Kapitola 1 Úvod 1.1 Motivace 1. Počátky výzkumu kosmického záření 1..1 Objev kosmického záření Objev kosmického záření byl vedlejším produktem snahy o vysvětlení do té doby nevysvětleného samovybíjení elektricky nabitých předmětů. To bylo možné pozorovat pomocí jednoduchých elektroskopů. Zbytková ionizace v elektroskopech První elektroskopy byly vyvinuty již koncem 18. století za účelem demonstrace elektrostatického náboje (schéma viz obr. 1.1 vlevo). Dvě elektrody přístroje se při nabití stejným nábojem od sebe odpuzovaly. I nejlépe izolované elektroskopy se však po určité době samovolně vybily. Vysvětlení přišlo v roce 1896, kdy Henri Becquerel objevil radioaktivní záření ve vzorku uranu. Postupně bylo také objeveno α, β, γ (resp. také RTG) záření. 1901 Wilson objevil, že ionizace je stejná na povrchu Země i uvnitř tunelu v Zemi. Vybíjení elektrod bylo tudíž vysvětleno ionizací vzduchu kolem elektroskopů, kterou způsobuje přirozená radiace zemského původu. Počátkem 0. století ale existovala i hypotéza o mimozemském původu ionizujícího záření. Aby otestoval tuto hypotézu, v roce 1909 německý fyzik a Jezuita, otec Theodor Bernhard Wulf, zkonstruoval nový velmi stabilní a přesný elektroskop (viz obr. 1.1), který byl později využíván i v dalších experimentech, např. i Victorem Hessem. Wulf provedl rovněž odhad ionizace vzduchu v závislosti na vzdálenosti od zemského povrchu za předpokladu, že ionizace má pouze pozemský původ. Předpokládal, že je způsobena nejpronikavějším zářením, tedy zářením γ. Absorpční koeficient γ záření byl již znám, proto mohl odhadnout, že ve výšce 330 m Eiffelovy věže by ionizace měla klesnout na 1/15 hodnoty na povrchu Země. Měřením ale zjistil pouze pokles pouze na 64% hodnoty ionizace na Zemi (pokles z hodnoty 6 6 iontů m 3.na3.5 6 iontů m 3 ). Z pozorování vyvodil závěr, že bud byla absorpce záření ve vzduchu nižší než bylo v té době předpokládáno, nebo existuje i jiný zdroj pozorovaného radioaktivního záření (Wulf, 19). Wulfovy výsledky nebyly zpočátku obecně uznávány a sám volal po detailnějším 5
Úvod Obrázek 1.1: Vlevo: Schéma jednoduchého elektroskopu se zlatým páskem. Shodně nabité plíšky se odpuzují. Vpravo: Elektroskop používaný T. Wulfem (1909) prostudování jevu ve vyšších výškách za použití balónu. Balónová měření Balónu využil k proměření zbytkové ionizace rakouský fyzik z Radium Institutu ve Vídni, Victor Hess. Mezi lety 1911 a 1913 podnikl celkem deset letů, které začínaly v Ústí nad Labem a končily většinou poblíž Berlína. Dosáhnul při nich výšky až 5300 m.n.m. Výsledkem bylo zjištění, že ionizace s rostoucí výškou nejprve klesá až do 700 m, poté se ale trend obrací a ve výšce 1500 m je již ionizace na stejné úrovni jako na povrchu Země a ve výšce 5 km dosahuje dvojnásobku této hodnoty. Měření prováděl i v noci a 1. dubna 191 dokonce i za slunečního zatmění, ale nezjistil žádný rozdíl oproti denním měřením. Hess tak mohl vyloučit nejen pozemskou radioaktivitu, ale zároveň i Slunce jako hlavní zdroj zbytkové ionizace. Dokázal, že zdrojem do té doby nevysvětleného jevu je záření mimozemského původu (Hess, 191). Později Hessova měření potvrdil i německý fyzik, Werner Heinrich Gustav Kolhörster, který se dostal s balónem až do výšky kolem 9 km (Kolhörster, 1919). Závislost ionizace na nadmořské výšce změřená během jeho letů je znázorněna v grafu na obr. 1.. Po zveřejnění Hessových výsledků se však objevilo mnoho odpůrců, kteří závěry vyvraceli odkazujíce se na nepřesnost jeho přístrojů. O rok později přišla válka a další experimenty se objevily až v roce 193. Millikan s Bowenem zkonstruovali balóny bez posádky, které vynesly elektroskopy až do výšky 15 km nad Texasem. Oproti Hessovi však zjistili mnohem nižší úroveň ionizace. Proto byl i Millikan nejprve odpůrcem mimozemského původu ionizujícího záření. V té době si ale ještě nebyl vědom rozdílu mezi magnetickým polem v Evropě a v Texasu. Po dalších experimentech s absorpcí záření ve 6
Obrázek 1.: Závislost ionizace vzduchu na nadmořské výšce, naměřená Kolhörsterem v roce 1913 a 1914. Ionizace klesá až do cca. 700 m, poté roste na původníúroveňv1500 m a výš (Kolhörster, 1919). vodě v různých nadmořských výškách (Millikan and Cameron, 196) ale svou chybu uznal, potvrdil Hessova měření a pojmenoval toto záření kosmickým zářením (195; cosmic rays). V roce 1936 Victor Hess za objev kosmického záření dostal roku 1936 Nobelovu cenu. 1.. Nabité částice Ke konci dvacátých letech 0. století zůstávala ještě otázka složení kosmického záření nezodpovězená. Zatímco Millikan prosazoval, že kosmické záření tvoří převážně vysokoenergetické γ záření, Arthur Compton stál za myšlenkou nabitých částic. V této době se objevilo několik nezávislých experimentů, které podpořily Comptonovu hypotézu. Koincidenční měření V letech 198 až 199 se německým fyzikům Walteru Bothe a Werneru Kolhörsterovi podařilo prokázat, že kosmické záření by měly tvořit nabité částice. Nově vyvinutým Geiger-Müllerovým detektorem registrovali koincidence ve dvou nad sebou umístěných detektorech. Ionizující částice tak musela projít oběma detektory. Vkládáním materiálů o různé tloušt ce byli schopni určit i absorpci tohoto záření při průchodu hmotou. Jejich výsledek ukazoval, že toto ionizující záření je tvořeno vysoce pronikavými nabitými částicemi (19). γ záření by teoreticky mohlo vyvolat elektromagnetickou spršku, která by zasáhla oba detektory. Předpokládalo se ale, že tyto sekundární částice se absorbují mnohem rychleji než bylo pozorováno, a proto měření upřednostňovala hypotézu kosmického záření z nabitých částic (viz přehledový článek Rossi, 1981). 7
Efekt zeměpisné šířky Úvod Hypotézu nabitých částic dále podpořil experiment holandského fyzika, J. Claye, v roce 198, který naměřil závislost intenzity kosmického záření na zeměpisné šířce (Clay, 198). V té době již bylo známo, že se zeměpisnou šířkou se mění magnetické pole Země. Nebyl znám jiný důvod, proč by se měla lišit intenzita kosmického záření v různých šířkách, proto muselo intenzitu ovlivňovat právě magnetické pole. To Lorentzovou silou působí pouze na nabité částice a kosmické záření tedy muselo být tvořeno nabitými částicemi. V roce 199 potvrdili tuto hypotézu Bothe a Kolhörster v roce 1933 pak Compton (Compton, 1933b). Závislost naměřená Comptonem, Clayem a Millikanem je znázorněna na obr. 1.3. Obrázek 1.3: Závislost intenzity ionizace na zeměpisné šířce změřená různými týmy (Compton, 1933a). Intenzita kosmického záření na povrchu Země zřetelně roste s geomagnetickou šířkou. Wilsonova mlžná komora Velký rozvoj zaznamenala fyzika kosmického záření s objevem Wilsonovy mlžné komory. V roce 1911 C.T.R. Wilson objevil, že radioaktivní záření zanechává v expanzí ochlazeném plynu kondenzační stopy. Mlžná komora se stala na několik desetiletí hlavním nástrojem nejen fyziky kosmického záření, nýbrž celé částicové fyziky. V roce 199 publikoval Skobelzyn první fotografie drah kosmického záření v magnetickém poli (Skobelzyn, 199). Zakřivení drah potvrdilo existenci nabitých částic v kosmickém záření, v článku však o nich Skobelzyn píše stále jako o sekundárním β záření z primárního ultraenergetického γ záření. 1..3 Kladné částice západovýchodní asymetrie Předchozí výsledky identifikovaly nabité částice jako primární kosmické záření. Převládala teorie, že těmito částicemi jsou elektrony. Tu vyvrátilo až naměření směru západovýchodní 8
asymetrie, která ukazovala na kladný náboj primárních částic. Pokud je kosmické záření nabité, bude jej vychylovat magnetické pole Země. Působením Lorentzovy síly budou kladné částice o nízkých energiích 1 přilétat na povrch Země převážně směrem ze západu na východ a záporně nabité částice naopak (viz ilustrace na obr. 1.4). Naměřením této asymetrie tak lze určit náboj převažující v kosmickém záření. V roce 1934 asymetrii poprvé potvrdil Bruno Rossi, když naměřil významně větší intenzitu záření ze západu než z východu (Rossi, 1934). Kosmické záření tedy musely tvořit tehdy překvapivě kladně nabité částice. *"+!,-'.)"!"#"$%& '() /01.3 *4'53 6.#.)"%4 7$58"97.$:" *594B5%4 ;9)53%!"%5<:7=>?4@7:1"A 7$58"97.$:" ;%&B94>"%"$C:"A Obrázek 1.4: Ilustrace západovýchodního asymetrie. Na obrázku je projekce Země při pohledu na severní geografický pól. Siločáry magnetického pole směřují od severního magnetického pólu zemského magnetu, který je u jižního geografického pólu. Použitím vzroce pro Lorentzovu sílu F = qv B určíme směr kterým magnetické pole na částici působí. Z ilustrace je zřejmé, že kolem prahové energie 3 budou kladné částice dopadat na Zemi převážně ze západního směru. Při vyšších energiích asymetrie přestává být významnou, ale částic s rostoucí energií rychle ubývá, proto je asymetrie výrazná i v integrálním spektru. 1..4 Rozsáhlé spršky Roku 1938 se podařilo Pierru Augerovi poprvé zaznamenat velmi rozsáhlé atmosférické spršky částic (Extensive Air Showers; EAS), čímž položil základ detekce extrémně energetických částic kosmického záření (ultra-high energy cosmic rays; UHECR). Měřením koincidencí v detektorech vzdálených až 300 metrů od sebe tyto spršky poprvké nejen objevil, ale dokázal i odhadnout, že energii primární částice pozorovaných spršek dosahovala 15 ev (Auger et al., 1939). K tomu potřeboval nejprve odhad počtu částic ve spršce. Ten lze přibližně odvodit z poměru četnosti koincidencí ve dvou, třech a čtyřech detektorech a dosahoval 6 částic při hustotě 0 částic/m. Energie těchto částic musí přesahovat kritickou energii, při které ionizační ztráty začnou dominovat a sprška se rychle tlumí a zaniká. Kritická energie je ve vzduchu řádově 0 MeV. Při započtení 1 Částice výrazně vyšších energií nejsou magnetickým polem Země ovlivněny. 9
Úvod energie, která není zaznamenána (faktor ), došel Auger k energii spršek až 15 ev. Měření prováděl při hladině moře a ve vysokých nadmořských výškách na Pic du Midi (900 m n.m) a na Jungfraujoch (3500 m n.m.). Až do 50. let 0. století pokračovalo studium částicové fyziky s využitím kosmického záření např. objevem positronu, mionu, etc. Počátkem 50. let byly vybudovány první urychlovače na energie přesahující GeV, čímž došlo k oddělení experimentální částicové fyziky od studia kosmického záření. V padesátých letech se rovněž významně rozvíjí radioastronomie. Radiové záření umožňuje studovat některé netermální jevy v astrofyzice, jelikož může vznikat jako synchrotronní záření energetických částic v mezihvězdném magnetickém poli (viz oddíl 4. o synchrotronním záření). 1.3 Spektrum kosmického záření Spektrum kosmického záření (znázorněné na obr. 1.5) má unikátní vlastnosti, které se doposud nepodařilo spolehlivě vysvětlit: -1 sr GeV sec) Flux (m 4-1 -4-7 (1 particle/m -sec) LEAP - satellite Proton - satellite Yakustk - ground array Haverah Park - ground array Akeno - ground array AGASA - ground array Fly s Eye - air fluorescence HiRes1 mono - air fluorescence HiRes mono - air fluorescence HiRes Stereo - air fluorescence Auger - hybrid - Knee (1 particle/m -year) -13-16 -19 FNAL Tevatron ( TeV) CERN LHC (14 TeV) - Ankle (1 particle/km -year) -5-8 (1 particle/km -century) 9 11 1 13 14 15 16 17 18 19 0 Energy (ev) Obrázek 1.5: Spektrum kosmického záření podle Kotera and Olinto (011).
Rozsah energií spektrum KZ překlenuje více než řádů v energiích. Jeho počátek je kolem 1 GeV, přičemž v nižších energiích je ovlivňováno magnetickým polem generovaným Slunečním větrem. Jeho skutečnou dolní hranici tedy pozemskými měřeními určit nemůžeme. Na druhé straně nejenergetičtější doposud detekované částice mají energii kolem 0,5 ev, tedy kolem 30-50 J. Je ale zřejmé, že naše znalost horní hranice spektra je dána konečnou detekční plochou a dobou detektorů a je možné, že spektrum pokračuje i dále. Rozsah toků Na celém oboru energií se tok kosmického záření měníod 4 částic/(m sr GeV s) při energii 1 GeVažpo 8 částic/(m sr GeV s) při energiích 0 ev, což odpovídá integrálnímu toku jedné částici na km za století (nad 0 ev). 1.4 Složení kosmického záření Složení kosmického záření nám podává důležitou informaci nejen o jeho zdrojích, ale i o jeho šíření a o jeho střední době, jakou v naší Galaxii stráví. Pomocí přímých měření balónovými a satelitními experimenty je možné jej určit v oblasti relativně nižších energií. Jeho integrální podoba pro všechny energie 4 je znázorněna na obr. 1.6. Obrázek 1.6: Relativní četnosti prvků ve Sluneční soustavě a v kosmickém záření. Je zřejmé, že hodnoty jsou podobné, kromě výrazných rozdílů v četnosti prvků jako Li, Be, B, které se nevyskytují jako přímý produkt nukleosyntézy, nýbrž pouze jako produkt fragmentace těžších jader např. v interakcích v kosmickém záření. Hodnoty jsou relativní vztažené k četnosti křemíku Si, který má referenční hodnotu 00. Graf podle George et al. (009) shrnuje výsledky měření experimentu CRIS/ACE. Ze souhrnného obrázku je zřejmé, že zastoupení jednotlivých prvků v kosmickém záření je podobné jako ve Sluneční soustavě. Tento fakt je prvním náznakem, že kosmické 4 kvůli mocninnému zákonu ale samozřejmě složení primárně ovlivňují pouze nejnižší energie 11
Úvod záření je tvořeno normální hmotou, urychlenou na velmi vysoké energie. Alternativou by byl jeho původ v rozpadu extrémně těžkých exotických částic, který by ale vyústil v jiné četnosti jednotlivých prvků. Výjimku co se týče podobnosti tvoří prvky jako je Li, Be, B (Z = 3 5) a Sc, Ti, V, Cr, Mn (Z = 1 5), které nejsou přímým produktem nukleosyntézy ve hvězdách a vyskytují se téměř výhradně jako sekundární částice. V kosmickém záření vznikají spalací z těžších prvků a jejich četnost nese informaci o propagaci primárního kosmického záření. 1.4.1 Určení stáří kosmického záření v naší Galaxii Z poměru četnosti primárních a sekundárních prvků ve spektru kosmického záření můžeme určit jeho stáří, podobně jako při využití uhlíkové metody k datování na Zemi. Sloučit vhodně s kapitolou v šíření KZ!!! 1
Literatura Pierre Auger, P. Ehrenfest, R. Maze, J. Daudin, and Robley A. Fréon. Extensive cosmicray showers. Rev. Mod. Phys., 11(3-4):88 91, Jul 1939. doi:.13/revmodphys. 11.88. J. Clay. Proc. Amsterdam, 31:91, 198. A. H. Compton. A Geographic Study of Cosmic Rays. Phys. Rev., 43(5):387 403, March 1933a. A.H. Compton. A geographic study of cosmic rays. Phys. Rev., 43:387 403, 1933b. J. S. George, K. A. Lave, M. E. Wiedenbeck, W. R. Binns, A. C. Cummings, A. J. Davis, G. A. de Nolfo, P. L. Hink, M. H. Israel, R. A. Leske, R. A. Mewaldt, L. M.Scott, E. C. Stone, T. T. von Rosenvinge, and N. E. Yanasak. Elemental Composition and Energy Spectra of Galactic Cosmic Rays During Solar Cycle 3. ApJ, 698:1666 1681, June 009. doi:.88/0004-637x/698//1666. V. Hess. Über beobachtungen der durchdringenden strahlung bei sieben freiballonfahrt. Physikalische Zeitschrift, 13:84 91, 191. W. Kolhörster. Messungen der durchdringenden Strahlung während der Sonnenfinsternis vom 1. August 1914. Naturwissenschaften, 7:41 415, June 1919. doi:.07/bf01498. K. Kotera and A. V. Olinto. The Astrophysics of Ultrahigh Energy Cosmic Rays. ArXiv e-prints, January011. R.A. Millikan and G.H. Cameron. High frequency rays of cosmic origin. iii. measurements in snow-fed lakes at high altitudes. Phys. Rev., 8(5):851 868, 196. B. Rossi. Directional Measurements on the Cosmic Rays Near the Geomagnetic Equator. Physical Review, 45:1 14, February 1934. doi:.13/physrev.45.1. B. Rossi. Early days in cosmic rays. Physics Today, 34:34 41, October 1981. doi:.63/1.914331. D. Skobelzyn. Über eine neue Art sehr schneller β-strahlen. Zeitschrift fur Physik, 54: 686 70, September 199. doi:.07/bf01341600. T. B. Wulf. Physikalische Zeitschrift, 19. 13