom primarne visokoenergijske čestice iz svemira, iskoristi za posrednu detekciju kozmičkih gama-zraka. To je bio začetak ideje visokoenergijske gama-astronomije. Bilo je potrebno trideset godina usavršavanja detekcijskih tehnika i posebnih (Čerenkovljevih) teleskopa kako bi se pouzdano detektirao prvi visokoenergijski gama-izvor. Čerenkovljev teleskop sastoji se od segmentiranog zrcala koje reflektira Čerenkovljevu svjetlost u kameru sastavljenu od matrice fotosenzora. Elektronika kojom se digitalizira signal mora biti iznimno brza jer Čerenkovljeva svjetlost iz jednog pljuska dolazi u vrlo kratkom pulsu, trajanja svega par milijarditih dijelova sekunde.
Kozmičke zrake
Kozmičke zrake su nabijene čestice visokih energija koje na Zemlju dolaze iz svemira. Najčešće su to protoni (oko 90%) i jezgre helija (oko 10%), a manjim dijelom teže jezgre. Kozmičke zrake otkrio je 1912. godine austrijski fizičar Victor Hess za što je, 1936. godine, dobio Nobelovu nagradu. Otkriće kozmičkih zraka potaknulo je, ne samo opažanje svemira na novi način, nego nastanak i razvoj moderne fizike elementarnih čestica.
Kozmičko zračenje najviših energija (više od 100 TeV) detektira se posrednim metodama s površine Zemlje, no u tom je energijskom području teško razlučiti primarne game od nabijenih čestica pa tako ne postoje utvrđeni kozmički izvori i područje još nema status astronomije. Pljuskovi čestica u atmosferi koje stvaraju kozmičke zrake najviših energija protežu se do površine Zemlje pa je osim Čerenkovljevog zračenja moguće detektirati sekundarne čestice (mione, elektrone, hadrone) detektorima na površini Zemlje kao npr. u eksperimentu KASKADE u Karlsruheu. Za detekciju kozmičkog zračenja najviših opaženih energija (oko 1020 eV) potrebni su detektori koji pokrivaju ogromne površine na tlu. Najveći takav eksperiment danas je AUGER u Argentini čiji su detektori rasprosranjeni na čak 3000 km2 (što približno odgovara površini Pariza). AUGER koristi Čerenkovljevo zračenje za detekciju kozmičkih zraka, ali ne ono koje nastaje u atmosferi, nego Čerenkovljevo zračenje koje u posebnim rezervoarima vode stvaraju sekundarne nabijene čestice koje dospijevaju do površine Zemlje.
Astrofizički neutrini
Neutrino je neutralna elementarna čestica vrlo male mase (činjenica da neutrino uopće ima masu utvrđena je tek 1998. godine) koja izuzetno slabo međudjeluje s okolinom. Bez teškoće neutrino može proći kroz cijelu Zemlju pa čak i kroz cijelu zvijezdu poput Sunca. Stoga je neutrino vrlo teško opaziti. Ipak, fizičari su domišljatim eksperimentima uspjeli opaziti pojedinačne neutrine zahvaljujući detektorima velike gustoće ili pak vrlo velikog obujma. Zbog mogućnosti da s lakoćom prolaze kroz cijele zvijezde, neutrini su brzo prepoznati kao potencijalni prenositelji astrofizičkih informacija. Na primjer, nuklearne reakcije fuzije u Suncu snažan su izvor neutrina. Za detekciju kozmičkih neutrina sa Sunca (solarnih neutrina), Davis i Koshiba dobili su 2002. godine Nobelovu nagradu.
Prijelomni događaj u području detekcije izvanzemaljskih neutrina zbio se 1987. godine kad su detektorom Kamiokande u Japanu opaženi neutrini nastali u eksploziji supernove SN1987A. Posebno je zanimljiva mogućnost detekcije izvangalaktičkh neutrina. Za tu svrhu potrebni su detektori obujma kubičnog kilometra koje je moguće ostvariti korištenjem npr. polarnog leda. Dva najpoznatija takva detektora, koji se nazivaju i neutrinskim teleskopima, su Amanda i IceCube. Amanda je neutrinski teleskop smješten na Južnome polu. Sastoji se od 19 nizova s više od 700 optičkih detektora koji su spušteni u antartički led na dubine od 1500 m do 1900 m. Ti detektori mogu opaziti Čerenkovljevu svjetlost koja nastaje prolaskom visokoenergijskih miona kroz led. Mioni su elementarne čestice (“teški” elektroni) koje nastaju kad neki od neutrina uspije izazvati reakciju s atomskom jezgarom kisika ili vodika. Amanda je počela s opažanjima još 1996. godine i detektirala tisuće neutrina, no njezina je osjetljivost još uvijek premala da bi se pouzdano mogli vidjeti pojedinačni astrofizički izvori. IceCube je nasljednik eksperimenta Amanda i smješten je na istoj lokaciji na Južnome polu. IceCube je zapravo proširenje Amande u širinu i dubinu. Njegova osjetljivost znatno je bolja tako da se očekuju skora opažanja pojedinačnih izvora kozmičkih neutrina. Kad dobije svoje prve izvore, neutrinska astronomija postat će nova, priznata grana astronomije.
Gravitacijski valovi
Gravitacijski su valovi poremećaji u zakrivljenosti prostor-vremena koji putuju kroz prostor poput elektromagnetskih valova. Predvidio ih je već Albert Eninstein u svojoj općoj teoriji relativnosti 1915. godine. Gravitacijske valove uzrokuje intenzivno gibanje ogromnih masa, a iznimno ih je teško opažati. Premda gravitacijski valovi još nisu opaženi neposredno, nađen je važan posredni dokaz njihovog postojanja. U dvojnom sustavu pulsara PSR B1913+16 postoji malo, ali trajno, smanjivanje perioda rotacije. Razlog tome je gubitak je energije koji točno odgovara energiji emitiranih gravitacijskih valova. Za otkriće tog dvojnog pulsara i posrednu detekciju gravitacijskih valova (davne 1974. godine), Hulse i Taylor dobili su Nobelovu nagradu 1993. godine.
Ideja neposrednog opažanja gravitacijskih valova svodi se na opažanje vrlo malih relativnih pomaka dvaju masivnih tijela. Ako su dva takva tijela udaljena nekoliko kilometara očekivani pomak uzrokovan gravitacijskim valovima manji je od veličine atoma (10−10 m) ili čak manji od veličine atomske jezgre (10−15 m). S obzirom da su ti pomaci sitniji od termičkog gibanja u tvari, detekcijske tehnike uključuju hlađenje uređaja na vrlo niske temperature (čime se smanjuje termičko gibanje) ili princip interferometrije (precizne laserske zrake koje prolaze dugačake putove i na kraju međudjeluju što omogućuje iznimno precizna mjerenja). Fizičari rade na nekoliko velikih eksperimenata za direktnu detekciju gravitacijskih valova. Najpoznatiji među njima su postojeći LIGO i buduća LISA.
LISA je interferometar koji će biti smješten u orbitu oko Sunca. Sastojat će se od tri neovisne svemirske letjelice međusobno udaljene pet milijuna kilometara. Razvoj detektora LISA već je počeo i lansiranje se planira za 2015. godinu. Prije toga, 2011. godine, bit će lansirana letjelica LISA Pathfinder kojom će se testirati mnogi novi koncepti. Očekuje se da će LISA moći opaziti tisuće galaktičkih izvora (npr. sudare dviju neutronskih zvijezda) te neke izvangalaktičke izvore (npr. stapanja supermasivnih crnih rupa).