Kosmické záření co to je, jak se zkoumá a odkud pochází

1. „Je to, jako bychom místo očekávaného motýla chytili stíhačku F116“ komentář k zachycení nejenergetičtějších případů kosmického záření „Jsou dvě možnosti: Pokud výsledek potvrzuje hypotézu, tak jste udělali měření. Pokud však výsledek hypotéze odporuje, tak jste udělali objev.“ Enrico Fermi Vladimír Wagner Ústav jaderné fyziky AVČR, 250 68 Řež, E_mail: WAGNER@UJF.CAS.CZ, WWW: hp.ujf.cas.cz/~wagner/ 1. Úvod 2. Vlastnosti a složení kosmického záření 2.1 Primární složka 2.2 Sekundární složka 2.3 Energetické spektrum 2.4 Složení 3. Způsoby zkoumání 3.1 Historie 3.2 Kosmické sondy • 3.3 Balónové experimenty • 3.4 Pozemské experimenty • 4. Zdroje kosmického záření • 4.1 Postupné urychlování • 4.2 Katastrofické procesy • 4.3 Exotické zdroje • 5. Závěr Kosmické zářeníco to je, jak se zkoumá a odkud pochází

2. Úvod Objev – V.F. Hess (1912) – letěl balónem do výšky přes 5 km bez kyslíku, k měření radiace použil elektroskop – pozoroval zvyšování radiace s výškou Prokázal měřením během slunečního zatmění, že záření nepochází ze Slunce Záření ze Slunce – většinou menší energie → zadrženo magnetickým polem Země → skončí ve van Allenových pásech Extrasolární kosmické záření: 1) E < 102MeV – nepronikne přes sluneční vítr 2) E > 103 MeV – pronikne i magnetickým polem Země do atmosféry Balónové výstupy Viktora Hesse Interakce slunečního větru s magnetosférou Země

3. Rozdělení na: 1) Primární složku – částice přilétající z vesmíru 2) Sekundární složku – částice vznikající v atmosféře Země interakcí částic primární složky → vznik kosmické spršky Pierre Auger pozoruje v roce 1938 v Alpách (3000 m) korelované spršky částic – kosmické spršky. Plocha na povrchu Země pokrytá sekundárními nabitými částicemi až 16 km2. Primární složka Pierre Auger Jádra:protony ( 88 %), helium (10 %), ostatní prvky (2 %) (zastoupení v počtu jader – hmotnostní složení je jiné vlivem 4krát větší hmotnosti helia než vodíku) Elektrony:většina z rozpadu π± → e± + νe (anti-νe) 1,5% všech částic Fotony:malá část (~0,001 fotonů cm-2s-1) Neutrina:malá část, problém s malým účinným průřezem homogenní rozložení v okolí Země (~2÷4 část. cm-2s-1) Počet částic klesá s energií N(E) ~ 1/E3 Hustota částic s energií 103 MeV: 104m2s-1 1010 MeV: ~3 m2rok-1 1013 MeV: ~1 km2rok-1 Při interakci primární částice v atmosféře vzniká kosmická sprška Izotropní a rozložení – průchod galaktickým magnetickým polem

4. Sekundární složka Interakce s atomy v atmosféře (s jádry a elektronovým obalem) • Protony a jádra→ hadronová sprška, tříštivé reakce, produkce velkého množství • mezonů π (π+, π- a π0) Vzniká směs nukleonů a mezonů π tyto částice interagují silnou interakcí → hadronová sprška Rozpad mezonů π: π+ → μ+ + νμ (τ =26 ns → cτ = 7,8 m) └→ e+ + νe + anti-νμ π - → μ- + anti -νμ └→ e- + anti-νe + νμ π0→γ + γ Intenzivní zdroj neutrin a antineutrin νμ a νe poměr mezi počtem νμ a νe je R(νμ/νe) = 2zároveň intenzivní zdroj mionů μ+ → e+ + νμ + νe (τ = 2,2 μs → cτ = 660 m) Tříštivá reakce (tady zobrazeno pro mnohem těžší jádra než ty v atmosféře) Intenzivní zdroj leptonů

5. 2) Elektrony a fotony → elektromagnetická sprška fotony v poli jádra → tvorba párů elektron a pozitron elektron v poli jádra → tvorba brzdných fotonů Směs částic interagujících pouze elektromagneticky nebo slabě Složka: 1) tvrdá – tvořena hlavně miony ( energie až 600 MeV), méně je protonů a pionů s vysokou energií – proniká až do hloubky 1000 m, neodstíní ani několik m olova 2) měkká - elektrony, pozitrony, fotony a protony, odstíní se 10 cm olova e+ produkce párů e+ e- γ e- elektron záření gama proton vznik brzdného záření Kosmická sprška (převzato ze stránek V. Ullmana)

6. Součást přirozeného radioaktivního pozadí V tříštivých reakcích na jádrech N, O, C a Ar vzniká řada radioaktivních izotopů, lehkých jader a částic, další radioaktivní prvky vznikají v následných reakcích vzniklých částic Nejdůležitější14C: no + 14N7→14C6 + p+ T1/2 = 5720 let, čistý β-, energie 158 keV p + 16O → 14C + t 1 atom 14C na 8·1013 atomů 12C Využití pro datování v archeologii Ne tak důležité3H: (T1/2 = 12,3 roků, čistý β-, energie jen 18 keV), slučuje se s kyslíkem do těžké vody 1H3HO Méně důležité:7,10Be, 32P, 35S, 36Cl Spektrum přirozeného pozadí měřeného pomocí HPGe detektoru (větší část dána dlouhodobými radioizotopy z doby vzniku Sluneční soustavy) Průměrná roční ekvivalentní dávka 370 μSv (jen zlomek radioaktivity z dlouhodobých prvků)

7. Energetické spektrum 1 kg Dolní hranice 103 MeV – dána barierou slunečního větru a magnetického pole Země 1 eV = 1,6∙10-19 J Nejvyšší energie~ 1014 MeV = 1020 eV 16 J 1,6 m Brždění o fotony reliktního záření → limita energie ~ 5∙1013 MeV → zdroje s E ~ 1011 GeV nejsou v kosmologických vzdálenostech Otevřený problém: zdroj vysokoenergetické části spektra (např. případ „Oh My God“ s E ~ 3∙1014 MeV) Složení Odpovídá složení hmoty ve vesmíru – dáno kromě primordiálního helia tvorbou prvků ve hvězdách Pozorované rozšíření prvků ve vesmíru (C.A. Barnes et al: Jaderná astrofyzika, Camb. University Press 1983) Spektrum primárních častic kosmického záření (převzato ze stránek V. Ulmanna)

8. částice kosmického záření Historie detekce a využití Elektroskopy měřily celkovou ionizaci Fotografické emulzevyšší obsah bromidu (až 85%), tlustší vrstvy, větší citlivost tříštivá reakce vznik hyperjádra Zdroj vysoce urychlených částic: Využití k hledání nových částic: rozpad hyperjádra Objev mionu, mezonu π, pozitronu, hyperjadra ... Objev hyperjádra v roce 1953 M. Danysz, J. Pniewsky Pozorování oscilace neutrin pomocí zkoumání poměru νμ a νe v sekundárním kosmickém záření Využití pro kalibrace detektorů (intenzivní zdroj ultrarelativistických nabitých částic s minimální ionizací Energie částic do 1014 MeV (současné urychlovače do ~ 106 MeV)  Problém s malou intenzitou vysokoenergetických částic  V prvním období rozvoje jaderné fyziky nahrazovalo kosmické záření urychlovače

9. Způsoby detekce 1) Detekce fluorescenčního světla – fluorescenční světlo vznikající v atmosféře 2) Detekce nabitých částic – na zemi většinou pomocí scintilačních detektorů 3) Detekce Čerenkovova záření: a) detekce záření vznikajícího v atmosféře b) Čerenkovovské detektory Princip vzniku Čerenkovova záření Určení hmotnosti iontů – magnetické a elektrické pole – hmotové spektrometry Kosmické sondy - primární kosmické záření – prvotní informace, lze i nižší energie, nelze velmi vysoké E < 108 MeV (malá plocha detektorů) Balónové experimenty – primární a sekundární záření (závisí podle výšky letu) Pozemní detektory – sekundární spršky – možno pokrýt velmi velké plochy (km2) → detekce částic s velmi vysokou energií nelze studovat nižší energie (nerozvine se dostatečná sprška)

10. Kosmické sondy Zkoumání složení primárního kosmického záření často společně i záření gama a X Zatím do energie 108 MeV Záření gama zachovává směr a doprovází také vysokoenergetické procesy Spojení detekce kosmického záření a hlídání jaderných výbuchů - družice FORTE Družice HEAO 3 Družice ACE Umístění družice ACE do libračního bodu L1 Družice ACE studuje složení částic kosmického záření jak slunečního tak i galaktického původu

11. Některé budoucí projekty Studium sekundárních spršek z oběžné dráhy → 30 krát větší efektivita než pozemské experimenty: teleskopy sledující noční oblohu Projekt EUSO (ESA) pro ISS a OWL samostatný ACCESS detektor na ISS Detektor částic (scintilační) na ISS (2007) – studium složení primárního kosmického záření: Zlepšení identifikace těžších jader Projekt OWL pro sledování spršek z vesmíru

12. Balónové experimenty Složení kosmického záření i pro elementy těžší než železo: ISOMAX, TIGER ... Vypouštění experimentu TIGER Zkoumání technologií před jejich použitím ve vesmíru ISOMAX těsně před vypuštěním v růžku obrázek ve výšce deseti kilometrů Zaznamenávání sekundárních spršek v atmosféře: NightGlow Gondola experimentu ISOMAX po přistání

13. Pozemní experimenty Snaha pokrýt co největší plochu AGASA – scintilační detektory – detekují dopadající spršku hlavně mionů sekundárního záření pracuje celý den HiRes (Fly´s Eye – Muší oko) – optické teleskopy detekující fluorescenční záření – pracují jen v noci (Každý zaznamenal jeden superenergetický případ) Haverah Park (Leeds, Anglie) – čerenko-vovské detektory Teleskop pro pozorování Čerenkovova zářeni (Telescope Arrey) Sprška zasáhne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW) Detekce fluorescenčního světla (HiRes)

14. Observatoř Pierra Augera Rozsáhlý systém detektorů stavěný v Argentíně ~ 500 událostí nad 5·1013 MeV Spojuje oba typy měření fluorescenční i pozemní čerenkovskými detektory částic → vzájemná kalibrace – velice důležité pro přesné a spolehlivé určení energie primární částice Pět observatoří každá 6 obřích Schmidtových komor (4 observatoře už pracují) Pozemní stanoviště se Schmidtovými komorami Zrcadlo Schmidtovy komory

15. Současný stav dokončenosti (rok 2005) Pozemní stanice s čerekovovským detektorem 1600 pozemních čerenkovovských detektorů ( 60 % je dokončeno) Záběr 3000 km2 (vzdálenost mezi detektory 1,5 km) Významná účast českých vědců Fluorescenční detektory zachycují průběh spršky čerenkovovské jen její profil Simulace průběhu spršky kosmického záření s energií 1013 MeV (kliknout na obr. pro animaci)

16. Projekt CZELTA Více vzdálených měřících míst → identifikace velmi širokých (velmi energetických) spršek Řada měřících míst s jednoduchými scintilačními detektory UTEF ČVUT Praha, Slezská universita v Opavě, ... Koordinace pomocí GPS – identifikace časových koincidencí Tři scintilační detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

17. Základní vlastnosti a procesy GZK mez (podle K.Greisena, G.T.Zacepina a V.A.Kuzmina) – při velmi vysokých energiích kosmického záření velmi vysoký účinný průřez interakce s fotony reliktního záření p + γ → p + π0 p + γ → n + π+ Částice s E > 1013 MeV pocházejí ze vzdálenosti <~ 50 Mpc Zatím pouze 60 událostí s E > 5·1013 MeV Tak vysoké energie → malé odchylky v magnetickém poli galaxie → určení polohy zdroje → hledání koincidencí v poloze zdrojů Magnetická pole a elektrická pole pohybujících se nabitých oblaků plazmy Pozůstatek supernovy Rázové vlny a výtrysky při katastrofických procesech Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různých zdrojů Možná souvislost se záblesky gama záření Aktivní galaxie NGC 4261 na snímku Hubblova teleskopu

18. Pozvolné urychlování V roce 1949 navrhl Enrico Fermi Mnohonásobné srážky s částicemi pohybujícího se oblaku plazmy (spolupůsobení magnetických a elektrických polí) oblaka jsou velmi rozsáhlá a velmi dlouhodobým urychlováním můžeme získat i částice s velmi vysokou energií Enrico Fermi V tomto případě apriori izotropní a homogenní rozložení Možná koncentrace do roviny galaxie (výskyt ionizovaných oblaků Galaxie v Andromedě (snímek J. Ware) Jedna z mlhovin v souhvězdí Carina (snímek Hubblova dalekohledu)

19. Explozivní procesy Možná souvislost se záblesky gama Supernovy – asymetrická exploze (např. model dělové koule, asymetrický kolapsárový model), výtrysky hmoty – vysokoenergetických částic Pohlcení neutronové hvězdy černou dirou Srážky neutronových hvězd ve dvojhvězdách Zhroucení neutronové hvězdy do černé díry Nestabilní jevy při akreci materiálu na kompaktní objekty Zdroj animací – stránky NASA Aktivní jádra galaxií - výtrysky Srážky galaxií Výbuch supernovy Možnost ohrožení Země Velké množství mionů Vznik radioaktivních prvků – velmi vysoká radioaktivita atmosféry Možnost ochrany – 1) stínění pomocí přepracované hmot asteroidů (je třeba stínit i atmosféry Země) 2) dlouhodobé přesunutí do nitra Země Zatím jen scifi Kolapsarový model vzniku záblesku gama (Upozornění: animace se nespouští , jestliže prohlížíme přes internetový prohlížeč, jen přímo v PowerPointu)

20. Energetické procesy exotických částic Interakce velmi vysokoenergetických neutrin s reliktními neutriny (vytvoří se Z0 bosony s energií až 1015 MeV) Rozpady supertěžkých částic (hypotetické magnetické monopóly, doménové stěny, kosmické struny ... Možná souvislost s temnou hmotou (mohlo by se jednat o částice, které ji tvoří) Vypařování černých miniděr – v konečné fázi uvolňování velké energie → kvantové vypařování i velmi těžkých částic předpovídaných sjednocovacími teoriemi - leptokvarky X,Y ( MX,Y ≈ 1018 MeV),nebo supersymetrické částice Černé díry by měly vyzařovat tzv. Hawkingovo záření - vzniká ději v blízkosti horizontu černé díry Původ: pozůstatky z počátečních stádií Velkého třesku Vypaření černé minidíry Simulace ze stranek A. Hamiltona S. Hawking

21. Závěr • Na zemi dopadá záření z vesmíru z mezihvězdného prostoru • Jeho energie dosahuje hodnoty až 1014 MeV • Složení odpovídá výskytu prvků ve vesmíru, dále jsou tam elektrony, fotony a neutrina (v daleko menším množství) • Primární částice vytvářejí v atmosféře spršku sekundárních částic, přirozená radioaktivita • 5) Detekce primárního kosmického záření na sondách a balónech, sekundární pak hlavně pomocí pozemních experimentů • 5) Izotropní rozložení vyplývající se změny směru díky dlouhé cestě v magnetickém poli • Identifikace zdrojů pomocí zdrojů vysokoenergetických • gama či neutrin (možná souvislost) – vznik při katastro- • fických procesech • Možnost ohrožení života na Zemi → nutnost identifikace • potenciálních blízkých zdrojů • Pravděpodobně více zdrojů – zatím není přesná identifikace • 9) Nutné doplňující se pozorování záblesků gama, • vysokoenergetického kosmického záření a neutrin