Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 26 – vyšlo 6. července, ročník 5 (2007) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

26/2007

Observatoř Pierra Augera sdílí data s veřejností a studenty

AV ČR

Tisková zpráva AV ČR, v. v. i., 4. 7. 2007

Vědci, kteří se podílejí na mezinárodní spolupráci v projektu Pierra Augera, začali 3. července 2007 s uvolňováním údajů o 1 % záznamů kosmických paprsků zachycovaných Observatoří Pierra Augera v Argentině. Nové údaje o dopadech kosmických paprsků – v průměru asi 70 událostí za den – se budou jednou denně přidávat do veřejné databáze. Samotná data i jejich grafické zobrazení budou zveřejňována na adresách: www.auger.org a www.auger.org.ar.

Kosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. Pierre Auger – dosud největší projekt pro sledování kosmického záření, pojmenovaný podle objevitele spršek kosmického záření. Observatoř tvoří celkem 24 fluorescenčních detektorů a 1 600 Čerenkovových detekčních stanic pokrývajících území 3 000 km2. Jako vhodné místo byla zvolena Argentina, oblast Pampa Amarilla, což je polovyprahlá planina v blízkosti města Malaragüe. Do projektu, jehož realizace započala v roce 2005, je zapojena i Česká republika. Observatoř je v plném provozu od roku 2007. V původním projektu se uvažovalo i o observatoři na severní polokouli, ta se ale z finančních důvodů nerealizovala. Čerenkovův detektor – detektor částic využívající kužele Čerenkovova záření za nabitou částicí pohybující se v daném prostředí nadsvětelnou rychlostí. Bývá součástí detektorů na velkých urychlovačích. Často se využívá k detekci elektronů nebo mionů v podzemních nádržích naplněných vodou. Stěny nádrží jsou pokryty fotonásobiči detekujícími světelný kužel. Jinou variantou jsou aerogelové Čerenkovovy detektory umísťované na sondách. Dalším typem detektoru je speciální pozemský dalekohled, který sleduje Čerenkovovo záření vznikající v atmosféře ze sekundárních spršek kosmického záření.

Mezinárodní spolupráce v projektu Pierra Augera zahrnuje vědce ze 17 zemí, kteří se zabývají hledáním původu velmi vzácných částic kosmického záření o extrémně vysokých energiích. Jde o částice, které přicházejí z vesmíru a střetávají se se ZemíZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru., přičemž některé mají energie až stomilionkrát vyšší než ty, kterých lze uměle dosáhnout v nejvýkonnějším současném urychlovači částic TevatronTevatron – synchrotron postavený ve Fermilabu v Batávii, ve státě Illinois. Do zprovoznění LHC v CERN šlo o největší urychlovač tohoto typu na světě, protony a antiprotony byl schopen v  prstenci o obvodu 6,3 km urychlit až na energii 1 TeV. Šlo o kolider, jehož vstřícné svazky měly v těžišťové soustavě energii 1,96 TeV. Tevatron byl dostaven v roce 1983 a stál 120 milionů USD. Další velkou investicí byl hlavní injektor za 290 milionů USD přidaný v letech 1994 až 1999. Provoz Tevatronu byl ukončen v roce 2011. ve FermilabuFermilab – komplex urychlovačů ve Spojených státech, ve státě Illinois. Fermilab byl založen v roce 1967, prvním ředitelem se stal Robert Wilson, vynálezce mlžné komory. V roce 2011 zde byl ukončen provoz druhého největšího urychlovače světa – Tevatronu. K nejvýznamnějším objevům patří objev kvarku „b“ (1977), kvarku „t“ (1995) a tau neutrina (2000). Fermilab se zabýval výzkumem „b“ a „t“ kvarku, výrobou a výzkumem antivodíku, narušením CP symetrie, zkoumáním platnosti CPT symetrie a výzkumem řady dalších vlastností hmoty a antihmoty za vysokých energií. v USA. Jde o vůbec nejvyšší energie částic, které byly kdy v přírodě pozorovány. Pokud taková částice narazí na vnější vrstvy zemského ovzduší, vyvolá atmosférickou spršku druhotných částic, jež se při povrchu Země rozmnoží až na nějakých 200 miliard částic o nižších energiích.

Jednoprocentní uvolnění údajů o těchto energetických částicích je součástí světového programu vzdělávání a popularizace projektu Pierra Augera. Naskýtá se tak příležitost pro učitele ukázat studentům, jak vypadají reálné vědecké údaje, čímž se poučí o úžasných procesech, jež se odehrávají ve vesmíru a jež chrlí energetické částice také směrem k Zemi. Na zmíněných webových adresách budou uveřejněny údaje jak v grafickém tvaru, tak i ve formě tabulek. Pro každou spršku kosmického záření se na webu zobrazí údaje o energii a směru příletu přicházejících kosmických paprsků. Veřejně přístupné údaje poskytnou informace o kosmických paprscích s extrémně vysokou energií až do hodnoty 50 trilionů (5×10¹⁹) elektronvoltůElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10⁻¹⁹ J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (10³ eV), megaelektronvolt MeV (10⁶ eV), gigaelektronvolt GeV (10⁹ eV), teraelektronvolt TeV (10¹² eV) nebo petaelektronvolt PeV (10¹⁵ eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc²) a teplota (E=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K..

Fluorescenční detektor obklopený Čerenkovovými detektory.
Detaily viz AB 16/2005.

Když bude koncem roku výstavba celé observatoře dokončena, zabere Observatoř Pierra Augera v provincii Mendoza v Argentině, těsně na východ od And, plochu velkou přes 3 000 km². Dokončenou observatoř bude tvořit 1 600 detektorů, které zachycují příchod atmosférických spršek na zemský povrch. Údaje zaznamenané pozemními detektory se přenášejí do centrálního registru pomocí techniky vyvinuté pro mobilní telefony díky elektřině ze slunečních panelů na každém detektoru. Pole detektorů je na svém obvodu obklopeno sestavou 24 obřích světelných kamer, které míří ke středu soustavy pozemních detektorů. Tyto světelné dalekohledy mohou za jasných bezměsíčných nocí zaznamenat ultrafialové fluorescenční záření, které vzniká průletem částic atmosférické spršky zemskou atmosférou.

Spolupráce v projektu Pierra Augera zahrnuje více než 370 vědců a techniků ze 60 vědeckých ústavů v 17 státech světa, které se podělily o náklady na vybudování observatoře v ceně přibližně 50 milionů dolarů.

Účastnické státy
Argentina	Nizozemí
Austrálie	Polsko
Bolívie	Portugalsko
Brazílie	Slovinsko
Česká republika	Španělsko
Francie	Velká Británie
Itálie	USA
Mexiko	Vietnam
Německo

Doplněk o české účasti v projektu Pierra Augera

Česká republika se na projektu podílí od samého počátku prostřednictvím Fyzikálního ústavu Akademie věd ČR, v. v. i., a Společné laboratoře optiky Fyzikálního ústavu AV ČR, v. v. i., a Univerzity Palackého v Olomouci. Později se do projektu aktivně zapojila i Matematicko-fyzikální fakulta UK v Praze. Projekt zpočátku financovala Grantová agentura AV ČR, později program INGO MŠMT ČR a rovněž grant Centra částicové fyziky Fyzikálního ústavu AV ČR, v. v. i., a MFF UK.

Hlavním českým přínosem pro projekt bylo zhotovení skládaných zrcadel pro 12 obřích širokoúhlých světelných komor s průměrem složeného zrcadla 3,5 m, výpočet optických soustav a jejich instalace v pampě. Naši odborníci se však významně zapojili také do vývoje metod kalibrace a zpracování dat. Pro kalibraci atmosférických spršek byl v pampě v roce 2005 instalován robotický teleskop FRAMFRAM – Fotometric Robotic Atmospheric Monitor, malý robotický dalekohled vyvinutý v České republice. Průměr zrcadla má 20 cm, ohniskovou vzdálenost 3 m. V projektu Pierre Auger slouží k určování průzračnosti atmosféry pomocí měření jasností hvězd. vlastní konstrukce, který jednak neinvazivně měří vlastnosti zemské atmosféry v průběhu měření a jednak jako doplňkový program nalezl dva optické protějšky zábleskových zdrojů záření gama vzdálené od Země cca 9 miliard světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×10¹² km..

O významu českého podílu na výstavbě a provozu observatoře svědčí též okolnost, že počátkem roku 2006 byl šéf českého týmu Dr. Jan Řídký zvolen vedoucím skupiny fluorescenčních detektorů Observatoře Pierra Augera, a dále, že duchovní otec celého projektu, nositel Nobelovy ceny za fyziku prof. Jim Cronin z University v Chicagu (čestný člen Učené společnosti ČR od roku 2006) navštíví letos v srpnu již potřetí česká pracoviště projektu, prosloví zde přednášky a bude projednávat další vědecké otázky spojené se zpracováním jedinečných údajů z tohoto ambiciózního projektu.

Zájemci z řad učitelů a studentů, kteří by chtěli využít zmíněná uvolněná data, se mohou obrátit na pracovníky české části Observatoře Pierra Augera v Praze nebo Olomouci, nejlépe na Dr. Petra Trávníčka.

Animace vztahující se k projektu Pierra Augera ( ze sekce ANIMACE)

	Sprška v atmosféře. Primární částice gama – foton o velmi krátké vlnové délce a energii 1 000 TeV (o dva řády více, než budou mít protony v urychlovači LHC) neznámého původu vstupuje do atmosféry Země. Ve výšce asi 14 km nad mořem začíná ztrácet svoji energii interakcí s atmosférou. Zde se uplatňuje zejména vytváření elektron-pozitronových párů a Comptonův rozptyl. Na animaci je dobře patrná sprška sekundárních částic, která může být detekována pozemními detektory. Animace byla vytvořena v simulačním programu CORSIKA. Barvami jsou znázorněny jednotlivé typy částic. (gif, 3 MB)	J. Oehlschläger, R. Engel, Institut für Kernphysik, Karlsruhe.
	Projekt Pierre Auger. Dosud největším projektem pro sledování kosmického záření je projekt Pierre Auger pojmenovaný podle objevitele spršek kosmického záření (1938). Observatoř bude obsahovat 24 fluorescenčních dalekohledů a 1 600 detekčních stanic pokrývajících území 3 000 km2. Jako vhodné místo byla zvolena Argentina, oblast Pampa Amarilla, což je polovyprahlá planina v blízkosti města Malaragüe. Do projektu je zapojena i Česká republika. V animaci vidíte spršku částic zachycenou sítí detektorů Auger, která vznikla rozpadem protonu s extrémní energií 1019 eV. Žlutě jsou znázorněny fotony, fialově elektrony a pozitrony a červeně miony. Ty jsou nejpronikavější a dopadají až na povrch Země. (mpeg, 6 MB)	Sergio Sciutto, program AIRES, University of Chicago, 2005.
	Čerenkovův detektor projektu Auger. Projekt Auger se svýni 1 600 detektory rozmístěnými v Argentině je zatím největším projektem na sledování kosmického záření. K nejčastěji používaným detektorlům patří detektory Čerenkovova záření. Toto elektromagnetické záření vzniká za pohybující se nabitou částicí (většinou mionem), pokud je její rychlost v daném prostředí (v tomto případě vodě) nadsvětelná. Záření se zachytává fotonásobiči umístěnými na stěně nádoby. Každý detektor je samostatnou jednotkou s panelem slunečních baterií a anténou, která vyšle naměřené údaje do řídícího centra. (avi, 3 MB)	University of Chicago, 2005.

Odkazy