AΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΜΕΤΑΠΤΥΧΙΑΚΟ ΥΠΟΛΟΓΙΣΤΙΚΗΣ ΦΥΣΙΚΗΣ ΔΙΠΛΩΜΑΤΙΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ ΘΕΜΑ: ΚΑΤΑΙΓΙΣΜΟΙ ΚΟΣΜΙΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ

AΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΜΕΤΑΠΤΥΧΙΑΚΟ ΥΠΟΛΟΓΙΣΤΙΚΗΣ ΦΥΣΙΚΗΣ ΔΙΠΛΩΜΑΤΙΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ ΘΕΜΑ: ΚΑΤΑΙΓΙΣΜΟΙ ΚΟΣΜΙΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ Ατρείδης Γιώργος ΑΜ: 4147 ΕΠΙΒΛΕΠΩΝ ΚΑΘΗΓΗΤΗΣ Σπ. Δεδούσης Θεσσαλονίκη 008

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ

Διπλωματική εργασία Κοσμική ακτινοβολία 3 ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΑ 1. Ιστορία των κοσμικών ακτίνων 5. Τι είναι η κοσμική ακτινοβολία 5 3. Προέλευση των κοσμικών ακτίνων 7 Ηλιακός άνεμος 7 Στοιχεία του ηλιακού ανέμου 8 Μαγνητόπαυση και ωστικές διαταραχές στα όρια του Γήινου μαγνητικού πεδίου 9 Εκτόξευση μάζας Ηλιακού στέματος 10 Galactic Cosmic Rays 11 SNR (Supernova Remnant) 11 Active Galactic Nuclei (AGN) 13 Gamma Ray Bursts (GRB) 14 Top Down πηγές 15 Anomalous Cosmic Rays 15 4. Πρωτογενής κοσμική ακτινοβολία 16 5. Φάσμα των κοσμικών ακτίνων 17 Χαρακτηριστικά του φάσματος 17 Κοσμικές ακτίνες γάμμα 1 6. Αλληλεπίδραση ακτινοβολιών με την ύλη Απώλεια ενέργειας των φορτισμένων σωματιδίων μέσω ιονισμών και διαγέρσεων Απώλεια ενέργειας των ηλεκτρονίων και μιονίων Ακτινοβολία Cherenkov Απώλεια ενέργειας των φωτονίων γάμμα 3 6 9 33 7. Δευτερογενής κοσμική ακτινοβολία 36 8. Καταιγισμός κοσμικών ακτίνων (Cosmic ray showers) Εισαγωγή Ηλεκτρομαγνητικός καταιγισμός Η θεωρία του ηλεκτρομαγνητικού καταιγισμού Υπολογισμοί Monte Carlo Αδρονικός καταιγισμός Ανίχνευση ατμοσφαιρικών καταιγισμών Αναπαράσταση των παραμέτρων του καταιγισμού από τις παρατηρήσεις Ανιχνευτές σε παράταξη Ανιχνευτές Cherenkov Ανιχνευτές φθορισμού 65 66 70 73 9. Προσομοίωση 75 3 4 4 44 45 51 55 64

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 4 ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΑ ΤΟΥ CD-ROM Αρχείο της διπλωματικής σε pdf. Αρχείο της προσομοίωσης σε mathematica. Αρχείο της προσομοίωσης σε pdf. Φάκελος με video του ατμοσφαιρικού καταιγισμού.

Διπλωματική εργασία Κοσμική ακτινοβολία 5 1. Ιστορία των κοσμικών ακτίνων Το 191 έγινε ένα πείραμα από τον Victor Hess ο οποίος ήθελε να δει την εξάρτηση της εκφόρτισης ενός ηλεκτροσκοπίου από το ύψος. Χρησιμοποίησε ένα αερόστατο για να μεταβάλει το ύψος. Με τον τρόπο αυτό ανακάλυψε ότι η εκφόρτιση και αντίστοιχα η ποσότητα της ιονίζουσας ακτινοβολίας αυξανόταν με το ύψος. Αυτό που προκαλούσε τον ιονισμό ήταν η κοσμική ακτινοβολία.. Τι είναι η κοσμική ακτινοβολία Οι κοσμικές ακτίνες ή κοσμική ακτινοβολία είναι μία κατηγορία ακτινοβολίας που αποτελείται από σωματίδια υψηλών ενεργειών (που κινούνται δηλαδή με υπερσχετικιστικές ταχύτητες) τα οποία παράγονται σε κάποιο μέρος του Σύμπαντος μακριά από τη Γη και προσκρούουν στην ατμόσφαιρα της Γης με ανιχνεύσιμα αποτελέσματα. Οι κοσμικές ακτίνες αποτελούνται κυρίως από ατομικούς πυρήνες, δηλαδή θετικά φορτισμένα ηλεκτρικώς σωματίδια, περίπου 87% πρωτόνια, 1% σωμάτια άλφα (πυρήνες ηλίου) και λίγους βαρύτερους πυρήνες (οι σχετικές περιεκτικότητες είναι συγκρίσιμες με τις ηλιακές). Ωστόσο, ένα μικρό πο-

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 6 σοστό των κοσμικών ακτίνων είναι ακτίνες γ (φωτόνια) πολύ υψηλών ενεργειών, ηλεκτρόνια και νετρίνα. Οι κινητικές ενέργειες των σωματίων των κοσμικών ακτίνων εκτείνονται σε 14 τάξεις μεγέθους, με τη ροή (αριθμός σωματίων ανά μονάδα επιφάνειας και χρόνου) στην περιοχή της Γης να είναι αντιστρόφως ανάλογη του κύβου της ενέργειάς τους. Η μεγάλη αυτή διαφορά στις ενέργειες υποδεικνύει τη μεγάλη ποικιλία των πηγών της κοσμικής ακτινοβολίας. Οι διαδικασίες παραγωγής εκτείνονται από αστρικά φαινόμενα μέχρι μυστηριώδεις διαδικασίες υψηλών ενεργειών στα βάθη του Σύμπαντος. Μία κοσμική ακτίνα (1 σωμάτιο) μπορεί να φθάσει σε ενέργεια τα 10 0 ev (περίπου 50 Joules, η ενέργεια μιας μπάλας του τένις που κινείται με 151 Km/h). Καμιά μηχανή (επιταχυντής) κατασκευασμένη από τον άνθρωπο στη Γη προς το παρόν δεν μπορεί να επιταχύνει κάποιο σωμάτιο σε τόσο υψηλές ενέργειες. Τα σωματίδια της κοσμικής ακτινοβολίας φτάνουν στην ατμόσφαιρα της Γης με ρυθμό 1000 σωματίδια /m /sec. Χάρτης της κοσμικής ακτινοβολίας γ, ενέργειας άνω των 100 MeV. Ο γαλαξίας παρουσιάζεται σαν φωτεινή ζώνη, με το κέντρο του στην μέση.

Διπλωματική εργασία Κοσμική ακτινοβολία 7 3. Προέλευση των κοσμικών ακτίνων Προέλευση των κοσμικών ακτίνων που φτάνουν στη Γη. Ήλιος, από kev (ηλιακός άνεμος, CMΕs) μέχρι GeV (εκλάμψεις) Γαλαξίας, μέχρι PeV(=10 15 ev) από SNR (Supernova Remnant) Εξωγαλαξιακές πηγές, άνω των 10 15 ev. Από Active Galactic Nuclei (AGN), Gamma-Ray Bursts (GRB) Υπερσυμμετρικά σωματίδια, σε σενάρια top-down (αντί bottomup) Ηλιακός άνεμος Ο Ήλιος δεν είναι ένα σταθερό αστέρι. Η ακτινοβολία που εκπέμπει μεταβάλλεται, ειδικά σε μήκη κύματος που δεν μπορούμε να δούμε, όπως το υ- περιώδες. Εκτοξεύει επίσης συνεχώς έναν άνεμο σωματιδίων, που είναι γνωστός σαν ηλιακός άνεμος. Έτσι το διάστημα γύρω από την ατμόσφαιρα της Γης και γύρω από τους άλλους πλανήτες δεν είναι κενό. Είναι μια φουρτουνιασμένη περιοχή που κυριαρχείται από τον ηλιακό άνεμο. Ο ηλιακός άνεμος είναι ένα θερμό αέριο που παράγεται απ τον Ήλιο και, ταξιδεύοντας μέσα στο διαπλανητικό χώρο με τεράστιες ταχύτητες, φτάνει ως τα όρια του ηλιακού συστήματος. Ουσιαστικά όλοι οι πλανήτες και η Γη είναι βυθισμένοι μέσα σ αυτήν τη θερμή ανάσα του Ήλιου, που αποτελείται από φορτισμένα σωματίδια. Μεταβολές στον Ήλιο προκαλούν μεταβολές στη ροή του ηλιακού ανέμου. Ευτυχώς το μαγνητικό πεδίο της Γης με την επίδραση και του ηλιακού ανέμου κατασκευάζει μια προστατευτική κουβέρτα για την ανθρώπινη ζωή, που ονομάζεται μαγνητόσφαιρα. Το στρώμα αυτό φροντίζει να αποτρέπει την είσοδο των φορτισμένων σωματιδίων στη γήινη ατμόσφαιρα. Όταν όμως ο Ήλιος είναι ιδιαίτερα δραστήριος τότε φορτισμένα σωματίδια εισέρχονται στη μαγνητόσφαιρα και προκαλούν, εκτός από φαντασμαγορικά φαινόμενα, όπως το σέλας, και γεωμαγνητικές καταιγίδες. Οι καταιγίδες αυτές μπορεί να μην γίνονται αντιληπτές ή ορατές, όπως οι θύελλες ή οι ανεμοστρόβιλοι, μπορούν όμως να έχουν σημαντικές επιπτώσεις σε ένα πλήθος ανθρώπινων δραστηριοτήτων. Πράγματι, τα φαινόμενα αυτά που συμβαίνουν στο κοντινό μας διάστημα παλιότερα περνούσαν τελείως απαρατήρητα και μας άφηναν τελείως αδιά-

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 8 φορους. Σήμερα όμως η παρακολούθηση τους, η κατανόησή τους και η πρόγνωσή τους αποτελούν επιτακτική ανάγκη και πρόκληση. Κι αυτό γιατί με την επέκταση όλο και περισσότερων ανθρώπινων δραστηριοτήτων στο διάστημα, τέτοιου είδους δυσμενείς διαστημικές συνθήκες είναι δυνατόν να προκαλέσουν διακοπές σε τηλεπικοινωνιακά συστήματα, σε δίκτυα ηλεκτροδότησης, σε συστήματα πλοήγησης, διακοπές / καταστροφή δορυφόρων και συνεπώς έχουν άμεσες οικονομικές και κοινωνικές επιπτώσεις. Ο ηλιακός άνεμος και το μαγνητικό πεδίο της Γης δημιουργούν μια προστατευτική κουβέρτα, τη μαγνητόσφαιρα. Στοιχεία του Ηλιακού ανέμου (Από το Space Environment Center των ΗΠΑ) Η δραστηριότητα του Ηλίου αυξομειώνει την ένταση (δηλ. τη ροή ενέργειας με μορφή ακτινοβολίας και σωματιδίων) του ηλιακού ανέμου. Τα μετρούμενα χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου, στη διεύθυνση προς τη γη, απεικονίζονται σχεδόν σε πραγματικό χρόνο στο παρακάτω διάγραμμα. νανοπασκάλ Χρήσιμες Εξηγήσεις Magnetic Field=Μαγνητικό πεδίο σε νανοτεσλα Speed = Ταχύτητα σε χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο Dynamic Pressure = Δυναμική πίεση (οφειλόμενη στην ταχύτητα) σε

Διπλωματική εργασία Κοσμική ακτινοβολία 9 Μαγνητόπαυση και ωστικές διαταραχές στα όρια του Γήινου μαγνητικού πεδίου Από το Πείραμα PIXIE που σημαίνει Πείραμα Απεικόνισης Πολικής Ιονοσφαιρικής ακτινοβολίας Χ (Polar Ionospheric X-ray Imaging Experiment): Τα στοιχεία πραγματικού χρόνου από το διαστημικό σκάφος ACE χρησιμοποιούνται για να προβλέψουν τη μορφή και τη θέση των ορίων της μαγνητόπαυσης και των τόξων διαταραχής τόσο σε πραγματικό χρόνο όσο και για το εγγύς μέλλον (ο χρόνος σε ώρα Γκρήνουιτς). Στην εικόνα, η γη είναι στο κέντρο και φωτίζεται από τα αριστερά από τον Ήλιο (που δεν φαίνεται). Σ αυτή την όψη, βλέπουμε το βόρειο πόλο από πάνω προς τα κάτω. Έτσι η απεικόνιση είναι σε Ι- σημερινή προβολή. Ο ηλιακός άνεμος που προέρχεται από τον Ήλιο φθάνει στα όρια του γήινου μαγνητικού πεδίου και διαμορφώνει εκεί ένα κύμα διαταραχής. Καθώς ο ηλιακός άνεμος ρέει μέσα από τη διαταραχή επιβραδύνεται, και η πίεση του ηλιακού ανέμου εξισορροπείται από την πίεση του γήινου μαγνητικού πεδίου. Το όριο στο οποίο επιτυγχάνεται αυτή η ι- σορροπία πίεσης ονομάζεται μαγνητόπαυση. Το διαστημικό σκάφος ACE ελέγχει τον ηλιακό άνεμο από μια θέση περίπου 00 γήινες ακτίνες, από τη γη προς τον ήλιο. Τα στοιχεία του διαστημι-

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 10 κού σκάφους σε πραγματικό χρόνο μας επιτρέπουν να προβλέψουμε τι θα συμβεί στη γη αρκετά λεπτά πριν φθάσει ο ηλιακός άνεμος σε μας. Σημαντικές τιμές του ηλιακού ανέμου που λαμβάνονται από τις παρατηρήσεις του ACE περιλαμβάνουν τη συνιστώσα-z του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίο (Bz) που μετριέται σε μονάδες νανο-tesla, και τη δυναμική πίεση (αποκαλούμενη επίσης ροή ορμής) του ηλιακού ανέμου, που μετριέται σε μονάδες νανο-πασκάλ. Με την πράσινη διακεκομμένη γραμμή απεικονίζεται η γεωσύγχρονη τροχιά πολλών μετεωρολογικών δορυφόρων και δορυφόρων επικοινωνίας. Εκτόξευση μάζας Ηλιακού στέμματος (Coronal Mass Ejections) Οι εκτοξεύσεις μάζας από το Ηλιακό στέμμα είναι τεράστιες φυσαλίδες από αέρια που έχουν την μορφή μαγνητισμένου πλάσματος σε πολύ υψηλές 6 θερμοκρασίες ( 10 K). Σε τόσο υψηλές θερμοκρασίες τα αέρια του στέμματος ιονίζονται και μετατρέπονται σε πλάσμα (θετικά και αρνητικά φορτία με πολύ μεγάλη αγωγιμότητα). Εξαιτίας της ηλεκτρικής αγωγιμότητας το πλάσμα κινείται κατά μήκος των μαγνητικών γραμμών που δημιουργεί το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου. Αυτές οι μαγνητικές γραμμές δημιουργούν ιδεατούς «σωλήνες ροής» πάνω στους οποίους κινούνται τα φορτισμένα σωματίδια. Οι σωλήνες μαγνητικής ροής είναι δυο τύπων. α) Ανοικτοί σωλήνες όπου οι δυναμικές γραμμές ξεκινούν από την επιφάνεια του Ήλιου και καταλήγουν στο άπειρο. β) Κλειστοί σωλήνες όπου οι δυναμικές γραμμές ξεκινούν από την επιφάνεια του Ήλιου και καταλήγουν πάλι σε αυτήν δημιουργώντας βρόχους. Οι εκτοξεύσεις μάζας από το Ηλιακό στέμμα διαλύουν την ροή του Ηλιακού ανέμου και παράγουν διαταραχές που χτυπούν την Γη με καταστροφικά αποτελέσματα, πολλές φορές. Το Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) on the Solar και το Heliospheric Observatory (SOHO) παρατήρησαν ένα μεγάλο αριθμό από CMEs.

Διπλωματική εργασία Κοσμική ακτινοβολία 11 Το γεγονός στις 7 Απριλίου 1997 φαίνεται στην πάνω εικόνα. Παράχθηκε ένα φωτεινό στεφάνι στο οποίο φαίνεται ότι ολόκληρος ο Ήλιος είναι τυλιγμένος από την CME. Τέτοια γεγονότα που παράγονται από τις CMEs κατευθύνονται προς την Γη. Galactic Cosmic Rays Οι Galactic cosmic rays (GCRs) έρχονται έξω από τα ηλιακό μας σύστημα, κυρίως από τον γαλαξία μας. Αποτελούνται από ατομικούς πυρήνες που έχουν χάσει τα ηλεκτρόνιά τους κατά τη διέλευσή τους από τον γαλαξία. Πιθανώς έχουν επιταχυνθεί για εκατομμύρια χρόνια και έχουν ταξιδέψει πολλές φορές κατά μήκος του γαλαξία παγιδευμένα από το μαγνητικό του πεδίο. Καθώς ταξίδεψαν διαμέσω των αστεριών μερικοί από τους πυρήνες διασπάστηκαν με ταυτόχρονη εκπομπή ακτίνων γ. Με την ανίχνευση των ακτίνων γ μπορούμε να βγάλουμε συμπεράσματα για το πώς πέρασαν από το γαλαξία μας και από άλλους γαλαξίες. Έχουμε πάρει την εικόνα από τηλεσκόπιο ακτίνων γ. Dr. Carl Fichtel and the ERGET Instrument Science Team. Τμήμα της κοσμικής ακτινοβολίας διασπάται και δίνει ακτίνες γ. SNR(Supernova Remnant) Το απομεινάρι ενός σούπερνόβα (supernova remnant-snr) είναι ότι έχει απομείνει από μια έκρηξη σούπερνόβα. Οι SNR έχουν τεράστια σημασία για την κατανόηση του γαλαξία μας. Αυτοί θερμαίνουν το διαστρικό μέσο, διανέμουν βαριά στοιχεία σε ολόκληρο το γαλαξία και επιταχύνουν τις κοσμικές ακτίνες.

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 1 Cygnus Loop in X-rays Crab Nebula in X-rays Δύο παραδείγματα supernova remnant Τι άλλο κάνουν οι SNR στον γαλαξία μας; Στον εμπλουτισμό του γαλαξία μας με βαριά στοιχεία τα απομεινάρια των σούπερνόβα προσθέτουν μεγάλα ποσά ενέργειας στο διαστρικό μέσο (10 8 mega-tons per supernova). Καθώς το κρουστικό κύμα κινείται προς τα έξω σαρώνει ένα μεγάλο τμήμα του διαστρικού μέσου ωθώντας το σε δυο ενέργειες. Το κρουστικό κύμα θερμαίνει το αέριο που συναντά, όχι μόνο αυξάνοντας τη συνολική του θερμοκρασία, αλλά δημιουργεί και διαφορές θερμοκρασίας μεταξύ διαφόρων τμημάτων του διαστρικού μέσου. Αυτές οι διαφορές θερμοκρασίας βοηθούν να βρίσκεται ο γαλαξίας σε μια ενδιαφέρουσα δυναμική κατάσταση. Το κρουστικό κύμα επιταχύνει ηλεκτρόνια, πρωτόνια και ιόντα (σύμφωνα με τη διαδικασία επιτάχυνσης Fermi), σε ταχύτητες πολύ κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Αυτό το φαινόμενο είναι πολύ σημαντικό γιατί η προέλευση των κοσμικών ακτίνων είναι ένα από τα μεγαλύτερα προβλήματα της αστροφυσικής. Πολλοί αστροφυσικοί πιστεύουν ότι μεγάλο τμήμα της κοσμικής ακτινοβολίας του γαλαξία μας ήταν τμήμα των αερίων του διαστρικού μέσου, που εγκλωβίστηκε στο κύμα κρούσης ενός σούπερνόβα. Πηγαίνοντας μπρος πίσω κατά μήκος του κύματος κρούσης τα σωματίδια των αερίων αποκτούν μεγάλες ενέργειες και γίνονται κοσμικές ακτίνες. Πάντως οι επιστήμονες ακόμη συζητούν σε ποια μέγιστη ενέργεια μπορούν να επιταχύνουν οι SNR τις κοσμικές ακτίνες. Η καλύτερη προσέγγιση που έχει γίνει μέχρι τώρα είναι 10 14 ev/nucleon.

Διπλωματική εργασία Κοσμική ακτινοβολία 13 Active Galactic Nuclei (AGN) Σε κάποιους γαλαξίες που είναι γνωστοί σαν Active Galactic Nuclei (AGN), ο πυρήνας (το κεντρικό σημείο) παράγει περισσότερη ακτινοβολία από ολόκληρο τον υπόλοιπο γαλαξία. Τα Quasars είναι πολύ μακρινοί AGN. Οι πιο μακρινοί Quasars δείχνουν μια εποχή στην οποία το σύμπαν είχε ηλικία μικρότερη από ένα δισεκαταμμύριο χρόνια και μέγεθος το 1/6 του σημερινού μεγέθους του. Σε μερικές περιπτώσεις το μέγεθος ενός AGN είναι μικρότερο από το μέγεθος του ηλιακού μας συστήματος. Σημερινές θεωρίες υποστηρίζουν ότι υπάρχει μια πολύ συμπαγής (ογκώδης) μαύρη τρύπα (εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του Ήλιου) στο κέντρο ενός AGN. Η μελέτη των ακτίνων x (x-rays) είναι ιδιαίτερα χρήσιμη στο να μας βοηθήσει να καταλάβουμε τι συμβαίνει σε ένα AGN, αφού οι ακτίνες x μπορούν να διαπεράσουν από μακριά το κέντρο ενός γαλαξία. Βασισμένοι στα αποτελέσματα των ακτίνων x και σε άλλες παρατηρήσεις μπορούμε να υποθέσουμε ότι η πηγή ισχύος ένα ΑGN είναι μια τεράστια συμπαγής μαύρη τρύπα. Η παραπάνω εικόνα δείχνει περίπου πως είναι. Αν και η μαύρη τρύπα είναι αόρατη, τα αέρια συσσωρεύονται ή πέφτουν στην μαύρη τρύπα. Έτσι αποκτούν μεγάλες θερμοκρασίες ώστε κάποια από την ενέργεια που διαφεύγει μπορούμε να την ανιχνεύσουμε. Πολλοί AGN δίνουν στοιχεία για μια τεράστια σπείρα αερίων γύρω από τη μαύρη τρύπα. Στους AGN πιθανολογείται ότι ικανοποιούνται τα κριτήρια για να επιταχύνονται τα πρωτόνια σε ενέργειες της τάξης των 10 0 ev. Μια σχηματική παράσταση φαίνεται στην παρακάτω εικόνα.

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 14 Gamma Ray Bursts (GRB)-Εισαγωγή σε ένα μυστήριο Οι εκρήξεις ακτίνων γάμα (Gamma Ray Bursts GRB) είναι μικρής διάρκειας εκρήξεις που δίνουν φωτόνια ακτινοβολίας γάμα (μεγάλης ενέργειας). Κάποιες από αυτές συνδέονται με ένα ειδικό τύπο σούπερνόβα (τα σημάδια των εκρήξεων, οι θάνατοι κάποιων ειδικών μεγάλων και συμπαγών α- στέρων). Βλέποντας παντού από λίγα milliseconds μέχρι αρκετά minutes, οι gammaray bursts (GRBs) λάμπουν εκατοντάδες φορές περισσότερο από ένα τυπικό σούπερνόβα και περίπου ένα τρισεκατομμύριο φορές περισσότερο από τον Ήλιο. Έτσι οι gamma-ray bursts είναι η φωτεινότερη πηγή κοσμικών φωτονίων γάμα σε ολόκληρο το σύμπαν. Οι GRBs ανιχνεύονται βίαια μια φορά την ημέρα από τελείως τυχαίες διευθύνσεις της ατμόσφαιρας. Μέχρι τελευταία οι GRB ήταν το μεγαλύτερο μυστήριο στην αστρονομία των υψηλών ενεργειών. Ανακαλύφθηκαν τυχαία το 1960 από δορυφόρους του αμερικάνικου στρατού ο οποίος έψαχνε για πυρηνικές δοκιμές των σοβιετικών. Αυτοί οι δορυφόροι κουβαλούσαν ανιχνευτές ακτινοβολίας γάμα, αφού μια πυρηνική έκρηξη παράγει ακτίνες γάμα. Μέχρι το 1990 οι αστροφυσικοί δεν ήξεραν αν οι GRB δημιουργούνται στην άκρη του ηλιακού μας συστήματος, στον γαλαξία μας ή απίστευτα πολύ μακριά στην άκρη του σύμπαντος. Αυτό συνέβαινε γιατί δεν ήξεραν πό-

Διπλωματική εργασία Κοσμική ακτινοβολία 15 σο μακριά γίνονταν οι GRB έχοντας ένα παράγοντα κάποιων δισεκατομμυρίων ετών φωτός. Σήμερα όμως μια σωρεία παρατηρήσεων από δορυφόρους, παρατηρήσεις εδάφους και θεωρητικές εργασίες έχουν επιτρέψει στους αστρονόμους να συνδέσουν τις GRB με σούπερνόβα σε μακρινούς γαλαξίες. Top-Down πηγές Διάσπαση βαρέων σωματιδίων που είχαν παραχθεί στα πρώτα στάδια του σύμπαντος Διασπάσεις κατά τις ατέλειες που δημιουργήθηκαν, από τις μετατροπές φάσης κατά τη διάρκεια της διαστολής του Σύμπαντος. Εξωτικά μη επιταχυνόμενα μοντέλα όπου η κοσμική ακτινοβολία υπερ-υψηλής ενέργειας παράγεται από τη διάσπαση συμπαγών σωματιδίων. Anomalous Cosmic Rays Το πλάσμα (γυμνά άτομα που έχουν χάσει τα ηλεκτρόνιά τους-πυρήνες) που υπάρχει μεταξύ των αστέρων ρέει σαν ένας άνεμος με ταχύτητα 5Km/sec. Όταν πλησιάσει κοντά στον Ήλιο τα άτομα ιονίζονται. Τότε το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου κινεί τα ιόντα τα οποία ονομάζονται pickup ions. Τα ιόντα κατά την κίνησή τους αυξάνουν την ενέργειά τους. Αυτό συνεχίζεται μέχρι να φύγουν από το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου. Έτσι δημιουργούνται οι anomalous cosmic rays.

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 16 4. Πρωτογενής κοσμική ακτινοβολία Σύσταση Η πρωτογενής κοσμική ακτινοβολία περιλαμβάνει όλα τα είδη σωματιδίων αστρικής προέλευσης που φτάνουν στα ανώτερα στρώματα της γήινης α- τμόσφαιρας έχοντας υψηλές ενέργειες. Ένα συνηθισμένο σωματίδιο πρωτογενούς κοσμικής ακτινοβολίας είναι ένα πρωτόνιο ενέργειας 1-10GeV. Τα πρωτόνια αποτελούν το 85% της κοσμικής ακτινοβολίας, το 1% είναι σωματίδια α και το υπόλοιπο 3% αποτελείται κυρίως από πυρήνες στοιχείων όλου του περιοδικού πίνακα με πιθανότητα όμως που μειώνεται δραστικά με το Ζ των πυρήνων. Εκτός από τους γυμνούς πυρήνες που δημιουργούνται στο εσωτερικό των αστέρων (εκτός από τους πολύ ελαφρούς Η, He, Li, Be, B), στην κοσμική ακτινοβολία υπάρχουν και πολλά άλλα σταθερά και μη σωματίδια που παράγονται από την αλληλεπίδραση των πυρήνων μεγάλης ενέργειας με τη μεσοαστρική ύλη κατά τη διαδρομή τους από την πηγή τους μέχρι την Γη. Τέτοια είναι τα ηλεκτρόνια, τα αντιπρωτόνια, τα ποζιτρόνια αλλά και πυρήνες Li, Be, B. Τα μόνα σωματίδια που λείπουν είναι τα βραχύβια επειδή διασπώνται πριν προλάβουν να φτάσουν στην Γη, π.χ. τα νετρόνια. Τέλος υπάρχουν και πλήθος αφόρτιστων σωματιδίων, όπως τα νετρίνα και τα φωτόνια γ με πολύ υψηλές ενέργειες, αλλά και άλλα σωματίδια (όπως τα σωματίδια σκοτεινής ύλης) τα οποία όμως δεν έχουν ακόμη ανιχνευθεί. ΕΙΔΟΣ ΣΩΜΑΤΙΔΙΟΥ ΠΟΣΟΣΤΟ Πρωτόνια (p) 85% Σωμάτια α 1% Ελαφρείς πυρήνες (Li, Be, B, C, N, 1% O) Βαρείς πυρήνες (Ζ>8) <1% Ηλεκτρόνια 1% Ποζιτρόνια 0,% Αντιπρωτόνια 0,1% Πίνακας: Σύσταση της πρωτογενούς κοσμικής ακτινοβολίας.

Διπλωματική εργασία Κοσμική ακτινοβολία 17 5. Φάσμα των κοσμικών ακτίνων Για ενέργειες πάνω από 10 0 ev η ροή είναι υπερβολικά χαμηλή!!!!! Είναι περίπου 1 σωματίδιο /Km /streradian/century!!!!! Χαρακτηριστικά του φάσματος Τα πολυπληθή, μικρής ενέργειας (<1 GeV) κοσμικά σωματίδια, δεν μπορούν να ξεχωρίσουν από τα σωματίδια που εκπέμπει ο ήλιος στις εξάρσεις της δραστηριότητάς του. Τα σωματίδια αυτής της ενέργειας, ανεξάρτητα από το αν είναι ηλιακά ή γαλαξιακά, δεν μπορούν να διαπεράσουν το μαγνητικό πεδίο της γης και επομένως δεν φτάνουν στην ατμόσφαιρα. Το ενεργειακό φάσμα της κοσμικής ακτινοβολίας, για ενέργειες Ε πάνω από 1 GeV ανά νουκλεόνιο, ακολουθεί απλές εκθετικές σχέσεις της μορφής: α Φ(Ε)dE = K E de

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 18 Φ(Ε) είναι η ροή των σωματιδίων ενέργειας Ε, δηλαδή ο αριθμός των σωματιδίων ενέργειας Ε εύρους de, που καταφθάνουν, από τη μονάδα στερεάς γωνίας του διαστήματος, στη μονάδα εμβαδού της κορυφής της γήινης α- τμόσφαιρας, ανά μονάδα χρόνου. Κ είναι μια σταθερά με διαστάσεις ροής σωματιδίων και α ο εκθέτης με τιμές που εξαρτώνται από την περιοχή ενεργειών. Συνήθως, το φάσμα δίνεται σε λογαριθμικό διάγραμμα, οπότε το α αντιπροσωπεύει την αρνητική κλίση της ευθείας του φάσματος. Το ενεργειακό φάσμα του συνόλου των κοσμικών σωματιδίων που καταφθάνουν στην κορυφή της ατμόσφαιρας, δίνεται στο σχήμα. Αυτό περιλαμβάνει όχι μόνο πρωτόνια αλλά και τους πυρήνες, για τους οποίους όμως η σημειουμένη ενέργεια Ε στον άξονα των τετμημένων δεν είναι η μετρηθείσα ενέργεια του κάθε πυρήνα (Ε πυρ ), αλλά η ενέργειά του ανά νουκλεόνιο Ε=Ε πυρ /Α, όπου Α ο μαζικός του αριθμός. Τα κύρια χαρακτηριστικά του φάσματος είναι τα εξής: 10 α) Μέχρι περίπου την ενέργεια των 10 ev, η κλίση είναι μικρή και επηρεάζεται σημαντικά από την ηλιακή δραστηριότητα. Το φάσμα των εισερχομένων κοσμικών σωματιδίων μέχρι αυτές τις ενέργειες διαμορφώνεται από το μεσοπλανητικό μαγνητικό πεδίο και τον ηλιακό άνεμο, τα οποία α- ποκλείουν μερικές φορές την είσοδο των χαμηλής ενέργειας κοσμικών α- κτίνων από το εσωτερικό του ηλιακού συστήματος. Έχει παρατηρηθεί σαφής αντι-συσχέτιση μεταξύ της ενδεκαετούς ηλιακής δραστηριότητας και της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας ενέργειας κάτω από 10 GeV. 10 β) Μετά τα 10 ev η κλίση παίρνει την τιμή α =. 75 και μένει η ίδια για 5 τάξεις μεγέθους. Ο κύριος όγκος των κοσμικών ακτίνων αντιστοιχεί σε αυτό το μέρος του φάσματος. 15 γ) Μετά τα 5x10 ev η κλίση γίνεται πιο απότομη, α = 3. Το σημείο αλλαγής της κλίσης το λέμε γόνατο (knee). 18 δ) Μετά τα 5x10 ev η κλίση γίνεται ξανά πιο οριζόντια α. 5. Το σημείο αλλαγής της κλίσης το λέμε αστράγαλο (ankle). Στην πραγματικότητα, πριν από τον αστράγαλο, υπάρχει και ένα δεύτερο γόνατο, δηλαδή σημείο όπου αυξάνεται κι άλλο η κλίση. Το δεύτερο αυτό γόνατο είναι περίπου στα 3x10 17 ev. ε) η περιοχή μετά τον αστράγαλο χαρακτηρίζεται ως περιοχή των Υπερ- Υψηλής Ενέργειας Κοσμικών Ακτίνων (Ultra High Energy Cosmic Rays, UHECR). Το ποσοστό των κοσμικών ακτίνων πάνω από τον αστράγαλο είναι μικρότερο από 1 στα ρη από ένα σωματίδιο ανά 6 10 κοσμικά σωματίδια ή αλλιώς είναι μικρότε- Km και ανά έτος. Τέλος, στην περιοχή ενέρ-

Διπλωματική εργασία Κοσμική ακτινοβολία 19 18 0 γειας των εκατοντάδων EeV (100 exa ev = 100 10 ev = 10 ev ) τα γεγονότα που έχουν παρατηρηθεί είναι λιγότερα από πέντε. Η περιοχή κλείνει με 0 την υψηλότερη ενέργεια που έχει ποτέ μετρηθεί: 3x10 ev (παρατηρηθέν γεγονός από το πείραμα Fly s Eye). Παρά το πολύ μικρό ποσοστό σωματιδίων μετά το γόνατο, και ιδιαίτερα μετά τον αστράγαλο, οι περιοχές αυτές παρουσιάζουν πολύ μεγάλο ενδιαφέρον και αποτελούν αντικείμενο έντονης δραστηριότητας. Για τις αλλαγές στην κλίση του ενεργειακού φάσματος μπορούν να δοθούν οι εξής ερμηνείες: Το γόνατο μπορεί να οφείλεται στο ότι οι κύριοι μηχανισμοί επιτάχυνσης των κοσμικών σωματιδίων στο Γαλαξία, π.χ. τα κατάλοιπα των σουπερνόβα, έχουν φτάσει στο μέγιστο της ενέργειάς τους, ή ότι ένα μέρος των σωματιδίων με τόσο μεγάλη ενέργεια δεν μπορούν πια να συγκρατηθούν από το μαγνητικό πεδίο του Γαλαξία και αρχίζουν να διαφεύγουν στον εξωγαλαξιακό χώρο. Ο αστράγαλος φαίνεται ότι σηματοδοτεί το πέρασμα από τις κοσμικές ακτίνες γαλαξιακής προέλευσης, στις κοσμικές ακτίνες εξωγαλαξιακής προέλευσης. Μένει όμως να λυθεί το πρόβλημα με το όριο GZK που απαγορεύει 19 σωματίδια ενέργειας πάνω από 5x10 ev να ταξιδεύουν σε μεγάλες αποστάσεις. Για το γόνατο, ένα σενάριο είναι τα κοσμικά σωματίδια με ενέργεια μεγαλύτερη από 5x10 ev, καταναλώνονται παράγοντας ένα νέο είδος σω- 15 ματιδίων, μη παρατηρήσιμο από τους σημερινούς ανιχνευτές, η μάζα του οποίου είναι πολύ μεγάλη (μερικά TeV). Στην περίπτωση αυτή, δεν χρειάζεται για την ερμηνεία του φάσματος να υποτεθεί η ύπαρξη διαφορετικών 18 μηχανισμών επιτάχυνσης μέχρι ενέργειες της τάξης ~ 10 ev, αλλά μόνο ένας μηχανισμός π.χ. στο κέντρο του Γαλαξία. Η ανακάλυψη με τον τρόπο αυτό ενός νέου σωματιδίου στην κοσμική ακτινοβολία παρουσιάζει τεράστιο ενδιαφέρον για τη φυσική στοιχειωδών σωματιδίων πέρα από το Καθιερωμένο Πρότυπο. Ιδιαίτερο ενδιαφέρον παρουσιάζει επίσης η πρόταση (Καζανά-Νικολαϊδη) ότι η ύπαρξη του γόνατου μπορεί να οφείλεται σε επιπλέον διαστάσεις του χώρου στις οποίες είναι δυνατόν να απάγεται ένα μέρος της ενέργειας των κοσμικών ακτινοβολιών με τη μορφή γκραβιτονίων. Μεγάλο ενδιαφέρον επίσης παρουσιάζουν τα φάσματα των διαφόρων ειδών των κοσμικών σωματιδίων, ξεχωριστά. Στο σχήμα δίνονται τα φάσματα μερικών σημαντικών συστατικών της κοσμικής ακτινοβολίας: των πρωτονίων, των άλφα, των πυρήνων Fe, των ηλεκτρονίων, των αντιπρωτονίων και των φωτονίων διάχυτης γαλαξιακής προέλευσης. Ο λόγος για τον οποίο τα φά-

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ 0 σματα δίνονται μόνο μέχρι την ενέργεια των 10 ev, είναι ότι για σωματίδια με μικρές ροές (όπως Fe, αντιπρωτόνια κ.λ.π.), μόνο μέχρι αυτή την ε- νέργεια υπάρχουν αρκετά δεδομένα. Πολύ χρήσιμος στο να γίνουν κατανοητά τα χαρακτηριστικά των φασμάτων και να αξιολογηθούν τα διάφορα μοντέλα, θα ήταν ένας αξιόπιστος προσδιορισμός της συνεισφοράς των διαφόρων ειδών πυρήνων (δηλ. διαφορετικά Ζ) στο ενεργειακό φάσμα. Αποτελέσματα προς αυτήν την κατεύθυνση υπάρχουν από το πείραμα KASCADE στην Karlsruhe της Γερμανίας. Ένα χαρακτηριστικό τους φαίνεται πως είναι η τάση τα φάσματα των κοσμικών πυρήνων με μικρό Ζ να έχουν πιο απότομη κλίση από αυτά των πυρήνων με μεγάλο Ζ, με συνέπεια, στις μικρές ενέργειες να υπάρχει μεγαλύτερη αναλογία ελαφρών στοιχείων από ότι στις μεγάλες. Αυτό φαίνεται να ταιριάζει με τα μοντέλα που θεωρούν το γόνατο ως την έναρξη της διαρροής κοσμικών ακτίνων έξω από το γαλαξία. Για κοσμικά σωματίδια της ίδιας ενέργειας, τα ελαφρύτερα σωματίδια, έχοντας μικρότερο φορτίο, θα είναι λιγότερο δέσμια και άρα τα πρώτα που θα διαφεύγουν. Η απευθείας μέτρηση των πρωτογενών κοσμικών σωματιδίων μπορεί να γίνει μόνο από ανιχνευτικές διατάξεις που βρίσκονται πάνω από την ατμόσφαιρα. Αυτό γίνεται με την τοποθέτηση των συσκευών σε αερόστατα μεγάλου ύψους, που φτάνουν μέχρι και στα 30 km και σε δορυφόρους. Ένα παράδειγμα αποτελεί ο ανιχνευτής AMS (Alpha Magnetic Specrometer) ο οποίος, δοκιμάστηκε ήδη σε μια αποστολή Διαστημικού Λεωφορείου το 1998 και θα εγκατασταθεί στον Διεθνή Διαστημικό Σταθμό ΙSS. Κύριος σκοπός είναι η ανίχνευση αντι-πυρήνων με Ζ>1 (έστω και ενός!) στις κοσμικές ακτίνες. Ένα άλλο παράδειγμα είναι το πείραμα ACCESS (Advanced Cosmic-ray Composition Experiment for the Space Station) ειδικά σχεδιασμένο για να ανιχνεύσει, σε συνδυασμό με επίγεια πειράματα, τα κοσμικά σωματίδια που έρχονται με ενέργεια περί τα 10 ev, δηλαδή στην 15 περιοχή του γόνατου. Το πείραμα αυτό θα εγκατασταθεί το έτος 006. Πάντως, η συγκεκριμένη τεχνική που χρησιμοποιείται κάθε φορά για την ανίχνευση των κοσμικών σωματιδίων καθορίζεται από τον αναμενόμενο ρυθμό έλευσης των σωματιδίων στην ενεργειακή περιοχή που κοιτάμε. Έ- 1 τσι, για την περιοχή μέχρι 10 ev ο ρυθμός είναι γενικά ικανοποιητικός και μπορούν να χρησιμοποιηθούν οι κλασικοί ανιχνευτές στοιχειωδών σωματιδίων. Για τις πολύ υψηλές όμως ενέργειες, πάνω από 10 ev, ο ρυθμός 15 μειώνεται δραματικά και μόνο έμμεσες μετρήσεις είναι πραγματικά εφικτές, στις οποίες καθιστούμε την ίδια την ατμόσφαιρα τμήμα της ανιχνευτικής μας διάταξης. Η πληροφορία λαμβάνεται από ανιχνευτές επί του εδάφους, οι οποίοι παρατηρούν και καταγράφουν τους εκτεταμένους καταιγισμούς 13

Διπλωματική εργασία Κοσμική ακτινοβολία 1 στον ατμοσφαιρικό αέρα (extensive atmospheric air showers, EAS). Η επεξεργασία των παρατηρήσεων των καταιγισμών βασίζεται στη σύγκριση των παρατηρούμενων φαινομένων με εξομοιώσεις ανάπτυξης των καταιγισμών στην ατμόσφαιρα. Το πιο κρίσιμο στην εξομοίωση των αδρονικών αλληλεπιδράσεων είναι ότι γίνονται πολύ τολμηρές προεκτάσεις σε περιοχές ενεργειών όπου δεν υπάρχουν δεδομένα από επιταχυντές και η θεωρητική καθοδήγηση είναι αόριστη. Παρ όλα αυτά, οι αδρονικές εξομοιώσεις έχουν α- ποδειχθεί πολύ επιτυχείς τα τελευταία χρόνια. Αυτό που ίσως θα ήταν χρήσιμο να γίνει ακόμα, είναι να αναπτυχθεί, σαν στάνταρ εργαλείο, ένα κοινό πρόγραμμα αναφοράς. Κοσμικές ακτίνες γάμμα Η γη, εκτός από την κοσμική ακτινοβολία φορτισμένων σωματιδίων που δέχεται από το διάστημα, δέχεται επίσης και κάθε είδους ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία: ραδιοκύματα, μικροκύματα, υπέρυθρη ακτινοβολία, ορατή και υπεριώδη ακτινοβολία, ακτίνες Χ και ακτίνες γάμμα. Μεγάλο μέρος αυτού του φάσματος εμποδίζεται να φτάσει στην επιφάνεια του εδάφους από τα διάφορα στρώματα της ατμόσφαιρας. Οι υπόλοιπες περιοχές του φάσματος που μπορούν να διέλθουν μέχρι το έδαφος ονομάζονται παράθυρα. Τα μεγαλύτερα παράθυρα είναι στην περιοχή των ραδιοκυμάτων και στην περιοχή του ορατού. Οι ακτίνες Χ και οι ακτίνες γ κόβονται πλήρως από την ατμόσφαιρα και έτσι δεν είναι δυνατή η παρατήρησή τους από ανιχνευτές στο έδαφος. Μπορεί όμως να γίνει από διαστημικά παρατηρητήρια. Φωτόνια με ενέργειες πάνω από 100 GeV μπορούν να ανιχνευθούν έμμεσα και από ανιχνευτές στο έδαφος επειδή δημιουργούν εκτεταμένους ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς στην ατμόσφαιρα. Η προέλευση των ακτίνων γάμμα είναι πολύ ενδιαφέρον θέμα. Κατ αρχήν, υπάρχουν οι ακτίνες γάμμα συνεχούς ροής. Πρόκειται κυρίως για ένα χαμηλής έντασης διάχυτο υπόστρωμα ακτίνων-γ με συνεχές φάσμα που έρχεται από όλες τις διευθύνσεις. Με μεγαλύτερη ένταση η ακτινοβολία-γ παρατηρούμε να προέρχεται από το γαλαξιακό δίσκο και με ακόμη μεγαλύτερη έ- νταση από τις πυκνότερες περιοχές αστρικής ύλης όπου συμβαίνουν βίαια φαινόμενα, κυρίως από το κέντρο του Γαλαξία. Έντονη ακτινοβολία-γ εκπέμπουν επίσης και άλλες διάκριτες πηγές, όπως αστέρες νετρονίων (pulsars), κατάλοιπα υπερκαινοφανών, κβάζαρς κ.λ.π. Μερικά γνωστά αστρικά αντικείμενα έχουν ήδη ταυτιστεί με πηγές γάμμα, για παράδειγμα οι πηγές ακτίνων Χ στον αστερισμό του Κύκνου (Cygnus X-3) και στον αστερισμό του Ηρακλή (Hercules X-1), ο πάλσαρ του νεφελώματος Καρκίνος στον αστερισμό του Ταύρου κ.λ.π.

Ατρείδης Γιώργος Α.Π.Θ. ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ Η παραγωγή των ακτίνων-γ στο Γαλαξία οφείλεται στα υψηλής ενέργειας φορτισμένα κοσμικά σωματίδια. Οι μηχανισμοί παραγωγής είναι το αντίστροφο φαινόμενο Compton, η ακτινοβολία πέδησης και για ενέργειες πάνω από 100 MeV, η διάσπαση του ουδέτερων πιονίων π. Τα πιόνια παρά- ο γονται κατά τις συγκρούσεις των σωματιδίων της κοσμικής ακτινοβολίας με τους πυρήνες των ατόμων και μορίων της μεσοαστρικής ύλης. Διαφορετικός είναι ο μηχανισμός εκπομπής ακτίνων-γ σε συγκεκριμένες ενέργειες (γραμμικό φάσμα). Για παράδειγμα, μια χαρακτηριστική γραμμή είναι η γραμμή εξαΰλωσης e e + των 511 kev. Η γραμμή αυτή έχει παρατηρηθεί να εκπέμπεται κυρίως από το γαλαξιακό κέντρο, υποδηλώνοντας την εξαΰλωση μεγάλων ποσοτήτων ύλης, γεγονός που συνηγορεί για την ύπαρξη μιας τεράστιας μαύρης τρύπας στο κέντρο του Γαλαξία. Εκτός από τις ακτίνες γάμμα συνεχούς ροής που αναφέρθηκαν, ιδιαίτερο ενδιαφέρον παρουσιάζει η ασυνεχής ακτινοβολία γάμμα. Πρόκειται για ξαφνικά γεγονότα εκπομπής τα οποία ονομάζουμε αναλαμπές ακτίνων γάμμα (GRB: Gamma-Ray Bursts). Οι αναλαμπές γάμμα εμφανίζονται ε- ντελώς απρόβλεπτα σε διάφορα σημεία του ουρανού και παρατηρούνται με συχνότητα κατά μέσο όρο δέκα το μήνα περίπου. Η διάρκεια της αναλαμπής είναι συνήθως μερικά sec, αν και έχουν παρατηρηθεί αναλαμπές με διάρκεια και πολύ μικρότερη (της τάξης των 10 msec) ή μεγαλύτερη (της τάξης των 100 sec). Η άνοδος της έντασης της ακτινοβολίας στο κάθε γεγονός, είναι πολύ απότομη σε σχέση με την κάθοδό της, δίνοντας ένα πολύ στενό και λαμπρό μέγιστο. Τα τελευταία χρόνια διαπιστώθηκε ότι οι αναλαμπές ακτίνων γάμμα συνοδεύονται από ακτίνες Χ και ορατό φως, το οποίο αν και εξασθενεί πολύ γρήγορα, μπορεί να παρατηρείται για μερικές ώρες ή ημέρες. Η εκπομπή αυτού του συνοδεύοντος-φωτός (afterglow) είναι πολύ σημαντική επειδή καθιστά δυνατό τον εντοπισμό της θέσης της πηγής στην ουράνιο σφαίρα και της απόστασης της. Με τον τρόπο αυτό έχουν ταυτιστεί πάρα πολλές πηγές αναλαμπών ακτίνων γάμμα και διαπιστώθηκε ότι βρίσκονται εκτός Γαλαξία, σε πολύ μεγάλες αποστάσεις. Ο συνδυασμός της έντασης της ακτινοβολίας με τη μεγάλη απόσταση οδηγεί στην εκτίμηση της συνολικής ενέργειας που απελευθερώνεται κατά τις αναλαμπές. Φαίνεται ότι τα γεγονότα αυτά είναι τα πιο βίαια που έχουν παρατηρηθεί μέχρι τώρα, βιαιότερα και από τους σουπερνόβα, αφού η ισχύς που απελευθερώνεται είναι κατά ένα δισεκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από αυτήν όλων μαζί των αστέρων του Γαλαξία μας.