Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 2 – vyšlo 14. ledna, ročník 9 (2011) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

2/2011

Obří ledová kostka v Antarktidě začíná chytat neutrina

Petr Kulhánek

Hluboko v antarktickém ledu, v blízkosti Amundsenovy-Scottovy základny, vyrostl na konci roku 2010 nový detektor neutrin obřích rozměrů s názvem ICECUBE (ledová krychle, kostka, ve skutečnosti hranol). V kilometru krychlovém ledu je zamrzlých 5 160 fotonásobičůFotonásobič – často označováno jako PMT (PhotoMultiplier Tube), vakuová fotocitlivá součástka využívající zesilovacího efektu prostřednictvím sekundární emise na systému elektrod. Prvotní proud, iniciovaný dopadem světla na světlocitlivou vrstvu, fotokatodu, je tak mnohonásobně zesílen. Napětí mezi elektrodami je několik set voltů a je nastaveno tak, aby koeficient sekundární emise při dopadu elektronu na její povrch byl kladný. Fotonásobiče pracují v impulzním režimu., které detekují Čerenkovovo zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. nabitých částic vznikajících interakcí neutrin s atomovými jádry v molekulách ledu. Nový detektor nevyrostl na „zelené louce“. Vznikl zvětšením předchozího detektoru AMANDA a umožní další rozvoj neutrinové astronomie. Pojďme se seznámit s tímto výjimečným přístrojem.

Neutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. Neutrino elektronové – částice patřící mezi leptony, vzniká spolu s pozitronem při slabých rozpadech. Jde o částici velmi malé hmotnosti, která interaguje s hmotou jen slabou interakcí, snadno proto hmotou proniká. Jeho existenci předpověděl W. Pauli v roce 1930 na základě analýzy beta rozpadu. Název neutrino mu dal Enrico Fermi po objevu neutronu v roce 1932 (v italštině znamená neutrino malý neutron). Jeho existence byla potvrzena v roce 1956 v jaderné elektrárně Savannah River v Jižní Karolíně (Frederick Reines, Clyde Cowan). Neutrino mionové – doprovází při slabých rozpadech mion (těžký elektron). Má podobné vlastnosti jako neutrino elektronové. Mionové neutrino objevili Leon Lederman, Melvin Schwartz a Jack Steinberger v roce 1962 na urychlovači v Brookhavenské národní laboratoři (Long Island, USA). Za tento objev obdrželi Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1988. Neutrino tauonové – doprovází tauon (supertěžký elektron) při slabých procesech. Bylo objeveno v laboratoři Fermilab v roce 1999 v experimentu DONUT (Do Nu Tau). Z objevitelského týmu jmenujme alespoň Phillipa Marvina Yagera a Vittorio Paoloneho.

Troška historie

Při experimentech s beta rozpadem neutronu bylo již ve 30. letech zřejmé, že kromě protonuProton – 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. a neutronuNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10⁻²⁷ kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron. musí vznikat ještě nějaká malá neutrální částice. Celková energie vzniklého protonuProton – 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. a elektronuElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. totiž nedávala původní energii neutronu. Stejně tak tomu bylo s hybností. Existenci nové částice navrhl Wolfgang Pauli v roce 1931 a Enrico Fermi ji pojmenoval neutrino (v italštině „malý neutron“). Hledaná částice byla objevena až po čtvrt století v roce 1956 v americké jaderné elektrárně v Savannah River. Klíčový objev učinili Frederick Reines a Clyde Cowan v toku částic z reaktoru P-105.

Budova s reaktorem P-105 jaderné elektrárny v Savannah River,
na kterém bylo objeveno v roce 1956 neutrino.

Neutrina interagují jen slabou interakcí, látka je pro ně průhledná a tak jsou těžko polapitelná. Prolétnou bez problémů i celou 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. nebo SluncemSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Právě proto jsou pro astronomy cenným zdrojem informací například o nitru hvězd, kde vznikají při termojaderné syntéze. Nejběžnějším typem neutrin jsou tzv. sluneční neutrina, která vznikají v nitru Slunce. Každým centimetrem čtverečním naší pokožky jich prolétne za každou sekundu 60 miliard. Další neutrina vznikají při interakci kosmického zářeníKosmické 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. s horními vrstvami atmosféry, říkáme jim atmosférická neutrina. Neutrina vznikají také při explozích supernovSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi., v nitru Země při přirozeném radioaktivním rozpadu hornin, v našich jaderných reaktorech i v dalších zdrojích. Kolem jedné sekundy života vesmíru se z vesmírné pralátky oddělila tzv. reliktní neutrina, která v sobě nesou informaci o velmi raném vesmíru. Možná se v budoucnosti naučíme sledovat i tato neutrina.

První soustavný výzkum neutrin prováděl Raymond Davis v Jižní Dakotě ve starém zlatém dole HomestakeHomestake – první detektor neutrin byl postaven v opuštěném zlatém dole v Jižní Dakotě. Šlo o vodorovně uloženou válcovou nádobu naplněnou 615 tunami tetrachloretylenu. Detektor byl uveden do provozu v roce 1967 za vydatného přispění R. Davise. Administrativně spadá pod Brookhavenské laboratoře. Jde o chlorový detektor slunečních neutrin. Jeho činnost byla ukončena v roce 1993. v letech 1967 až 1993. Šlo o chlórovýChlór – chloros, toxický světle zelený plyn, druhý člen skupiny halogenů. Byl objeven roku 1774 Carlem Wilhelmem Scheelem, ale dnešní pojmenování mu dal až roku 1810 anglický chemik sir Humphry Davy. Je hojně používán v různých technologiích, například k dezinfekci vody, průmyslově se používá kyselina chlorovodíková, dříve DDT k hubení hmyzu, polychlorovabné bufenily a jiná svinstva. detektor naplněný 615 tunami tetetrachloretylenu. Jádra chlóru se při náhodné interakci se slunečním neutrinem změnila na radioaktivní jádra argonuArgon – prvek patřící mezi vzácné plyny, které tvoří necelé 1 % zemské atmosféry. Jde o nereaktivní bezbarvý plyn bez chuti a zápachu. Objev argonu je oficiálně připisován lordu Rayleighovi a Williamu Ramsayovi, kteří ho detekovali roku 1894. Jako inertní atmosféra se využívá v metalurgii, při balení potravin, v plazmových technologiích i ve výbojkách., která jsou snadno detekovatelná. Počet zachycených slunečních neutrin odpovídal zhruba třetině teoretické hodnoty. Dnes víme, že je to způsobeno tzv. oscilacemi neutrin. Neutrina totiž existují ve třech provedeních, tzv. generacích. Neutrino se za letu přeměňuje z jedné generace na druhou. Davisovy experimenty byly citlivé jen na jeden druh neutrin, proto objevily přibližně třetinový tok neutrin oproti teorii. První objevená neutrina z roku 1956 byla tzv. elektronová neutrina. Mionová neutrina objevili Leon Lederman, Melvin Schwartz a Jack Steinberger v roce 1962 na urychlovači v Brookhavenu (Long Island, USA). Tauonová neutrina byla objevena v laboratoři FermilabFermilab – 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 roce 1999 v experimentu DONUT. Existence oscilací neutrin (mezi elektronovým a mionovým) byla potvrzena na detektoru Super-KamiokandeSuper-Kamiokande – japonská neutrinová observatoř z roku 1996 umístěná 1 000 m pod povrchem hory Ikeno ve starém zinkovém dole poblíž městečka Kamioka. Horniny nad detektorem jsou ekvivalentní 2 700 metrům vodního sloupce. Nádoba detektoru obsahuje 50 000 tun vody, na stěnách je 13 000 fotonásobičů, průměr nádoby je 40 metrů. Detektor detekuje Čerenkovovo záření elektronu nebo mionu vzniklého srážkou elektronového nebo mionového neutrina s neutronem. Z tvaru kužele Čerenkovova záření lze snadno odlišit elektronové a mionové neutrino. V průměru je zachyceno jedno atmosférické neutrino za hodinu a půl. V roce 1998 byl oznámen objev oscilací neutrin. V roce 2001 byl detektor vážně poškozen. Oprava trvala 5 let a stála 25 milionů USD. v roce 1998 a nezávisle potvrzena na Sudburské neutrinové observatořiSNO – Sudbury Neutrino Observatory, podzemní těžkovodní Čerenkovův detektor v Ontariu v Kanadě. Je určen zejména pro detekci slunečních neutrin. Umístěn je v blízkosti městečka Sudbury ve starém niklovém dole Creighton 2 100 m pod zemí. Do akrylátové nádoby s průměrem 12 metrů je nalito 1 000 tun ultračisté těžké vody. Vně akrylátové koule je měřicí sféra o průměru 17 m, na které je umístěno 9 600 fotonásobičů. Vše je ponořeno do kontejneru s čistou vodou o rozměrech 22×32 m. V detektoru byly v roce 2001 potvrzeny oscilace slunečních neutrin.. Oscilace na tauonové neutrino byla prokázána v roce 2010 na detektoru OPERA v italském Gran Sasso (viz AB 45/2010). Poznamenejme, že oscilace neutrin jsou možné jen při nenulové klidové hmotnosti neutrin. Hmotnost jednotlivých neutrin dosud přesně neznáme.

Princip ledové kostky

Neutrina s vysokou energií, která k nám přilétají z hlubin vesmíru, ve většině případů bez problémů proletí dokonale čistým antarktickým ledem. Jen málokterá z nich zachytí atomová jádra ledu. Pokud se tak stane, z místa interakce vylétne s vysokou rychlostí elektronElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. nebo mionFermilab – 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.. Tyto nabité částice se v ledu pohybují rychleji než světlo a zanechávají za sebou charakteristický kužel elektromagnetického záření, tzv. Čerenkovovo zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí.. Pokud je v ledu rozmístěn dostatečný počet detektorů elektromagnetického záření, je možné zrekonstruovat tvar kuželu tohoto záření a určit, který druh neutrin ho způsobil a z jakého směru neutrino přilétlo. Od poloviny minulého století bylo jasné, že přesné určení parametrů dopadajícího neutrina potřebuje detektor velmi velkých rozměrů. Proto byl v roce 2000 uveden do provozu malý prototyp detektoru tohoto typu s názvem AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array), který pracoval do roku 2009. Na 19 strunách bylo v ledu umístěno celkem 677 fotonásobičů. Současný detektor IceCube vznikl výrazným rozšířením detektoru AMANDA. Ledovou krychli tvoří 86 strun, na každé je zavěšeno 60 detektorů (celkem 5 160), celkový objem zaujímaný detektory je 1 kilometr krychlový.

Prvním krokem je vyvrtání otvoru do antarktického ledu. Otvor hloubí speciální vrtná souprava za pomoci horkovodního vrtáku. Do vrtu je vháněna horká voda, která udržuje vrtnou hlavici na teplotě 66÷85 °C. Voda je přiváděna speciální vysokotlakou hadicí s vnitřním průměrem 10 cm a vnějším 15 cm. Hadice je dlouhá 2 700 metrů a tlak v ní je 6,89 MPa. Jeden vrt má průměr cca 50 cm a sahá do hloubky 2 500 metrů. Vrtání trvá 27 hodin. Po vyvrtání otvoru se do vrtu zavěsí struna, která je osazena 60 detektory rozmístěnými v hloubce mezi 1 450 a 2 450 metrů pod povrchem ledu. Vrt se nakonec zaleje a nechá zamrznout.

Otvor vrtaný v antarktickém ledu.

Schéma ledové kostky. Struny jsou osazeny detektory v hloubce 1 450 až 2 450 metrů. Modrým válcem je označen předchozí detektor AMANDA. Zeleným válcem je označeno 6 strun vnitřního detektoru, který slouží k záchytu neutrin s nízkou energií. Celkový počet strun je 86, objem 1 km³. Detektor byl uveden do provozu 19. prosince 2010. Pro představu rozměrů je ukázána výška známé Eifellovy věže.

Na každé struně je zavěšeno 60 detektorů DOM (Digital Optical Module) s rozestupy 17 metrů (v dolní části vnitřního detektoru jsou na šesti strunách rozestupy jen 7 metrů). Struna je tvořena napájecím kabelem a balíkem 30 dvojic kroucených kabelů, každá dvojice je přivedena ke dvěma detektorům DOM. Detektor DOM je zcela samostatnou jednotkou tvaru koule o průměru 35 cm, která je schopná vydržet tlak až 70 MPa. Vnitřek koule je naplněn dusíkemDusík – Nitrogenium, plynný chemický prvek tvořící hlavní složku zemské atmosféry. Patří mezi biogenní prvky, které jsou základními stavebními kameny živé hmoty. Tento plyn popsal jako první Němec Carl Wilhelm Scheele v roce 1777. Poté co bylo zjištěno, že je kyselina dusičná odvozena od dusíku, pro něj Chaptal navrhl název nitrogéne, což znamená ledkotvorný, který se udržel v latinském označení nitrogenium. o tlaku 0,5 atmosféry. Základním prvkem detektoru je fotonásobičFotonásobič – často označováno jako PMT (PhotoMultiplier Tube), vakuová fotocitlivá součástka využívající zesilovacího efektu prostřednictvím sekundární emise na systému elektrod. Prvotní proud, iniciovaný dopadem světla na světlocitlivou vrstvu, fotokatodu, je tak mnohonásobně zesílen. Napětí mezi elektrodami je několik set voltů a je nastaveno tak, aby koeficient sekundární emise při dopadu elektronu na její povrch byl kladný. Fotonásobiče pracují v impulzním režimu. o průměru 25 cm. Je zde ale i zdroj vysokého napětí pro fotonásobič, který transformuje nízké napětí přiváděné kabelem na 1 300 až 1 500 V. Další součásti detektoru je LED diodaLED – Light Emitting Diode, světlo emitující dioda. LED je polovodičová optoelektronická součástka, která emituje nekoherentní monochromatické světlo při průchodu proudu v propustném směru. Emise světla vzniká na základě elektroluminiscence. využívaná pro kalibraci fotonásobiče.

Digitální optický modul DOM. Ve spodní polokouli je umístěn fotonásobič,
v horní zdroj a kalibrační LED dioda.

Závěr

Ledová kostka IceCube je navržena tak, aby zachytávala všechny generace neutrin s energiemi nad 100 GeV. Detektor bude pracovat zejména v oblasti stovek TeV, která je nedosažitelná konvenčními urychlovači. Mion s energií 100 TeV vytvoří například kužel záření o průměru 130 metrů. Pro záchyt vysoce energetických částic je proto zapotřebí mimořádně rozsáhlého detektoru, jakým je IceCube. Počítá se s několika sty záchyty neutrin denně. Malá vnitřní část detektoru je schopná zachytit i neutrina s nízkými energiemi kolem 10 GeV. Neutrina s velmi vysokou energií přicházejí s kosmickým zářením. Detektor IceCube bude zkoumat mechanizmy urychlení kosmického záření v různých oblastech energií a hledat směry, ze kterých kosmické záření přichází. Druhým významným úkolem je záchyt neutrin, která pocházejí z explozí supernov a studium mechanizmu těchto explozí. Detektor IceCube by měl být schopen přispět i k poznání temné hmoty. Částice temné hmoty (tzv. wimpyWIMP – zkratka z Weakly Interacting Massive Particle, vážný kandidát na částice temné hmoty. Mělo by jít o reliktní superpartnery z období po Velkém třesku, kterým fyzikální zákony zabránily v následném rozpadu. Wimpy by měly s běžnou látkou interagovat gravitační a slabou interakcí. Jsou usilovně hledány v několika desítkách experimentů, tři z nich mají nenulový signál, jehož interpretace je zatím nejasná.) by při procesech v nitru Slunce měly anihilovat za vzniku charakteristických neutrin, která by mohl detektor IceCube objevit a nepřímo tak potvrdit existenci wimpů. Projekt je z podstatné části financován americkou Národní vědeckou nadací (NSF), z menší části z prostředků jednotlivých univerzit a dalších zemí (například Belgie, Německo, Japonsko a Švédsko). Cena detektoru se vyšplhala na přibližně 5 miliard Kč, což v přepočtu dá pouhých 5 Kč na 1 metr krychlový využitého ledu. Předpokládá se, že detektor IceCube bude svá data kombinovat s obdobnými menšími detektory pod mořskou nebo jezerní hladinou, zejména s detektory ANTARES (středozemní moře, viz AB 4/2009) a BAIKAL (v jezeře Bajkal).

V levé části je patrná vrtná věž napájená horkou vodou z ohřívačů (uprostřed). Mezi ohřívači a vrtnou soupravou leží vysokotlaká hadice o průměru 15 cm. Budova napravo je Scottova-Amundsenova základna.

Animace týdne: Ledová kostka IceCube

Ledová kostka IceCube. V první animaci si můžeme prohlédnout vnitřní detektor. Tvoří ho pouhých 6 strun s nerovnoměrně rozloženými moduly DOM ve dvou oblastech. V spodní části je 50 detektorů rozmístěných s rozestupy 7 metrů, v horní části je jen 10 detektorů sloužících pro detekci pozadí. V druhé animaci vidíme celý detektor, na každé struně je navěšeno 60 modulů s rozestupy 17 metrů, a to v hloubce 1 450 m až 2 450 m. Animace končí na povrchu, kde jsou kromě ukotvení strun detektory sekundárních spršek kosmického záření (vždy jeden na každou dvojici strun) a centrální laboratoř, která funguje jako obří rozbočovač, kde jsou data předzpracována a poté poslána přes družice soustavy TDRSTDRS – Tracking and Data Relay Satellites, americká soustava devíti geostacionárních družic určená pro telekomunikační účely. Slouží ke spojení s nízkoletícími družicemi, americkými raketoplány a Hubbleovým vesmírným dalekohledem. První družice byla vypuštěna v roce 1983, poslední v roce 2002. Předpokládaná aktivní životnost družic je 10 až 11 roků. Data jsou z konkrétního přístroje předána na jednu z družic TDRS a z ní putují do pozemní stanice ve White Sands. na Universitu ve Wisconsinu. (avi/xvid, 3 MB) (avi/xvid, 3 MB)

Odkazy