Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Kosmické záření co to je, jak se zkoumá a odkud pochází „Je to, jako bychom místo očekávaného motýla chytili stíhačku F116“ komentář k zachycení nejenergetičtějších.

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "Kosmické záření co to je, jak se zkoumá a odkud pochází „Je to, jako bychom místo očekávaného motýla chytili stíhačku F116“ komentář k zachycení nejenergetičtějších."— Transkript prezentace:

1 Kosmické záření co to je, jak se zkoumá a odkud pochází „Je to, jako bychom místo očekávaného motýla chytili stíhačku F116“ komentář k zachycení nejenergetičtějších případů kosmického záření 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 Vladimír Wagner Ústav jaderné fyziky AVČR, Řež, E_mail: WWW: hp.ujf.cas.cz/~wagner/ „Jsou dvě možnosti: Pokud výsledek potvrzuje hypotézu, tak jste udělali měření. Pokud však výsledek hypotéze odporuje, tak jste udělali objev.“ Enrico Fermi

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 Balónové výstupy Viktora Hesse Záření ze Slunce – většinou menší energie → zadrženo magnetickým polem Země → skončí ve van Allenových pásech Extrasolární kosmické záření: 1) E < 10 2 MeV – nepronikne přes sluneční vítr 2) E > 10 3 MeV – pronikne i magnetickým polem Země do atmosféry Interakce slunečního větru s magnetosférou Země

3 Primární složka Pierre Auger 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 km 2. 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 ± + ν e (anti-ν e ) 1,5% všech částic Fotony: malá část (~0,001 fotonů cm -2 s -1 ) Neutrina: malá část, problém s malým účinným průřezem Počet částic klesá s energií N(E) ~ 1/E 3 Při interakci primární částice v atmosféře vzniká kosmická sprška Hustota částic s energií 10 3 MeV: 10 4 m 2 s MeV: ~3 m 2 rok MeV: ~1 km 2 rok -1 Izotropní a rozložení – průchod galaktickým magnetickým polem homogenní rozložení v okolí Země (~2÷4 část. cm -2 s -1 )

4 Sekundární složka Interakce s atomy v atmosféře (s jádry a elektronovým obalem) 1)Protony a jádra → hadronová sprška, tříštivé reakce, produkce velkého množství mezonů π (π +, π - a π 0 ) Tříštivá reakce (tady zobrazeno pro mnohem těžší jádra než ty v atmosféře) Vzniká směs nukleonů a mezonů π tyto částice interagují silnou interakcí → hadronová sprška Rozpad mezonů π: π + → μ + + ν μ (τ = 26 ns → cτ = 7,8 m) └→ e + + ν e + anti-ν μ π - → μ - + anti -ν μ └→ e - + anti-ν e + ν μ π 0 → γ + γ Intenzivní zdroj neutrin a antineutrin ν μ a ν e poměr mezi počtem ν μ a ν e je R(ν μ /ν e ) = 2 zároveň intenzivní zdroj mionů μ + → e + + ν μ + ν e (τ = 2,2 μs → cτ = 660 m) 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 e+e+ e-e- γ Směs částic interagujících pouze elektromagneticky nebo slabě proton záření gamaelektron produkce párů e + e - vznik brzdného záření Kosmická sprška (převzato ze stránek V. Ullmana) 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

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 Spektrum přirozeného pozadí měřeného pomocí HPGe detektoru (větší část dána dlouhodobými radioizotopy z doby vzniku Sluneční soustavy) Nejdůležitější 14 C: Méně důležité: 7,10 Be, 32 P, 35 S, 36 Cl T 1/2 = 5720 let, čistý β -, energie 158 keV n o + 14 N 7 → 14 C 6 + p + slučuje se s kyslíkem do těžké vody 1 H 3 HO Ne tak důležité 3 H: (T 1/2 = 12,3 roků, čistý β -, energie jen 18 keV), Průměrná roční ekvivalentní dávka 370 μSv (jen zlomek radioaktivity z dlouhodobých prvků) p + 16 O → 14 C + t 1 atom 14 C na 8·10 13 atomů 12 C Využití pro datování v archeologii

7 Energetické spektrum Nejvyšší energie ~ MeV = eV 1 eV = 1,6∙ J 16 J 1 kg 1,6 m Dolní hranice 10 3 MeV – dána barierou slunečního větru a magnetického pole Země Složení Otevřený problém: zdroj vysokoenergetické části spektra (např. případ „Oh My God“ s E ~ 3∙10 14 MeV) Brždění o fotony reliktního záření → limita energie ~ 5∙10 13 MeV → zdroje s E ~ GeV nejsou v kosmologických vzdálenostech Spektrum primárních častic kosmického záření (převzato ze stránek V. Ulmanna) Pozorované rozšíření prvků ve vesmíru (C.A. Barnes et al: Jaderná astrofyzika, Camb. University Press 1983) Odpovídá složení hmoty ve vesmíru – dáno kromě primordiálního helia tvorbou prvků ve hvězdách

8 Historie detekce a využití Elektroskopy měřily celkovou ionizaci Fotografické emulze vyšší obsah bromidu (až 85%), tlustší vrstvy, větší citlivost Využití k hledání nových částic: Objev mionu, mezonu π, pozitronu, hyperjadra... Zdroj vysoce urychlených částic: Energie částic do MeV (současné urychlovače do ~ 10 6 MeV) Problém s malou intenzitou vysokoenergetických částic  V prvním období rozvoje jaderné fyziky nahrazovalo kosmické záření urychlovače Pozorování oscilace neutrin pomocí zkoumání poměru ν μ a ν e v sekundárním kosmickém záření Využití pro kalibrace detektorů (intenzivní zdroj ultrarelativistických nabitých částic s minimální ionizací Objev hyperjádra v roce 1953 M. Danysz, J. Pniewsky rozpad hyperjádra tříštivá reakce vznik hyperjádra částice kosmického záření

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 Kosmické sondy - primární kosmické záření – prvotní informace, lze i nižší energie, nelze velmi vysoké E < 10 8 MeV (malá plocha detektorů) Pozemní detektory – sekundární spršky – možno pokrýt velmi velké plochy (km 2 ) → detekce částic s velmi vysokou energií nelze studovat nižší energie (nerozvine se dostatečná sprška) Balónové experimenty – primární a sekundární záření (závisí podle výšky letu) Určení hmotnosti iontů – magnetické a elektrické pole – hmotové spektrometry Princip vzniku Čerenkovova záření

10 Kosmické sondy Družice HEAO 3Družice ACE Umístění družice ACE do libračního bodu L1Družice ACE studuje složení částic kosmického záření jak slunečního tak i galaktického původu Zkoumání složení primárního kosmického záření často společně i záření gama a X Zatím do energie 10 8 MeV Záření gama zachovává směr a doprovází také vysokoenergetické procesy Spojení detekce kosmického záření a hlídání jaderných výbuchů - družice FORTE

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

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

13 Pozemní experimenty 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 Haverah Park (Leeds, Anglie) – čerenko- vovské detektory Detekce fluorescenčního světla (HiRes) Teleskop pro pozorování Čerenkovova zářeni (Telescope Arrey) (Každý zaznamenal jeden superenergetický případ) Snaha pokrýt co největší plochu Sprška zasáhne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

14 Observatoř Pierra Augera 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) Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemní stanoviště se Schmidtovými komorami Rozsáhlý systém detektorů stavěný v Argentíně ~ 500 událostí nad 5·10 13 MeV

15 1600 pozemních čerenkovovských detektorů ( 60 % je dokončeno) Významná účast českých vědců Pozemní stanice s čerekovovským detektorem Současný stav dokončenosti (rok 2005) Simulace průběhu spršky kosmického záření s energií MeV (kliknout na obr. pro animaci) Záběr 3000 km 2 (vzdálenost mezi detektory 1,5 km) Fluorescenční detektory zachycují průběh spršky čerenkovovské jen její profil

16 Tři scintilační detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze 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

17 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 Základní vlastnosti a procesy Možná souvislost se záblesky gama záření Magnetická pole a elektrická pole pohybujících se nabitých oblaků plazmy Rázové vlny a výtrysky při katastrofických procesech p + γ → p + π 0 p + γ → n + π + Částice s E > MeV pocházejí ze vzdálenosti <~ 50 Mpc Zatím pouze 60 událostí s E > 5·10 13 MeV Tak vysoké energie → malé odchylky v magnetickém poli galaxie → určení polohy zdroje → hledání koincidencí v poloze zdrojů Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různých zdrojů Pozůstatek supernovy Aktivní galaxie NGC 4261 na snímku Hubblova teleskopu

18 Pozvolné urychlování Enrico Fermi 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 Jedna z mlhovin v souhvězdí Carina (snímek Hubblova dalekohledu) V tomto případě apriori izotropní a homogenní rozložení Možná koncentrace do roviny galaxie (výskyt ionizovaných oblaků Galaxie v Andromedě (snímek J. Ware)

19 Explozivní procesy Supernovy – asymetrická exploze (např. model dělové koule, asymetrický kolapsárový model), výtrysky hmoty – vysokoenergetických částic Aktivní jádra galaxií - výtrysky Možnost ohrožení Země Srážky neutronových hvězd ve dvojhvězdách 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 Zhroucení neutronové hvězdy do černé díry Nestabilní jevy při akreci materiálu na kompaktní objekty Možná souvislost se záblesky gama Zatím jen scifi Kolapsarový model vzniku záblesku gama Srážky galaxií Pohlcení neutronové hvězdy černou dirou Výbuch supernovy Zdroj animací – stránky NASA (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 Z 0 bosony s energií až MeV) Rozpady supertěžkých částic (hypotetické magnetické monopóly, doménové stěny, kosmické struny... Vypařování černých miniděr – v konečné fázi uvolňování velké energie → kvantové vypařování i velmi těžkých částic předpovídaných sjednocovacími teoriemi - leptokvarky X,Y ( M X,Y ≈ MeV), nebo supersymetrické částice Vypaření černé minidíry Simulace ze stranek A. Hamiltona S. Hawking Možná souvislost s temnou hmotou (mohlo by se jednat o částice, které ji tvoří) Černé díry by měly vyzařovat tzv. Hawkingovo záření - vzniká ději v blízkosti horizontu černé díry Původ: pozůstatky z počátečních stádií Velkého třesku

21 Závěr 1)Na zemi dopadá záření z vesmíru z mezihvězdného prostoru 2)Jeho energie dosahuje hodnoty až MeV 3)Složení odpovídá výskytu prvků ve vesmíru, dále jsou tam elektrony, fotony a neutrina (v daleko menším množství) 4)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 6)Identifikace zdrojů pomocí zdrojů vysokoenergetických gama či neutrin (možná souvislost) – vznik při katastro- fických procesech 7)Možnost ohrožení života na Zemi → nutnost identifikace potenciálních blízkých zdrojů 8)Pravděpodobně více zdrojů – zatím není přesná identifikace 9) Nutné doplňující se pozorování záblesků gama, vysokoenergetického kosmického záření a neutrin


Stáhnout ppt "Kosmické záření co to je, jak se zkoumá a odkud pochází „Je to, jako bychom místo očekávaného motýla chytili stíhačku F116“ komentář k zachycení nejenergetičtějších."

Podobné prezentace


Reklamy Google