Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 46 – vyšlo 23. listopadu, ročník 5 (2007) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

46/2007

Observatórium Pierra Augera – kde sú zdroje kozmického žiarenia?

Michal Marčišovský

Observatórium Pierra AugeraPierre 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. nedeteguje primárne častice kozmického žiareniaKosmické 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. ale až spŕšky sekundárnych častíc, ktoré vzniknú keď primárna častica interaguje s molekulami a atómami vzduchu. Tieto sekundárne častice sa registrujú v 1 600 Čerenkovových detektorochČerenkovův 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. umiestnených v mriežke 1,5 km od seba a 24 špeciálnymi teleskopmi, ktoré snímajú ultrafialovú fluorescenciu vzduchu pri prelete nabitých častíc. Detekčné aparatúry sú rozmiestnené celkovo na ploche 3 000 km².

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. Čerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. 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. 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.

Rozmiestnenie detektorov

GZK efekt (Greisen-Zatsepin-Kuzmin) je teoretická horná hranica energií kozmického žiareniaKosmické 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. zo vzdialených zdrojov. Táto trojica vedcov spočítala v roku 1966, že častice s vyššou energiou ako 5,7×10¹⁹ eV (UHECR častice – Ultra High Energy Cosmic Ray) interagujú so všadeprítomnými fotónmiFoton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. Kvantování energie poprvé zavedl Max Planck při pokusech o vysvětlení záření černého tělesa. Albert Einstein dal těmto kvantům reálný význam v roce 1905 při vysvětlení fotoelektrického jevu. Samotný název foton poprvé pro tuto částici použil až americký fyzikální chemik Gilbert Lewis v dopise časopisu Nature z roku 1926. žiarenia kozmického pozadiaReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí). za produkcie piónovPion – mezon π, částice s nulovým spinem složená z kvarků u a d. v neelastických zrážkach: p + γ_cmb→ p + π. Tento proces pokračuje až sa ich energia zníži pod GZK hranicu. Častice s energiami vyššími ako GZK prah by nemali teoreticky doletieť bez interakcie ďalej ako asi niekoľko desiatok až stovku MpcParsek (pc) – paralaktická sekunda. Vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku, 1 pc = 30,9×10¹² km = 3,27 ly.. Zaujímavé je, že občas na ZemZemě – 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. priletí častica s energiou podstatne vyššou ako GZK hranica, napríklad 15. 10. 1991 bola detegovaná nad štátom Utah častica s energiou asi 3×10²⁰ eVElektronvolt – 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. a dostala názov “Oh My God particle”. V prepočte mala energiu asi 50 J, to je asi ako pohybová energia 100 kilogramovej osoby idúcej rýchlosťou 4 km/h. Pozorovania takýchto UHECR častíc dala vzniknúť tzv. GZK paradoxu, alebo otázke prečo ich pozorujeme, ak v blízkosti našej Galaxie asi nie sú vhodné zdroje takýchto častíc?

ProtónyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10⁻²⁷ kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10⁻¹⁹ C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 10³⁵ let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. s vysokou energiou sú menej odklonené galaktickými magnetickými poľami ako protóny s nižšou energiou a je možné u nich určiť smer, z ktorého prišli a následne zdroj, z  ktorého pochádzajú. V novembri 2007 oznámili výskumníci z observatória Pierra Augera že tieto UHECRUHECR – Ultra High Energy Cosmic Rays, částice kosmického záření s extrémně vysokou energií. častice pravdepodobne pochádzajú z aktívnych galaktických jadier (AGNAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 10¹⁶ cm^-3, T ~ 10⁵ K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 10⁹ K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary.). Od roku 2004, keď bol projekt spustený, bolo detegovaných 27 častíc s energiou nad GZK hranicou. Po trasovaní častíc späť po ich dráhe sa zdá, že 20 z nich prišlo zo smeru, kde sa na oblohe nachádzajú AGNAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 10¹⁶ cm^-3, T ~ 10⁵ K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 10⁹ K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary., ktoré poznáme a ktoré sú bližšie ako 75 Mpc a uhľová odchýlka projekcie je menšia ako 3,1 stupňa. Je nepravdepodobné, že zdroje 20 častíc UHECRUHECR – Ultra High Energy Cosmic Rays, částice kosmického záření s extrémně vysokou energií. prichádzajúcich z náhodných smerov by sa takto kryli s polohou, kde sa nachádzajú AGNAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 10¹⁶ cm^-3, T ~ 10⁵ K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 10⁹ K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary..

Presný mechanizmus vzniku takto energetických častíc nie je známy, je však zrejmé že vznikali za extrémne násilných podmienok. Kandidátov na procesy je viac, najpravdepodobnejšími sa zdajú byť procesy v centre AGNAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 10¹⁶ cm^-3, T ~ 10⁵ K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 10⁹ K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary., kde sa nachádzajú masívne čierne diery. Akretujúci materiál okolo černej diery vytvára extrémne horúcu plazmu blízko horizontu udalostí a nestability v tejto plazme produkujú rázové elektromagnetické vlny, ktoré môžu urýchliť protónyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10⁻²⁷ kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10⁻¹⁹ C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 10³⁵ let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. aj ťažšie jadrá na ultravysoké energie. Znalosť energetického spektra častíc UHECRUHECR – Ultra High Energy Cosmic Rays, částice kosmického záření s extrémně vysokou energií. pochádzajúcich z jedného zdroja poodhalí presnejšie mechanizmus ich vzniku. Na to je však potrebná vyššia štatistika a teda dlhá doba merania.)

Znalosti o zdrojoch častíc UHECRUHECR – Ultra High Energy Cosmic Rays, částice kosmického záření s extrémně vysokou energií. pomôžu astrofyzikom takisto v mapovaní galaktických magnetických polí.

Koincidencia gama zábleskov (čierne krúžky) s AGNAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 10¹⁶ cm^-3, T ~ 10⁵ K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 10⁹ K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary. (červenou farbou).

Klipy k tématu

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. Zdroj: J. Oehlschläger, R. Engel, Institut für Kernphysik, Karlsruhe. (gif, 3 MB)

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. Zdroj: Sergio Sciutto, program AIRES, University of Chicago, 2005. (mpeg, 6 MB)

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. Zdroj: University of Chicago, 2005. (avi, 3 MB)

Odkazy