100 năm khám phá tia vũ trụ (Phần 3)

Vén màn những năng lượng cao nhất

Biết rằng các hạt bị lệch ít bởi từ trường thiên hà và từ trường liên thiên hà khi năng lượng của chúng tăng, những hạt năng lượng đủ cao có thể cắt qua từ trường thiên hà nên nguồn phát của chúng có thể tìm thấy đơn giản bằng cách lần ngược theo quỹ đạo đến. Tuy nhiên, ở những năng lượng cao nhất, các hạt trở nên hiếm đến mức xác suất quan sát chúng từ khí cầu hay vệ tinh trở nên không đáng kể.

>> Xem Phần 1, Phần 2

May thay, vào năm 1938, một lộ trình khác để nghiên cứu chúng đã được phát hiện ra khi nhà vật lí người Pháp Pierre Auger khuyến khích người đồng nghiệp của ông, Roland Maze, cải tiến độ chính xác với hai hạt có thể nói là đi qua hai hoặc nhiều máy đếm Geiger đồng thời. Động lực này khiến Maze nghĩ ra một “mạch trùng hợp ngẫu nhiên” với thời gian phân giải vài micro giây. Di chuyển hai máy đến ra cách nhau vài mét, hai nhà nghiên cứu muốn thấy tốc độ trùng hợp giảm theo tốc độ xác suất trông đợi cho những sự kiện tia vũ trụ không có liên quan. Nhưng thay vậy, Auger và Maze tìm thấy rằng ngay cả với khoảng cách 300 m, tốc độ trùng hợp vẫn cao hơn xác suất. Họ suy luận rằng họ đang phát hiện ra vô số đợt thác của các hạt, ngày nay gọi là “mưa không khí diện rộng”, ở một quy mô không ai từng tưởng tượng ra. Auger và Maze ước tính nếu những cơn mưa như thế được khởi xướng bởi một electron, thì năng lượng phải vào khoảng 10¹⁵ eV – gấp khoảng 100.000 lần năng lượng cao nhất đã được suy ra trước đó.

Sự bơm năng lượng đặc biệt này đã làm thay đổi suy nghĩ về tia vũ trụ, và với những hạt mới khám phá thêm – các pion tích điện và trung hòa được phát hiện ra vào cuối thập niên 1940 – tất cả các mảnh ghép đã có đủ để xây dựng một kiến thức cơ bản của sự hình thành những cơn mưa hạt. Quá trình giống như vậy đã được quan sát, sử dụng buồng mâu, trong những đợt thác hạt sinh ra khi một tia vũ trụ đi qua một dãy các tấm chì (hình 1); một cơn mưa không khí có nhiều điểm tương đồng với quá trình này ngoại trừ ở chỗ cỡ năng lượng và dạng hình học khá khác nhau. Với một tia vũ trụ 10¹⁴ eV, các hạt tuôn mưa có đủ số lượng lớn và mức xâm nhập nên các máy dò đặt trên những ngọn núi cao dễ dàng nhận ra chúng. Khí quyển tác dụng như một máy khuếch đại hạt, giống hệt như các tấm chì, bởi vì những tương tác liên tiếp xảy ra bên trong cơn mưa. Khi các hạt tương tác, chúng tán xạ. Dấu vết của cơn mưa trong hình 1a là vài cm vuông nhưng những cơn mưa không khí diện rộng lớn nhất từng ghi nhận phân tán trên hơn 25 km.

Hình 1. Những đợt thác hạt cỡ 100 cm² và 25 km² hành xử theo một kiểu rất giống với hình ảnh buồng mây này (a) và đồ thị của một cơn mưa tia vũ trụ (b). Trong buồng mây, cơn mưa hạt khởi xướng từ một proton tia vũ trụ 10 GeV đi qua một buồng mây 0.,5 m × 0,3 m chứa những tấm chì cách đều nhau, mỗi tấm dày 1,3 cm. Các hạt sơ cấp và rồi thứ cáp tương tác với chì để tạo ra những đợt thác hạt trước khi biến mất. Trong một quá trình tương tự, một tia vũ trụ đi qua khí quyển của Trái đất tương tác với các phân tử không khí để tạo ra một đợt thác gồm những hạt có đặc tuyến số lượng-độ sâu giống như vậy. Trên đồ thị trình bày đặc tuyến số lượng-độ sâu tạo ra bởi một hạt tia vũ trụ 2 × 10¹⁹ eV, đo bằng kính thiên văn huỳnh quang tại Đài thiên văn Pierre Auger. Số lượng hạt tối đa được nhìn thấy ở độ sâu khoảng 750 g cm^–2, hay khoảng 2000m trên mực nước biển. (Ảnh: Fretter 1949 Proceedings of Echo Lake Cosmic Ray Symposium 37)

Một động lực nữa để nghiên cứu những hạt năng lượng cao như vậy là phát hiện xem chúng có khớp với tiên đoán nổi tiếng rằng số lượng của chúng sẽ giảm trên mức vài 10¹⁹ eV. Vào năm 1966, Ken Greisen, George Zatsepin và Vadim Kuzmin trình bày rằng do hiệu ứng Doppler tương đối tính, các proton, neutron và hạt nhân như thế sẽ xem bức xạ nền vi sóng vũ trụ 2,7 K là tia gamma thay vì vi sóng, do đó sẽ mất năng lượng do tương tác với chúng, tạo ra các pion trong quá trình đó. Nếu “hiệu ứng GZK” này tồn tại và thật sự có một sự giảm mạnh số lượng tia vũ trụ với năng lượng trên 4 × 10¹⁹ eV, thì điều này sẽ hàm ý rằng chúng phát ra từ những vật thể ở gần chúng ta hơn khoảng 200 Mpc – trên quy mô vũ trụ học đây là khoảng cách sang cửa nhà láng giềng thôi. Bạn có thể nghĩ bức xạ 2,7 K là một tấm chắn bảo vệ chúng ta trước sự bắn phá của những hạt giàu năng lượng hơn cả những hạt chúng ta đã phát hiện – nếu tự nhiên có thể tạo ra những thứ như vậy. Thật không may, khó khăn với việc biết chắc thông lượng tại 10²⁰eV dưới mức 1 km^-2/thế kỉ, để cho những ma trận mưa hạt bao quát 100 km², ví dụ như Ma trận Mưa Không khí Khổng lồ Akeno ở Nhật Bản, tỏ ra không đủ xác lập cho dù một sự suy giảm như thế có tồn tại hay không.

Những kết quả ở những năng lượng cao nhất

Vào cuối thập niên 1980, chỉ có vài ba hạt với năng lượng trên 10²⁰ eV được báo cáo và kết quả này đã thúc đẩy việc xây dựng Đài thiên văn Pierre Auger. Thiết bị gồm 1600 máy dò Cherenkov nước bố trí thành một mạng lưới hình tam giác, với mỗi máy dò cách nhau 1,5 km, phân bố trên 3000 km² ở độ cao trung bình 1390 m trên mực nước biển. Các máy dò đó được giám sát bởi một dụng cụ dò tìm bổ sung: bốn máy dò huỳnh quang, chúng là kính thiên văn nhân quang thu lấy ánh sáng tử ngoại sinh ra khi các hạt tia vũ trụ tích điện kích thích các phân tử nitrogen trong không khí, theo kiểu giống như các electron tia vũ trụ tạo ra Cực quang.

Với đài thiên văn này, người ta có thể đo phổ tia vũ trụ trên 10¹⁸ eV với độ chính xác chưa có tiền lệ. Cho đến nay, hơn 12.000 sự kiện trên 1 J (khoảng 6 × 10¹⁸ eV) đã được thu thập với năng lượng của mỗi sự kiện được biết khoảng 20% và mỗi hướng tới là khoảng 1^o. Nhưng có quá ít sự kiện năng lượng cao nhất để truy nguyên một cách tin cậy đến vị trí khởi phát, mặc dù thiên hà vô tuyến khổng lồ gần nhất, Centaurus A, là một ứng cử viên hiện nay. Phổ tia vũ trụ rõ ràng giảm đột ngột trên 4 × 10¹⁹ eV (hình 2), đó có thể là đặc trưng GZK đã tìm kiếm lâu nay – mặc dù nó cũng có thể có nghĩa là bản thân các nguồn đã đạt tới giới hạn để chúng có thể gia tốc các hạt.

Hình 2. Người ta không biết sự dốc xuống nhìn thấy ở đồ thị này có thể hiện giới hạn mà các nguồn phát tia vũ trụ có thể gia tốc các hạt hay không, hay do một hiệu ứng đã được dự đoán hồi năm 1966 rằng những hạt trên một năng lượng nhất định không thể truyền qua bức xạ nền vi sóng vũ trụ 2,7 K, do chúng sẽ thấy nó là những tia gamma năng lượng cao vì hiệu ứng Doppler tương đối tính và vì thế mất năng lượng do tương tác với chúng. Ở đây, thông lượng hạt tia vũ trụ sơ cấp trong một khoảng năng lượng nhỏ, J(E), thể hiện là một hàm của năng lượng. Trục y-J(E) đã nhân với E³ để thể hiện các đặc điểm phổ rõ ràng hơn. Phổ xuống gốc trên 4 × 10¹⁹ eV, tại đó độ dốc của nó thay đổi từ E^–2,68 đến E^–4,2 . Tập hợp số liệu gồm khoảng 64.000 sự kiện tia vũ trụ trên 3 × 10¹⁸ eV và khoảng 5000 sự kiện trên 10¹⁹ eV. (Ảnh: Auger Collaboration)

Nhằm giúp thực hiện sự phân biệt quan trọng này, chúng ta sử dụng các phép đo được thực hiện với máy dò huỳnh quang để tìm độ sâu của cơn mưa hạt lớn nhất trong khí quyển, cái giúp chúng ta tìm ra khối lượng của hạt và vì thế cho chúng ta phân biệt giữa hai nguyên nhân có thể có lí giải tại sao phổ tia vũ trụ tuột dốc. Trong một ví dụ, một cơn mưa 2 × 10¹⁹ eV đo được tại Đài thiên văn Auger sử dụng một trong các kính thiên văn huỳnh quang cho thấy cực đại nằm tại khoảng 750 g cm^–2, hay khoảng 2000m trên mực nước biển (hình 1b). Vị trí của cực đại đó phụ thuộc vào năng lượng trên mỗi nucleon của tia vũ trụ sơ cấp với hạt nhân sắt, chẳng hạn, có cực đại nông hơn những cơn mưa tạo ra bởi các proton có cùng năng lượng. Ngược lại, những hạt năng lượng cao hơn có cùng khối lượng gây ra những cơn mưa với cực đại sâu hơn.

Để suy luận từ các phép đo độ sâu cực đại của tia vũ trụ, chúng ta cần đưa ra một số giả thuyết về bản chất của các tương tác hadron tính ở những năng lượng vượt ngoài tầm của LHC. Là bước đầu tiên giúp chúng ta tìm hiểu, chúng ta sử dụng các thăng giáng vị trí của cực đại đó để xác định xác suất tương tác của proton với hạt nhân của các phân tử không khí ở những năng lượng khoảng 10¹⁸ eV, trong một va chạm proton-không khí nó mang lại năng lượng khối tâm gấp khoảng tám lần năng lượng có tại LHC. Hiện nay, có vẻ như chúng ta đã có thể hiểu số liệu của mình theo chỗ có một phối hợp khối lượng ở những năng lượng cao nhất, có lẽ các proton, cộng với các hạt nhân như nitrogen và oxygen, và một phần sắt. Bức tranh này phù hợp với quan điểm cho rằng sự tuột dốc tìm thấy khá rõ ràng trong phổ tia vũ trụ có thể phản ánh một giới hạn tự nhiên của cái đang xảy ra trong các nguồn phát, chứ không phải cái gì đó như hiệu ứng GZK đã đề xuất xảy ra trong sự truyền đi. Chúng ta muốn mở rộng dữ liệu nhận vào của mình cho nền vật lí hạt ở những năng lượng vượt ngoài tầm LHC khi chúng ta có thêm dữ liệu, có lẽ được hỗ trợ bởi những thiết bị bổ sung ở đài thiên văn trên.

Nhưng còn có một lợi ích bất ngờ phát sinh từ việc nghiên cứu tia vũ trụ sẽ làm hài lòng các cơ quan tài trợ, những nơi ngày nay trông đợi nghiên cứu khoa học cơ bản như thế này có những lợi ích công nghệ. Paul Clark, người đã thiết kế hệ thống viễn thông sử dụng tại Đài thiên văn Pierre Auger, hiện nay đã có công ti riêng ucar mình, Comms Design Ltd, công ti chuyên thiết kế và sản xuất các hệ thống dải tần vô tuyến. Công ti này đã giành được hợp đồng đầu tiên từ Network Rail cho một hệ thống phát tín hiệu vô tuyến hiện nay trải dài hơn 700 km của những tuyến đường sắt một ray ở Highlands, Scotland, và sử dụng chính phần mềm điều khiển phức tạp đã phát triển cho đài thiên văn trên. Sự an toàn và tin cậy mà các hành khách đường sắt hưởng lấy hiện nay khi đi qua các hồ và thung lũng hẹp là một lợi tích từ chuyến bay mạo hiểm của Hess hồi một thế kỉ trước mà chắc chắn ông không bao giờ có thể lường trước nổi.