1 / 62

A sokarcú kozmikus sugárzás

A sokarcú kozmikus sugárzás. Király Péter MTA Wigner Fizikai Kutatóközpont Kozmikus Fizikai Osztály Budapest, 2013. november 15. Bevezetés. A kozmikus sugárzás (KS) fogalma sokat változott 100 év alatt.

makoto
Download Presentation

A sokarcú kozmikus sugárzás

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. A sokarcú kozmikus sugárzás Király Péter MTA Wigner Fizikai Kutatóközpont Kozmikus Fizikai Osztály Budapest, 2013. november 15.

  2. Bevezetés A kozmikus sugárzás (KS) fogalma sokat változott 100 év alatt. Kezdetben: áthatoló ionizáló EM sugárzás (kemény gamma?), amelynek intenzitása néhány km magasság felett egyre nő. 1930-as évektől: a légkör, sőt a magnetoszféra határára kívülről érkező nagy energiájú atommagok (primér KS), amik a légkörben másodlagos részecskéket és EM sugárzást keltenek. Másodlagos sugárzásban: Új elemi részecskék felfedezése. 1940-es, 50-es évektől: A Helioszférába Galaxisunkból, sőt azon kívülről érkező nagy energiájú részecskék és hullámok, ezek légköri származékai, valamint a Napból és a Helioszférából származó hasonló részecskék. Asztro-részecskék: Máshol, közvetve (hatásaik révén) megfigyelt nagy energiájú részecskék.

  3. Főbb témák: Emlékeztető a Voyagerekről és a Helioszféráról hallottakra Energiaspektrum, elemösszetétel, kiterjedt légizáporok Geomágneses és légköri hatások, hegyi és földalatti mérések Időbeli változások, napciklus és moduláció, neutron-monitorok A primér KS ritkább összetevői: elektronok, gamma-sugárzás, antirészecskék. Nagy berendezések a föld alatt, a felszínen, légkörben és űrben Nyitott kérdések, a fejlődés várható irányai

  4. Voyager-1: 2012. aug. 25-től a MeV-es fluxus lecsökkent, a 70 Mev fölötti („kozmikus sugárzás”) megnövekedett. Azóta is lényegében változatlan mindkét fluxus.

  5. Más energiákon is hasonlóak a változások: Energikus részecskék fluxusának változásai különböző energiákon 2004-től kezdve. Érdekes összevetni a lökéshullámot megelőző és a Helioszférából való kilépés után mért fluxus-adatokat!

  6. 1 MeV körüli ion-ráta változásai a V-1 és V-2 szondának a nagy lökéshullámon való átlépése körül (TS1 és TS2), ill. a V-1-nek a Helioszférából való kilépésekor (HP1).

  7. A V-1 és V-2 által mért beütés-ráták napi „változékonyságának” összehasonlítása

  8. A 70 MeV fölötti ion-ráták nem változnak lényegesen a lökéshullámoknál, de a V-1 Helioszférából való kilépésénél (HP1) elég jelentős a növekedés (bár a vártnál kisebb).

  9. V-2: korreláció a napszélion-sűrűség és a termikus sebesség között

  10. Energiaspektrum, elemösszetétel, kiterjedt légizáporok

  11. KS differenciális spektruma régi mérések alapján, kb. 10 MeV és 100 EeV (1020 eV) között. Az újabb mérések szerint néhányszor 1019 eV felett a spektrum sokkal meredekebb, aminek oka a mikrohullámú háttérsugárzáson pionok keltése, vagy esetleg az is, hogy ilyen nagy energiákra már nincs gyorsítás.

  12. Kozmikus sugárzás energiaspektruma, beszorozva az energia 2,5-ik hatványával, különböző mérések alapján. Összehasonlításul feltüntettünk néhány földi gyorsítóban elérhető energiát, tömegközépponti rendszerben, szembe haladó részecskék esetén.

  13. A kozmikus sugárzás nukleáris komponensének elemeloszlása (alacsony energiákon néhány g/cm2 gáz, több millió év élettartam)

  14. Kiterjedt légizáporok Mintegy 1014 eV (100 TeV) felett a primér részecskék már túl ritkák a közvetlen detektáláshoz, de az általuk a légkörben keltett részecske-lavinák (KLZ) jól vizsgálhatók, különösen nagy tengerszint feletti magasságokon (pl. Tibet). Még nagyobb energiákon már a tengerszinten is hatékony a detektálás, a legnagyobb energiákon az egyes záporok már sok km2-re terjednek ki, így mérsékelt számú detektorral nagy területen észelhetjük a részecskék érkezését, sőt a primér részecskék energiáját és irányát is.

  15. A tibeti kiterjedt légizápor detektor 4300 m magasságban

  16. A legnagyobb energiájú (3.2 x 1020 eV) zápor fejlődése

  17. Geomágneses és légköri hatások, földalatti mérések

  18. A primér részecskék okozta másodlagos kaszkádok

  19. Egy idei ballonos diák-kísérlet is kimérte a Pfotzer-maximumot

  20. A függőleges müon-fluxus így függ a felszín alatti mélységtől. Pl. a Gran Sasso hegy alatt a Borexino detektornál kb. milliószor kisebb a fluxus, mint a felszínen.

  21. Elektronok és protonok áthatolása aluminium lemezeken

  22. Részecskék energiavesztesége 1 cm vízen való áthaladáskor

  23. Időbeli változások, napciklus és moduláció, neutron-monitorok

  24. Nap-kitörések hatásai, néha a föld-felszínen is mérhető

  25. Neutron-monitorok földrajzi elhelyezkedése

  26. Neutron-monitorok és a függőleges levágási „merevség”

  27. Napfoltszám és egy grönlandi neutron-monitor mérései

  28. Kb. 70 fokos szélesség felett a magnetoszféra hatása a neutron-monitorokra már elhanyagolható (a légkör miatt)

  29. Az 1400 méteres sziklaréteg alatti Borexino detektorral mért müon-fluxust is befolyásolja a sztratoszféra hőmérséklete.

  30. Hogyan segít a Hold a TeV körüli energiájú antiproton-fluxus felső korlátjának meghatározásában? A kozmikus sugárzás nem hatol át a Holdon, de kérdés, a Magnetoszféra hatására merre hajlik el a Hold „árnyképe”? Felső korlátot ad az antiproton/proton arányra!

  31. Árnyképek vagy sziluettek: így látja a Hold árnyképét Tibetből (4300 m tengerszint felett) az ARGO kozmikus sugárzási légizápor-detektor. A proton-árnykép valódi (0,0) helyzettől eltérését a Föld mágneses tere okozza. A proton-energia: > 3TeV (balra), ill. kb. 750 GeV (jobbra).

  32. A tibeti légizápor-detektor ilyennek „látja” a Napot a mágnesesen eltérített protonok árnyképeként.

  33. A primér KS ritkább összetevői: elektronok, gamma-sugárzás, antirészecskék.

  34. A PAMELA spektrométer főbb adatai

  35. Antiproton fluxus és antiproton/proton arány energiafüggése a 2006-ban fellőtt műholdon lévő PAMELA mérései szerint Jó az egyezés a KS csillagközi gázon való ütközéseiből várttal!

  36. Meglepetés: a pozitron/elektron arány 10 MeV fölött nő! A folytonos vonal a kozmikus sugárzás egy elfogadott terjedési modelljén és a csillagközi gáz sűrűségén alapul. A nagyobb energiájú komponens a forrásokban keletkezhet, vagy akár a sötét anyag ütközéseiből vagy bomlásából is jöhet.

  37. Pozitronok és „mindkét töltésű” elektronok spektruma

  38. A Délatlanti Anomália területén kerülnek a belső sugárzási övezetek legközelebb a légkörhöz és a PAMELA pályájához.

  39. A kis energiájú antiprotonok forrása részben a magnetoszféra! A PAMELA kutatói 2011-ben megállapították, hogy a kis enertiájú antiprotonok a Délatlanti Anomália körzetében sokkal nagyobb az intenzitás, ami egy antiproton sugárzási övre utal. DAA Galaktikus

  40. Nagy berendezések

  41. Nagy berendezések kulcsszerepe a mai kutatásokban EAS: PAO, Telescope Array, Tibet, Kascade Grande, JEM-EUSO Gamma:GRO, BeppoSax, Fermi, HESS, MAGIC, VERITAS, CTA Víz- és jégalatti: Jégkocka, Antares, KM3Net Földalatti: Superkamiokande, Sudbury, Gran Sasso, Minos Helioszféra: SOHO, Ulysses, ACE, Voyager, Ibex Antianyag: BESS, PAMELA, AMS-02 (+CERN, RHIC)

  42. A H.E.S.S. Légköri gamma Cserenkov-detektor Namibiában

  43. Borexino neutrinódetektor a Grand Sasso hegy alatt

  44. A földalatti Szuper-Kamiokande detektor Japánban

  45. A köbkilométeres jégkocka-detektor a déli sarkon

  46. A jégkocka-detektor ilyennek látja a Hold müon-árnyképét TeV-es energiákon, mélyen a Déli sark alól

  47. A 3000 négyzetkilométeres Pierre Auger detektor Argentinában ~70 km

More Related