Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 24 – vyšlo 21 června, ročník 17 (2019)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Kosmická sprcha z Číny

Rudolf Mentzl

Je to již více než sto let, kdy lidé začali zkoumat vnitřek hmoty ostřelováním rychlými částicemi. Jako zdroj korpuskulárního záření zprvu používali rozpadající se radioaktivní materiály, nicméně brzy přišli s technickými řešeními v podobě různých urychlovačů, se kterými přírodní zářiče nemohly soupeřit. Zatímco energie částic produkovaných beta rozpademBeta rozpad – β⁻: rozpad neutronů v atomovém jádře, jehož výsledkem je elektron, proton a elektronové antineutrino (slabě interagující antilepton).
β⁺: rozpad protonů v atomovém jádře, jehož výsledkem je pozitron (antičástice k elektronu), neutron a elektronové neutrino. se pohybuje v jednotkách megaelektronvoltůElektronvolt (eV) – 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) nebo teraelektronvolt (TeV, 10¹² eV)., experiment LHCLHC – Large Hadron Collider. Urychlovač protonů na nominální energie 14 TeV. LHC byl vybudován ve středisku jaderného výzkumu CERN v tunelu po urychlovači LEP II, který má obvod 27 km. Do zkušebního provozu byl uveden v září 2008, ale zanedlouho došlo k poruše na jednom z magnetů. Urychlovač byl opětovně spuštěn v listopadu 2009. Od března 2010 probíhal fyzikální program na energii 7 TeV. V roce 2012 byl na urychlovači objeven Higgsův boson. Provoz na energiích blízkých nominální probíhá od roku 2015. pracuje s hodnotami o šest až sedm řádů vyššími, tedy s jednotkami až desítkami teraelektronvoltů. To však neznamená, že jsme přírodu srazili na kolena. V kosmickém 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. se vyskytují částice s energiemi o mnoho řádů vyššími. Když se taková částice v naší atmosféře srazí s jinou částicí, vznikají další částice s energií dostatečnou k tomu, aby daly vzniknout dalším a dalším energetickým částicím. Lavinovitě tak vzniká celá sprška částicSekundární sprška – kužel mnoha částic letících směrem k zemi z oblasti interakce primární částice kosmického záření s atmosférou. Spršky kosmického záření objevil italský fyzik Bruno Rossi v roce 1934, rozsáhlé spršky detekoval o čtyři roky později francouzský fyzik Pierre Auger., které můžeme na zemském povrchu detekovat na ploše i několika tisíc čtverečních kilometrů. Takové spršky částic se chystají zkoumat také v Číně. Nový detektor je teprve ve výstavbě, ale první měření již dodal. Jmenuje se LHAASO.

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.

Sekundární sprška – kužel mnoha částic letících směrem k zemi z oblasti interakce primární částice kosmického záření s atmosférou. Spršky kosmického záření objevil italský fyzik Bruno Rossi v roce 1934, rozsáhlé spršky detekoval o čtyři roky později francouzský fyzik Pierre Auger.

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.

Trocha historie

Kosmické záření objevil již roku 1912 Victor Hess při svých balónových experimentech. V roce 1938 Pierre Auger objevil efekt spršek kosmického záření. Jeho jménem byla pojmenována observatoř 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. v jižní Argentině. Od roku 2008 se zde na ploše 3 000 km² provádí měření spršek kosmického záření. Podrobnou zprávu o observatoři jsme přinesli v bulletinech AB 16/2005, AB 26/2007 a AB 46/2007. Na projekt bude volně navazovat, zatím rozestavěná, observatoř CTA (Cherenkov Telescope Array), viz (AB 27/2015).

Nová observatoř právě vyrůstá v jihozápadní Číně v hornaté provincii Sečuan ve výšce 4 410 m. Není zcela zřejmé, proč jméno projektu tak nepřehlédnutelně připomíná název hlavního města země, ke které má Čína velice komplikovaný vztah. Snad pro vysokou nadmořskou výškou, snad pro zeměpisnou blízkost, snad něčím jiným. V čínském ekvivalentu však tato fonetická podobnost není a pro anglicky mluvící část světa se LHAASO vysvětluje jako zkratka Large High Altitude Air Shower Observatory. Stavba započala teprve v roce 2016 a v plném provozu by měla být již v roce 2021. Částečně provozuschopná je však již teď a před nedávnem přinesla první naměřená data. I samotná první dokončená část může svými parametry konkurovat americko-mexickému experimentu HAWC (High Altitude Water Cherenkov Experiment). Protože je však na opačné polokouli, budou se obě observatoře spíše vhodně doplňovat.

Schematický náčrt rozmístěni přstrojů. Zdroj: Nature, David Cyranoski.

Parametry observatoře

Princip měření je založený na Čerenkovově efektuČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí.. Obrovské nádrže s čistou vodou čekají na přílet relativistické částice. Pokud je její rychlost větší než rychlost světla v daném prostředí (v případě vody pouhých 225 000 km/s), vytváří kužel elektromagnetického záření, které je snadno detekovatelné fotonásobiči. Detektor HAWC pracuje se 190 000 metry krychlovými vody, čínský protějšek si v první fázi vystačí s objemem 100 000 m³ V nadzemní nádrži s vodou je rozmístěno 900 detektorů Čerenkovova záření. Každý sestává ze dvou 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. o průměru 20 cm a 4 cm. Kromě toho jsou v observatoři instalovány ještě dva Čerenkovovy dalekohledy s širokým zorným polem, dále 180 scintilačních detektorů a 80 mionovýchMion – těžký elektron, hmotnost má 207 m_e. Střední doba života je přibližně 2×10⁻⁶ s. Těžký elektron se rozpadá na stabilní elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino. Mion se vyskytuje v sekundárních sprškách z kosmického záření. Mion byl objeven C. Andersonem v kosmickém záření za pomoci mlžné komory v roce 1936. detektorů umístěných v podzemních nádržích. Na rozdíl od mexického experimentu se třemi sty nádrží, uchovává zatím LHAASO vodu v jedné jediné, rozdělené světlotěsnými přepážkami na síť jakýchsi buněk. Hloubka nádrže je 4,5 m.

Poslední pohled na mionové detektory než budou zahrnuty vrstvou
zeminy do hloubky 2,5 m. Zdroj: LHAASO.

Nynější plocha vodní hladiny je 22 500 m², do konce roku 2021 (termín dokončení stavby) tu budou takové nádrže tři, s celkovým povrchem 78 000 m². To je však pouze část observatoře, jakýsi její střed nazývaný WCDA (Water Cherenkov Detector Array). Celá pozorovací oblast (označovaná KM2A) zabere plochu 1,3 km². Zde bude v rozestupech asi 15 m rozmístěno přes 5 000 scintilačních detektorů. Každý detektor si vyžádá plochu 1 m² a je umístěn pod 0,5 cm silnou olověnou deskou. V rozestupu 30 m pak nalezneme přes 1 000 podzemních Čerenkovových detektorů s vodními nádržemi o objemu 40 m³. Pozorování budou doplněna údaji z 12 Čerenkovových dalekohledů.

Budemě moudřejší?

Zařízení bude nezávislé na denní době a díky rotaci pokryje asi 60 % oblohy. Očekává se kolem 5 bilionů detekcí ročně, což přinese úctyhodné 4 PB dat. S bezprecedentním rozlišením bychom nyní měli mít šanci prozkoumat energetické spektrum částic kosmického záření, jeho složení a anizotropii, což by mohlo vést k pochopení, jakým způsobem byly částice urychleny na tak vysoké energie. Celé zařízení bude citlivé na částice s energiemi 10¹¹ až 10¹⁸ eV. Od různých způsobů detekce kosmického záření si čínská strana slibuje průlom v objasňování původu kosmického záření.

Záběry ze stavby observatoře LHAASO. Zdroj: China News.

Odkazy