Kosmickeacute zaacuteřeniacute co to je jak se zkoumaacute a odkud pochaacuteziacute

bdquoJe to jako bychom miacutesto očekaacutevaneacuteho motyacutela chytili stiacutehačku F116ldquo komentaacuteř k zachyceniacute nejenergetičtějšiacutech přiacutepadů kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

1 Uacutevod

2 Vlastnosti a složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

21 Primaacuterniacute složka 22 Sekundaacuterniacute složka 23 Energetickeacute spektrum 24 Složeniacute

3 Způsoby zkoumaacuteniacute

31 Historie 32 Kosmickeacute sondy

33 Baloacutenoveacute experimenty 34 Pozemskeacute experimenty

4 Zdroje kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

41 Postupneacute urychlovaacuteniacute 42 Katastrofickeacute procesy 43 Exotickeacute zdroje

5 Zaacutevěr

Vladimiacuter Wagner

Uacutestav jaderneacute fyziky AVČR 250 68 Řež E_mail WAGNERUJFCASCZ WWW hpujfcascz~wagner

bdquoJsou dvě možnosti Pokud vyacutesledek potvrzuje hypoteacutezu tak jste udělali měřeniacute Pokud však vyacutesledek hypoteacuteze odporuje tak jste udělali objevldquo Enrico Fermi

Uacutevod

Objev ndash VF Hess (1912) ndash letěl baloacutenem do vyacutešky přes 5 km bez kysliacuteku k měřeniacute radiace použil elektroskop ndash pozoroval zvyšovaacuteniacute radiace s vyacuteškou

Prokaacutezal měřeniacutem během slunečniacuteho zatměniacute že zaacuteřeniacute nepochaacuteziacute ze Slunce

Baloacutenoveacute vyacutestupy Viktora Hesse

Zaacuteřeniacute ze Slunce ndash většinou menšiacute energie rarr zadrženo magnetickyacutem polem Země rarr skončiacute ve van Allenovyacutech paacutesech

Extrasolaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute

1) E lt 102 MeV ndash nepronikne přes slunečniacute viacutetr 2) E gt 103 MeV ndash pronikne i magnetickyacutem polem Země do atmosfeacutery

Interakce slunečniacuteho větru s magnetosfeacuterou Země

Primaacuterniacute složka Pierre Auger

Rozděleniacute na

1) Primaacuterniacute složku ndash čaacutestice přileacutetajiacuteciacute z vesmiacuteru 2) Sekundaacuterniacute složku ndash čaacutestice vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře Země interakciacute čaacutestic primaacuterniacute složky rarr vznik kosmickeacute spršky

Pierre Auger pozoruje v roce 1938 v Alpaacutech (3000 m) korelovaneacute sprškyčaacutestic ndash kosmickeacute spršky Plocha na povrchu Země pokrytaacute sekundaacuterniacutemi nabityacutemi čaacutesticemi až 16 km2

Jaacutedra protony ( 88 ) helium (10 ) ostatniacute prvky (2 ) (zastoupeniacute v počtu jader ndash hmotnostniacute složeniacute je jineacute vlivem 4kraacutet většiacute hmotnosti helia než vodiacuteku)

Elektrony většina z rozpadu πplusmn rarr eplusmn + νe (anti-νe) 15 všech čaacutesticFotony malaacute čaacutest (~0001 fotonů cm-2s-1)Neutrina malaacute čaacutest probleacutem s malyacutem uacutečinnyacutem průřezem

Počet čaacutestic klesaacute s energiiacute N(E) ~ 1E3

Při interakci primaacuterniacute čaacutestice v atmosfeacuteře vznikaacute kosmickaacute sprška

Hustota čaacutestic s energiiacute 103 MeV 104 m2s-1 1010 MeV ~3 m2rok-1

1013 MeV ~1 km2rok-1

Izotropniacute a rozloženiacute ndash průchod galaktickyacutem magnetickyacutem polem

homogenniacute rozloženiacute v okoliacute Země (~2divide4 čaacutest cm-2s-1)

Sekundaacuterniacute složka

Interakce s atomy v atmosfeacuteře (s jaacutedry a elektronovyacutem obalem)

1) Protony a jaacutedra rarr hadronovaacute sprška třiacuteštiveacute reakce produkce velkeacuteho množstviacute mezonů π (π+ π- a π0)

Třiacuteštivaacute reakce (tady zobrazeno pro mnohem těžšiacute jaacutedra než ty v atmosfeacuteře)

Vznikaacute směs nukleonů a mezonů π tyto čaacutestice interagujiacute silnou interakciacute rarr hadronovaacute sprška

Rozpad mezonů π

π+ rarr μ+ + νμ (τ = 26 ns rarr cτ = 78 m) rarr e+ + νe + anti-νμ

π - rarr μ- + anti -νμ

rarr e- + anti-νe + νμ

π0 rarr γ + γ

Intenzivniacute zdroj neutrin a antineutrin νμ a νe poměr mezi počtem νμ a νe je R(νμνe) = 2 zaacuteroveň intenzivniacute zdroj mionů

μ+ rarr e+ + νμ + νe (τ = 22 μs rarr cτ = 660 m)

Intenzivniacute zdroj leptonů

2) Elektrony a fotony rarr elektromagnetickaacute sprška

fotony v poli jaacutedra rarr tvorba paacuterů elektron a pozitronelektron v poli jaacutedra rarr tvorba brzdnyacutech fotonů

e+

e-

γ

Směs čaacutestic interagujiacuteciacutech pouze elektromagneticky nebo slabě

proton

zaacuteřeniacute gamaelektron

produkce paacuterů e+ e-

vznik brzdneacuteho zaacuteřeniacuteKosmickaacute sprška (převzato ze straacutenek V Ullmana)

Složka 1) tvrdaacute ndash tvořena hlavně miony ( energie až 600 MeV) meacuteně je protonů a pionů s vysokou energiiacute ndash pronikaacute až do hloubky 1000 m neodstiacuteniacute ani několik m olova 2) měkkaacute - elektrony pozitrony fotony a protony odstiacuteniacute se 10 cm olova

Součaacutest přirozeneacuteho radioaktivniacuteho pozadiacute

V třiacuteštivyacutech reakciacutech na jaacutedrech N O C a Ar vznikaacute řada radioaktivniacutech izotopů lehkyacutech jader a čaacutestic dalšiacute radioaktivniacute prvky vznikajiacute v naacuteslednyacutech reakciacutech vzniklyacutech čaacutestic

Spektrum přirozeneacuteho pozadiacute měřeneacuteho pomociacute HPGe detektoru (většiacute čaacutest daacutena dlouhodobyacutemi radioizotopy z doby vzniku Slunečniacute soustavy)

Nejdůležitějšiacute 14C

Meacuteně důležiteacute 710Be 32P 35S 36Cl

T12 = 5720 let čistyacute β- energie 158 keV no + 14N7 rarr 14C6 + p+

slučuje se s kysliacutekem do těžkeacute vody 1H3HO

Ne tak důležiteacute 3H

(T12 = 123 roků čistyacute β- energie jen 18 keV)

Průměrnaacute ročniacute ekvivalentniacute daacutevka 370 μSv(jen zlomek radioaktivity z dlouhodobyacutech prvků)

p + 16O rarr 14C + t

1 atom 14C na 81013 atomů 12C

Využitiacute pro datovaacuteniacute v archeologii

Energetickeacute spektrum

Nejvyššiacute energie ~ 1014 MeV = 1020 eV1 eV = 16∙10-19 J

16 J

1 kg

16 m

Dolniacute hranice 103 MeV ndash daacutena barierou slunečniacuteho větru a magnetickeacuteho pole Země

Složeniacute

Otevřenyacute probleacutem zdroj vysokoenergetickeacute čaacutesti spektra (např přiacutepad bdquoOh My Godldquo s E ~ 3∙1014 MeV)

Bržděniacute o fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute rarr limita energie ~ 5∙1013 MeV rarr zdroje s E ~ 1011 GeV nejsou v kosmologickyacutech vzdaacutelenostech

Spektrum primaacuterniacutech častic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute (převzato ze straacutenek V Ulmanna)

Pozorovaneacute rozšiacuteřeniacute prvků ve vesmiacuteru (CA Barnes et al Jadernaacute astrofyzika Camb University Press 1983)

Odpoviacutedaacute složeniacute hmoty ve vesmiacuteru ndash daacuteno kromě primordiaacutelniacuteho helia tvorbou prvků ve hvězdaacutech

Historie detekce a využitiacute

Elektroskopy měřily celkovou ionizaci

Fotografickeacute emulze vyššiacute obsah bromidu (až 85) tlustšiacute vrstvy většiacute citlivost

Využitiacute k hledaacuteniacute novyacutech čaacutestic

Objev mionu mezonu π pozitronu hyperjadra

Zdroj vysoce urychlenyacutech čaacutestic

Energie čaacutestic do 1014 MeV (současneacute urychlovače do ~ 106 MeV) Probleacutem s malou intenzitou vysokoenergetickyacutech čaacutestic

V prvniacutem obdobiacute rozvoje jaderneacute fyziky nahrazovalo kosmickeacute zaacuteřeniacute urychlovače

Pozorovaacuteniacute oscilace neutrin pomociacute zkoumaacuteniacute poměru νμ a νe v sekundaacuterniacutem kosmickeacutem zaacuteřeniacute

Využitiacute pro kalibrace detektorů (intenzivniacute zdroj ultrarelativistickyacutech nabityacutech čaacutestic s minimaacutelniacute ionizaciacute

Objev hyperjaacutedra v roce 1953M Danysz J Pniewsky

rozpad hyperjaacutedra

třiacuteštivaacute reakcevznik hyperjaacutedra

čaacutestice kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

Způsoby detekce

1) Detekce fluorescenčniacuteho světla ndash fluorescenčniacute světlo vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře

2) Detekce nabityacutech čaacutestic ndash na zemi většinou pomociacute scintilačniacutech detektorů

3) Detekce Čerenkovova zaacuteřeniacute a) detekce zaacuteřeniacute vznikajiacuteciacuteho v atmosfeacuteře b) Čerenkovovskeacute detektory

Kosmickeacute sondy - primaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute ndash prvotniacute informace lze i nižšiacute energie nelze velmi vysokeacute E lt 108 MeV (malaacute plocha detektorů)

Pozemniacute detektory ndash sekundaacuterniacute spršky ndash možno pokryacutet velmi velkeacute plochy (km2) rarr detekce čaacutestic s velmi vysokou energiiacute nelze studovat nižšiacute energie (nerozvine se dostatečnaacute sprška)

Baloacutenoveacute experimenty ndash primaacuterniacute a sekundaacuterniacute zaacuteřeniacute (zaacutevisiacute podle vyacutešky letu)

Určeniacute hmotnosti iontů ndash magnetickeacute a elektrickeacute pole ndash hmotoveacute spektrometry

Princip vzniku Čerenkovova zaacuteřeniacute

Kosmickeacute sondy

Družice HEAO 3 Družice ACE

Umiacutestěniacute družice ACE do libračniacuteho bodu L1 Družice ACE studuje složeniacute čaacutestic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute jak slunečniacuteho tak i galaktickeacuteho původu

Zkoumaacuteniacute složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute často společně i zaacuteřeniacute gama a X

Zatiacutem do energie 108 MeV

Zaacuteřeniacute gama zachovaacutevaacute směr a doprovaacuteziacute takeacute vysokoenergetickeacute procesy

Spojeniacute detekce kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a hliacutedaacuteniacute jadernyacutech vyacutebuchů - družice FORTE

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Uacutevod

Objev ndash VF Hess (1912) ndash letěl baloacutenem do vyacutešky přes 5 km bez kysliacuteku k měřeniacute radiace použil elektroskop ndash pozoroval zvyšovaacuteniacute radiace s vyacuteškou

Prokaacutezal měřeniacutem během slunečniacuteho zatměniacute že zaacuteřeniacute nepochaacuteziacute ze Slunce

Baloacutenoveacute vyacutestupy Viktora Hesse

Zaacuteřeniacute ze Slunce ndash většinou menšiacute energie rarr zadrženo magnetickyacutem polem Země rarr skončiacute ve van Allenovyacutech paacutesech

Extrasolaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute

1) E lt 102 MeV ndash nepronikne přes slunečniacute viacutetr 2) E gt 103 MeV ndash pronikne i magnetickyacutem polem Země do atmosfeacutery

Interakce slunečniacuteho větru s magnetosfeacuterou Země

Primaacuterniacute složka Pierre Auger

Rozděleniacute na

1) Primaacuterniacute složku ndash čaacutestice přileacutetajiacuteciacute z vesmiacuteru 2) Sekundaacuterniacute složku ndash čaacutestice vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře Země interakciacute čaacutestic primaacuterniacute složky rarr vznik kosmickeacute spršky

Pierre Auger pozoruje v roce 1938 v Alpaacutech (3000 m) korelovaneacute sprškyčaacutestic ndash kosmickeacute spršky Plocha na povrchu Země pokrytaacute sekundaacuterniacutemi nabityacutemi čaacutesticemi až 16 km2

Jaacutedra protony ( 88 ) helium (10 ) ostatniacute prvky (2 ) (zastoupeniacute v počtu jader ndash hmotnostniacute složeniacute je jineacute vlivem 4kraacutet většiacute hmotnosti helia než vodiacuteku)

Elektrony většina z rozpadu πplusmn rarr eplusmn + νe (anti-νe) 15 všech čaacutesticFotony malaacute čaacutest (~0001 fotonů cm-2s-1)Neutrina malaacute čaacutest probleacutem s malyacutem uacutečinnyacutem průřezem

Počet čaacutestic klesaacute s energiiacute N(E) ~ 1E3

Při interakci primaacuterniacute čaacutestice v atmosfeacuteře vznikaacute kosmickaacute sprška

Hustota čaacutestic s energiiacute 103 MeV 104 m2s-1 1010 MeV ~3 m2rok-1

1013 MeV ~1 km2rok-1

Izotropniacute a rozloženiacute ndash průchod galaktickyacutem magnetickyacutem polem

homogenniacute rozloženiacute v okoliacute Země (~2divide4 čaacutest cm-2s-1)

Sekundaacuterniacute složka

Interakce s atomy v atmosfeacuteře (s jaacutedry a elektronovyacutem obalem)

1) Protony a jaacutedra rarr hadronovaacute sprška třiacuteštiveacute reakce produkce velkeacuteho množstviacute mezonů π (π+ π- a π0)

Třiacuteštivaacute reakce (tady zobrazeno pro mnohem těžšiacute jaacutedra než ty v atmosfeacuteře)

Vznikaacute směs nukleonů a mezonů π tyto čaacutestice interagujiacute silnou interakciacute rarr hadronovaacute sprška

Rozpad mezonů π

π+ rarr μ+ + νμ (τ = 26 ns rarr cτ = 78 m) rarr e+ + νe + anti-νμ

π - rarr μ- + anti -νμ

rarr e- + anti-νe + νμ

π0 rarr γ + γ

Intenzivniacute zdroj neutrin a antineutrin νμ a νe poměr mezi počtem νμ a νe je R(νμνe) = 2 zaacuteroveň intenzivniacute zdroj mionů

μ+ rarr e+ + νμ + νe (τ = 22 μs rarr cτ = 660 m)

Intenzivniacute zdroj leptonů

2) Elektrony a fotony rarr elektromagnetickaacute sprška

fotony v poli jaacutedra rarr tvorba paacuterů elektron a pozitronelektron v poli jaacutedra rarr tvorba brzdnyacutech fotonů

e+

e-

γ

Směs čaacutestic interagujiacuteciacutech pouze elektromagneticky nebo slabě

proton

zaacuteřeniacute gamaelektron

produkce paacuterů e+ e-

vznik brzdneacuteho zaacuteřeniacuteKosmickaacute sprška (převzato ze straacutenek V Ullmana)

Složka 1) tvrdaacute ndash tvořena hlavně miony ( energie až 600 MeV) meacuteně je protonů a pionů s vysokou energiiacute ndash pronikaacute až do hloubky 1000 m neodstiacuteniacute ani několik m olova 2) měkkaacute - elektrony pozitrony fotony a protony odstiacuteniacute se 10 cm olova

Součaacutest přirozeneacuteho radioaktivniacuteho pozadiacute

V třiacuteštivyacutech reakciacutech na jaacutedrech N O C a Ar vznikaacute řada radioaktivniacutech izotopů lehkyacutech jader a čaacutestic dalšiacute radioaktivniacute prvky vznikajiacute v naacuteslednyacutech reakciacutech vzniklyacutech čaacutestic

Spektrum přirozeneacuteho pozadiacute měřeneacuteho pomociacute HPGe detektoru (většiacute čaacutest daacutena dlouhodobyacutemi radioizotopy z doby vzniku Slunečniacute soustavy)

Nejdůležitějšiacute 14C

Meacuteně důležiteacute 710Be 32P 35S 36Cl

T12 = 5720 let čistyacute β- energie 158 keV no + 14N7 rarr 14C6 + p+

slučuje se s kysliacutekem do těžkeacute vody 1H3HO

Ne tak důležiteacute 3H

(T12 = 123 roků čistyacute β- energie jen 18 keV)

Průměrnaacute ročniacute ekvivalentniacute daacutevka 370 μSv(jen zlomek radioaktivity z dlouhodobyacutech prvků)

p + 16O rarr 14C + t

1 atom 14C na 81013 atomů 12C

Využitiacute pro datovaacuteniacute v archeologii

Energetickeacute spektrum

Nejvyššiacute energie ~ 1014 MeV = 1020 eV1 eV = 16∙10-19 J

16 J

1 kg

16 m

Dolniacute hranice 103 MeV ndash daacutena barierou slunečniacuteho větru a magnetickeacuteho pole Země

Složeniacute

Otevřenyacute probleacutem zdroj vysokoenergetickeacute čaacutesti spektra (např přiacutepad bdquoOh My Godldquo s E ~ 3∙1014 MeV)

Bržděniacute o fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute rarr limita energie ~ 5∙1013 MeV rarr zdroje s E ~ 1011 GeV nejsou v kosmologickyacutech vzdaacutelenostech

Spektrum primaacuterniacutech častic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute (převzato ze straacutenek V Ulmanna)

Pozorovaneacute rozšiacuteřeniacute prvků ve vesmiacuteru (CA Barnes et al Jadernaacute astrofyzika Camb University Press 1983)

Odpoviacutedaacute složeniacute hmoty ve vesmiacuteru ndash daacuteno kromě primordiaacutelniacuteho helia tvorbou prvků ve hvězdaacutech

Historie detekce a využitiacute

Elektroskopy měřily celkovou ionizaci

Fotografickeacute emulze vyššiacute obsah bromidu (až 85) tlustšiacute vrstvy většiacute citlivost

Využitiacute k hledaacuteniacute novyacutech čaacutestic

Objev mionu mezonu π pozitronu hyperjadra

Zdroj vysoce urychlenyacutech čaacutestic

Energie čaacutestic do 1014 MeV (současneacute urychlovače do ~ 106 MeV) Probleacutem s malou intenzitou vysokoenergetickyacutech čaacutestic

V prvniacutem obdobiacute rozvoje jaderneacute fyziky nahrazovalo kosmickeacute zaacuteřeniacute urychlovače

Pozorovaacuteniacute oscilace neutrin pomociacute zkoumaacuteniacute poměru νμ a νe v sekundaacuterniacutem kosmickeacutem zaacuteřeniacute

Využitiacute pro kalibrace detektorů (intenzivniacute zdroj ultrarelativistickyacutech nabityacutech čaacutestic s minimaacutelniacute ionizaciacute

Objev hyperjaacutedra v roce 1953M Danysz J Pniewsky

rozpad hyperjaacutedra

třiacuteštivaacute reakcevznik hyperjaacutedra

čaacutestice kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

Způsoby detekce

1) Detekce fluorescenčniacuteho světla ndash fluorescenčniacute světlo vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře

2) Detekce nabityacutech čaacutestic ndash na zemi většinou pomociacute scintilačniacutech detektorů

3) Detekce Čerenkovova zaacuteřeniacute a) detekce zaacuteřeniacute vznikajiacuteciacuteho v atmosfeacuteře b) Čerenkovovskeacute detektory

Kosmickeacute sondy - primaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute ndash prvotniacute informace lze i nižšiacute energie nelze velmi vysokeacute E lt 108 MeV (malaacute plocha detektorů)

Pozemniacute detektory ndash sekundaacuterniacute spršky ndash možno pokryacutet velmi velkeacute plochy (km2) rarr detekce čaacutestic s velmi vysokou energiiacute nelze studovat nižšiacute energie (nerozvine se dostatečnaacute sprška)

Baloacutenoveacute experimenty ndash primaacuterniacute a sekundaacuterniacute zaacuteřeniacute (zaacutevisiacute podle vyacutešky letu)

Určeniacute hmotnosti iontů ndash magnetickeacute a elektrickeacute pole ndash hmotoveacute spektrometry

Princip vzniku Čerenkovova zaacuteřeniacute

Kosmickeacute sondy

Družice HEAO 3 Družice ACE

Umiacutestěniacute družice ACE do libračniacuteho bodu L1 Družice ACE studuje složeniacute čaacutestic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute jak slunečniacuteho tak i galaktickeacuteho původu

Zkoumaacuteniacute složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute často společně i zaacuteřeniacute gama a X

Zatiacutem do energie 108 MeV

Zaacuteřeniacute gama zachovaacutevaacute směr a doprovaacuteziacute takeacute vysokoenergetickeacute procesy

Spojeniacute detekce kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a hliacutedaacuteniacute jadernyacutech vyacutebuchů - družice FORTE

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Primaacuterniacute složka Pierre Auger

Rozděleniacute na

1) Primaacuterniacute složku ndash čaacutestice přileacutetajiacuteciacute z vesmiacuteru 2) Sekundaacuterniacute složku ndash čaacutestice vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře Země interakciacute čaacutestic primaacuterniacute složky rarr vznik kosmickeacute spršky

Pierre Auger pozoruje v roce 1938 v Alpaacutech (3000 m) korelovaneacute sprškyčaacutestic ndash kosmickeacute spršky Plocha na povrchu Země pokrytaacute sekundaacuterniacutemi nabityacutemi čaacutesticemi až 16 km2

Jaacutedra protony ( 88 ) helium (10 ) ostatniacute prvky (2 ) (zastoupeniacute v počtu jader ndash hmotnostniacute složeniacute je jineacute vlivem 4kraacutet většiacute hmotnosti helia než vodiacuteku)

Elektrony většina z rozpadu πplusmn rarr eplusmn + νe (anti-νe) 15 všech čaacutesticFotony malaacute čaacutest (~0001 fotonů cm-2s-1)Neutrina malaacute čaacutest probleacutem s malyacutem uacutečinnyacutem průřezem

Počet čaacutestic klesaacute s energiiacute N(E) ~ 1E3

Při interakci primaacuterniacute čaacutestice v atmosfeacuteře vznikaacute kosmickaacute sprška

Hustota čaacutestic s energiiacute 103 MeV 104 m2s-1 1010 MeV ~3 m2rok-1

1013 MeV ~1 km2rok-1

Izotropniacute a rozloženiacute ndash průchod galaktickyacutem magnetickyacutem polem

homogenniacute rozloženiacute v okoliacute Země (~2divide4 čaacutest cm-2s-1)

Sekundaacuterniacute složka

Interakce s atomy v atmosfeacuteře (s jaacutedry a elektronovyacutem obalem)

1) Protony a jaacutedra rarr hadronovaacute sprška třiacuteštiveacute reakce produkce velkeacuteho množstviacute mezonů π (π+ π- a π0)

Třiacuteštivaacute reakce (tady zobrazeno pro mnohem těžšiacute jaacutedra než ty v atmosfeacuteře)

Vznikaacute směs nukleonů a mezonů π tyto čaacutestice interagujiacute silnou interakciacute rarr hadronovaacute sprška

Rozpad mezonů π

π+ rarr μ+ + νμ (τ = 26 ns rarr cτ = 78 m) rarr e+ + νe + anti-νμ

π - rarr μ- + anti -νμ

rarr e- + anti-νe + νμ

π0 rarr γ + γ

Intenzivniacute zdroj neutrin a antineutrin νμ a νe poměr mezi počtem νμ a νe je R(νμνe) = 2 zaacuteroveň intenzivniacute zdroj mionů

μ+ rarr e+ + νμ + νe (τ = 22 μs rarr cτ = 660 m)

Intenzivniacute zdroj leptonů

2) Elektrony a fotony rarr elektromagnetickaacute sprška

fotony v poli jaacutedra rarr tvorba paacuterů elektron a pozitronelektron v poli jaacutedra rarr tvorba brzdnyacutech fotonů

e+

e-

γ

Směs čaacutestic interagujiacuteciacutech pouze elektromagneticky nebo slabě

proton

zaacuteřeniacute gamaelektron

produkce paacuterů e+ e-

vznik brzdneacuteho zaacuteřeniacuteKosmickaacute sprška (převzato ze straacutenek V Ullmana)

Složka 1) tvrdaacute ndash tvořena hlavně miony ( energie až 600 MeV) meacuteně je protonů a pionů s vysokou energiiacute ndash pronikaacute až do hloubky 1000 m neodstiacuteniacute ani několik m olova 2) měkkaacute - elektrony pozitrony fotony a protony odstiacuteniacute se 10 cm olova

Součaacutest přirozeneacuteho radioaktivniacuteho pozadiacute

V třiacuteštivyacutech reakciacutech na jaacutedrech N O C a Ar vznikaacute řada radioaktivniacutech izotopů lehkyacutech jader a čaacutestic dalšiacute radioaktivniacute prvky vznikajiacute v naacuteslednyacutech reakciacutech vzniklyacutech čaacutestic

Spektrum přirozeneacuteho pozadiacute měřeneacuteho pomociacute HPGe detektoru (většiacute čaacutest daacutena dlouhodobyacutemi radioizotopy z doby vzniku Slunečniacute soustavy)

Nejdůležitějšiacute 14C

Meacuteně důležiteacute 710Be 32P 35S 36Cl

T12 = 5720 let čistyacute β- energie 158 keV no + 14N7 rarr 14C6 + p+

slučuje se s kysliacutekem do těžkeacute vody 1H3HO

Ne tak důležiteacute 3H

(T12 = 123 roků čistyacute β- energie jen 18 keV)

Průměrnaacute ročniacute ekvivalentniacute daacutevka 370 μSv(jen zlomek radioaktivity z dlouhodobyacutech prvků)

p + 16O rarr 14C + t

1 atom 14C na 81013 atomů 12C

Využitiacute pro datovaacuteniacute v archeologii

Energetickeacute spektrum

Nejvyššiacute energie ~ 1014 MeV = 1020 eV1 eV = 16∙10-19 J

16 J

1 kg

16 m

Dolniacute hranice 103 MeV ndash daacutena barierou slunečniacuteho větru a magnetickeacuteho pole Země

Složeniacute

Otevřenyacute probleacutem zdroj vysokoenergetickeacute čaacutesti spektra (např přiacutepad bdquoOh My Godldquo s E ~ 3∙1014 MeV)

Bržděniacute o fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute rarr limita energie ~ 5∙1013 MeV rarr zdroje s E ~ 1011 GeV nejsou v kosmologickyacutech vzdaacutelenostech

Spektrum primaacuterniacutech častic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute (převzato ze straacutenek V Ulmanna)

Pozorovaneacute rozšiacuteřeniacute prvků ve vesmiacuteru (CA Barnes et al Jadernaacute astrofyzika Camb University Press 1983)

Odpoviacutedaacute složeniacute hmoty ve vesmiacuteru ndash daacuteno kromě primordiaacutelniacuteho helia tvorbou prvků ve hvězdaacutech

Historie detekce a využitiacute

Elektroskopy měřily celkovou ionizaci

Fotografickeacute emulze vyššiacute obsah bromidu (až 85) tlustšiacute vrstvy většiacute citlivost

Využitiacute k hledaacuteniacute novyacutech čaacutestic

Objev mionu mezonu π pozitronu hyperjadra

Zdroj vysoce urychlenyacutech čaacutestic

Energie čaacutestic do 1014 MeV (současneacute urychlovače do ~ 106 MeV) Probleacutem s malou intenzitou vysokoenergetickyacutech čaacutestic

V prvniacutem obdobiacute rozvoje jaderneacute fyziky nahrazovalo kosmickeacute zaacuteřeniacute urychlovače

Pozorovaacuteniacute oscilace neutrin pomociacute zkoumaacuteniacute poměru νμ a νe v sekundaacuterniacutem kosmickeacutem zaacuteřeniacute

Využitiacute pro kalibrace detektorů (intenzivniacute zdroj ultrarelativistickyacutech nabityacutech čaacutestic s minimaacutelniacute ionizaciacute

Objev hyperjaacutedra v roce 1953M Danysz J Pniewsky

rozpad hyperjaacutedra

třiacuteštivaacute reakcevznik hyperjaacutedra

čaacutestice kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

Způsoby detekce

1) Detekce fluorescenčniacuteho světla ndash fluorescenčniacute světlo vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře

2) Detekce nabityacutech čaacutestic ndash na zemi většinou pomociacute scintilačniacutech detektorů

3) Detekce Čerenkovova zaacuteřeniacute a) detekce zaacuteřeniacute vznikajiacuteciacuteho v atmosfeacuteře b) Čerenkovovskeacute detektory

Kosmickeacute sondy - primaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute ndash prvotniacute informace lze i nižšiacute energie nelze velmi vysokeacute E lt 108 MeV (malaacute plocha detektorů)

Pozemniacute detektory ndash sekundaacuterniacute spršky ndash možno pokryacutet velmi velkeacute plochy (km2) rarr detekce čaacutestic s velmi vysokou energiiacute nelze studovat nižšiacute energie (nerozvine se dostatečnaacute sprška)

Baloacutenoveacute experimenty ndash primaacuterniacute a sekundaacuterniacute zaacuteřeniacute (zaacutevisiacute podle vyacutešky letu)

Určeniacute hmotnosti iontů ndash magnetickeacute a elektrickeacute pole ndash hmotoveacute spektrometry

Princip vzniku Čerenkovova zaacuteřeniacute

Kosmickeacute sondy

Družice HEAO 3 Družice ACE

Umiacutestěniacute družice ACE do libračniacuteho bodu L1 Družice ACE studuje složeniacute čaacutestic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute jak slunečniacuteho tak i galaktickeacuteho původu

Zkoumaacuteniacute složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute často společně i zaacuteřeniacute gama a X

Zatiacutem do energie 108 MeV

Zaacuteřeniacute gama zachovaacutevaacute směr a doprovaacuteziacute takeacute vysokoenergetickeacute procesy

Spojeniacute detekce kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a hliacutedaacuteniacute jadernyacutech vyacutebuchů - družice FORTE

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Sekundaacuterniacute složka

Interakce s atomy v atmosfeacuteře (s jaacutedry a elektronovyacutem obalem)

1) Protony a jaacutedra rarr hadronovaacute sprška třiacuteštiveacute reakce produkce velkeacuteho množstviacute mezonů π (π+ π- a π0)

Třiacuteštivaacute reakce (tady zobrazeno pro mnohem těžšiacute jaacutedra než ty v atmosfeacuteře)

Vznikaacute směs nukleonů a mezonů π tyto čaacutestice interagujiacute silnou interakciacute rarr hadronovaacute sprška

Rozpad mezonů π

π+ rarr μ+ + νμ (τ = 26 ns rarr cτ = 78 m) rarr e+ + νe + anti-νμ

π - rarr μ- + anti -νμ

rarr e- + anti-νe + νμ

π0 rarr γ + γ

Intenzivniacute zdroj neutrin a antineutrin νμ a νe poměr mezi počtem νμ a νe je R(νμνe) = 2 zaacuteroveň intenzivniacute zdroj mionů

μ+ rarr e+ + νμ + νe (τ = 22 μs rarr cτ = 660 m)

Intenzivniacute zdroj leptonů

2) Elektrony a fotony rarr elektromagnetickaacute sprška

fotony v poli jaacutedra rarr tvorba paacuterů elektron a pozitronelektron v poli jaacutedra rarr tvorba brzdnyacutech fotonů

e+

e-

γ

Směs čaacutestic interagujiacuteciacutech pouze elektromagneticky nebo slabě

proton

zaacuteřeniacute gamaelektron

produkce paacuterů e+ e-

vznik brzdneacuteho zaacuteřeniacuteKosmickaacute sprška (převzato ze straacutenek V Ullmana)

Složka 1) tvrdaacute ndash tvořena hlavně miony ( energie až 600 MeV) meacuteně je protonů a pionů s vysokou energiiacute ndash pronikaacute až do hloubky 1000 m neodstiacuteniacute ani několik m olova 2) měkkaacute - elektrony pozitrony fotony a protony odstiacuteniacute se 10 cm olova

Součaacutest přirozeneacuteho radioaktivniacuteho pozadiacute

V třiacuteštivyacutech reakciacutech na jaacutedrech N O C a Ar vznikaacute řada radioaktivniacutech izotopů lehkyacutech jader a čaacutestic dalšiacute radioaktivniacute prvky vznikajiacute v naacuteslednyacutech reakciacutech vzniklyacutech čaacutestic

Spektrum přirozeneacuteho pozadiacute měřeneacuteho pomociacute HPGe detektoru (většiacute čaacutest daacutena dlouhodobyacutemi radioizotopy z doby vzniku Slunečniacute soustavy)

Nejdůležitějšiacute 14C

Meacuteně důležiteacute 710Be 32P 35S 36Cl

T12 = 5720 let čistyacute β- energie 158 keV no + 14N7 rarr 14C6 + p+

slučuje se s kysliacutekem do těžkeacute vody 1H3HO

Ne tak důležiteacute 3H

(T12 = 123 roků čistyacute β- energie jen 18 keV)

Průměrnaacute ročniacute ekvivalentniacute daacutevka 370 μSv(jen zlomek radioaktivity z dlouhodobyacutech prvků)

p + 16O rarr 14C + t

1 atom 14C na 81013 atomů 12C

Využitiacute pro datovaacuteniacute v archeologii

Energetickeacute spektrum

Nejvyššiacute energie ~ 1014 MeV = 1020 eV1 eV = 16∙10-19 J

16 J

1 kg

16 m

Dolniacute hranice 103 MeV ndash daacutena barierou slunečniacuteho větru a magnetickeacuteho pole Země

Složeniacute

Otevřenyacute probleacutem zdroj vysokoenergetickeacute čaacutesti spektra (např přiacutepad bdquoOh My Godldquo s E ~ 3∙1014 MeV)

Bržděniacute o fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute rarr limita energie ~ 5∙1013 MeV rarr zdroje s E ~ 1011 GeV nejsou v kosmologickyacutech vzdaacutelenostech

Spektrum primaacuterniacutech častic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute (převzato ze straacutenek V Ulmanna)

Pozorovaneacute rozšiacuteřeniacute prvků ve vesmiacuteru (CA Barnes et al Jadernaacute astrofyzika Camb University Press 1983)

Odpoviacutedaacute složeniacute hmoty ve vesmiacuteru ndash daacuteno kromě primordiaacutelniacuteho helia tvorbou prvků ve hvězdaacutech

Historie detekce a využitiacute

Elektroskopy měřily celkovou ionizaci

Fotografickeacute emulze vyššiacute obsah bromidu (až 85) tlustšiacute vrstvy většiacute citlivost

Využitiacute k hledaacuteniacute novyacutech čaacutestic

Objev mionu mezonu π pozitronu hyperjadra

Zdroj vysoce urychlenyacutech čaacutestic

Energie čaacutestic do 1014 MeV (současneacute urychlovače do ~ 106 MeV) Probleacutem s malou intenzitou vysokoenergetickyacutech čaacutestic

V prvniacutem obdobiacute rozvoje jaderneacute fyziky nahrazovalo kosmickeacute zaacuteřeniacute urychlovače

Pozorovaacuteniacute oscilace neutrin pomociacute zkoumaacuteniacute poměru νμ a νe v sekundaacuterniacutem kosmickeacutem zaacuteřeniacute

Využitiacute pro kalibrace detektorů (intenzivniacute zdroj ultrarelativistickyacutech nabityacutech čaacutestic s minimaacutelniacute ionizaciacute

Objev hyperjaacutedra v roce 1953M Danysz J Pniewsky

rozpad hyperjaacutedra

třiacuteštivaacute reakcevznik hyperjaacutedra

čaacutestice kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

Způsoby detekce

1) Detekce fluorescenčniacuteho světla ndash fluorescenčniacute světlo vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře

2) Detekce nabityacutech čaacutestic ndash na zemi většinou pomociacute scintilačniacutech detektorů

3) Detekce Čerenkovova zaacuteřeniacute a) detekce zaacuteřeniacute vznikajiacuteciacuteho v atmosfeacuteře b) Čerenkovovskeacute detektory

Kosmickeacute sondy - primaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute ndash prvotniacute informace lze i nižšiacute energie nelze velmi vysokeacute E lt 108 MeV (malaacute plocha detektorů)

Pozemniacute detektory ndash sekundaacuterniacute spršky ndash možno pokryacutet velmi velkeacute plochy (km2) rarr detekce čaacutestic s velmi vysokou energiiacute nelze studovat nižšiacute energie (nerozvine se dostatečnaacute sprška)

Baloacutenoveacute experimenty ndash primaacuterniacute a sekundaacuterniacute zaacuteřeniacute (zaacutevisiacute podle vyacutešky letu)

Určeniacute hmotnosti iontů ndash magnetickeacute a elektrickeacute pole ndash hmotoveacute spektrometry

Princip vzniku Čerenkovova zaacuteřeniacute

Kosmickeacute sondy

Družice HEAO 3 Družice ACE

Umiacutestěniacute družice ACE do libračniacuteho bodu L1 Družice ACE studuje složeniacute čaacutestic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute jak slunečniacuteho tak i galaktickeacuteho původu

Zkoumaacuteniacute složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute často společně i zaacuteřeniacute gama a X

Zatiacutem do energie 108 MeV

Zaacuteřeniacute gama zachovaacutevaacute směr a doprovaacuteziacute takeacute vysokoenergetickeacute procesy

Spojeniacute detekce kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a hliacutedaacuteniacute jadernyacutech vyacutebuchů - družice FORTE

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

2) Elektrony a fotony rarr elektromagnetickaacute sprška

fotony v poli jaacutedra rarr tvorba paacuterů elektron a pozitronelektron v poli jaacutedra rarr tvorba brzdnyacutech fotonů

e+

e-

γ

Směs čaacutestic interagujiacuteciacutech pouze elektromagneticky nebo slabě

proton

zaacuteřeniacute gamaelektron

produkce paacuterů e+ e-

vznik brzdneacuteho zaacuteřeniacuteKosmickaacute sprška (převzato ze straacutenek V Ullmana)

Složka 1) tvrdaacute ndash tvořena hlavně miony ( energie až 600 MeV) meacuteně je protonů a pionů s vysokou energiiacute ndash pronikaacute až do hloubky 1000 m neodstiacuteniacute ani několik m olova 2) měkkaacute - elektrony pozitrony fotony a protony odstiacuteniacute se 10 cm olova

Součaacutest přirozeneacuteho radioaktivniacuteho pozadiacute

V třiacuteštivyacutech reakciacutech na jaacutedrech N O C a Ar vznikaacute řada radioaktivniacutech izotopů lehkyacutech jader a čaacutestic dalšiacute radioaktivniacute prvky vznikajiacute v naacuteslednyacutech reakciacutech vzniklyacutech čaacutestic

Spektrum přirozeneacuteho pozadiacute měřeneacuteho pomociacute HPGe detektoru (většiacute čaacutest daacutena dlouhodobyacutemi radioizotopy z doby vzniku Slunečniacute soustavy)

Nejdůležitějšiacute 14C

Meacuteně důležiteacute 710Be 32P 35S 36Cl

T12 = 5720 let čistyacute β- energie 158 keV no + 14N7 rarr 14C6 + p+

slučuje se s kysliacutekem do těžkeacute vody 1H3HO

Ne tak důležiteacute 3H

(T12 = 123 roků čistyacute β- energie jen 18 keV)

Průměrnaacute ročniacute ekvivalentniacute daacutevka 370 μSv(jen zlomek radioaktivity z dlouhodobyacutech prvků)

p + 16O rarr 14C + t

1 atom 14C na 81013 atomů 12C

Využitiacute pro datovaacuteniacute v archeologii

Energetickeacute spektrum

Nejvyššiacute energie ~ 1014 MeV = 1020 eV1 eV = 16∙10-19 J

16 J

1 kg

16 m

Dolniacute hranice 103 MeV ndash daacutena barierou slunečniacuteho větru a magnetickeacuteho pole Země

Složeniacute

Otevřenyacute probleacutem zdroj vysokoenergetickeacute čaacutesti spektra (např přiacutepad bdquoOh My Godldquo s E ~ 3∙1014 MeV)

Bržděniacute o fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute rarr limita energie ~ 5∙1013 MeV rarr zdroje s E ~ 1011 GeV nejsou v kosmologickyacutech vzdaacutelenostech

Spektrum primaacuterniacutech častic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute (převzato ze straacutenek V Ulmanna)

Pozorovaneacute rozšiacuteřeniacute prvků ve vesmiacuteru (CA Barnes et al Jadernaacute astrofyzika Camb University Press 1983)

Odpoviacutedaacute složeniacute hmoty ve vesmiacuteru ndash daacuteno kromě primordiaacutelniacuteho helia tvorbou prvků ve hvězdaacutech

Historie detekce a využitiacute

Elektroskopy měřily celkovou ionizaci

Fotografickeacute emulze vyššiacute obsah bromidu (až 85) tlustšiacute vrstvy většiacute citlivost

Využitiacute k hledaacuteniacute novyacutech čaacutestic

Objev mionu mezonu π pozitronu hyperjadra

Zdroj vysoce urychlenyacutech čaacutestic

Energie čaacutestic do 1014 MeV (současneacute urychlovače do ~ 106 MeV) Probleacutem s malou intenzitou vysokoenergetickyacutech čaacutestic

V prvniacutem obdobiacute rozvoje jaderneacute fyziky nahrazovalo kosmickeacute zaacuteřeniacute urychlovače

Pozorovaacuteniacute oscilace neutrin pomociacute zkoumaacuteniacute poměru νμ a νe v sekundaacuterniacutem kosmickeacutem zaacuteřeniacute

Využitiacute pro kalibrace detektorů (intenzivniacute zdroj ultrarelativistickyacutech nabityacutech čaacutestic s minimaacutelniacute ionizaciacute

Objev hyperjaacutedra v roce 1953M Danysz J Pniewsky

rozpad hyperjaacutedra

třiacuteštivaacute reakcevznik hyperjaacutedra

čaacutestice kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

Způsoby detekce

1) Detekce fluorescenčniacuteho světla ndash fluorescenčniacute světlo vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře

2) Detekce nabityacutech čaacutestic ndash na zemi většinou pomociacute scintilačniacutech detektorů

3) Detekce Čerenkovova zaacuteřeniacute a) detekce zaacuteřeniacute vznikajiacuteciacuteho v atmosfeacuteře b) Čerenkovovskeacute detektory

Kosmickeacute sondy - primaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute ndash prvotniacute informace lze i nižšiacute energie nelze velmi vysokeacute E lt 108 MeV (malaacute plocha detektorů)

Pozemniacute detektory ndash sekundaacuterniacute spršky ndash možno pokryacutet velmi velkeacute plochy (km2) rarr detekce čaacutestic s velmi vysokou energiiacute nelze studovat nižšiacute energie (nerozvine se dostatečnaacute sprška)

Baloacutenoveacute experimenty ndash primaacuterniacute a sekundaacuterniacute zaacuteřeniacute (zaacutevisiacute podle vyacutešky letu)

Určeniacute hmotnosti iontů ndash magnetickeacute a elektrickeacute pole ndash hmotoveacute spektrometry

Princip vzniku Čerenkovova zaacuteřeniacute

Kosmickeacute sondy

Družice HEAO 3 Družice ACE

Umiacutestěniacute družice ACE do libračniacuteho bodu L1 Družice ACE studuje složeniacute čaacutestic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute jak slunečniacuteho tak i galaktickeacuteho původu

Zkoumaacuteniacute složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute často společně i zaacuteřeniacute gama a X

Zatiacutem do energie 108 MeV

Zaacuteřeniacute gama zachovaacutevaacute směr a doprovaacuteziacute takeacute vysokoenergetickeacute procesy

Spojeniacute detekce kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a hliacutedaacuteniacute jadernyacutech vyacutebuchů - družice FORTE

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Součaacutest přirozeneacuteho radioaktivniacuteho pozadiacute

V třiacuteštivyacutech reakciacutech na jaacutedrech N O C a Ar vznikaacute řada radioaktivniacutech izotopů lehkyacutech jader a čaacutestic dalšiacute radioaktivniacute prvky vznikajiacute v naacuteslednyacutech reakciacutech vzniklyacutech čaacutestic

Spektrum přirozeneacuteho pozadiacute měřeneacuteho pomociacute HPGe detektoru (většiacute čaacutest daacutena dlouhodobyacutemi radioizotopy z doby vzniku Slunečniacute soustavy)

Nejdůležitějšiacute 14C

Meacuteně důležiteacute 710Be 32P 35S 36Cl

T12 = 5720 let čistyacute β- energie 158 keV no + 14N7 rarr 14C6 + p+

slučuje se s kysliacutekem do těžkeacute vody 1H3HO

Ne tak důležiteacute 3H

(T12 = 123 roků čistyacute β- energie jen 18 keV)

Průměrnaacute ročniacute ekvivalentniacute daacutevka 370 μSv(jen zlomek radioaktivity z dlouhodobyacutech prvků)

p + 16O rarr 14C + t

1 atom 14C na 81013 atomů 12C

Využitiacute pro datovaacuteniacute v archeologii

Energetickeacute spektrum

Nejvyššiacute energie ~ 1014 MeV = 1020 eV1 eV = 16∙10-19 J

16 J

1 kg

16 m

Dolniacute hranice 103 MeV ndash daacutena barierou slunečniacuteho větru a magnetickeacuteho pole Země

Složeniacute

Otevřenyacute probleacutem zdroj vysokoenergetickeacute čaacutesti spektra (např přiacutepad bdquoOh My Godldquo s E ~ 3∙1014 MeV)

Bržděniacute o fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute rarr limita energie ~ 5∙1013 MeV rarr zdroje s E ~ 1011 GeV nejsou v kosmologickyacutech vzdaacutelenostech

Spektrum primaacuterniacutech častic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute (převzato ze straacutenek V Ulmanna)

Pozorovaneacute rozšiacuteřeniacute prvků ve vesmiacuteru (CA Barnes et al Jadernaacute astrofyzika Camb University Press 1983)

Odpoviacutedaacute složeniacute hmoty ve vesmiacuteru ndash daacuteno kromě primordiaacutelniacuteho helia tvorbou prvků ve hvězdaacutech

Historie detekce a využitiacute

Elektroskopy měřily celkovou ionizaci

Fotografickeacute emulze vyššiacute obsah bromidu (až 85) tlustšiacute vrstvy většiacute citlivost

Využitiacute k hledaacuteniacute novyacutech čaacutestic

Objev mionu mezonu π pozitronu hyperjadra

Zdroj vysoce urychlenyacutech čaacutestic

Energie čaacutestic do 1014 MeV (současneacute urychlovače do ~ 106 MeV) Probleacutem s malou intenzitou vysokoenergetickyacutech čaacutestic

V prvniacutem obdobiacute rozvoje jaderneacute fyziky nahrazovalo kosmickeacute zaacuteřeniacute urychlovače

Pozorovaacuteniacute oscilace neutrin pomociacute zkoumaacuteniacute poměru νμ a νe v sekundaacuterniacutem kosmickeacutem zaacuteřeniacute

Využitiacute pro kalibrace detektorů (intenzivniacute zdroj ultrarelativistickyacutech nabityacutech čaacutestic s minimaacutelniacute ionizaciacute

Objev hyperjaacutedra v roce 1953M Danysz J Pniewsky

rozpad hyperjaacutedra

třiacuteštivaacute reakcevznik hyperjaacutedra

čaacutestice kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

Způsoby detekce

1) Detekce fluorescenčniacuteho světla ndash fluorescenčniacute světlo vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře

2) Detekce nabityacutech čaacutestic ndash na zemi většinou pomociacute scintilačniacutech detektorů

3) Detekce Čerenkovova zaacuteřeniacute a) detekce zaacuteřeniacute vznikajiacuteciacuteho v atmosfeacuteře b) Čerenkovovskeacute detektory

Kosmickeacute sondy - primaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute ndash prvotniacute informace lze i nižšiacute energie nelze velmi vysokeacute E lt 108 MeV (malaacute plocha detektorů)

Pozemniacute detektory ndash sekundaacuterniacute spršky ndash možno pokryacutet velmi velkeacute plochy (km2) rarr detekce čaacutestic s velmi vysokou energiiacute nelze studovat nižšiacute energie (nerozvine se dostatečnaacute sprška)

Baloacutenoveacute experimenty ndash primaacuterniacute a sekundaacuterniacute zaacuteřeniacute (zaacutevisiacute podle vyacutešky letu)

Určeniacute hmotnosti iontů ndash magnetickeacute a elektrickeacute pole ndash hmotoveacute spektrometry

Princip vzniku Čerenkovova zaacuteřeniacute

Kosmickeacute sondy

Družice HEAO 3 Družice ACE

Umiacutestěniacute družice ACE do libračniacuteho bodu L1 Družice ACE studuje složeniacute čaacutestic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute jak slunečniacuteho tak i galaktickeacuteho původu

Zkoumaacuteniacute složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute často společně i zaacuteřeniacute gama a X

Zatiacutem do energie 108 MeV

Zaacuteřeniacute gama zachovaacutevaacute směr a doprovaacuteziacute takeacute vysokoenergetickeacute procesy

Spojeniacute detekce kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a hliacutedaacuteniacute jadernyacutech vyacutebuchů - družice FORTE

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Energetickeacute spektrum

Nejvyššiacute energie ~ 1014 MeV = 1020 eV1 eV = 16∙10-19 J

16 J

1 kg

16 m

Dolniacute hranice 103 MeV ndash daacutena barierou slunečniacuteho větru a magnetickeacuteho pole Země

Složeniacute

Otevřenyacute probleacutem zdroj vysokoenergetickeacute čaacutesti spektra (např přiacutepad bdquoOh My Godldquo s E ~ 3∙1014 MeV)

Bržděniacute o fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute rarr limita energie ~ 5∙1013 MeV rarr zdroje s E ~ 1011 GeV nejsou v kosmologickyacutech vzdaacutelenostech

Spektrum primaacuterniacutech častic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute (převzato ze straacutenek V Ulmanna)

Pozorovaneacute rozšiacuteřeniacute prvků ve vesmiacuteru (CA Barnes et al Jadernaacute astrofyzika Camb University Press 1983)

Odpoviacutedaacute složeniacute hmoty ve vesmiacuteru ndash daacuteno kromě primordiaacutelniacuteho helia tvorbou prvků ve hvězdaacutech

Historie detekce a využitiacute

Elektroskopy měřily celkovou ionizaci

Fotografickeacute emulze vyššiacute obsah bromidu (až 85) tlustšiacute vrstvy většiacute citlivost

Využitiacute k hledaacuteniacute novyacutech čaacutestic

Objev mionu mezonu π pozitronu hyperjadra

Zdroj vysoce urychlenyacutech čaacutestic

Energie čaacutestic do 1014 MeV (současneacute urychlovače do ~ 106 MeV) Probleacutem s malou intenzitou vysokoenergetickyacutech čaacutestic

V prvniacutem obdobiacute rozvoje jaderneacute fyziky nahrazovalo kosmickeacute zaacuteřeniacute urychlovače

Pozorovaacuteniacute oscilace neutrin pomociacute zkoumaacuteniacute poměru νμ a νe v sekundaacuterniacutem kosmickeacutem zaacuteřeniacute

Využitiacute pro kalibrace detektorů (intenzivniacute zdroj ultrarelativistickyacutech nabityacutech čaacutestic s minimaacutelniacute ionizaciacute

Objev hyperjaacutedra v roce 1953M Danysz J Pniewsky

rozpad hyperjaacutedra

třiacuteštivaacute reakcevznik hyperjaacutedra

čaacutestice kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

Způsoby detekce

1) Detekce fluorescenčniacuteho světla ndash fluorescenčniacute světlo vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře

2) Detekce nabityacutech čaacutestic ndash na zemi většinou pomociacute scintilačniacutech detektorů

3) Detekce Čerenkovova zaacuteřeniacute a) detekce zaacuteřeniacute vznikajiacuteciacuteho v atmosfeacuteře b) Čerenkovovskeacute detektory

Kosmickeacute sondy - primaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute ndash prvotniacute informace lze i nižšiacute energie nelze velmi vysokeacute E lt 108 MeV (malaacute plocha detektorů)

Pozemniacute detektory ndash sekundaacuterniacute spršky ndash možno pokryacutet velmi velkeacute plochy (km2) rarr detekce čaacutestic s velmi vysokou energiiacute nelze studovat nižšiacute energie (nerozvine se dostatečnaacute sprška)

Baloacutenoveacute experimenty ndash primaacuterniacute a sekundaacuterniacute zaacuteřeniacute (zaacutevisiacute podle vyacutešky letu)

Určeniacute hmotnosti iontů ndash magnetickeacute a elektrickeacute pole ndash hmotoveacute spektrometry

Princip vzniku Čerenkovova zaacuteřeniacute

Kosmickeacute sondy

Družice HEAO 3 Družice ACE

Umiacutestěniacute družice ACE do libračniacuteho bodu L1 Družice ACE studuje složeniacute čaacutestic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute jak slunečniacuteho tak i galaktickeacuteho původu

Zkoumaacuteniacute složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute často společně i zaacuteřeniacute gama a X

Zatiacutem do energie 108 MeV

Zaacuteřeniacute gama zachovaacutevaacute směr a doprovaacuteziacute takeacute vysokoenergetickeacute procesy

Spojeniacute detekce kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a hliacutedaacuteniacute jadernyacutech vyacutebuchů - družice FORTE

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Historie detekce a využitiacute

Elektroskopy měřily celkovou ionizaci

Fotografickeacute emulze vyššiacute obsah bromidu (až 85) tlustšiacute vrstvy většiacute citlivost

Využitiacute k hledaacuteniacute novyacutech čaacutestic

Objev mionu mezonu π pozitronu hyperjadra

Zdroj vysoce urychlenyacutech čaacutestic

Energie čaacutestic do 1014 MeV (současneacute urychlovače do ~ 106 MeV) Probleacutem s malou intenzitou vysokoenergetickyacutech čaacutestic

V prvniacutem obdobiacute rozvoje jaderneacute fyziky nahrazovalo kosmickeacute zaacuteřeniacute urychlovače

Pozorovaacuteniacute oscilace neutrin pomociacute zkoumaacuteniacute poměru νμ a νe v sekundaacuterniacutem kosmickeacutem zaacuteřeniacute

Využitiacute pro kalibrace detektorů (intenzivniacute zdroj ultrarelativistickyacutech nabityacutech čaacutestic s minimaacutelniacute ionizaciacute

Objev hyperjaacutedra v roce 1953M Danysz J Pniewsky

rozpad hyperjaacutedra

třiacuteštivaacute reakcevznik hyperjaacutedra

čaacutestice kosmickeacuteho zaacuteřeniacute

Způsoby detekce

1) Detekce fluorescenčniacuteho světla ndash fluorescenčniacute světlo vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře

2) Detekce nabityacutech čaacutestic ndash na zemi většinou pomociacute scintilačniacutech detektorů

3) Detekce Čerenkovova zaacuteřeniacute a) detekce zaacuteřeniacute vznikajiacuteciacuteho v atmosfeacuteře b) Čerenkovovskeacute detektory

Kosmickeacute sondy - primaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute ndash prvotniacute informace lze i nižšiacute energie nelze velmi vysokeacute E lt 108 MeV (malaacute plocha detektorů)

Pozemniacute detektory ndash sekundaacuterniacute spršky ndash možno pokryacutet velmi velkeacute plochy (km2) rarr detekce čaacutestic s velmi vysokou energiiacute nelze studovat nižšiacute energie (nerozvine se dostatečnaacute sprška)

Baloacutenoveacute experimenty ndash primaacuterniacute a sekundaacuterniacute zaacuteřeniacute (zaacutevisiacute podle vyacutešky letu)

Určeniacute hmotnosti iontů ndash magnetickeacute a elektrickeacute pole ndash hmotoveacute spektrometry

Princip vzniku Čerenkovova zaacuteřeniacute

Kosmickeacute sondy

Družice HEAO 3 Družice ACE

Umiacutestěniacute družice ACE do libračniacuteho bodu L1 Družice ACE studuje složeniacute čaacutestic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute jak slunečniacuteho tak i galaktickeacuteho původu

Zkoumaacuteniacute složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute často společně i zaacuteřeniacute gama a X

Zatiacutem do energie 108 MeV

Zaacuteřeniacute gama zachovaacutevaacute směr a doprovaacuteziacute takeacute vysokoenergetickeacute procesy

Spojeniacute detekce kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a hliacutedaacuteniacute jadernyacutech vyacutebuchů - družice FORTE

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Způsoby detekce

1) Detekce fluorescenčniacuteho světla ndash fluorescenčniacute světlo vznikajiacuteciacute v atmosfeacuteře

2) Detekce nabityacutech čaacutestic ndash na zemi většinou pomociacute scintilačniacutech detektorů

3) Detekce Čerenkovova zaacuteřeniacute a) detekce zaacuteřeniacute vznikajiacuteciacuteho v atmosfeacuteře b) Čerenkovovskeacute detektory

Kosmickeacute sondy - primaacuterniacute kosmickeacute zaacuteřeniacute ndash prvotniacute informace lze i nižšiacute energie nelze velmi vysokeacute E lt 108 MeV (malaacute plocha detektorů)

Pozemniacute detektory ndash sekundaacuterniacute spršky ndash možno pokryacutet velmi velkeacute plochy (km2) rarr detekce čaacutestic s velmi vysokou energiiacute nelze studovat nižšiacute energie (nerozvine se dostatečnaacute sprška)

Baloacutenoveacute experimenty ndash primaacuterniacute a sekundaacuterniacute zaacuteřeniacute (zaacutevisiacute podle vyacutešky letu)

Určeniacute hmotnosti iontů ndash magnetickeacute a elektrickeacute pole ndash hmotoveacute spektrometry

Princip vzniku Čerenkovova zaacuteřeniacute

Kosmickeacute sondy

Družice HEAO 3 Družice ACE

Umiacutestěniacute družice ACE do libračniacuteho bodu L1 Družice ACE studuje složeniacute čaacutestic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute jak slunečniacuteho tak i galaktickeacuteho původu

Zkoumaacuteniacute složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute často společně i zaacuteřeniacute gama a X

Zatiacutem do energie 108 MeV

Zaacuteřeniacute gama zachovaacutevaacute směr a doprovaacuteziacute takeacute vysokoenergetickeacute procesy

Spojeniacute detekce kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a hliacutedaacuteniacute jadernyacutech vyacutebuchů - družice FORTE

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Kosmickeacute sondy

Družice HEAO 3 Družice ACE

Umiacutestěniacute družice ACE do libračniacuteho bodu L1 Družice ACE studuje složeniacute čaacutestic kosmickeacuteho zaacuteřeniacute jak slunečniacuteho tak i galaktickeacuteho původu

Zkoumaacuteniacute složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute často společně i zaacuteřeniacute gama a X

Zatiacutem do energie 108 MeV

Zaacuteřeniacute gama zachovaacutevaacute směr a doprovaacuteziacute takeacute vysokoenergetickeacute procesy

Spojeniacute detekce kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a hliacutedaacuteniacute jadernyacutech vyacutebuchů - družice FORTE

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Některeacute budouciacute projekty

ACCESS detektor na ISS

Projekt OWL pro sledovaacuteniacute spršek z vesmiacuteru

Studium sekundaacuterniacutech spršek z oběžneacute draacutehy rarr 30 kraacutet většiacute efektivita než pozemskeacute experimenty

teleskopy sledujiacuteciacute nočniacute oblohu

Detektor čaacutestic (scintilačniacute) na ISS (2007) ndash studium složeniacute primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacuteZlepšeniacute identifikace těžšiacutech jader

Projekt EUSO (ESA) proISS a OWL samostatnyacute

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Baloacutenoveacute experimenty

Gondola experimentu ISOMAX po přistaacuteniacute

ISOMAX těsně před vypuštěniacutemv růžku obraacutezek ve vyacutešce deseti kilometrů

Vypouštěniacute experimentu TIGER

Složeniacute kosmickeacuteho zaacuteřeniacute i pro elementy těžšiacute než železo

ISOMAX TIGER

Zaznamenaacutevaacuteniacute sekundaacuterniacutech spršek v atmosfeacuteře NightGlow

Zkoumaacuteniacute technologiiacute před jejich použitiacutem ve vesmiacuteru

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Pozemniacute experimenty

AGASA ndash scintilačniacute detektory ndash detekujiacute dopadajiacuteciacute spršku hlavně mionů sekundaacuterniacuteho zaacuteřeniacute pracuje celyacute den

HiRes (Flyacutes Eye ndash Mušiacute oko) ndash optickeacute teleskopy detekujiacuteciacute fluorescenčniacute zaacuteřeniacute ndash pracujiacute jen v noci

Haverah Park (Leeds Anglie) ndash čerenko-vovskeacute detektory

Detekce fluorescenčniacuteho světla (HiRes)

Teleskop pro pozorovaacuteniacute Čerenkovova zaacuteřeni (Telescope Arrey)

(Každyacute zaznamenal jeden superenergetickyacute přiacutepad)

Snaha pokryacutet co největšiacute plochu

Sprška zasaacutehne detektory lze určit směr a profil (Haverah Park experiment WWW)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Observatoř Pierra Augera

Spojuje oba typy měřeniacute fluorescenčniacute i pozemniacute čerenkovskyacutemi detektory čaacutestic rarr vzaacutejemnaacute kalibrace ndash velice důležiteacute pro přesneacute a spolehliveacute určeniacute energie primaacuterniacute čaacutestice

Pět observatořiacute každaacute 6 obřiacutech Schmidtovyacutech komor (4 observatoře už pracujiacute)

Zrcadlo Schmidtovy komoryPozemniacute stanoviště se Schmidtovyacutemi komorami

Rozsaacutehlyacute systeacutem detektorů stavěnyacute v Argentiacuteně ~ 500 udaacutelostiacute nad 51013 MeV

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

1600 pozemniacutech čerenkovovskyacutech detektorů ( 60 je dokončeno)

Vyacuteznamnaacute uacutečast českyacutech vědců

Pozemniacute stanice s čerekovovskyacutem detektorem Současnyacute stav dokončenosti (rok 2005)

Simulace průběhu spršky kosmickeacuteho zaacuteřeniacute s energiiacute 1013 MeV (kliknout na obr pro animaci)

Zaacuteběr 3000 km2 (vzdaacutelenost mezi detektory 15 km)

Fluorescenčniacute detektory zachycujiacute průběh spršky čerenkovovskeacute jen jejiacute profil

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Tři scintilačniacute detektory projektu CZELTA na střeše budovy UTEF ČVUT v Praze

Projekt CZELTA

Viacutece vzdaacutelenyacutech měřiacuteciacutech miacutest rarr identifikace velmi širokyacutech (velmi energetickyacutech) spršek

Řada měřiacuteciacutech miacutest s jednoduchyacutemi scintilačniacutemi detektory

UTEF ČVUT Praha Slezskaacute universita v Opavě

Koordinace pomociacute GPS ndash identifikace časovyacutech koincidenciacute

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

GZK mez (podle KGreisena GTZacepina a VAKuzmina) ndash při velmi vysokyacutech energiiacutech kosmickeacuteho zaacuteřeniacute velmi vysokyacute uacutečinnyacute průřez interakce s fotony reliktniacuteho zaacuteřeniacute

Zaacutekladniacute vlastnosti a procesy

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama zaacuteřeniacute

Magnetickaacute pole a elektrickaacute pole pohybujiacuteciacutech se nabityacutech oblaků plazmy

Raacutezoveacute vlny a vyacutetrysky při katastrofickyacutech procesech

p + γ rarr p + π0 p + γ rarr n + π+

Čaacutestice s E gt 1013 MeV pochaacutezejiacute ze vzdaacutelenosti lt~ 50 Mpc

Zatiacutem pouze 60 udaacutelostiacute s E gt 51013 MeV

Tak vysokeacute energie rarr maleacute odchylky v magnetickeacutem poli galaxie rarr určeniacute polohy zdroje rarr hledaacuteniacute koincidenciacute v poloze zdrojů

Velmi pravděpodobně se uplatňuje řada různyacutech zdrojů

Pozůstatek supernovy

Aktivniacute galaxie NGC 4261 na sniacutemku Hubblova teleskopu

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Pozvolneacute urychlovaacuteniacute

Enrico Fermi

V roce 1949 navrhl Enrico Fermi

Mnohonaacutesobneacute sraacutežky s čaacutesticemi pohybujiacuteciacuteho se oblaku plazmy(spolupůsobeniacute magnetickyacutech a elektrickyacutech poliacute)oblaka jsou velmi rozsaacutehlaacute a velmi dlouhodobyacutem urychlovaacuteniacutem můžeme ziacuteskat i čaacutestice s velmi vysokou energiiacute

Jedna z mlhovin v souhvězdiacute Carina (sniacutemek Hubblova dalekohledu)

V tomto přiacutepadě apriori izotropniacute a homogenniacute rozloženiacute

Možnaacute koncentrace do roviny galaxie(vyacuteskyt ionizovanyacutech oblaků

Gal

axie

v A

nd

rom

edě

(sn

iacutemek

J W

are)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Explozivniacute procesy

Supernovy ndash asymetrickaacute exploze (např model děloveacute koule asymetrickyacute kolapsaacuterovyacute model) vyacutetrysky hmoty ndash vysokoenergetickyacutech čaacutestic

Aktivniacute jaacutedra galaxiiacute - vyacutetrysky

Možnost ohroženiacute Země

Sraacutežky neutronovyacutech hvězd ve dvojhvězdaacutech

Velkeacute množstviacute mionů

Vznik radioaktivniacutech prvků ndash velmi vysokaacute radioaktivita atmosfeacutery

Možnost ochrany ndash 1) stiacuteněniacute pomociacute přepracovaneacute hmot asteroidů (je třeba stiacutenit i atmosfeacutery Země) 2) dlouhodobeacute přesunutiacute do nitra Země

Zhrouceniacute neutronoveacute hvězdy do černeacute diacutery

Nestabilniacute jevy při akreci materiaacutelu na kompaktniacute objekty

Možnaacute souvislost se zaacuteblesky gama

Zatiacutem jen scifi Kolapsarovyacute model vzniku zaacuteblesku gama

Sraacutežky galaxiiacute

Pohlceniacute neutronoveacute hvězdy černou dirou

Vyacutebuch supernovy

Zd

roj

anim

aciacute ndash

str

aacutenk

y N

AS

A

(Upozorněniacute animace se nespouštiacute jestliže prohliacutežiacuteme přes internetovyacute prohliacutežeč jen přiacutemo v PowerPointu)

Energetickeacute procesy exotickyacutech čaacutestic

Interakce velmi vysokoenergetickyacutech neutrin s reliktniacutemi neutriny (vytvořiacute se Z0 bosony s energiiacute až 1015 MeV)

Rozpady supertěžkyacutech čaacutestic (hypotetickeacute magnetickeacute monopoacutely domeacutenoveacute stěny kosmickeacute struny

Vypařovaacuteniacute černyacutech miniděr ndash v konečneacute faacutezi uvolňovaacuteniacute velkeacute energie rarr kvantoveacute vypařovaacuteniacute i velmi těžkyacutech čaacutestic předpoviacutedanyacutech sjednocovaciacutemi teoriemi - leptokvarky XY ( MXY asymp 1018 MeV) nebo supersymetrickeacute čaacutestice

Vypařeniacute černeacute minidiacuterySimulace ze stranek A Hamiltona

S Hawking

Možnaacute souvislost s temnou hmotou (mohlo by se jednat o čaacutestice ktereacute ji tvořiacute)

Černeacute diacutery by měly vyzařovat tzv Hawkingovo zaacuteřeniacute - vznikaacute ději v bliacutezkosti horizontu černeacute diacutery

Původ pozůstatky z počaacutetečniacutech staacutediiacute Velkeacuteho třesku

Zaacutevěr

1) Na zemi dopadaacute zaacuteřeniacute z vesmiacuteru z mezihvězdneacuteho prostoru

2) Jeho energie dosahuje hodnoty až 1014 MeV

3) Složeniacute odpoviacutedaacute vyacuteskytu prvků ve vesmiacuteru daacutele jsou tam elektrony fotony a neutrina (v daleko menšiacutem množstviacute)

4) Primaacuterniacute čaacutestice vytvaacuteřejiacute v atmosfeacuteře spršku sekundaacuterniacutech čaacutestic přirozenaacute radioaktivita

5) Detekce primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute na sondaacutech a baloacutenech sekundaacuterniacute pak hlavně pomociacute pozemniacutech experimentů

5) Izotropniacute rozloženiacute vyplyacutevajiacuteciacute se změny směru diacuteky dlouheacute cestě v magnetickeacutem poli

6) Identifikace zdrojů pomociacute zdrojů vysokoenergetickyacutech gama či neutrin (možnaacute souvislost) ndash vznik při katastro- fickyacutech procesech

7) Možnost ohroženiacute života na Zemi rarr nutnost identifikace potenciaacutelniacutech bliacutezkyacutech zdrojů

8) Pravděpodobně viacutece zdrojů ndash zatiacutem neniacute přesnaacute identifikace 9) Nutneacute doplňujiacuteciacute se pozorovaacuteniacute zaacuteblesků gama vysokoenergetickeacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a neutrin

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21

Zaacutevěr

1) Na zemi dopadaacute zaacuteřeniacute z vesmiacuteru z mezihvězdneacuteho prostoru

2) Jeho energie dosahuje hodnoty až 1014 MeV

3) Složeniacute odpoviacutedaacute vyacuteskytu prvků ve vesmiacuteru daacutele jsou tam elektrony fotony a neutrina (v daleko menšiacutem množstviacute)

4) Primaacuterniacute čaacutestice vytvaacuteřejiacute v atmosfeacuteře spršku sekundaacuterniacutech čaacutestic přirozenaacute radioaktivita

5) Detekce primaacuterniacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute na sondaacutech a baloacutenech sekundaacuterniacute pak hlavně pomociacute pozemniacutech experimentů

5) Izotropniacute rozloženiacute vyplyacutevajiacuteciacute se změny směru diacuteky dlouheacute cestě v magnetickeacutem poli

6) Identifikace zdrojů pomociacute zdrojů vysokoenergetickyacutech gama či neutrin (možnaacute souvislost) ndash vznik při katastro- fickyacutech procesech

7) Možnost ohroženiacute života na Zemi rarr nutnost identifikace potenciaacutelniacutech bliacutezkyacutech zdrojů

8) Pravděpodobně viacutece zdrojů ndash zatiacutem neniacute přesnaacute identifikace 9) Nutneacute doplňujiacuteciacute se pozorovaacuteniacute zaacuteblesků gama vysokoenergetickeacuteho kosmickeacuteho zaacuteřeniacute a neutrin

• Slide 1
• Slide 2
• Slide 3
• Slide 4
• Slide 5
• Slide 6
• Slide 7
• Slide 8
• Slide 9
• Slide 10
• Slide 11
• Slide 12
• Slide 13
• Slide 14
• Slide 15
• Slide 16
• Slide 17
• Slide 18
• Slide 19
• Slide 20
• Slide 21