Fyzikální ústav AV ČR, v. v. i.

Slides:



Advertisements
Podobné prezentace
Atomové jádro, elementární částice
Advertisements

Interakce ionizujícího záření s látkou
Zajímavé problémy současné fyziky a spolupráce FJFI na nich.
Hloubka průniku pozitronů
Skalární součin Určení skalárního součinu
Vybrané kapitoly z obecné a teoretické fyziky
Urychlovače na nebi a pod zemí, aneb Velký třesk za všechno může
Big Bang Jak to začalo s po velkém třesku – hadronová éra vesmír je vyplněn těžkými částicemi (protony a neutrony) hustota vesmíru je 1097.
Detektorové systémy 1) Anticomptonovské spektrometry 2) Párové spektrometry 3) Krystalové koule, stěny, komplexní soustavy polovodičových a scintilačních.
Elektromagnetické vlnění
Mění se vlastnosti částic uvnitř velmi hustého a horkého prostředí? aneb jak studujeme vlastnosti silné interakce 1. Úvod 2. Současný pohled na strukturu.
Rozdělení záření Záření může probíhat formou vlnění nebo pohybem částic. Obecně záření vykazuje jak vlnový, tak částicový charakter. Obvykle je však záření.
Elementární částice 1) Úvod
1 Registrovaná (detekovaná) intenzita Polarizační faktor  22  z =  /2-2   y =  /2 x z Nepolarizované záření.
Kvantové vlastnosti a popis atomu
Jaderná fyzika a stavba hmoty
Spektrum záření gama, jeho získávání a analýza
TILECAL Kalorimetr pro experiment ATLAS Určen k měření energie částic vzniklých při srážkách protonů na urychlovači LHC Budován ve velké mezinárodní spolupráci.
Interakce záření gama s hmotou
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.
Původ hmoty ve Vesmíru Radomír Šmída
Experimentální metody jaderné a subjaderné fyziky
Rentgenové detektory Gama detektory
Aplikace spektroskopie neutrin 1) Detekce slunečních neutrin 2) Detekce neutrin se supernov 3) Detekce neutrin z kosmického záření 4) Studium oscilace.
Homogenní elektrostatické pole
Josef Dočkal, Růžek Lukáš. Naše hlavní úkoly jsou detekce alfa záření, změření spektra radioaktivních prvků a na konec vše porovnat s jinými metodami.
Uplatnění spektroskopie elektronů
Spektrometrie vysokoenergetického záření gama Vhodné využít anorganické scintilátory: BGO, BaF 2, PbWO 4 Elektromagnetická sprška E γ >> 1 MeV fotoefekt.
Interakce těžkých nabitých částic a jader s hmotou Elektromagnetická interakce – rozptyl (na elektronech zanedbatelný, na jádrech malá pravděpodobnost),
„Náznak další poruchy,“ rychle pronesl Spock
Pozitronium schéma kanálů pro anihilaci pozitronu v pevné látce W. Brandt 1983.
Měření dosahu elektronů radioterapeutického urychlovače Měření dosahu elektronů radioterapeutického urychlovače Helena Maňáková David Nešpor František.
Nejmohutnější exploze ve vesmíru? aneb záhada vzniku záblesků gama
Interakce lehkých nabitých částic s hmotou Ionizační ztráty – elektron ztrácí energii tím jak ionizuje a excituje atomy Rozptyl – rozptyl v Coulombovském.
FII-4 Elektrické pole Hlavní body Vztah mezi potenciálem a intenzitou Gradient Elektrické siločáry a ekvipotenciální plochy Pohyb.
: - prověření zachování C parity v elektromagnetických interakcích - prověření hypotézy, že anifermiony mají opačnou paritu než fermiony energetické hladiny.
Charakteristiky Dolet R
Vybrané kapitoly z fyziky se zaměřením na atomistiku a jadernou fyziku
Fyztyd 2004 Mlžná komora, když máte zamlženo… Jan Brychta, Gymnázium Jihlava Jan Hoffmann, Gymnázium Praha 6 Jan Chylík, Gymnázium Horní Počernice Jan.
Produkce neutronů ve spalačních reakcích deuteronů na sestavě olověného terče a uranového blanketu Ondřej Svoboda Produkce neutronů ve spalačních reakcích.
Relativistický pohyb tělesa
Implantační profil monoenergetrických pozitronů monoenergetické pozitrony o energii E 2 keV 3 keV 4 keV 5 keV 7 keV 10 keV depth (nm) P(z)
Fyzikální metody a technika v biomedicíně
Urychlovače na nebi a pod zemí, aneb Velký třesk za všechno může
GRB – gama záblesky Michal Pelc. Co si dnes povíme úvod, historie co to vlastně je dosvit směrové vysílání teorie: obvyklý život hvězdy, supernovy, černé.
Vybrané kapitoly z fyziky Radiologická fyzika
Studium tříštivých reakcí, produkce a transportu neutronů v terčích vhodných pro produkci neutronů k transmutacím Filip Křížek Vedoucí diplomové práce:
Přednášky z lékařské biofyziky Biofyzikální ústav Lékařské fakulty Masarykovy univerzity, Brno
Částicová fyzika Zrod částicové fyziky Přelom 18. a 19. století
Jaderná fyzika Hlavní vlastnosti hmoty jsou dány chováním elektronů. Různé prvky existují v důsledku jader mít různé, celočíselné násobky elementárního.
Vybrané kapitoly z fyziky Radiologická fyzika Milan Předota Ústav fyziky a biofyziky Přírodovědecká fakulta JU Branišovská 31 (ÚMBR),
Pozitron – teoretická předpověď
Anihilace pozitronů v pevných látkách
Tajemství mikrosvěta České vysoké učení technické v Praze
Radiologická fyzika Rentgenové a γ záření 22. října 2012.
Spektrometrie záření gama Autoři: K. Procházková, J. Grepl, J. Michelfeit, P. Svačina.
Studium produkce e + e - párů ve srážkách Ar+KCl AGeV Filip Křížek, ÚJF AV ČR.
9.1 Magnetické pole ve vakuu 9.2 Zdroje magnetického pole
Nejmohutnější exploze ve vesmíru? aneb záhada vzniku záblesků gama „NASA úspěšně vypustila kosmickou sondu Swift, která má zkoumat záblesky gama.” z tiskové.
Identifikace neznámého zářiče použitím gama spektroskopie
Nadbytek elektronů a pozitronů v kosmickém záření Radomír Šmída Fyzikální ústav AV ČR, v. v. i.
Význam kosmického gama záření: Gama záření nám umožňuje studovat procesy, odehrávájící se ve velmi aktivních objektech, jako jsou supernovy, černé díry,
Název SŠ: SŠ-COPT Uherský Brod Autor: Mgr. Jordánová Marcela Název prezentace (DUMu): 20. Astrofyzika Název sady: Fyzika pro 3. a 4. ročník středních škol.
Radiologická fyzika Rentgenové a γ záření 4. listopadu 2013.
Radioaktivita.
Záření – radiace Druh vlnění - šíření energie prostorem
„Náznak další poruchy,“ rychle pronesl Spock
Hmota Částice Interakce
Radiologická fyzika Rentgenové a γ záření podzim 2008, osmá přednáška.
Kosmické záření a jeho detekce stanicí CZELTA
Transkript prezentace:

Fyzikální ústav AV ČR, v. v. i. Nadbytek elektronů a pozitronů v kosmickém záření Radomír Šmída Fyzikální ústav AV ČR, v. v. i. smida@fzu.cz

Elektrony a pozitrony Elektron e- záporný náboj klidová hmotnost: 2/37 Elektrony a pozitrony Elektron e- záporný náboj klidová hmotnost: 511 keV interakce: el-mag., slabá a gravitační Pozitron e+ antičástice zaniká anihilací

Elektrony a pozitrony Elektron e- záporný náboj klidová hmotnost: 3/37 Elektrony a pozitrony Elektron e- záporný náboj klidová hmotnost: 511 keV interakce: el-mag., slabá a gravitační Pozitron e+ antičástice zaniká anihilací [Cer]

Vysokoenergetické e-, e+ 4/37 Vysokoenergetické e-, e+ Urychlování: pouze e- zbytky po výbuších supernov, pulzary Sekundární: produkty interakce kosmického záření jediný zdroj e+? [Aha]

Vysokoenergetické e-, e+ 5/37 Vysokoenergetické e-, e+ Urychlování: pouze e- zbytky po výbuších supernov, pulzary Sekundární: produkty interakce kosmického záření jediný zdroj e+? pp, p+He, α+H,... π, K  μ  e [Phy] [Mos]

Energetické ztráty během šíření v mezihvězdném prostředí brzdné záření 6/37 Energetické ztráty 500 pc během šíření v mezihvězdném prostředí brzdné záření synchrotronové záření inverzní Comptonův (IC) rozptyl [Zat]

Energetické ztráty během šíření v mezihvězdném prostředí brzdné záření 7/37 Energetické ztráty během šíření v mezihvězdném prostředí brzdné záření synchrotronové záření inverzní Comptonův (IC) rozptyl

Energetické ztráty během šíření v mezihvězdném prostředí brzdné záření 8/37 Energetické ztráty během šíření v mezihvězdném prostředí brzdné záření synchrotronové záření inverzní Comptonův (IC) rozptyl

Energetické ztráty během šíření v mezihvězdném prostředí brzdné záření 9/37 Energetické ztráty během šíření v mezihvězdném prostředí brzdné záření synchrotronové záření inverzní Comptonův (IC) rozptyl

Radiační doba života energetické ztráty: IC + synch. záření 10/37 Radiační doba života energetické ztráty: IC + synch. záření radiační doba e-, e+ difúzní pohyb max. vzdálenost zdrojů: 1 kpc jen blízké objekty v naší Galaxii v intervalu energií 1 GeV - 1 TeV

Radiační doba života energetické ztráty: IC + synch. záření 11/37 Radiační doba života energetické ztráty: IC + synch. záření radiační doba e-, e+ difúzní pohyb max. vzdálenost zdrojů: 1 kpc jen blízké objekty v naší Galaxii

Radiační doba života energetické ztráty: IC + synch. záření 12/37 Radiační doba života energetické ztráty: IC + synch. záření radiační doba e-, e+ difúzní pohyb max. vzdálenost zdrojů: 1 kpc jen blízké objekty v naší Galaxii

Radiační doba života energetické ztráty: IC + synch. záření 13/37 Radiační doba života energetické ztráty: IC + synch. záření radiační doba e-, e+ difúzní pohyb max. vzdálenost zdrojů: 1 kpc jen blízké objekty v naší Galaxii [Kob]

Radiační doba života energetické ztráty: IC + synch. záření 14/37 Radiační doba života energetické ztráty: IC + synch. záření radiační doba e-, e+ difúzní pohyb max. vzdálenost zdrojů: 1 kpc jen blízké objekty v naší Galaxii

Energetické spektrum Moskalenko & Strong: model šíření částic 15/37 Energetické spektrum Moskalenko & Strong: model šíření částic v Galaxii GALPROP [Gal] hladký pokles toku e-, e+ nad ~ 10 GeV tvar spektra: nízké vysoké energie střední

Energetické spektrum Moskalenko & Strong: model šíření částic 16/37 Energetické spektrum Moskalenko & Strong: model šíření částic v Galaxii GALPROP [Gal] hladký pokles toku e-, e+ nad ~ 10 GeV tvar spektra: nízké vysoké energie střední EB: extragalactic background

Energetické spektrum Moskalenko & Strong: model šíření částic 17/37 Energetické spektrum h Moskalenko & Strong: model šíření částic v Galaxii GALPROP [Gal] hladký pokles toku e-, e+ nad ~ 10 GeV tvar spektra: nízké vysoké energie střední d R(E) > h nejvýznamější jsou úniky částic z Galaxie (malé radiační ztráty)‏ dN/dE  D-1 E-α spektrum stejné jako ve zdroji pro D≠fce(E)‏

Energetické spektrum Moskalenko & Strong: model šíření částic 18/37 Energetické spektrum h Moskalenko & Strong: model šíření částic v Galaxii GALPROP [Gal] hladký pokles toku e-, e+ nad ~ 10 GeV tvar spektra: nízké vysoké energie střední d R(E) < d převažují radiační ztráty nad úniky částic z Galaxie dN/dE  E-(α+1)‏ prudký pokles je-li R < vzdálenost zdrojů

Energetické spektrum Moskalenko & Strong: model šíření částic 19/37 Energetické spektrum h Moskalenko & Strong: model šíření částic v Galaxii GALPROP [Gal] hladký pokles toku e-, e+ nad ~ 10 GeV tvar spektra: nízké vysoké energie střední d d < R(E) < h objem o rozměru R(E)‏ dN/dE  D-0.5 E-(α+0.5)‏ pokud D(E) obdobný spektr. index jako pro vysoké energie [Mul]

20/37

Pozorování primární částice: zastoupení izotopů pozitrony / elektrony 21/37 Pozorování primární částice: 1 GeV < E < 1 TeV stratosférické balóny (atmosférické e-, e+)‏ satelity zastoupení izotopů pozitrony / elektrony antihmota (anti He)‏ [Gri]

Pozorování primární částice: zastoupení izotopů pozitrony / elektrony 22/37 Pozorování primární částice: 1 GeV < E < 1 TeV stratosférické balóny (atmosférické e-, e+)‏ satelity zastoupení izotopů pozitrony / elektrony antihmota (anti He)‏ určení koeficientu difúze D  Eδ

Pozorování primární částice: zastoupení izotopů pozitrony / elektrony 23/37 Pozorování primární částice: 1 GeV < E < 1 TeV stratosférické balóny (atmosférické e-, e+)‏ satelity zastoupení izotopů pozitrony / elektrony antihmota (anti He)‏ [Pam]

Pozorování primární částice: zastoupení izotopů pozitrony / elektrony 24/37 Pozorování primární částice: 1 GeV < E < 1 TeV stratosférické balóny (atmosférické e-, e+)‏ satelity zastoupení izotopů pozitrony / elektrony antihmota (anti He)‏ [Pam]

ATIC: elektrony Advanced Thin spektrum elektronů blízké pulzary 25/37 ATIC: elektrony Advanced Thin Ionization Calorimeter spektrum elektronů blízké pulzary anihilace částic temné hmoty: SUSY extra-dimenze 4 balónové lety nad Antarktidou (~48 dní měření)‏

ATIC: elektrony Advanced Thin spektrum elektronů blízké pulzary 26/37 ATIC: elektrony Advanced Thin Ionization Calorimeter spektrum elektronů blízké pulzary anihilace částic temné hmoty: SUSY extra-dimenze 300 - 800 GeV: ATIC: 210 GALPROP: 140 [Cha]

ATIC: elektrony Advanced Thin spektrum elektronů blízké pulzary 27/37 ATIC: elektrony Advanced Thin Ionization Calorimeter spektrum elektronů blízké pulzary anihilace částic temné hmoty: SUSY extra-dimenze HESS výsledky H.E.S.S.u [Ah2]

ATIC: elektrony Advanced Thin spektrum elektronů blízké pulzary 28/37 ATIC: elektrony Advanced Thin Ionization Calorimeter spektrum elektronů blízké pulzary anihilace částic temné hmoty: SUSY extra-dimenze zdroj musí mít úzké spektrum [Cha]

ATIC: elektrony Advanced Thin spektrum elektronů blízké pulzary 29/37 ATIC: elektrony Advanced Thin Ionization Calorimeter spektrum elektronů blízké pulzary anihilace částic temné hmoty: SUSY extra-dimenze neutralina produkují široké spektrum e- anihilace 620 GeV Kaluza-Klein č. [Cha]

PAMELA spektrometr (0.43 T)‏ rigidita = hybnost/m náboj 30/37 PAMELA Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics spektrometr (0.43 T)‏ rigidita = hybnost/m náboj Si-W kalorimetr 16 radiačních délek 0.6 jaderných interakčních délek start 15. 6. 2006 500 dní měření 1.5 - 100 GeV 9430 e+ [Adr]

PAMELA spektrometr (0.43 T)‏ rigidita = hybnost/m náboj 31/37 PAMELA Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics spektrometr (0.43 T)‏ rigidita = hybnost/m náboj Si-W kalorimetr 16 radiačních délek 0.6 jaderných interakčních délek FOV 19o x 19o 21.5 cm2 sr [Pam]

PAMELA spektrometr (0.43 T)‏ rigidita = hybnost/m náboj 32/37 PAMELA Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics spektrometr (0.43 T)‏ rigidita = hybnost/m náboj Si-W kalorimetr 16 radiačních délek 0.6 jaderných interakčních délek Identifikace e- / e+ poměr zastoupení částic při 10 GV: e+ 1, p+ 103 e- 10, p- 10-1 podélný i příčný profil spršek ověřování (CERN)‏ chyba < 10-5 80% účinnost [Adr]

Křivky PAMELY modelová předpověď pro pozitrony pozorování PAMELY 33/37 Křivky PAMELY modelová předpověď pro pozitrony pozorování PAMELY energie < 5 GeV: sluneční cyklus nad 10 GeV: nadbytek e+ rostoucí s energií pouze sekundarní e+

Křivky PAMELY modelová předpověď pro pozitrony pozorování PAMELY 34/37 Křivky PAMELY modelová předpověď pro pozitrony pozorování PAMELY energie < 5 GeV: sluneční cyklus nad 10 GeV: nadbytek e+ rostoucí s energií

Křivky PAMELY modelová předpověď pro pozitrony pozorování PAMELY 35/37 Křivky PAMELY modelová předpověď pro pozitrony pozorování PAMELY energie < 5 GeV: sluneční cyklus nad 10 GeV: nadbytek e+ rostoucí s energií polarita slunečního magnetického pole [Adr]

Křivky PAMELY modelová předpověď pro pozitrony pozorování PAMELY 36/37 Křivky PAMELY modelová předpověď pro pozitrony pozorování PAMELY energie < 5 GeV: sluneční cyklus nad 10 GeV: nadbytek e+ rostoucí s energií chyba modelu kreace u pulzarů anihilace částic temné hmoty [Adr]

Závěr rtg. a gama záření antiprotony reliktní záření 37/37 Závěr rtg. a gama záření antiprotony reliktní záření nepřímá pozorování temné hmoty [Hoo]

Literatura [Adr] Adriani, O. et al.: arXiv:0810.4995 (2008)‏ [Aha] Aharonian, F. A. et al.: Nature 432 (2004)‏ [Ah2] Aharonian, F. A. et al.: arXiv:0811.3894 (2008)‏ [Ati] http://atic.phys.lsu.edu/aticweb/ [Cer] http://teachers.web.cern.ch/teachers/archiv/HST2002/Bubblech/ [Cha] Chang, J. et: Nature 456 (2008)‏ [Gal] http://galprop.stanford.edu/web_galprop/galprop_home.html [Gri] Grimani, C. et al.: A&A 392 (2002)‏ [Hoo] Hooper, D.: arXiv:0710.2062 (2007)‏ [Kob] Kobayashi, T. et al.: ApJ 601 (2004)‏ [Mos] Moskalenko, I.V. & Strong, A.W.: ApJ 509 (1998)‏ [Mul] Muller, D.: Adv. Space Res. 27 (2001)‏ [Pam] http://pamela.roma2.infn.it/index.php [Phy] http://www.physics.adelaide.edu.au/astrophysics/theory/interactions.html [Zat] http://www.sslmit.unibo.it/zat/images/cartography/