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 1019 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 < 108 eV tyto částice jsou odchýleny slunečním větrem a magnetickým polem Země
• E > 1012 eV několik částic na m2 za s
• E > 1016 eV několik částic na m2 za rok • E > 1019 eV jedna částice na km2 za rok • E > 1020 eV jedna částice na km2 za století GZK (Greisen-Zatsepin-Kuzmin) cutoff • Ultraenergetické částice k.z. interagují s reliktními fotony a ztrácejí tak energii. • Pro protony GZK cutoff: 5·1019 eV => proton s větší energií nemohl vzniknout dále než ~150 Mly
p
p
0 2.7K
• Největší zaznamenaná energie částice kosmického záření – 3.2·1020 eV (Fly’s Eye, Utah, 1991) – 200 miliard částic ve spršce sekundárních částic. 10
Zdroje primárního kosmického záření ●
Slunce – sluneční vítr E < 1010 eV
•
Supernovy E < 1015 eV
Kvasary a aktivní galaktická jádra – ne zcela objasněné procesy způsobované supermasivními černými děrami. ? E < 1019 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 > 1019 eV Topologické defekty vesmíru a jiné exotické zdroje ? E > 1019 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 1m2 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 – km3 ledu.
19
Pierre Auger Observatory • Západní Argentina • Plánováno 1600 detektorů na ploše 3000 km2 a 24 teleskopů, které mají večer detekovat fluorescenci N2 • 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 > 1014 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 Tenká kovová trubka s kabelem 220 V GPS anténa
Kovová trubka s ostatními kabely: - vysoké napětí k fotonásobiči - signálový kabel fotonásobiče - kabel k LED diodě - kabel ovládající termostat Zásuvka 220 V (vytápění)
Termostat Dřevěný kryt Venkovní kryt s tepelnou izolací se scintilačním detektorem Vytápěcí kabel
22
Plexisklový sběrač fotonů
Testovací LED dioda
Scintilátor
Fotonásobič
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
