Kosmické záření Michal Nyklíček Karel Smolek
Astročásticová fyzika Věda zabývající se studiem částic přicházejících k nám z vesmíru (= kosmické záření). Nové okno astronomie = kosmické záření nese informace o svých zdrojích, vlastnostech mezihvězdného prostoru a magnetických polích. Astronomie (makrosvět) Částicová fyzika (mikrosvět) 2
Elektroskop Přístroj na detekci elektrického náboje. První elektroskop vynalezl William Gilbert kolem roku 1600. Zdokonalená verze elektroskopu dva tenké plátky zlata se po nabití od sebe odpuzují (Abraham Bennet, 1787). 3
Problém vybíjení elektroskopu I u sebelépe izolovaných elektroskopů docházelo k vybíjení (oba plátky zlata se časem vrátily do svislé polohy). C. T. R. Wilson na konci 19. století zjistil, že za vybíjení elektroskopu může ionizace ionty ve vzduchu dopadají na elektroskop a tím vyrovnávají jeho náboj. Po objevu radiace převládal názor, že ionizaci vzduchu způsobuje radiace radioaktivních prvků obsažených v půdě. Bylo logické předpokládat, že pod zemí se bude elektroskop vybíjet rychleji. Theodor Wulf zdokonalil elektroskop, aby bylo možno přesněji měřit rychlost vybíjení elektroskopu a tím i míru ionizace ve vzduchu. V roce 1909 provedl experiment v jeskyních u Valkenburgu. Elektroskop se kupodivu vybíjel pomaleji (o 42%). Zjistilo, se, že tento jev není anomálie pouze Valkenburských jeskyní. Později Wulf svůj experiment zopakoval na Eifelově věži (320 m), avšak přesnost jeho měření nebyla dostatečná na to, aby prokázal zvýšenou ionizaci. 4
Hessův experiment Victor Hess zdokonalil elektroskop tak, aby měření nebylo náchylné na změnu teploty, tlaku, Od roku 1911 provedl několik balonových výstupů do výšky až 5300 m, kde měřil velikost ionizace vzduchu. Pozoroval až 9x rychlejší vybíjení elektroskopu. Experiment provedl i při zatmění Slunce nepozoroval žádnou změnu. Závěr: Ionizaci vzduchu způsobují částice přicházející k nám shora. 1936 - Nobelova cena za objev kosmického záření. Victor Hess (Rakousko, 1883-1964) 5
Vlastnosti kosmického záření Hess předpokládal, že částice kosmického záření vznikají v horních vrstvách atmosféry působením atmosférické elektřiny. Robert Millikan ukázal, že částice kosmického záření k nám přicházejí z vesmíru. Po objevu kosmického záření se předpokládalo, že je tvořeno velmi pronikavými částicemi fotony s vysokou energií (tzv. gama záření). Z toho vznikl název kosmické záření. Tyto fotony, přicházející k nám z vesmíru (tzv. primární částice kosmického záření) pak mohou z atomů v atmosféře vyrazit elektrony tzv. sekundární částice kosmického záření. Později se ukázalo, že intenzita kosmického záření závisí na zeměpisné šířce tedy primární částice kosmického záření ovlivňuje magnetické pole Země - musí být nabité. V sekundárním kosmickém záření se pozorovaly elektrony, fotony. Byly v něm objeveny i nové částice miony a pozitrony. 6
Spršky sekundárních částic V r. 1934 Bruno Rossi v Alpách měřil východo-západní asymetrii intenzity kosmického záření. Všiml si, že dva vzdálené detektory (200 m) občas zaznamenají kosmické záření současně. V roce 1937 Tento jev podrobně zkoumal Pierre Auger. Dospěl k závěru, že jej způsobuje velká sprška sekundárních částic kosmického záření, vytvořená při srážce vysoce energetické částice kosmického záření s atomem v atmosféře. Pro studium spršek kosmického záření se začaly stavět pozemní sítě detektorů. Bruno Rossi Pierre Auger 7
Spršky sekundárních částic proton s energií 10 19 ev Po interakci vysokoenergetické primární částice kosmického záření s atmosférou jsou vyprodukovány miliardy sekundárních částic. Na Zemi je možno detekovat spršku o průměru až několik kilometrů. 8
Primární kosmické záření Částice přicházející k nám z kosmu před vstupem do atmosféry Složení: 90% p 7% jádra helia 1% další at. jádra 1% e +, e - nepatrně?? 9
Tok primárních částic k.z. E < 10 8 ev tyto částice jsou odchýleny slunečním větrem a magnetickým polem Země E > 10 12 ev několik částic na m 2 za s E > 10 16 ev několik částic na m 2 za rok E > 10 19 ev jedna částice na km 2 za rok E > 10 20 ev jedna částice na km 2 za století GZK (Greisen-Zatsepin-Kuzmin) cutoff Ultraenergetické částice k.z. interagují s reliktními fotony a ztrácejí tak energii. p p Pro protony GZK cutoff: 5 10 19 ev => proton s větší energií nemohl vzniknout dále než ~150 Mly 2.7K 0 Největší zaznamenaná energie částice kosmického záření 3.2 10 20 ev (Fly s Eye, Utah, 1991) 200 miliard částic ve spršce sekundárních částic. 10
Zdroje primárního kosmického záření Slunce sluneční vítr E < 10 10 ev Supernovy E < 10 15 ev Kvasary a aktivní galaktická jádra ne zcela objasněné procesy způsobované supermasivními černými děrami.? E < 10 19 ev Gamma ray bursts extrémně silný krátkodobý (ms-min) zdroj gama záření, výkon větší než výkon všech hvězd ve vesmíru dohromady. Původ nejasný, možná tvorba černých děr z rychle rotujících masivních hvězd, srážky neutronových hvězd. Zdroje většinou vzdálené miliardy světelných let.? E > 10 19 ev Topologické defekty vesmíru a jiné exotické zdroje? E > 10 19 ev 11
Polární záře Obvykle vzniká v době vysoké sluneční aktivity: Vlivem magnetických anomálií je z povrchu Slunce vyvržena plazma. Ta ve formě slunečního větru tvořeného elektrony, protony a alfa částicemi letí k Zemi. Magnetické pole Země většinu částic přicházejících ze Slunce odstíní. Některé částice slunečního větru jsou magnetickým polem zachyceny a ve směru siločar se pohybují k severnímu či jižnímu pólu. Ve výšce 80 km zachycené částice slunečního větru interagují s atmosférou - ionizují a excitují atomy v atmosféře. Při následné deionizaci a deexcitaci atomů je vyzařováno viditelné světlo polární záře. 12
Polární záře 13
Polární záře 14
Polární záře 15
Kosmické záření v každodenním životě Každou sekundu dopadne na 1m 2 povrchu Země několik set částic kosmického záření. Kosmické záření tvoří na povrchu Země asi 15% radiační zátěže člověka (silně závisí na nadmořské výšce a zeměpisné šířce). Se zvyšující se výškou intenzita kosmického záření značně roste velká radiační zátěž v letadle (~25x vyšší než na povrchu Země). Kosmické záření negativně působí na činnost elektroniky - hlavně na družicích, v letadlech, ale i na Zemi. Intel navrhl malý detektor kosmického záření, který bude integrován v budoucích mikroprocesorech. 16
Kosmické záření v každodenním životě Kosmické záření je proměnlivé v čase (na krátkých i dlouhých časových škálách). Kosmické záření má pravděpodobně vliv na tvorbu blesků, na tvorbu oblačnosti. Stále otevřené problémy: Kosmické záření možná působí na globální klima. Dokonce i galaktické kosmické záření by mohlo ovlivnit klimatické podmínky na Zemi. 17
Detekce kosmického záření Přímá detekce primárních částic pomocí družic, balonů, letadel. Malá detekční plocha. Možnost detekce pouze částic s vysokým tokem. Nepřímá detekce detekce spršek sekundárních částic kosmického záření. Velká detekční plocha. Možno detekovat i nejenergetičtější částice s extrémně nízkým tokem. Detekce spršek sekundárních částic pozemní síť scintilačních detektorů, detektorů Čerenkovova záření, detektory fluorescenčních fotonů vzniklých průchodem spršky atmosférou. Mikroskopický snímek kolize částice k.z. s atomem fotografické emulze. 18
Detekce kosmického záření Podzemní detektory detekují vysoce energetické miony. V provozu jsou i detektory podvodní detekční médium je voda v moři nebo v jezeru. V Antarktidě se buduje detektor IceCube km 3 ledu. 19
Pierre Auger Observatory Západní Argentina Plánováno 1600 detektorů na ploše 3000 km 2 a 24 teleskopů, které mají večer detekovat fluorescenci N 2 Detektor: 3000 galonů vody + 3 fotonásobiče Detektory ve vzdálenostech 1.5 km 20
Projekt CZELTA CZEch Large-area Time coincidence Array Astrofyzikální projekt řešený ve spolupráci s univerzitou v Albertě. Cílem je v ČR vybudovat globální síť pozemních stanic detekujících spršky vysokoenergetického kosmického záření. Tato síť bude součástí podobné sítě budované v Severní Americe (projekt ALTA/NALTA) a v západní Evropě. PC HV Tři scintilátory s fotonásobiči ve vzájemné vzdálenosti ~ 10 m, které pracují v koincidenci => detekce spršek s energií > 10 14 ev. Stanice využívá družicový systém GPS k přesnému časování detekovaných událostí a je připojena přes Internet do mezinárodní sítě => lze zkoumat prostorové a časové korelace mezi registrovanými sprškami. 21
Součásti detekční stanice GPS anténa Tenká kovová trubka s kabelem 220 V Kovová trubka s ostatními kabely: - vysoké napětí k fotonásobiči - signálový kabel fotonásobiče - kabel k LED diodě - kabel ovládající termostat Zásuvka 220 V (vytápění) Venkovní kryt s tepelnou izolací Termostat Dřevěný kryt se scintilačním detektorem Vytápěcí kabel 22
Plexisklový sběrač fotonů Fotonásobič Testovací LED dioda Scintilátor 23
Elektronika Rám s elektronickými bloky GPS přijímač UPS zálohovací zdroj napájení PC 24
Analýza naměřených dat Cílem je na Zemi vytvořit rozsáhlou síť detekčních stanic = obrovský teleskop pro detekci spršek kosmického záření. V naměřených datech se budou hledat neobvyklé události: - náhlé zvýšení četnosti příchodu částic kosmického záření - současná detekce spršek více stanicemi Lze spočítat směr příchodu spršky sekundárních částic k.z. (směr příletu primární částice k.z.). Získané informace přispějí k objasnění dosud nevyřešených problémů kosmického záření. t 25