Kosmick zen co to je jak se zkoum

Kosmické záření co to je, jak se zkoumá a odkud pochází „Je to, jako bychom místo očekávaného motýla chytili stíhačku F 116“ komentář k zachycení nejenergetičtějších případů kosmického záření „Jsou dvě možnosti: Pokud výsledek potvrzuje hypotézu, tak jste udělali měření. Pokud však výsledek hypotéze odporuje, tak jste udělali objev. “ Enrico Fermi Vladimír Wagner Ústav jaderné fyziky AVČR, 250 68 Řež, E_mail: WAGNER@UJF. CAS. CZ, WWW: hp. ujf. cas. cz/~wagner/ 1. Úvod 2. Vlastnosti a složení kosmického záření 2. 1 Primární složka 2. 2 Sekundární složka 2. 3 Energetické spektrum 2. 4 Složení 3. Způsoby zkoumání 3. 1 Historie 3. 2 Kosmické sondy 3. 3 Balónové experimenty 3. 4 Pozemské experimenty 4. Zdroje kosmického záření 4. 1 Postupné urychlování 4. 2 Katastrofické procesy 4. 3 Exotické zdroje 5. Závěr

Úvod Objev – V. F. Hess (1912) – letěl balónem do výšky přes 5 km bez kyslíku, k měření radiace použil elektroskop – pozoroval zvyšování radiace s výškou Prokázal měřením během slunečního zatmění, že záření nepochází ze Slunce Záření ze Slunce – většinou menší energie → zadrženo magnetickým polem Země → skončí ve van Allenových pásech Extrasolární kosmické záření: 1) E < 102 Me. V – nepronikne přes sluneční vítr 2) E > 103 Me. V – pronikne i magnetickým polem Země do atmosféry Balónové výstupy Viktora Hesse Interakce slunečního větru s magnetosférou Země

Rozdělení na: 1) Primární složku – částice přilétající z vesmíru 2) Sekundární složku – částice vznikající v atmosféře Země interakcí částic primární složky → vznik kosmické spršky Pierre Auger pozoruje v roce 1938 v Alpách (3000 m) korelované spršky částic – kosmické spršky. Plocha na povrchu Země pokrytá sekundárními nabitými částicemi až 16 km 2. Primární složka Pierre Auger Jádra: protony ( 88 %), helium (10 %), ostatní prvky (2 %) (zastoupení v počtu jader – hmotnostní složení je jiné vlivem 4 krát větší hmotnosti helia než vodíku) Elektrony: většina z rozpadu π± → e± + νe (anti-νe) 1, 5% všech částic Fotony: malá část (~0, 001 fotonů cm-2 s-1) Neutrina: malá část, problém s malým účinným průřezem homogenní rozložení v okolí Země (~2÷ 4 část. cm-2 s-1) Počet částic klesá s energií N(E) ~ 1/E 3 Hustota částic s energií 103 Me. V: 104 m 2 s-1 1010 Me. V: ~3 m 2 rok-1 1013 Me. V: ~1 km 2 rok-1 Izotropní a rozložení – průchod galaktickým magnetickým polem Při interakci primární částice v atmosféře vzniká kosmická sprška

Sekundární složka Interakce s atomy v atmosféře (s jádry a elektronovým obalem) 1) Protony a jádra → hadronová sprška, tříštivé reakce, produkce velkého množství mezonů π (π+, π- a π0) Vzniká směs nukleonů a mezonů π tyto částice interagují silnou interakcí → hadronová sprška Rozpad mezonů π: π+ → μ+ + νμ (τ = 26 ns → cτ = 7, 8 m) └→ e+ + νe + anti-νμ π - → μ- + anti -νμ └→ e- + anti-νe + νμ π0 → γ + γ Intenzivní zdroj neutrin a antineutrin νμ a νe poměr mezi počtem νμ a νe je R(νμ/νe) = 2 zároveň intenzivní zdroj mionů μ+ → e+ + νμ + νe (τ = 2, 2 μs → cτ = 660 m) Intenzivní zdroj leptonů Tříštivá reakce (tady zobrazeno pro mnohem těžší jádra než ty v atmosféře)

2) Elektrony a fotony → elektromagnetická sprška fotony v poli jádra → tvorba párů elektron a pozitron elektron v poli jádra → tvorba brzdných fotonů Směs částic interagujících pouze elektromagneticky nebo slabě Složka: 1) tvrdá – tvořena hlavně miony ( energie až 600 Me. V), méně je protonů a pionů s vysokou energií – proniká až do hloubky 1000 m, neodstíní ani několik m olova 2) měkká - elektrony, pozitrony, fotony a protony, odstíní se 10 cm olova e+ γ eprodukce párů e+ eelektron záření gama proton Kosmická sprška (převzato ze stránek V. Ullmana) vznik brzdného záření

Součást přirozeného radioaktivního pozadí V tříštivých reakcích na jádrech N, O, C a Ar vzniká řada radioaktivních izotopů, lehkých jader a částic, další radioaktivní prvky vznikají v následných reakcích vzniklých částic Nejdůležitější 14 C: no + 14 N 7 → 14 C 6 + p+ p + 16 O → 14 C + t T 1/2 = 5720 let, čistý β-, energie 158 ke. V 1 atom 14 C na 8·1013 atomů 12 C Využití pro datování v archeologii Ne tak důležité 3 H: (T 1/2 = 12, 3 roků, čistý β-, energie jen 18 ke. V), slučuje se s kyslíkem do těžké vody 1 H 3 HO Méně důležité: 7, 10 Be, 32 P, 35 S, 36 Cl Průměrná roční ekvivalentní dávka 370 μSv (jen zlomek radioaktivity z dlouhodobých prvků) Spektrum přirozeného pozadí měřeného pomocí HPGe detektoru (větší část dána dlouhodobými radioizotopy z doby vzniku Sluneční soustavy)

Energetické spektrum Dolní hranice 103 Me. V – dána barierou slunečního větru a magnetického pole Země 1 e. V = 1, 6∙ 10 -19 J Nejvyšší energie ~ 1014 Me. V = 1020 e. V 16 J Brždění o fotony reliktního záření → limita energie ~ 5∙ 1013 Me. V 1 kg 1, 6 m → zdroje s E ~ 1011 Ge. V nejsou v kosmologických vzdálenostech Otevřený problém: zdroj vysokoenergetické části spektra (např. případ „Oh My God“ s E ~ 3∙ 1014 Me. V) Složení Odpovídá složení hmoty ve vesmíru – dáno kromě primordiálního helia tvorbou prvků ve hvězdách Pozorované rozšíření prvků ve vesmíru (C. A. Barnes et al: Jaderná astrofyzika, Camb. University Press 1983) Spektrum primárních častic kosmického záření (převzato ze stránek V. Ulmanna)

částice kosmického záření Historie detekce a využití Elektroskopy měřily celkovou ionizaci Fotografické emulze vyšší obsah bromidu (až 85%), tlustší vrstvy, větší citlivost Zdroj vysoce urychlených částic: Využití k hledání nových částic: Objev mionu, mezonu π, pozitronu, hyperjadra. . . Pozorování oscilace neutrin pomocí zkoumání poměru νμ a νe v sekundárním kosmickém záření tříštivá reakce vznik hyperjádra rozpad hyperjádra Objev hyperjádra v roce 1953 M. Danysz, J. Pniewsky Využití pro kalibrace detektorů (intenzivní zdroj ultrarelativistických nabitých částic s minimální ionizací Energie částic do 1014 Me. V (současné urychlovače do ~ 106 Me. V) Problém s malou intenzitou vysokoenergetických částic V prvním období rozvoje jaderné fyziky nahrazovalo kosmické záření urychlovače

Způsoby detekce 1) Detekce fluorescenčního světla – fluorescenční světlo vznikající v atmosféře 2) Detekce nabitých částic – na zemi většinou pomocí scintilačních detektorů 3) Detekce Čerenkovova záření: a) detekce záření vznikajícího v atmosféře b) Čerenkovovské detektory Princip vzniku Čerenkovova záření Určení hmotnosti iontů – magnetické a elektrické pole – hmotové spektrometry Kosmické sondy - primární kosmické záření – prvotní informace, lze i nižší energie, nelze velmi vysoké E < 108 Me. V (malá plocha detektorů) Balónové experimenty – primární a sekundární záření (závisí podle výšky letu) Pozemní detektory – sekundární spršky – možno pokrýt velmi velké plochy (km 2) → detekce částic s velmi vysokou energií nelze studovat nižší energie (nerozvine se dostatečná sprška)

Kosmické sondy Zkoumání složení primárního kosmického záření často společně i záření gama a X Zatím do energie 108 Me. V Záření gama zachovává směr a doprovází také vysokoenergetické procesy Družice HEAO 3 Spojení detekce kosmického záření a hlídání jaderných výbuchů - družice FORTE Umístění družice ACE do libračního bodu L 1 Družice ACE studuje složení částic kosmického záření jak slunečního tak i galaktického původu

Některé budoucí projekty Studium sekundárních spršek z oběžné dráhy → 30 krát větší efektivita než pozemské experimenty: teleskopy sledující noční oblohu Projekt EUSO (ESA) pro ISS a OWL samostatný ACCESS detektor na ISS Detektor částic (scintilační) na ISS (2007) – studium složení primárního kosmického záření: Zlepšení identifikace těžších jader Projekt OWL pro sledování spršek z vesmíru

Balónové experimenty Složení kosmického záření i pro elementy těžší než železo: ISOMAX, TIGER. . . Vypouštění experimentu TIGER Zkoumání technologií před jejich použitím ve vesmíru ISOMAX těsně před vypuštěním v růžku obrázek ve výšce deseti kilometrů Zaznamenávání sekundárních spršek v atmosféře: Night. Glow Gondola experimentu ISOMAX po přistání

Pozemní experimenty Snaha pokrýt co největší plochu AGASA – scintilační detektory – detekují dopadající spršku hlavně mionů sekundárního záření pracuje celý den Hi. Res (Fly´s Eye – Muší oko) – optické teleskopy detekující fluorescenční záření – pracují jen v noci (Každý zaznamenal jeden superenergetický případ) Haverah Park (Leeds, Anglie) – čerenkovovské detektory Detekce fluorescenčního světla (Hi. Res) Sprška zasáhne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW) Teleskop pro pozorování Čerenkovova zářeni (Telescope Arrey)

Observatoř Pierra Augera Rozsáhlý systém detektorů stavěný v Argentíně ~ 500 událostí nad 5·1013 Me. V Spojuje oba typy měření fluorescenční i pozemní čerenkovskými detektory částic → vzájemná kalibrace – velice důležité pro přesné a spolehlivé určení energie primární částice Pět observatoří každá 6 obřích Schmidtových komor (4 observatoře už pracují) Pozemní stanoviště se Schmidtovými komorami Zrcadlo Schmidtovy komory

Pozemní stanice s čerekovovským detektorem Současný stav dokončenosti (rok 2005) 1600 pozemních čerenkovovských detektorů ( 60 % je dokončeno) Záběr 3000 km 2 (vzdálenost mezi detektory 1, 5 km) Významná účast českých vědců Fluorescenční detektory zachycují průběh spršky čerenkovovské jen její profil Simulace průběhu spršky kosmického záření s energií 1013 Me. V (kliknout na obr. pro animaci)

Projekt CZELTA Více vzdálených měřících míst → identifikace velmi širokých (velmi energetických) spršek Řada měřících míst s jednoduchými scintilačními detektory UTEF ČVUT Praha, Slezská universita v Opavě, . . . Koordinace pomocí GPS – identifikace časových koincidencí Tři scintilační detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Základní vlastnosti a procesy GZK mez (podle K. Greisena, G. T. Zacepina a V. A. Kuzmina) – při velmi vysokých energiích kosmického záření velmi vysoký účinný průřez interakce s fotony reliktního záření p + γ → p + π0 p + γ → n + π+ Částice s E > 1013 Me. V pocházejí ze vzdálenosti <~ 50 Mpc Zatím pouze 60 událostí s E > 5·1013 Me. V Tak vysoké energie → malé odchylky v magnetickém poli galaxie → určení polohy zdroje → hledání koincidencí v poloze zdrojů Magnetická pole a elektrická pole pohybujících se nabitých oblaků plazmy Pozůstatek supernovy Rázové vlny a výtrysky při katastrofických procesech Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různých zdrojů Možná souvislost se záblesky gama záření Aktivní galaxie NGC 4261 na snímku Hubblova teleskopu

Pozvolné urychlování V roce 1949 navrhl Enrico Fermi Mnohonásobné srážky s částicemi pohybujícího se oblaku plazmy (spolupůsobení magnetických a elektrických polí) oblaka jsou velmi rozsáhlá a velmi dlouhodobým urychlováním můžeme získat i částice s velmi vysokou energií Enrico Fermi V tomto případě apriori izotropní a homogenní rozložení Jedna z mlhovin v souhvězdí Carina (snímek Hubblova dalekohledu) Galaxie v Andromedě (snímek J. Ware) Možná koncentrace do roviny galaxie (výskyt ionizovaných oblaků

Explozivní procesy Supernovy – asymetrická exploze (např. model dělové koule, asymetrický kolapsárový model), výtrysky hmoty – vysokoenergetických částic Srážky neutronových hvězd ve dvojhvězdách Zhroucení neutronové hvězdy do černé díry Nestabilní jevy při akreci materiálu na kompaktní objekty Aktivní jádra galaxií - výtrysky Srážky galaxií Možnost ohrožení Země Zdroj animací – stránky NASA Možná souvislost se záblesky gama Pohlcení neutronové hvězdy černou dirou Výbuch supernovy Velké množství mionů Vznik radioaktivních prvků – velmi vysoká radioaktivita atmosféry Možnost ochrany – 1) stínění pomocí přepracované hmot asteroidů (je třeba stínit i atmosféry Země) Zatím jen scifi 2) dlouhodobé přesunutí do nitra Země Kolapsarový model vzniku záblesku gama (Upozornění: animace se nespouští , jestliže prohlížíme přes internetový prohlížeč, jen přímo v Power. Pointu)

Energetické procesy exotických částic Interakce velmi vysokoenergetických neutrin s reliktními neutriny (vytvoří se Z 0 bosony s energií až 1015 Me. V) Rozpady supertěžkých částic (hypotetické magnetické monopóly, doménové stěny, kosmické struny. . . Možná souvislost s temnou hmotou (mohlo by se jednat o částice, které ji tvoří) Vypařování černých miniděr – v konečné fázi uvolňování velké energie → kvantové vypařování i velmi těžkých částic předpovídaných sjednocovacími teoriemi - leptokvarky X, Y ( MX, Y ≈ 1018 Me. V), nebo supersymetrické částice Černé díry by měly vyzařovat tzv. Hawkingovo záření - vzniká ději v blízkosti horizontu černé díry Původ: pozůstatky z počátečních stádií Velkého třesku S. Hawking Vypaření černé minidíry Simulace ze stranek A. Hamiltona

Závěr 1) Na zemi dopadá záření z vesmíru z mezihvězdného prostoru 2) Jeho energie dosahuje hodnoty až 1014 Me. V 3) Složení odpovídá výskytu prvků ve vesmíru, dále jsou tam elektrony, fotony a neutrina (v daleko menším množství) 4) Primární částice vytvářejí v atmosféře spršku sekundárních částic, přirozená radioaktivita 5) Detekce primárního kosmického záření na sondách a balónech, sekundární pak hlavně pomocí pozemních experimentů 5) Izotropní rozložení vyplývající se změny směru díky dlouhé cestě v magnetickém poli 6) Identifikace zdrojů pomocí zdrojů vysokoenergetických gama či neutrin (možná souvislost) – vznik při katastro fických procesech 7) Možnost ohrožení života na Zemi → nutnost identifikace potenciálních blízkých zdrojů 8) Pravděpodobně více zdrojů – zatím není přesná identifikace 9) Nutné doplňující se pozorování záblesků gama, vysokoenergetického kosmického záření a neutrin