Současný stav poznání o kosmickém záření nejvyšších energií

Transkript

1 Univerzita Karlova v Praze Matematicko-fyzikální fakulta BAKALÁŘSKÁ PRÁCE Martina Krejčíková Současný stav poznání o kosmickém záření nejvyšších energií Ústav částicové a jaderné fyziky Vedoucí bakalářské práce: RNDr. Dalibor Nosek, Dr. Studijní program: Fyzika Studijní obor: Obecná fyzika Praha 2012

2 Ráda bych na tomto místě poděkovala RNDr. Daliboru Noskovi, Dr., za odborné vedení při psaní této práce, za trpělivý přístup, podnětné rady a věcné připomínky.

3 Prohlašuji, že jsem tuto bakalářskou práci vypracovala samostatně a výhradně s použitím citovaných pramenů, literatury a dalších odborných zdrojů. Beru na vědomí, že se na moji práci vztahují práva a povinnosti vyplývající ze zákona č. 121/2000 Sb., autorského zákona v platném znění, zejména skutečnost, že Univerzita Karlova v Praze má právo na uzavření licenční smlouvy o užití této práce jako školního díla podle 60 odst. 1 autorského zákona. V Praze dne Podpis autora

4 Název práce: Současný stav poznání o kosmickém záření nejvyšších energií Autor: Martina Krejčíková Katedra: Ústav částicové a jaderné fyziky Vedoucí bakalářské práce: RNDr. Dalibor Nosek, Dr., Ústav částicové a jaderné fyziky, Univerzita Karlova v Praze, Matematicko-fyzikální fakulta Abstrakt: Země je neustále ostřelována částicemi o extra-vysokých energiích, kterých prozatím není schopen dosáhnou žádný lidmi vytvořený urychlovač. Již přes sto let je kosmické záření studováno, avšak stále nejsme schopni plně zodpovědět otázky o jeho vzniku, šíření ani složení. V následující práci jsou popsány významné projekty zabývající se danou problematikou, způsob analýzy získaných dat a shrnutí dostupných experimentálních výsledků. Klíčová slova: Kosmické záření, Observatoř Pierra Augera, energetické spektrum, chemické složení Title: Current status of the highest energy cosmic rays Author: Martina Krejčíková Department: Institute of Particle and Nuclear Physics Supervisor: RNDr. Dalibor Nosek, Dr., Institute of Particle and Nuclear Physics, Charles University in Prague, Faculty of Mathematics and Physics Abstract: The Earth is constantly bombarded by extra-high energy particles, which can not reach any man-made accelerator. Cosmic Rays have been studied over a hundred years, nevertheless we are not able to answer the questions about sources, arriving directions and composition. In the following work there are described the important projects that occupy the problems, the methods of data analysis and comparison of available experimental results. Keywords: Cosmic Rays, Pierre Auger Observatory, Energy Spectrum, Chemical Composition

5 Obsah Úvod 2 1 Zkoumání kosmického záření Historie Rozvoj spršky částic Nejvýznamnější projekty AGASA HiRes Telescope Array Observatoř Pierra Augera Sledované rysy kosmického záření Energetické spektrum Zdroje a šíření částic Koleno Kotník GZK mez Složení kosmického záření Střední atmosférická hloubka maxima spršky Fluktuace atmosférické hloubky v maximu spršky Zpracovaní fluorescenčních dat Analýza dat Rekonstrukce spršky Omezení Výsledky a jejich diskuze Energetické spektrum Střední zenitový úhel Časové závislosti Závislosti vypovídající o složení Srovnání výsledků získaných různými projekty Porovnání energetických spekter Měření energie Energetické spektrum Směry příchodů Odlišnosti ve složení kosmického záření Experimentální výsledky Diskuze Závěr 39 Seznam použité literatury 41 Seznam použitých zkratek 45 1

6 Úvod Pod pojmem kosmické záření si lze představit relativistické, většinou nabité částice přicházející k Zemi z vesmíru. Vznikají mimo Zemi a na své cestě jsou jejich trajektorie zakřivovány magnetickými poli v mezihvězdném prostoru. Nesou v sobě důležité informace o zdrojích, magnetických polích a energetických procesech ve vesmíru. Částice o nejvyšších energiích dosahují hodnot energií o několik řádů vyšších než je v současnosti možné dosáhnout na nejmodernějších urychlovačích jako je například LHC(=Large Hadron Collider). Proto je nesmírně důležité věnovat jejich studiu dostatečnou pozornost kvůli jejich pochopení a možnému využití. Například studium sekundárních částic vyvolaných vstupem kosmických částic do atmosféry napomohlo k objevu mnoha dosud neznámých částic jako pozitronu, první známky antihmoty, mionu a dalších. Ve své práci jsem se zaměřila na současné znalosti této problematiky s ohledem na složení přicházejících částic kosmického záření. V první kapitole jsem popsala historii jeho objevu a dále nejvýznamnější projekty, které přispívají k pochopení jevů týkajících se kosmických částic. Jelikož je experiment PAO v současnosti největším pracujícím experimentem, prezentuji na jeho příkladu základní detekční principy. V následující části se zaměřuji na teoretické popsání jevů, kterým v dalších kapitolách věnuji největší pozornost. Jedná se o energetické spektrum kosmického záření, směry přicházejících primárních částic a energetické závislosti využívané k získání informací o složení kosmického záření. Své zpracování obdržených dat prezentuji ve třetí kapitole. Uvozuji ji ukázkou složitosti postupu, po jehož absolvování je možné data objektivně vyhodnocovat. Poslední část jsem zaměřila na shrnutí prezentovaných výsledků a jejich srovnání. Pro neshody mezi jednotlivými studiemi i mezi projekty navzájem jsem hledala jejich vysvětlení. 2

7 1. Zkoumání kosmického záření Již více než sto let je kosmické záření oblastí zájmu mnoha vědců po celém světě. Avšak ani po tolika letech nejsou jeho tajemství rozluštěna. Za tímto účelem bylo zbudováno mnoho projektů na jeho zkoumání. Je známo, že částice o extrémních energiích dopadají na Zem jen velmi zřídka. Naštěstí interagují s atmosférou, kde vytvářejí obrovské spršky sekundárních částic, které jsme schopni detekovat. Měření průběhu spršky je klíčem k poznání složení příchozích částic. Všechny získané výsledky jsou porovnávány se simulacemi Monte Carlo pro protony a těžší jádra, většinou železa. 1.1 Historie Kosmické záření bylo objeveno na počátku dvacátého století v experimentech s uzavřenými nádobami. Byl pozorován plyn s elektrickým nábojem, jehož vznik nebylo možné jednoduše vysvětlit. Předpokládalo se, že vznik náboje v plynu se nechá z části redukovat obložením komory silným kovem. Bohužel po použití olova kýžený efekt nebyl pozorován. Náboj v nádobě vznikal ionizací plynu, kterou musely způsobovat vysoce pronikavé paprsky, což se přisuzovalo známému gama záření. Rakouský fyzik Viktor Franz Hess podnikl sérii letů balónem, aby ověřil své domněnky, že záření nemá svůj původ na Zemi, ale na obloze. Zjistil, že ionizace vzduchu nejprve poklesla ve výšce asi 600 m, ale ve výšce 4880 m výrazně vzrostla asi na 4-násobek. To potvrdilo předpoklady, že záření přichází z vesmíru, a jev byl nazván kosmickým zářením (CR - Cosmic Rays). Díky měřením při zatmění Slunce usoudil, že Slunce není jeho hlavním zdrojem, protože nezaznamenal žádné odchylky. V dalších měřeních ve výškách až 9 km nad zemským povrchem byl tento jev potvrzen. Při bližším zkoumání se zjistilo, že částice kosmického záření jsou nabité a jejich energie musí být vysoká, protože se při měření dvěma koincidenčními detektory s vloženým plechem mezi nimi ukázalo, že jsou schopny pronikat hluboko do ostatních látek. Dalšími experimenty bylo prokázáno, že primární částice mířící k Zemi jsou převážně kladně nabité, tedy relativistická nabitá atomová jádra. Objev koincidenčních událostí do vzdálenosti až 200 m potvrdil, že dopadající částice generují kaskády sekundárních částic známé jako rozsáhlé vzdušné spršky (EAS - Extensive Air Showers) Při studiu procesů ve vesmíru, složení primárních částic a dalších vlastností kosmického záření je důležité ultra-vysoko-energetické kosmické záření (UHECR = Ultra High Energy Cosmic Rays). Charakterizujeme jej jako nabité částice s energií nad ev. Tok těchto nabitých částic na povrchu Země je velmi malý. Zaznamenává se asi 1 částice za rok na km 2 a jejich počet prudce klesá s energií. První experiment schopný detekovat UHECR byl Volcano Ranch v Novém Mexiku. Povrchový detektor založený na principu scintilátorů. V provozu byl od roku 1959 do 1976 [1, 2]. Můžeme zmínit projekty SUGAR (Sydney University Giant Air Shower Recorder) [1, 2], měřící v letech 1968 až 1979 na jižní polokouli, a skupina z Haverah Park [1, 2]. Ta jako první používala detektory Čerenkovova záření. 3

8 1.2 Rozvoj spršky částic Vysokoenergetická částice vletí do zemské atmosféry a sráží se s jádry vzduchu, především s jádry dusíku, za vzniku nových částic. V závislosti na typu a energii primární částice k první interakci obvykle dochází ve výšce km nad zemským povrchem. Jejich následné srážky způsobují vznik kaskád sekundárních částic. Mimo jaderné fragmenty jsou produkovány nabité piony, které dále interagují s jádry vzduchu nebo se rozpadají na miony a neutrina. Jsou také generovány neutrální piony, které se rychle rozpadají na kvanta gama a sytí elektromagnetickou kaskádu. Elektromagnetická sprška má rychlý vývoj založený na brzdném záření a produkci elektron-pozitronových párů. Proces vzniku dalších a dalších částic v elektromagnetické kaskádě pokračuje, dokud nejsou energie částic nižší než je kritická hodnota E crit. Poté se již nové částice neprodukují, začínají převládat ionizační ztráty a sprška je absorbována v atmosféře. Kritická hranice pro vzduch je E crit =84 MeV [2]. Průběh spršky je znázorněn na Obr Druhotné částice v rozsáhlé spršce ve vzduchu můžeme rozdělit do dvou částí: lehké a těžké. Většina částic patří do lehké elektromagnetické složky 1. Do těžké řadíme mezony a hadrony. Další částice jsou UV fotony a tak zvané neviditelné částice, neutrina a vysokoenergetické miony, které nesou velmi malou energii. Nabité částice EAS interagují s atmosférickým dusíkem, excitují ho a při následné deexcitaci emitují ultrafialové záření, které je možno zachytit fluorescenčními detektory [3, 4]. Experimenty zaznamenávají buď fluorescenční záření teleskopy, nebo pozemními detektory dopadající částice. 1.3 Nejvýznamnější projekty V následujících odstavcích představuji experimenty, jež byly přínosem pro poznávání kosmického záření. Jedná se o v současné době aktivní projekty a experimenty i o ty, které svou činnost nedávno ukončily. V části zaměřené na největší z nich, experiment PAO, popisuji typy detektorů a jejich charakteristiky AGASA Akeno Giant Air Shower Array experiment byl na svou dobu jedním z největších pozemních detektorů. Rozšířil tak původní experiment Akeno Graund Array v Japonsku. Skládal se ze 111 pozemních detektorů, každý s plochou 2,2 m 2 vzdálených 1 km a pokrývající plochu 100 km 2. Pozemní detektory byly založeny na principu scintilátorů. Jejich nevýhodou však je, že nerozlišují, zda detekovaná částice je mion nebo elektron. Z toho důvodu pod ně bylo přidáno 27 čítačů, které měřily mionovou komponentu dopadajících částic. Energetický práh pro detekci mionů byl 5 GeV. Experiment byl plně operabilní od roku 1993 a svou činnost ukončil roku 2004 [5]. 1 fotony, elektrony, pozitrony, nízko energetické miony 4

9 Obrázek 1.1: Rozvoj atmosférické spršky vyvolané částicí kosmického záření [6] HiRes HiRes (High Resolution Fly s Eye) se rozkládá v Dugway v Utahu. Je druhou generací původního experimentu Fly s Eye, který byl v provozu mezi léty 1982 a 1992 [7, 8]. Fly s Eye detektor měřil kosmické záření pomocí fluorescenčního světla vznikajícího v atmosféře. Skládal se ze dvou detektorů vzdálených od sebe 3,3 km, první obsahoval 67 sférických zrcadel o průměru 1,5 m, druhý 36. HiRes detektor se skládá ze dvou větví, HiRes I a II, které jsou umístěné 12,6 km od sebe. První část byla dokončena v roce 1997 a druhá v roce 1999, experiment ukončil nabírání dat roku První větev obsahovala 22 detektorů a druhá 43. Každý teleskop měl efektivní plochu zrcadel 3,72 m 2, které byly schopny pozorovat zorné pole s 360 v azimutálním úhlu a v elevaci 3-16,5 (respektive 3-30 ). Zachytávají světlo o vlnových délkách nm [7, 9] Telescope Array Telescope Array (dále TA) je experiment pracující v současnosti na severní polokouli. Rozkládá se v středo-východní poušti v Utahu poblíž města Delta. Je schopný měřit jak fluorescenční světlo pomocí tří detektorů, tak signál v pozemních scintilačních detektorech. 507 pozemních detektorů stejného typu jako u dřívějšího experimentu AGASA ve čtvercové mříži pokrývá plochu 739 m 2. Celkem 38 teleskopů je rozmístěno do tří stanic, z nichž jedna je upravená z dřívějšího experimentu HiRes. Zorné pole pojímá 30 v úhlu elevace a 110 v azimutu. Úhlové rozlišení je pro energie nad ev 1,5, energetické rozlišení se udává 20% [10, 11]. 5

10 Obrázek 1.2: Poloha Observatoře Pierra Augera a rozmístění detektorů [3] Observatoř Pierra Augera Observatoř Pierra Augera (PAO - Pierre Auger Observatory) je největší projekt zkoumající UHECR. Rozkládá se na území asi 3000 km 2 v Pampa Amarila, provincii Mendoza, v západní Argentině. Tento experiment byl navržen v roce 1992, nabírat data je schopen od roku 2004, ale výstavba byla plně dokončena až roku 2008 [12]. PAO je tvořena dvěma typy detektorů získávající informace o UHECR dvěma nezávislými metodami, pomocí pozemních detektorů a fluorescenčních teleskopů. Jsou založeny na nepřímém pozorování, tedy měření signálů vyvolaných sekundárními částicemi EAS. V současnosti se na observatoři testuje i radiofrekvenční detekce spršek kosmického záření. Pro větší přesnost výsledků se obě metody vhodně kombinují. Události zachycené teleskopem, při čemž byl signál zaznamenán alespoň v jedné nádrži, nazýváme hybridními. Hybridní události se nejčastěji využívají při zkoumání chemického složení kosmického záření. Pokud je sprška dobře zrekonstruovaná jak ve fluorescenčním, tak i v pozemním detektoru, využívají se takové události ke kalibraci pozemního detektoru. Zachycení hybridní události je znázorněno na Obr Pozemní detektor Pozemní detektor (dále SD - Surface detector) se skládá z 1660 vodních nádrží, uspořádaných do trojúhelníkové mříže, vzdálených od sebe 1,5 km. Objem každé nádrže naplněné vodou je 1200 l. Jednotlivé stanice fungují samostatně a jejich největší výhodou je skoro 100% pracovní cyklus, to znamená, že nejsou závislé na počasí a okolních podmínkách(více [13]). Obecně můžeme pozemní detektory rozdělit na dva typy podle detekčních metod, na scintilační a Čerenkovovy čítače 2. Scintilátory jsou založeny na detekci 2 Čerenkovovo záření vzniká při průchodu nabité částice nebo gama záření látkovým prostředím dochází k polarizaci atomů a molekul podél dráhy. Po odchodu se zase zpátky depolarizují a získanou energii vyzařují ve formě elektromagnetického záření, které podléhá interferenci. Pokud je rychlost pohybu větší než fázová rychlost světla, elektromagnetické vlny se mohou sečíst a pozorujeme záření v daném úhlu. 6

11 Obrázek 1.3: Znázornění hybridní události a její detekce [3]. ionizujícího záření. Vodní Čerenkovovy čítače zaznamenávají jen nabité částice procházející daným prostředím s rychlostí větší než je fázová rychlost světla v tomto prostředí. Více o citlivosti obou metod lze najít v [14]. Experiment PAO používá Čerenkovovy detektory. Rozsáhlé spršky obsahují miliardy sekundárních částic, které způsobují současné záblesky ve více nádržích. Díky analýze spouštějících časů v nádržích je možné zrekonstruovat geometrii spršky. Je požadováno, aby nádrž s největším signálem byla obklopena funkčními nádržemi. Energie primárních částic se určuje z množství světla zaznamenaného v pozemním detektoru. Používaná metoda je závislá na použitém modelu interakce primární kosmické částice s daným prostředím a generovaných sekundárních částic s jádry vzduchu. Za referenční signál je brána hodnota S(1000), což je signál měřený ve vzdálenosti 1000 m od jádra spršky. Při měřeních se ukázalo, že v této vzdálenosti je signál nejméně citlivý k fluktuacím, typu původní částice i interakčním modelům pro vysoké energie. S(1000) se dále převádí na referenční signál S 38, jenž odpovídá signálu pro primární kosmickou částici o stejné energii přicházející pod zenitovým úhlem 38 [4]. S větším zenitovým úhlem navíc roste citlivost zařízení. Také kvalita experimentálních dat roste se zvyšující se energií primární částice. Rozlišení energie jde od 16 % pro události na prahu citlivosti, tj. minimální energie, kterou lze zachytit, k 12 % pro spršky s energiemi nad 10 EeV [15]. Možnost studia spršek nižších energií přineslo vybudování zhuštěného pole detektorů mezi původními nádržemi. Jsou od sebe vzájemně vzdáleny 750 m. Nad tímto polem je další teleskop nazvaný HEAT (High Elevation Auger Telescopes). Podrobnosti lze nalézt v [16]. Pozemním detektorem lze zaznamenat události o minimální energii ev, 7

12 konkrétně pokud sprška přichází k Zemi z vrchu (tj. θ<60 ) je 10 18,4 ev, kde θ je zenitový úhel. Pro spršky přicházející šikmo (62 <θ<80 ) je energetický práh 10 18,6 ev, pro hybridní události pak ev. Pro události zaznamenané v oblasti zhuštěných detektorů je práh energie 10 17,5 ev [17]. Fluorescenční detektor Fluorescenční detektor (dále FD) je soustava 24 teleskopů pozorujících oblohu nad polem pozemních detektorů. Jsou rozmístěny po 6 teleskopech do 4 stanic, Los Leones, Los Morados, Loma Amarilla a Cioheuco. Teleskopy jsou založeny na upravené Schmidtově optice, která potlačuje optické aberace. Jejich zorný úhel je 30 v azimutu a 28,6 v elevaci úhlu. Blíže v [3]. Fluorescenční světlo je registrováno soustavou fotonásobičů. Množství zachyceného fluorescenčního záření ze spršky je přímo úměrné energii přicházející částice. FD měří podélný rozvoj spršky, ze kterého se získává hodnota X max, hloubka v atmosféře, kde sprška nabývá svého maxima. X max v sobě obsahuje informaci o vlastnostech primárních částic 3. Hodnotu energií dostáváme integrací naměřeného podélného rozvoje spršky 4. Ta musí být doplněna o chybějící energii od mionů a neutrin. Směr spršky se získává z relativních časů příchozích signálů ve fotonásobičích. Pokud se podaří zachytit stejnou událost více než jedním detektorem, je rekonstrukce geometrie přesnější a snazší (více v další kapitole 3.1). FD může pracovat pouze za jasných bezměsíčných nocí, funguje tedy asi 12 % celkového času. Pokud FD pracuje, je možné nabírat data z hybridních událostí. Nespornou výhodou používání fluorescenčních detektorů je možnost přímo změřit podélný rozvoj a hloubku maxima spršky. Zrekonstruovaná energie je funkcí přímo pozorovatelných veličin. Její zkreslení je daleko menší než registrace stejné částice v SD. Fluorescenční energie není přímo závislá na interakčních modelech. Závisí pouze na rekonstrukci chybějící energie. Z těchto důvodů lze tak zvané zlaté události, které jsou současně registrované ve fluorescenčním i pozemním detektoru, s výhodou použít k energetické kalibraci pozemního detektoru. I když je určení SD energie zatíženo větší nepřesností ve srovnání s nepřesností energie rekonstruované ve FD, výhodou pozemního detektoru je jeho časově neomezený pracovní cyklus. 3 Porovnáváním energetických závislostí se simulacemi pro různé primární částice lze získat vhodného kandidáta na konkrétní druh CR 4 Jako podélný rozvoj spršky se rozumí závislost zachyceného fluorescenčního světla na atmosférické hloubce. 8

13 2. Sledované rysy kosmického záření V této kapitole jsem se zaměřila na popis hlavních oblastí zájmu při zkoumání CR. Jedná se o energetické spektrum, které je možným ukazatelem zdrojů a vlastností šíření vysokoenergetických částic. Dále se zabývám závislostmi, které se porovnávají se simulacemi, a mohou nám dát představu o složení primárních částic CR. Jsou jimi energetické závislosti střední atmosférické hloubky v maximální hodnotě signálu X max, a její výběrové směrodatné odchylky RMS(X max ). 2.1 Energetické spektrum Energetické spektrum kosmického záření se rozprostírá od hodnot 1 GeV až k energiím ev. Pod hranicí ev je počet částic dostatečně veliký. Bylo zjištěno, že většina částic jsou jádra běžných prvků. Speciálně v oblasti energií kolem 1 GeV je jejich množství stejné jako se nachází ve Sluneční soustavě s výjimkou lehčích jader jako Li, Be a B, kterých je více díky štěpení těžších jader. Z pozorování CR o nižších energiích se zdá, že sklon spektra by měl být konstantní. Je pravděpodobné, že základní sklon křivky spektra je spjat s urychlujícím mechanismy v proměnném magnetickém poli. Při konstantním sklonu se jeví pravděpodobné, že urychlující mechanismy budou stejné na velké škále energií. Oproti předpokladům však pozorujeme jisté specifické rysy odchylující se od předpovědí. Kolem hodnoty energie ev je znatelné zkosení spektra a pro energie kolem ev naopak pozorováno zploštění spektra. Tyto jevy nazýváme koleno a kotník. Dalším význačným znakem je výrazný pokles počtu příchozích částic za hodnotou energie asi ev. Jakékoli odchylky v energetickém spektru kosmických částic mohou poukazovat na změny ve zdrojích CR, popřípadě mechanismech jejich šíření. Zkoumání těchto vlastností energetického spektra nám může dát odpovědi na otázky týkající se zdrojů UHECR a způsobu šíření kosmických částic. Tvar energetického spektra se mění i s fází slunečního cyklu, kdy během vysoké sluneční aktivity tok klesá. Tento jev je známý jako solární modulace. Je způsoben slunečním větrem, který kosmické záření rozptyluje [18]. Na Obr. 2.1 jsou znázorněny experimentální výsledky projektů, které se studiem energetického spektra kosmického záření zabývají nebo zabývaly. Na obrázku jsou vyznačeny hlavní rysy energetického spektra CR a šipkami jsou označeny dostupné energie na urychlovači LHC (Large Hadron Collider)[19]. Pro studium spektra se vyjadřuje tok příchozích částic J jako funkce energie E výrazem [20]: J(E) = d4 N inc dedadωdt = N sel(e) 1 E ε(e), (2.1) kde N inc je počet částic s energií E, které dopadnou na povrchový element da pod elementem prostorového úhlu dω za čas dt. N sel (E) je počet detekovaných událostí splňujících kvalitativní omezení v energetickém úseku kolem E o šířce E. ε(e), funkce energie udávající celkovou expozici, je definována následně: ε(e) = ǫ(e,t,θ,φ,x,y)cosθdsdωdt, (2.2) T Ω S gen 9

14 Obrázek 2.1: Experimentální výsledky různých projektů zabývajících se studiem energetického spektra kosmického záření. Znázorněny rozsahy oblastí energie i toku, vyznačena oblast přímého měření a měření pomocí spršek, charakteristické oblasti spektra - koleno, kotník, typické hodnoty toků pro dané energie, označeny charakteristické hodnoty energií LHC [19]. 10

15 kde dω = sinθdθdφ, θ a φ jsou zenitový a azimutální úhel, ds = dxdy je horizontální povrchový element. Expoziční funkce ǫ v sobě zahrnuje závislosti na analýze, zejména trigru, rekonstrukci a evoluci detektoru během času. Celková expozice je určena ze simulací Monte Carlo, které byly provedeny pro oblast pokrývající celé pole detektorů Zdroje a šíření částic Zkoumání směrů příchozích částic je jeden ze způsobů, jak najít zdroj UHECR. Není-li hustota hmoty v našem nejbližším okolí izotropní, je možné anizotropii směrů příchozích kosmických částic objevit v naměřených datech. Hledají se především korelace zjištěných směrů se známou pozicí zajímavých astrofyzikálních kandidátů. Je však nutné vzít v úvahu odklon částic v důsledku magnetického pole Galaxie. V tomto ohledu jsou důležitými subjekty vysokoenergetické fotony a neutrina vznikající ve zdrojích CR, které nejsou magnetickým polem ovlivňovány. Kosmické fotony mohou být produktem srážek urychlených částic s jádry prostředí nebo mohou vznikat rozpadem sekundárních neutrálních pionů π 0. Doposud však nebyly pozorovány žádné vysokoenergetické kosmické fotony ani neutrina. Mluví se o dvou možných scénářích, jak může částice získat energii dosahující až ev. První hovoří o rozpadu velmi těžkých částic, jejichž zbylou energii pozorujeme, tak zvané Top-down modely [2]. Druhým způsobem (Bottom-up modely) je urychlování nabitých částic silnými elektromagnetickými poli nebo statistickým procesem na čelech dlouhotrvajících rázových generovaných výbuchy astrofyzikálních objektů [21]. První princip vysvětlující tvar ubývání energetického spektra urychlených částic byl navržen Enricem Fermim [2]. Popisuje chování nabitých částic odražených pohybujícím magnetickým polem mezihvězdného plynného mračna. Uvnitř mraku se částice několikrát rozptýlí. Proto směr, pod kterým bude vylétávat, je zcela náhodný. Energie, kterou částice příjme, je úměrná β 2 (β = v/c < 1). Tento mechanismus je znám pod pojmem Fermiho akcelerace 2. řádu. Akcelerace 1. řádu je mechanismus získávání energie pomocí rázových vln. Takto získaná energie je úměrná β. Z Fermiho mechanismů přirozeně vyplývá energetické rozdělení proudu příchozího CR, který je dán mocninným zákonem s konstantním sklonem. Dalším postupem k přímému urychlení jsou vnější elektrická pole vznikající v rychle rotujících magnetických objektech. Výhodou je rychlost urychlujících objektů. Avšak je třeba dostatečně velikého napětí. Velmi málo objektů je schopno požadavek splnit. Za nejčastěji uvažované zdroje se považují pulzary nebo černé díry, dále kupy galaxií, aktivní galaktická jádra (AGN = Active Galactic Nuclei) a mrtvé kvasary. V praxi jsou vybrány možné zdroje, především z katalogu aktivních galaktických jader. Pokud je pozorovaný pokles příchozích částic následek Greisen-Zatsepin-Kuzmin efektu (dále budu používat zkratku GZK), o kterém pojednává část 2.1.4, existuje přidružený GZK horizont vzdálený desítky až stovky Mpc [22]. Pokud zdroj CR leží za tímto horizontem, bude jeho energie díky GZK efektu snížená. Kandidáty na možné zdroje je tedy nutné hledat do této hranice. Možné zdroje splňující zároveň podmínku na velikost urychlujícího magnetického pole a požadavek na vzdálenost popisuje známý Hillasův graf nakreslený na Obr. 2.2 [2]. 11

16 Znázorněné čáry reprezentují dané typy kosmických částic urychlené na danou energii, konkrétně protony na energie ev a ev a jádra železa na energii ev. Objekty znázorněné pod liniemi, které odpovídají daným primárním částicím kosmického záření s danou energií, nemohou být jejich zdroji Koleno Rys kolena pozorujeme v oblasti kolem energie ev. Z pozorování se usuzuje, že tento jev je způsoben tím, že s vyšší energií galaktické zdroje začínají ztrácet účinnost zrychlování kosmických částic. Za tyto zdroje se přijímají především zbytky po výbuchu supernov [7]. Usuzuje se, že za tímto poklesem se chemické složení CR zvolna mění z lehkých částic na těžké. Meze pro urychlení jader železa je dosaženo při energii kolem ev [23, 24]. Jiné vysvětlení jevu kolena hovoří o unikání částic z galaktického magnetického pole. Objevuje se názor, že lze pozorovat tak zvané druhé koleno ve středu dekády ev. Přesná energie však není známá a většina věděckých skupin tuto hypotézu nepodporuje. Více se lze dočíst v [25] Kotník Snížení sklonu spektra pozorované kolem hodnoty energie se označuje jako kotník. Vysvětlení se různí experiment od experimentu. Například jsou publikovány závěry, že jde o přechod galaktického kosmického záření k extra galaktickému [10, 26]. Usuzuje se, že těžká galaktická jádra jsou nahrazena lehkými jádry původem mimo naši Galaxii [7]. Tuto tendenci však nepotvrzují experimentální výsledky získané PAO [4, 19, 27]. Pokud tomu tak není a galaktické CR nedosahuje energií odpovídajícím kotníku, mohl by pokles být způsoben díky adiabatickým ztrátám a produkci elektron - pozitronových párů [9]. Tyto páry mohou být produktem srážek protonů a fotonů kosmického mikrovlnného pozadí (CMB = cosmic microwave backround). Prahová energie pro tuto interakci je řádově ev. Energetické ztráty kosmických protonů v této interakci dosahují 0,1 %. Více o srážkách protonů CMB v části Pokud je tedy kotník způsoben elektron - pozitronovou produkcí, potom by se mělo CR v okolí této energie skládat především z extragalaktických lehkých jader [9, 10] GZK mez Roku 1966 bylo předpovězeno, že existuje konečná energetická mez, za kterou bude spektrum zakončeno, tak zvaný GZK cutoff [4, 22, 28]. Hranici, kde by k jevu mělo docházet, spočetli pánové Greisen, Zatsepin a Kuzmin. Za předpokladu, že jsou extra galaktické zdroje rovnoměrně rozmístěné po vesmíru, je hodnota energie GZK meze pro protony rovna ev. GZK mez je důsledkem neelastických interakcí protonů s fotony CMB. Jejich energetické spektrum odpovídá energetickému spektru absolutně černého tělesa o teplotě 2,73 K a hustotě 410 cm 3 [2]. Protony nad mezní energií významně interagují s CMB fotony za produkce pionů a druhotných hadronů s nižšími energiemi, popřípadě vytváří e + - e páry v procesech 12

17 Obrázek 2.2: Hillasův diagram shrnující možné astrofyzikální objekty, které mohou být zdroji kosmického záření s ohledem na urychlující magnetické pole a jejich vzdálenost. Vyznačené čáry znázorňují objekty mající dostatečné magnetické pole k urychlení protonů na energii 1 ZeV (plná červená čára), protonů na energii 100 EeV (červená čárkovaná čára) a jader želena na energii 100 EeV (zelená čára) [2]. 13

18 p+γ CMB (1232) n+π +, (2.3) p+γ CMB (1232) p+π 0, (2.4) p+γ CMB p+e + +e. (2.5) Nad energetickou hranicí pro pionovou produkci leží rezonance (1232), která má veliký účinný průřez. Mezony π + a π 0 vzniklé rozpadem rezonance odnášejí přibližně 20 % energie protonu, popřípadě neutronu. Opakované srážky způsobují ztráty energie kosmické částice tak dlouho, dokud její energie neklesne pod daný práh. Prahová energie je určena teplotou CMB, hmotou a rozpadovou šířkou rezonance (1232) [7]. Pokud je ve vesmíru lokální přebytek nebo nedostatek zdrojů, GZK mez se může mírně změnit, ale jev by měl být patrný nejvíce nad ev. Tvar úbytku může nést informaci o odchylkách od rovnoměrného rozdělení jejich zdrojů ve vesmíru. Pokud jsou příchozími částicemi těžká jádra, práh energie pro interakce s CMB fotony při produkci elektron - pozitronových párů by odpovídal hodnotě A-krát větší, kde A je nukleonové číslo [29]. Kosmická částice může interagovat s fotony extra galaktického pozadí (EBL=extragalactic backround light) v procesu A ZY +γ EBL (A 1) Z Y Y. (2.6) Více informací lze najít v [29]: V důsledku GZK efektu není možné na Zemi pozorovat neporušené energetické spektrum kosmických těžkých částic takové, jaké je produkováno v jejich zdrojích. S velkou pravděpodobností pozorujeme i sekundární částice vyprodukované interakcemi s CMB fotony. Očekáváme, že na Zemi lze registrovat různé typy kosmických částic o nejvyšších energiích. 2.2 Složení kosmického záření Při určování složení vysokoenergetického kosmického záření se využívá porovnávání měřených pozorovatelných veličin se simulacemi Monte Carlo, nejčastěji pro protony a jádra železa. Nejvíce sledovanou závislostí ukazující druh přicházejících částic je závislost X max, střední atmosférické hloubky, kde EAS dosahuje svého maxima. Také se porovnává RMS(X max ), odmocnina střední kvadratické odchylky hodnot X max Střední atmosférická hloubka maxima spršky Atmosférickou hloubku, kde je zaznamenán maximální signál, X max, získáváme rekonstrukcí podélného rozvoje spršky. Toho lze dosáhnout proložením zaznamenaných signálů tak zvanou Gaisser-Hillasovou křivkou, blíže v části 3.1. Konstrukce Gaisser-Hillasovy funkce je hlavním zdrojem systematických chyb. Údaj X max lze volně interpretovat jako vzdálenost maxima spršky od místa, kde v atmosféře se sprška začne vyvíjet. Pokud k prvotní interakci dochází vysoko v atmosféře, lze usuzovat, že přilétávající částice měla větší hmotnost. Pokud 14

19 k první srážce dojde blíže k zemskému povrchu, usuzujeme, že primární částice byla lehká [4]. Obvykle se zkoumá střední hodnota X max v souboru dat v závislosti na energii spršky. Porovnáváním výsledků se simulacemi lze usuzovat na trendy ve vývoji přicházejících částic. Popřípadě srovnáváním s jednotlivými interakčními modely můžeme pozorovat změny v chování těchto modelů. Mezi nejčastěji používané modely patří EPOS, DPKMJET, QGSJET-01, QGSJET-II, SIBYLL. Předpokládá se, že průměrná hloubka maxima spršky roste lineárně s energií primární částice [30] X max α(lne lna)+β, (2.7) kde E je daná energie a A hmota částice. Parametry α a β v sobě zahrnují závislost na hadronových interakcích. Při popisu závislostí X max na energii se používá míra prodloužení D 10 následovně [30]: D 10 = d X ( max d(loge) α 1 d lna ) ln(10) (2.8) dlne Mimo veličinu X max, která se rekonstruuje z fluorescenčního světla, se dále zkoumá množství mionů registrovaných ve vodních Čerenkovových počítačích na povrchu Země a jejich místo produkce v atmosféře [4]. Také podélný rozvoj se fituje Geisser-Hillasovou křivkou popsanou v části 3.1. Hledá místo hodnotax max, µ kde byla produkce mionů největší. I tato veličina je citlivá ke složení primárního kosmického záření, více v [31] Fluktuace atmosférické hloubky v maximu spršky Fluktuace hloubky maximu spršky jsou určeny hodnotou RMS(X max ), odmocninou střední kvadratické odchylky, která odpovídá šířce rozdělení X max v daném souboru dat. Tato veličina je korigovaná na rozlišení detektoru. Předpokládá se, že těžší částice budou poznamenány menšími fluktuacemi než lehčí [4, 10]. Veličina RMS(X max ) klesá s nukleonovým číslem primárních částic A rychlostí 1/ A. Růst těchto fluktuací je spojen s interakční délkou přicházející částice [26]. Pokud je složení kosmického záření smíšené, nebude interpretace experimentálních výsledků získaných zkoumáním energetické závislosti veličin X max a RMS(X max ) jednoduchá. Více informací je uvedeno ve 4. kapitole, konkrétně v sekci Při popisu složení CR o nejvyšších energiích se používá limitní zlomek protonů [33]. Ve zjednodušené situaci, kdy jsou v kosmickém záření přítomny pouze dvě komponenty, označme hmotnostní čísla složek A 1 =1 (protony) a A 2 (jádra). Jejich podíly ve směsi jsou f 1 a f 2 = (1 f 1 ), potom podíl protonů ve směsi lze pro zvolený interval energie odvodit z experimentálně určené hodnoty RMS(X max ) a pomocí známých hodnot středních kvadratických odchylek hloubky maxima spršky V i = RMS(X max ) 2 i, i=1,2, a s pomocí známých průměrných hloubek maxima X max i. Tyto veličiny lze například odhadnout v rámci simulačních modelů. Zlomek protonů f 1 je pak dán rovnicí: RMS(X max ) = (f 1 V 1 +f 2 V 2 +f 1 f 2 2 X) 1 2, (2.9) kde jsme označili X = X max 1 X max 2. 15

20 3. Zpracovaní fluorescenčních dat V následující kapitole popisuji vlastní zpracování dat a diskutuji některé výsledky. Při analýze jsem použila experimentální data, která byla nabíraná pomocí fluorescenčního detektoru na Observatoři Pierra Augera v letech 2004 až Byla použita při prezentaci výsledků observatoře na konferenci ICRC Analýza dat je velmi složitý proces. Aby byly výsledky nezkreslené, je třeba nabíraná data podrobit řadě omezení, která je nutné předem vymezit a otestovat. Jako příklad zde uvádím postup analýzy dat popisovaný v [30]. 3.1 Analýza dat Informace, které nás ohledně kosmického záření nejvíce zajímají, jsou směry příchodu částic, jejich energie a složení. Po průchodu částice atmosférou se začne rozvíjet EAS, kterou je nutno analyzovat, abychom získali údaje o jejích vlastnostech Rekonstrukce spršky Při určování příchozích směrů je nutné nejprve určit rovinu sprška - detektor. Poté z relativních trigrovacích časů sepnuvších fotonásobičů se vypočítá úhel dopadající spršky v této rovině. Dále se spočítá elevační a azimutální úhel a impaktní parametr. Hledané parametry jsou znázorněny na Obr Rozvíjející se sprška může být zaznamenána jedním nebo více teleskopy současně. Větší přesnosti je dosaženo při tak zvané multiple-eye rekonstrukci, tedy zachycení události dvěma a více detektory. Určení parametrů je potom daleko přesnější. Pro určení energie a hloubky maxima spršky, ze které je možné usuzovat na složení primárního kosmického záření, které spršku generuje, se studuje podélný rozvoj spršky. Ze znalosti velikosti zachyceného signálu lze vypočítat velikost spršky jako funkci atmosférické hloubky X. Tento signál je nejprve nutné doplnit o nezbytné korekce kvůli útlumu fluorescenčního světla v atmosféře na dráze od místa produkce k detektoru. Získaný rozvoj je fitován Gaisser-Hillasovou funkcí [16]. Tato funkce popisuje počet částic N ve spršce v závislosti na její hloubce X v atmosféře Země. ( ) X Xmax X 0 X0 λ N (X) = N max e Xmax X λ, (3.1) X max X 0 kde N max je maximální počet nabývaných částic v spršce. Hodnota, kde sprška dosahuje svého maxima, je označená X max. X 0 je hloubka v atmosféře Země, kde dochází interakci primární částice s jádrem vzduchu. λ definuje šíři profilu spršky. Oba tyto parametry X 0 i λ jsou závislé na typu a energii primární částici, která vyvolává EAS. Hloubky v atmosféře Země X, X 0 a X max se udávají v jednotkách g cm 2. Počet zaznamenaných fluorescenčních fotonů udává množství energie uložené ve spršce. Počet částic N je úměrný úbytku energie na jednotku dráhy de. Integrací Gaisser-Hillasovy funkce přes hloubku X získáme kalorimetrickou energii dx spršky E cal, která byla uložena do atmosféry [3]. 16

21 E cal = dx de dx. (3.2) Výtěžek fluorescenčního světla v závislosti na energii byl laboratorně měřen. Bylo změřeno, kolik fluorescenčních fotonů je vyzářeno na jednotce dráhy nabité částice ve vzduchu za daných podmínek. Primární částice o energii ev zanechá v atmosféře asi 90 % celkové energie nabitým částicím schopným generovat fluorescenční světlo. Zbylých 10 % celkévé energie, které nazýváme neviditelná energie E invisible, odnáší neutrální a nízkoenergetické částice, což jsou například neutrina, gama kvanta, elektrony a miony. E invisible je hlavní složkou systematických chyb při určování celkové energie přicházející primární částice pomocí FD. E invisible je úzce spjatá chybějící energií E missing, která označuje rozdíl mezi celkovou energií přicházející částice a její změřenou hodnotou. E Primary E Cal = E missing < E invisible = E Total E Cal. (3.3) Pokud je neviditelná energie větší pro těžší primární částice než pro lehčí primární částice, budou i pozorovatelné hodnotyx max arms(x max ) zkreslené, jelikož jsou funkcí celkové energie. Více podrobností lze nalézt v [30] Omezení Při určování složení CR o nejvyšších energiích porovnáváním experimentálních výsledků s předpověďmi interakčních modelů se používá průměrná hloubka maxima spršky X max a jeho fluktuace RMS(X max ). Vlivem různých okolností a ostatních parametrů může docházet ke zkreslení dat. Abychom omezili toto zkreslení, nabíraná experimentální data se podrobují selekci. Tím se zvyšuje přesnost jejich následné analýzy. Tato omezení můžeme rozdělit do tří částí - předběžná, základní výběr na důvěryhodná data a kvalitativní. Data prošlá selekcí jsou dále zpracovávána a měla by být zatížena co nejmenší systematickou chybou. Škrty v původním souboru dat jsou tedy prováděny jako pojistka, že zpracované výsledky budou co nejvíce objektivní a nezkreslené. Při výběru fluorescenčních dat na PAO jsou používána následující kritéria: předběžná Data z určitých stanic musela být vyřazena, díky špatné kalibraci a problémům s GPS načasováním. Události, ve kterých byl alespoň jeden špatný pixel, způsobují v profilu náhlý pokles a musejí být vyřazeny. Korekce na útlum v aerosolu musí být nižší než fluktuace X max, typicky pro vzdálené spršky. Podíl mraků na obloze musí být nižší než 25 %, aby byla data dále zkoumána. Podíl mraků výrazněji ovlivňuje rozvoj spršky, jejíž primární částice byla těžší, protože u těch dochází k rozvoji spršky výše v atmosféře. X max je možno změřit pouze, pokud je pro událost plně zrekonstruovaná geometrie a profil spršky. 17

22 základní Tyto škrty především snižují zkreslení plynoucí z toho, kde sprška probíhala a jak dobře byla pozorována. Vzdálenost od detektoru ovlivňuje kolik fluorescenčního světla se dostane k teleskopům. Dalším faktorem je pozorovaný zenitový úhel. Zkreslení dat roste, čím je událost pozorována blíže k hranici zorného pole. X max lze určit pouze pokud se maximum profilu nachází v zorném poli detektoru. Události nacházející se blíže teleskopům nejsou zaznamenány, pokud je hloubka maxima spršky mělká. Stejný problém nastává i v opačném případě, pokud sprška nabývá maxima příliš daleko. Také může být detekován jen rostoucí nebo klesající konec profilu spršky, protože více pronikající spršky nemusejí dosáhnout svého maxima před tím, než dorazí na zem. Taková data jsou z dalšího zpracování vyloučena. Analýza nejprve uvažuje pouze geometrii spršek, což nám umožňuje určit maximum. Pro každou rekonstruovanou událost se nejprve vypočítá rozsah hloubky, ve kterém můžeme detekovat hloubku maxima. Takto se charakterizuje spodní a horní omezení zorného pole, Xmax low a Xmax. up Pracuje se dále jen s událostmi, ve kterých pozorované hloubky maxim patří do určeného intervalu. Je nutné, aby se hodnota maxima spršky nacházela ve správné hloubce a s dostatečnou šířkou. Pokud spršky všech přispívajících částic přicházejí pod stejným úhlem a jsou stejně vzdáleny od detektoru, jejich rozdělení nezávisí na druhu primární částice. Požaduje se nepřesnost změření hloubky maxima σ Xmax <40 g/cm 2. kvalitativní Nafitovaná hodnota X max musí být v rozsahu pozorované dráhy. Pro Gaisser-Hillasovu funkci požadujeme přesnost χ 2 /Ndf<2,5. Zrcadla se vzájemně nesmí křížit. Pokud tak nastane, výrazná část profilu spršky chybí. Důležitým aspektem zpracovávání je rozlišení pozorovaného X max, které je dáno součtem kvadrátů nepřesností detekce spršky a nepřesností ve znalosti atmosféry. Rozlišení roste s rostoucí energií události. Čím blíže ke kraji zorného pole je hloubka maxima X max pozorována, tím je rozlišovací schopnost horší. PAO uvádí rozlišení detektoru pro hloubku maxima spršky X max kolem hodnoty 20 g cm 2 [27]. 3.2 Výsledky a jejich diskuze Zkoumala jsem soubor experimentálních dat, která byla registrována fluorescenčním detektorem na Observatoři Pierra Augera v letech 2004 až Byla použita při prezentaci výsledků observatoře na konferenci ICRC 2011 [15, 31]. Tato data byla podrobena omezením popsaným v předchozí části Soubor dat obsahoval 6752 událostí o energiích nad ev. Jednotlivé události byly popsány 18

23 N E (ev) Obrázek 3.1: Závislost počtu zaznamenaných událostí zaznamenaných fluorescenčními detektory PAO v letech 2004 až 2011 na jejich energii. Při výběru událostí byla použita omezení vedená v části GPS časem jejich příchodů, galaktickými souřadnicemi (délkou a šířkou) určujícími směr příchodu, změřenou energii, určenou hodnotou hloubky maxima spršky X max a zenitovým úhlem sprškyθ. Všechny veličiny byly doplněny experimentální nepřesností Energetické spektrum Zkoumala jsem četnost zaznamenaných událostí pro vybraná experimentální data z fluorescenčního detektoru v závislosti na jejich energii. Zdůrazňuji, že díky přijatým škrtům a díky tomu, že neuvažuji expoziční funkci ǫ(e) zavedenou rovnicí 2.2, se v tomto případě nejedná o energetické spektrum primárních částic dopadajících do atmosféry Země. Energetické spektrum bylo zrekonstruováno jako počet zaznamenaných událostí v jednotlivých energetických úsecích E i, kde E i je dáno log( E/eV)=0,1 v rozmezí od ev do ev. Toto spektrum je uvedeno na Obr Neurčitosti počtu částic jsem určila jako odmocninu variance Poissonovské veličiny, σ N = N. Energetické spektrum klesá lineárně s energií. Této tendenci se vymykají dvě hodnoty, 19,0<log(E/eV)<19,1 a 19,2<log(E/eV)<19,3. U obou hodnot je zaznamenáno kolem 50 událostí více. Patrné je také ukončení spektra u hodnoty ev Střední zenitový úhel Zpracovala jsem závislost střední hodnoty zenitového úhlu přicházející částice na energii v energetických úsecích totožných, jakých jsem použila pro histogramy atmosférických hloubekx max v části Tato závislost je zakreslena v Obr

24 48 44 < > ( ) E (ev) Obrázek 3.2: Závislost střední hodnoty zenitového úhlu θ událostí zaznamenaných fluorescenčními detektory PAO v letech 2004 až 2011 na jejich energii. Při výběru událostí byla použita omezení vedená v části Pozorujeme znatelný růst θ s rostoucí energií. Jelikož se jedná o data z FD, lze to vysvětlit různou akceptancí detektoru v závislosti na energii. Pokud částici pozorujeme pod malým zenitovým úhlem a s velkou energií, rozvoj spršky bude příliš rychlý. Je velmi nepravděpodobně, že událost projde sérií omezení popsanou v části Spršky iniciované primární částicí kosmického záření o vyšší energii tak mají větší střední zenitový úhel Časové závislosti Podrobně jsem se zabývala časovým vývojem počtu zachycených událostí. Zpracovala jsem časový vývoj střední hodnot energie zaznamenaných událostí, časový vývoj střední hodnoty hloubek maxim spršek X max a směrodatných odchylek těchto rozdělení RMS(X max ). Zkoumala jsem i časový vývoj střední hodnoty zenitového úhlu θ registrovaných událostí. Neurčitosti středních hodnot veličin jsem určila jako směrodatné odchylky. Časové závislosti jsem proložila přímkou. Regresní koeficienty těchto závislostí jsou shrnuty v Tab Na Obr. 3.3 jsou zachyceny události podle data jejich příchodu. Jsou zde zpracovány události od prosince 2004 do září 2010, vždy po úseku jednoho měsíce. Observatoř je od roku 2004 schopna přijímat data, od roku 2008 je plně funkční. Zřetelně je vidět nárůst četnosti po roce Můžeme pozorovat několik období, ve kterých bylo zaznamenáno daleko více událostí než v okolních měsících, jindy značný propad oproti střednímu počtu. Dobře viditelné je sezónní kolísání počtu registrovaných událostí. Je dáno délkou bezměsíčné noci v lokalitě detektoru, kdy FD jsou funkční. Další změny jsou dány atmosférickými vlivy, které hrají velkou roli při detekci fluorescenčního světla. FD neměří například v dešti, při sněžení a námraze ani při silném větru. Měsíční kolísání je ovlivněno i poruchami na zařízeních. 20

25 i a i σ ai b i σ bi E 1, , , , X max ,0016 0,0013 RMS(X max ) ,0022 0,001 θ , , Tabulka 3.1: V tabulce jsou shrnuty koeficienty lineární regrese pro časový vývoj průměrných měsíčních hodnot energie, měsíčních průměrů hloubek maxim, měsíčních průměrů směrodatných odchylek hloubek maxim a měsíčních průměrných hodnot zenitového úhlu pro události zaznamenané fluorescenčními detektory PAO v letech 2004 až V druhém a třetím sloupci je uveden absolutní koeficient a jeho směrodatná odchylka pro regresní přímku Y=a+bt, kde t značí čas. Lineární koeficient a jeho směrodatná odchylka jsou ve čtvrtím a pátém sloupci N t Obrázek 3.3: Histogram počtu událostí s energií větší než ev zachycených podle data jejich příchodu. 21

26 7x x x x10 18 <E> (ev) 3x x t Obrázek 3.4: Časová závislost měsíčních průměrů hodnot energií registrovaných událostí. Časový vývoj středních hodnot energie můžeme sledovat na Obr Vynesené body odpovídají střední hodnotě energie pro měsíc, ve kterém byly události zaznamenány. Pozorujeme téměř konstantní vývoj energie přicházejících částic. Při podrobnějším zkoumání si můžeme povšimnout nejprve nárůstu energie a postupného ustálení. Pokud porovnáváme období výskytu nadbytku nebo nedostatku událostí se střední energií ve stejném časovém úseku, nejsou zde patrné žádné významné korelace. Zpracovala jsem i časové závislosti průměrné hodnoty hloubek maxim X max, které jsou středované po měsících, viz závislost na Obr U časové závislosti pozorujeme mírný nárůst průměrné hloubky maxima v čase. Nárůst není výrazný, ale lze ho postihnout. Na Obr. 3.6 jsou uvedeny průměrné měsíční hodnoty směrodatných odchylek hloubek maxim RMS(X max ). I v tomto případě jsem zaznamenala jejich nárůst v čase. Lineární regresní koeficient uvedený v Tab. 3.1 je v mezích nepřesnosti nenulový. Časový vývoj střední hodnoty zenitového úhlu zaznamenaných událostí θ je uveden na Obr Tato časová závislost nevykazuje výraznější odchylky od konstantní hodnoty přibližně Závislosti vypovídající o složení Typické zpracování vypovídající o částicích, které tvoří kosmické záření, jsou závislosti X max a RMS(X max ) na energii. Střední hodnota X max se určuje pro úseky v zadaném energetickém rozmezí. Pro devět energetických úseků jsem zpracovala histogramy pro hloubky maxim X max naměřených fluorescenčními detektory na Observatoři Pierra Augera v letech 2004 až 2010 splňující omeze- 22

27 760 <<X max >> (g.cm -2 ) t Obrázek 3.5: Časová závislost měsíčních průměrů středních hodnot hloubek maxim X max registrovaných událostí <RMS(X max )> (g.cm -2 ) Obrázek 3.6: Časová závislost měsíčních průměrů hodnot směrodatných odchylek RMS(X max ) registrovaných událostí. t 23

28 50 45 ( ) t Obrázek 3.7: Časová závislost měsíčních průměrů zenitových úhlů registrovaných událostí. ní popsaná v části Výsledky jsou shrnuty na Obr Histogramy nejsou symetrické. Téměř u všech histogramů je patrný prudký nárůst se zvětšující se hodnotou X max, mírnější pokles a poměrně dlouhý konec rozlišení, tak zvaný chvost. Pro první čtyři histogramy hloubek maxim spršek o nižších energiích, které jsou uvedeny na Obr si můžeme povšimnout jisté plynulosti bez výrazných odchylek. V dalších histogramech, především Obr , pozorujeme velmi prudký nárůst a při poklesu další menší vzrůst, poté útlum a nakonec dlouhý výraznější chvost. Zdá se, že v tomto případě je rozdělení hloubek maxima složeno ze dvou různých posunutých rozdělení. Lze usoudit, že primární částice o těchto energiích, které iniciují atmosférické spršky zahrnuté v těchto histogramech, jsou různého typu. V této oblasti energií převažuje těžší primární komponenta generující spršky o mělčích hloubkách maxima, lehčí a méně významná komponenta způsobuje spršky s hlubšími maximy. Pro nejvyšší energie primárních částic, v histogramech na Obr a 3.16 zaznamenáváme daleko mírnější nárůst, poté prudší útlum a velmi výrazný chvost rozdělení. V tomto případě je patrně lehčí komponenta generující spršky s hlubokými maximy v atmosféře Země potlačena. S pomocí histogramů hloubek maxim uvedených na Obr jsem určila průměrné hloubky maxim spršek pro zvolené energetické intervaly, směrodatné odchylky vykreslených hloubek maxim a jejich neurčitosti. Závislost X max na energii je nakreslena v Obr Pro porovnání se simulacemi pro protony a jádra železa uvádím závislosti na Obr. 4.5, kde jsou uvedené i nedávno publikované výsledky PAO. Obdobně je zanesena závislost RMS(X max ) na energii v Obr Energetickou závislost můžeme srovnat se simulacemi a publikovanými výsledky PAO na Obr Zde uvedené histogramy dobře souhlasí s publikovanými [31]. Výjimkou jsou poslední histogramy, pro které jsem zvolila jiné energetické úseky. 24

29 Counts X max [g.cm -2 ] Obrázek 3.8: Histogram pro hodnoty X max v rozmezí 18,0<logE<18,1; počet událostí Counts X max [g.cm -2 ] Obrázek 3.9: Histogram pro hodnoty X max v rozmezí 18,1<logE<18,2; počet událostí Counts X max [g.cm -2 ] Obrázek 3.10: Histogram pro hodnoty X max v rozmezí 18,2<logE<18,3; počet událostí

30 Counts X max [g.cm -2 ] Obrázek 3.11: Histogram pro hodnoty X max v rozmezí 18,3<logE<18,4; počet událostí Counts X max [g.cm -2 ] Obrázek 3.12: Histogram pro hodnoty X max v rozmezí 18,4<logE<18,5; počet událostí Counts X max [g.cm -2 ] Obrázek 3.13: Histogram pro hodnoty X max v rozmezí 18,5<logE<18,6; počet událostí

31 Counts X max [g.cm -2 ] Obrázek 3.14: Histogram pro hodnoty X max v rozmezí 18,6<logE<18,8; počet událostí Counts X max [g.cm -2 ] Obrázek 3.15: Histogram pro hodnoty X max v rozmezí 18,8<logE<19,0; počet událostí Counts X max [g.cm -2 ] Obrázek 3.16: Histogram pro hodnoty X max v rozmezí 19,0<logE; počet událostí

32 760 <X max > (g.cm -2 ) E (ev) Obrázek 3.17: Energetická závislost průměrné hloubky maxima spršek generovaných vysokoenergetickými událostmi a registrovanými fluorescenčními detektory PAO v letech 2004 až RMS (g.cm -2 ) E (ev) Obrázek 3.18: Energetická závislost průměrných směrodatných odchylek hloubek maxima událostí registrovaných fluorescenčními detektory PAO v letech 2004 až

33 4. Srovnání výsledků získaných různými projekty V této kapitole se zaměřuji na publikované výsledky jednotlivých projektů s ohledem na energetické spektrum, složení a směry příchodu. Jednotlivé výsledky různých experimentů se v hlavních rysech většinou shodují. Nejvíce se podle mne různí názory na složení kosmického záření. Různé projekty mají různou vypovídací hodnotu v závislosti na počtu zaznamenaných událostí a kvalitě analýzy experimentálních informací. Údaj o expozici svědčí o významu, jaký mají jednotlivé výsledky, protože všechna měření jsou statisticky vyhodnocována. Největší expozice dosahuje pozemní detektor experimentu PAO, v současnosti je to přibližně km 2 sr yr. V hybridním režimu expozice PAO, která je dána pracovním cyklem fluorescenčního detektoru, stoupá se zvyšující se energií registrovaných událostí. Oproti tomu experimenty TA a HiRes mají expozice asi o řád nižší, v současnosti se udává 2900 km 2 sr yr pro TA a 2500 km 2 sr yr pro HiRes. Současné počty zaznamenaných událostí, které byly vyvolané částicemi s energií větší než 10 EeV, jsou pro experimenty PAO, HiRes a TA, 4727, 378 a 854 [36]. 4.1 Porovnání energetických spekter Experimenty, které zkoumaly část spektra v oblasti nižších energiích primárních částic kosmického záření, jsou v dobré shodě. Důležitější informace o vlastnostech CR nese část spektra o energiích větších než ev Měření energie Do této doby nejkvalitnější energetické spektrum CR pro energie nad ev bylo zkonstruováno z experimentálních dat nasbíraných pozemním detektorem PAO. Uváděná systematické neurčitosti těchto měření je asi 6 %. Skládá se [17]: 3 % nepřesnosti expozice 5 % následné složení informací ze signálu Velmi kvalitní experimentální údaje o energiích získaných fluorescenčním detektorem PAO jsou používány ke kalibraci SD. Energie událostí zachycených fluorescenční metodou jsou zatíženy neurčitostmi: 14 % určení fluorescenčního výtěžku 10 % rekonstrukce 9,5 % kalibrace fotonásobičů 8 % jevy v atmosféře 4 % určování chybějící energie 29

34 Energie událostí určených hybridní metodou PAO není zatížena tak velkou nepřesností měření energie jako události zachycené samotným FD. Pro měření energie hybridní metodou jsou udávané nejistoty asi 10 % kolem energie 1 EeV a 6 % nad energií 10 EeV. Přitom: <2 % modely hadronických interakcí 8 %, popřípadě 1 %, předpoklady na složení CR 5 % načasování Pro srovnání ještě uvedu publikované systematické nejistoty v určení energie kosmické částice pro fluorescenční detektory observatoře TA, které dosahují 21 % [19]: 11 % určení fluorescenčního výtěžku 10 % rekonstrukce 10 % kalibrace 11 % jevy v atmosféře neuvedeno určování chybějící energie Energetické spektrum Energetické spektrum klesá velmi rychle s energií. Obvykle se popisuje mocninným poklesem ve tvaru E γ. V oblasti nejvyšších energií se energetické spektrum chová typicky, tedy pozorujeme rys kotníku i prudký pokles na konci spektra. Tvar energetického spektra UHECR vynásobeného E 3 je uveden na Obr Výsledky různých experimentů jsou odlišeny značkou, barevnými čárami jsou vyznačeny výsledky simulací Monte Carlo pro různé interakční modely, pro protony a jádra železa. Energetické spektrum UHECR se obvykle popisuje sadou 3 mocninných funkcí ve třech úsecích: před kotníkem, mezi kotníkem a mezí poklesu a za mezí. V Tab. 4.1 jsou shrnuty informace o nafitovaných spektrech jednotlivých experimentů 1. Hodnoty energií E 1 a E 2 označují energii kotníku a mez poklesu energetického spektra. Hodnoty γ 1, γ 2 a γ 3 jsou koeficienty mocninných funkcí v jednotlivých úsecích energetického spektra. Hodnoty energií E 1 a E 2, ve kterých zaznamenáváme jednotlivé zlomy, si pro experimenty PAO, HiRes a TA dobře odpovídají. Výjimkou je pozice meze poklesu, kterou experiment PAO pozoruje o log( E 2 /ev)=0,24 níže než HiRes a TA. Experimenty AGASA a Yakutsk mez poklesu vůbec neidentifikovaly. Také jimi udávané hodnoty energií kotníku jsou asi olog( E 1 /ev)=0,32 vyšší. Rozdíly tedy mohou být dány systematickou chybou určení energie, která dosahuje až 20 %. Všechny experimenty s výjimkou experimentu AGASA zaznamenávají prudké ukončení energetického spektra kolem hodnoty energie 10 19,5 ev. Experiment 1 Do tabulky jsem zahrnula i známé koeficienty experimentu Yakutsk, který ovšem nezmiňuji v první kapitole. Jedná se o projekt zkoumající kosmické záření pomocí povrchových detektorů plně od roku

35 Obrázek 4.1: Energetická spektra UHECR naměřená pěti experimenty [43]. Spektra jsou vůči sobě posunuta v energii viz údaje na obrázku. AGASA prezentoval jen velmi pomalý pokles energetického spektra s rostoucí energií primárních částic CR 2 [34]. Naopak nejprudší pokles udává experiment HiRes [35]. Experimenty PAO a TA shodně udávají hodnotu γ 3 kolem 4,2. AGASA Yakutsk HiRes TA PAO γ 1 3,16±0,08 3,29±0,17 3,25±0,01 3,33±0,04 3,27±0,02 loge 1 [ev] 19,01 19,01±0,01 18,65±0,05 18,69±0,03 18,61±0,01 γ 2 2,78±0,3 2,74±0,2 2,81±0,03 2,68±0,04 2,68±0,01 loge 2 [ev] ,75±0,04 19,68±0,09 19,41±0,02 γ ,1±0,7 4,2±0,7 4,2±0,1 Tabulka 4.1: Tvar energetického spektra UHECR naměřený pěti různými experimenty [10, 15, 35]. Jsou zde uvedeny hodnoty E 1, E 2 odpovídající nafitovaným energiím kotníku a mezím poklesu a koeficienty mocninného poklesu ve třech úsecích spektra, γ 1, γ 2, γ 3. Experimenty, které detekovaly dostatečný počet událostí UHECR, shodně pozorují kotník v energetickém spektru CR. Vysvětlení tohoto rysu se však různí. Experiment PAO spojuje tento jev se změnou chemického složení primárních částic CR [33]. Pokud akcelerační mechanismy relativistických rázových vln jsou dostatečně vysoké na produkci galaktického CR až ke kotníku, může se jednat o přechod od galaktického kosmického záření k extra galaktickému. Oproti tomu experimenty HiRes a TA shodně usuzují, že složení primárního kosmického záření je lehké a nemění se nad úsekem kotníku. Pokud jsou tedy pri- 2 Zaznamenáno bylo 11 událostí s energií nad ev, při zkoumání naměřených dat objevili chybu v analýze, po následných korekcích mělo dostatečnou energii pouze 5 událostí [7]. 31

36 Obrázek 4.2: Mapa směrů příchodu primárních částic kosmického záření s energií nad 55 EeV naměřených experimentem PAO [10]. mární kosmické částice protony, potom je možné kotník vysvětlit e + - e produkcí při srážkách protonů CR s fotnony CMB [9], viz také část Směry příchodů Při zkoumání kosmického záření nejvyšších energií, jehož pohyb v prostoru je jen velmi málo ovlivněn magnetickými zdroji, se hledají jeho zdroje. Zkoumají se směry příchodu kosmických částic a hledají se souvislosti s polohami možných kandidátů, které je mohou produkovat. Experiment PAO zpozoroval souvislost zaznamenaných částic s energií vyšší než 55 EeV s aktivními galaktickými jádry (AGN) [19, 36]. V roce 2007 bylo pozorováno 9 událostí z 13 celkem zaznamenaných, jejichž směry příchodu mířily alespoň k jednomu AGN. Bohužel s časem tento signál poklesl. Publikované výsledky z roku 2010 hovoří už jen o 28 událostech z 84 zaznamenaných ukazujících k některému AGN. Experimenty HiRes ani TA, které pozorují severní polokouli, nezaznamenaly žádné zvýšené signály událostí přicházejících ze směrů AGN [37, 38]. Mapy zaznamenaných směrů příchodů nejenergetičtějších událostí zaznamenaných experimenty PAO a TA jsou vyobrazeny na Obr. 4.2 a 4.3. Největší nadbytek UHECR pozoroval experiment PAO ve směru, kde pozorujeme radiogalaxii Centaurus A (Cen A) 3 [22, 46]. Tento nárůst je patrný i v naměřeném energetickém spektru získaném experimentem PAO kolem hodnoty energie 50 EeV, viz Obr Cen A je viditelná pouze z jižní polokoule a malé části severní, jiné experimenty kromě PAO nejsou schopny částice odtud detekovat. 3 Cen A je pro nás nejbližší aktivní galaxie, která je vzdálena kolem 3 Mpc. Nachází se v souhvězdí Kentaura, v hvězdokupě Panny. Tato galaxie čočkovitého nebo eliptického tvaru o průměru 10 Mly má velmi podivnou morfologii díky vzniku splynutím dvou menších galaxií. Výjimečný je pruh mezihvězdné absorbující hmoty. Její jasnost je 7 magnitud a je pátým nejjasnějším rádiovým objektem na obloze. Z vyletujících jetů, které s okolím reagují a je možné pozorovat rentgenové paprsky, se usuzuje na přítomnost černé díry ve středu galaxie. Obsahuje mnoho mladých hvězdokup a oblastí vzniku nových hvězd [40]. 32

37 Obrázek 4.3: Mapa směrů příchodu primárních částic kosmického záření s energií nad 50 EeV naměřených experimentem TA [10]. Obrázek 4.4: Porovnání energetických závislostí střední hodnoty hloubky maxima X max pro různé experimenty. Vynesené čáry jsou výsledky Monte Carlo simulací využívající uvedené interakční modely pro protony a jádra železa [32]. 4.2 Odlišnosti ve složení kosmického záření Při zkoumání složení kosmického záření o nejvyšších energiích se využívají energetické závislosti průměrných hodnot hloubek maxim spršky X max a směrodatné odchylky rozdělení hloubek maximrms(x max ) v určitých energetických úsecích. Tyto veličiny se porovnávají s výsledky simulací pro různé interakční modely popisující rozvoj spršky sekundárních částic v atmosféře Země Experimentální výsledky Výsledky pro nejvyšší energie kosmického záření, které byly publikovány různými experimenty, se výrazně odlišují. Příklad nesouhlasu je vyobrazen na Obr Vývoje průměrné hodnoty hloubky maxima X max s energií primární částice CR naměřené experimenty HiRes a TA jsou ve shodě. Jednotlivé energetické 33