AKCELERACJA PROMIENI KOSMICZNYCH

  Najważniejsze zagadnienia akceleracji, czyli przyspieszania promieni kosmicznych do określonych energii, to zarówno identyfikacja źródeł energii o wystarczającej mocy, jak i procesów fizycznych, które są w stanie przyspieszać cząstki do energii obserwowanych. A są to energie przewyższające masy spoczynkowe cząstek nawet o jedenaście rzędów wielkości.
  Dziś wiemy już, że większość promieni kosmicznych o niższych energiach jest przyspieszana przez potężne fale uderzeniowe powstałe w ośrodku międzygwiazdowym po wybuchach gwiazd supernowych. Wybuch supernowej - efektowna śmierć masywnej gwiazdy - powoduje wyrzucenie w przestrzeń międzygwiazdową ogromnej ilości materii z dużą prędkością (rzędu tysięcy kilometrów na sekundę). Po pierwotnej gwieździe pozostaje tzw. gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Rozszerzająca się otoczka pozostałości po supernowej stwarza sprzyjające warunki przyspieszaniu cząstek promieni kosmicznych.
  Ważnym argumentem wskazującym, że wybuchy supernowych mogą być źródłem promieni kosmicznych jest kształt obserwowanego widma energetycznego, który bardzo dobrze zgadza się z tym, jakiego należy oczekiwać w rezultacie przyspieszania promieni kosmicznych przez fale uderzeniowe rozchodzące się w ośrodku międzygwiazdowym po wybuchach supernowych. Cząstki przyspieszane w wyniku tego procesu mają widmo energetyczne spadające potęgowo ze wzrostem energii.
  Opis mechanizmu przyspieszania promieni kosmicznych na poruszających się obłokach materii międzygwiazdowej posiadających własne pola magnetyczne - który po raz pierwszy zaproponował Fermii, jest nazywany "przyspieszaniem Fermiego drugiego rzędu", lub przyspieszaniem stochastycznym. Znamy tez inny (znacznie bardziej wydajny od poprzedniego) mechanizm przyspieszania cząstek promieni kosmicznych, jaki ma miejsce na falach uderzeniowych rozchodzących się w turbulentnym ośrodku międzygwiazdowym - zwany "procesem Fermiego pierwszego rzędu".
  Procesy przyspieszania cząstek przez fale uderzeniowe mają ograniczenie na górną granicę energii do której są zdolne przyspieszyć cząstki. Fala uderzeniowa, która powstała w wyniku wybuchu supernowej efektywnie przyspiesza cząstki w ciągu czasu, w którym masa ośrodka międzygwiazdowego napotkanego przez falę osiągnie masę materii wyrzuconej z supernowej. Dla typowej supernowej czas ten jest rzędu 1000 lat, stąd wynika górna granica energii przyspieszania cząstek Emax = Z * 1014 eV, gdzie Z jest ładunkiem przyspieszanej cząstki.

  Pozostałości po supernowych

  Jeśli więc wybuchy supernowych są głównym mechanizmem przyspieszania cząstek, w zakresie energii poniżej 1015 eV i prawidłowo rozumiemy ten proces, to powinno się obserwować załamania widm poszczególnych pierwiastków przy energiach rosnących z ładunkiem jądra, odpowiadającym granicom wydajności procesu Fermiego pierwszego rzędu dla poszczególnych jąder. Obecnie dostępne dane doświadczalne nie są wystarczające dla sprawdzenia tej hipotezy.

  Wybuchy supernowych są najprawdopodobniej głównym źródłem promieni kosmicznych w zakresie energii poniżej 1015 eV. Obserwacje przeprowadzone za pomocą satelity ROSAT wskazują, że pozostałości supernowych rzeczywiście są obszarami intensywnego przyspieszania cząstek - są one silnymi źródłami promieniowania rentgenowskiego emitowanego jako promieniowanie synchrotronowe przyspieszania elektronów.

  Obraz pozostałości po supernowej Tycho. Wybuch tej gwiazdy w Drodze Mlecznej miał miejsce w roku 1572 i był obserwowany przez duńskiego astronoma Tycho de Brahe.



  Obraz pozostałości po supernowej Keplera. Została ona zaobserwowana w 1604 roku przez niemieckiego astronoma Johhana Keplera. Dziś obserwujemy tu emisję promieni X produkowanych przez gorącą plazmę pozostałą po wybuchu.











  Akrecja materii na białego karła

  Dane satelity ROSAT pozwoliły ponadto na identyfikację wielu źródeł promieniowania rentgenowskiego jako układów podwójnych gwiazd, z których jedna jest białym karłem. W układach tych widoczna jest akrecja materii przez białego karła w tempie, które w stosunkowo krótkim czasie (kilka milionów lat) musi prowadzić do zwiększenia masy białego karła poza granicę Chandrasekhara i wybuch tej gwiazdy jako supernowej. Obserwacje te stanowią silne potwierdzenie hipotezy, że wybuchy supernowych są częstym zjawiskiem w Galaktyce i że pozostałości po supernowych są długo poszukiwanym "kosmicznym akceleratorem" promieni kosmicznych.

  Ilustracja sytuacji, gdy w układzie podwójnym dwóch gwiazd jeden z partnerów jest tzw. białym karłem - gęstą, wypaloną gwiazdą, która zapadła się do wielkości Ziemi, a druga jest normalną gwiazdą podobną do Słońca. Gwiazdy znajdują się tak blisko siebie, że gaz przepływa z normalnej gwiazdy na białego karła, gdzie wiruje w dysku akrecyjnym o kształcie naleśnika. Ostatecznie zaś spadnie na powierzchnię białego karła powiększając jego masę.