Kosmické záření - nedbal/CR/lecture1k.pdf · Aˇz do 50. let 20. stolet´ı pokraˇcovalo...

Kosmickézáření

Dalibor NedbalÚČJF

[email protected]

http://www-ucjf.troja.mff.cuni.cz/~nedbal/CR

Monday, February 28, 2011

mailto:[email protected]




Kosmické záření

‣ Kontakt:Dalibor NedbalÚstav částicové a jaderné fyziky (ÚČJF)Troja, A825

[email protected]

‣ Web:http://www-ucjf.troja.mff.cuni.cz/~nedbal/CR

Prezentace, odkazy, skripta






Kosmické záření‣ Literatura‣ S. Rosswog & M. Brueggen, Introduction to High-Energy Astrophysics, Cambridge

University Press, 2007

‣ C. Grupen, Astroparticle Physics, Springer-Verlag, 2005

‣ M. Longair, High Energy Astrophysics (Vol. 1, 2), Cambridge University Press, 1992

‣ T. K. Gaisser, Cosmic Ray and Particle Physics, Cambridge University Press, 1990

‣ D. Perkins, Particle Astrophysics, Oxford University Press, 2003

‣ Web‣ M. Kachelriess, Lecture notes on high energy cosmic rays, 2008

‣ Z. Kuncic, Lecture Notes in High Energy Astrophysics


http://arxiv.org/abs/0801.4376

http://arxiv.org/abs/0801.4376

http://www.physics.usyd.edu.au/~kuncic/teaching.htm

http://www.physics.usyd.edu.au/~kuncic/teaching.htm

Motivace

‣ Co to je kosmické záření (KZ)‣ Vysokoenergetické částice z vesmíru

‣ Původem ze Slunce (sluneční vítr) nebo mimo Sluneční soustavu

‣ Zde budeme probírat extrasolární KZ


Motivace

‣ Proč jej studovat?‣ Jediná hmota z vnějšího vesmíru, kterou umíme “chytit”

‣ Nevysvětlený původ, způsob urychlení a šíření

‣ Umožňuje studovat nejenergetičtější procesy ve vesmíru

‣ Ovlivňuje počasí a život na Zemi


Uvod

energie, ktera nenı zaznamenana (faktor 10), dosel Auger k energii sprsek az 1015 eV.Merenı provadel pri hladine more a ve vysokych nadmorskych vyskach na Pic du Midi(2900 m n.m) a na Jungfraujoch (3500 m n.m.).

Az do 50. let 20. stoletı pokracovalo studium casticove fyziky s vyuzitım kosmickehozarenı napr. objevem positronu, mionu, etc. Pocatkem 50. let byly vybudovany prvnıurychlovace na energie presahujıcı GeV, cımz doslo k oddelenı experimentalnı casticovefyziky od studia kosmickeho zarenı.

V padesatych letech se rovnez vyznamne rozvıjı radioastronomie. Radiove zarenıumoznuje studovat nektere netermalnı jevy v astrofyzice, jelikoz muze vznikat jako syn-chrotronnı zarenı energetickych castic v mezihvezdnem magnetickem poli (viz oddıl 4.2o synchrotronnım zarenı).

1.3 Spektrum kosmickeho zarenı

Spektrum kosmickeho zarenı (znazornene na obr. 1.5) ma unikatnı vlastnosti, ktere sedoposud nepodarilo spolehlive vysvetlit:

Energy (eV)

910 1010 1110 1210 1310 1410 1510 1610 1710 1810 1910 2010

-1 s

r GeV

sec

)2

Flux

(m

-2810

-2510

-2210

-1910

-1610

-1310

-1010

-710

-410

-110

210

410

-sec)2(1 particle/m

Knee-year)2(1 particle/m

Ankle-year)2(1 particle/km

-century)2(1 particle/km

FNAL Tevatron (2 TeV)CERN LHC (14 TeV)

LEAP - satellite

Proton - satellite

Yakustk - ground array

Haverah Park - ground array

Akeno - ground array

AGASA - ground array

Fly’s Eye - air fluorescence

HiRes1 mono - air fluorescence

HiRes2 mono - air fluorescence

HiRes Stereo - air fluorescence

Auger - hybrid

Obrazek 1.5: Spektrum kosmickeho zarenı podle Kotera and Olinto (2011).

10

Přehled přednášky‣ Úvod‣ Historie

‣ Fenomenologie

‣ Šíření KZ‣ Transport KZ v Galaxii

‣ Stáří KZ, spektrální index

‣ Urychlení‣ Fermiho mechanismus

‣ Rázové vlny

‣ Supernovy

- Koncepce přednášky jako základ astročásticové fyziky- Alternativní témata vítána


Přehled přednášky‣ Zářivé procesy‣ Záření pohybující se částice

‣ Synchrotronní, brzdné, Čerenkovovo záření

‣ Spektrální signatura zdrojů KZ

‣ Studium elektromagnetického záření zdrojů KZ

‣ Rázové vlny

‣ Supernovy


Přehled přednášky

‣ Praktické ukázky‣ Hledání článků, zdrojů informací

‣ Hledání astrofyzikálních dat

‣ Zobrazení dat z různých experimentů a energetických oborů pomocí DS9



Radiové záření

RTG záření

Optické světlo

Centaurus A



120 Results

tion receivers were used during the 22 60-second drift scan observations on the source onNovember 12 and 14, 2007. The data have been processed with the standard NRT softwarepackages NAPS and SIR. All bands and polarisations have been averaged, giving an RMSnoise of 2.2 mJy. The source 3C 295 was observed for calibration, on November 11, 13, and15, 2007.

Taking into account a flux density for this source of 12.30± 0.06 Jy using the spectralfit published by Ott et al. (1994), we derived a flux density of 56± 6mJy at 2685 MHz forRGB J0152+017. No significant variability was found in the radio data.

Spectral energy distribution

Figure 6.23: The spectral energy distribution of RGBJ0152+017. Shown are the H.E.S.S.spectrum (red filled circles and upper limits), and contemporaneous RXTE (blue open triangles),Swift/XRT (corrected for Galactic absorption, magenta filled circles), optical host galaxy-subtracted(ATOM) and radio (Nancay) observations (large red filled squares). The black crosses are archivaldata. The blue open points in the optical R-band correspond to the total and the core fluxesfrom Nilsson et al. (2003). A blob-in-jet synchrotron self-Compton model (see text) applied toRGBJ0152+017 is also shown, describing the soft X-ray and VHE parts of the SED, with a simplesynchrotron model shown at low frequencies to describe the extended part of the jet. The contribu-tion of the dominating host galaxy is shown in the optical band. The dashed line above the solid lineat VHE shows the source spectrum after correcting for EBL absorption. The left- and right-handside inlays detail portions of the observed X-ray and VHE spectrum, respectively.

Figure 6.23 shows the SED of RGB J0152+017 with the data from Nancay, ATOM,

Ilustrační spektrum(ve skutečnosti RGB J0152+017)


Přehled přednášky‣ Interakce KZ‣ Různé druhy interakcí podle energie

‣ Greisen Zatsepin Kuzmin limit

‣ Produkce VHE gama záření

‣ UHECR‣ Nejenergetičtější známé částice

‣ Možné způsoby vzniku

‣ Detekce


Přehled přednášky‣ Zdroje kosmického

záření‣ Supernovy

‣ Aktivní galaktická jádra

‣ Gama záblesky


ÚvodZáklady astrofyziky


Jednotky‣ Astronomická jednotka

(AU)‣ 1 AU ≈ 150 × 10⁶ km

‣ Parsek (pc)‣ typický rozměr v astrofyzice

‣ vzdálenost, ze které je astronomická jednotka (AU) vidět pod úhlem 1'' (=1/3600o)

Prıloha A

Zakladnı astrofyzikalnı pojmy

A.1 Vzdalenosti

Astronomicka jednotka

Astronomicka jednotka (AU) je vzdalenostı Zeme od Slunce a jejı hodnota je 1 AU!149,6"106 km.

Parsek a svetelny rok

Mimo Slunecnı soustavu se v astrofyzice pouzıva k merenı vzdalenostı jednotky parsek(pc). Je zadefinovan jako “vzdalenost, ze ktere je astronomicka jednotka videt pod uhlemjedne uhlove vteriny”. Velikost 1pc v metrech je tudız:

1 pc =1 AU

tan 1!!

! 3, 09" 1016 m

! 3, 26 ly,

kde 1 ly = 9, 46 " 1015 m je svetelny rok. Jeden parsek je zaroven priblizne vzdalenostınejblizsı hvezdy Proxima Centauri.

Rudy posuv

V prıpade velkych vzdalenostı se casto mısto hodnoty v metrech udava odpovıdajıcı rudyposuv z. Urcovanı vzdalenosti touto metodou vyuzıva znalosti Hubbleova zakona. Podletohoto zakona, objeveneho Hubblem v roce 1928, roste rychlost v vzdalovanı objektu odZeme linearne se vzdalenostı D od nı, t.j.:

v = H0D, (A.1)

kde H0 = 72± 3 km s"1 Mpc je Hubbleova konstanta dle Spergel et al. (2003). To, ze sevsechny galaxie od nas vzdalujı rychlostı linearne rostoucı s jejich vzdalenostı je interpre-tovano tak, ze se vesmır rozpına. Tento zakon platı nezavisle na zvolenem kosmologickemmodelu. Pouzitım rovnice A.1 muzeme vzdalenosti urcit ze zname radialnı rychlosti v. Tu

59

~ vzdálenost nejbližší hvězdy Proxima Centauri


Jednotky

‣ CGS jednotky‣ často používané

‣ Vystačí si s mechanickými jednotkami

‣ 1 TeV = 1.602 erg

‣ B-pole Země ~ 1G

‣ B-pole mezihv. ~μG

‣ Užitečný vztah:

Fyzikalnı velicina CGS SI

Elektricka intenzita, potencial e. pole E,!!4"#0(E,!)

Naboj, proud a jejich hustoty q, I, $, j!

1/!4"#0

"

(q, I, $, j)

Elektricka indukce D#

4"/#0D

Magneticka indukce, tok a vekt. potencial B,!,A#

4"/µ0(B,!,A)

Magneticka intenzita H!4"µ0H

Magneticky moment m#

µ0/(4")m

Tabulka D.1: Pravidla pro prevod rovnic z CGS do SI systemu. Pro prevod druhymsmerem je samozrejme potreba provest operaci inverznı.

Fyzikalnı velicina Jednotka CGS Jednotka SI

Energie E erg [erg] Joule [J = 107 erg]

Magneticka indukce B Gauss [G] Tesla [T = 104 G]

Tabulka D.2: Prevody nekolika vybranych jednotek ze soustavy CGS do SI.

D.5 Prıklad

Sılu, kterou na nabitou castici pusobı elektromagneticke pole urcuje Lorentzuv vzorec,ktery lze v SI vyjadrit takto:

FL = q [E+ (v "B)] .

Pro prevod do CGS pouzijeme vztahy z tabulky D.1, podle nichz:

E # E 1!4!"0

B # B#µ0

4!

(D.3)

Po dosazenı do vztahu pro Lorentzovu sılu v SI systemu a vyuzitım vzorce D.2dostavame vzorec pro Lorentzovu sılu v CGS:

FL = q$

E+%v

c"B

&'

. (D.4)

69

CGS system

SI: 1 C = 1 A s

CGS: 1 statC = 1 g1/2 cm3/2 s!1

(D.1)

Elektromagneticke rozsırenı CGS jednotek ma vıce variant, z nichz nejrozsırenejsı jeGaussuv system (dalsım je napr. Heavyside-Lorentz system).

K propojenı mechaniky a elektromagnetismu SI system s novou zakladnı jednotkoupotrebuje jeste dalsı konstantu – permitivitu vakua, ktera ma odpovıdajıcı rozmer. Propredstavu rozdılu systemu je instruktivnı kratce rozebrat jeden ze zakladnıch zakonuelektrostatiky – Coulombuv zakon.

Podle Coulombova zakona lze sılu, kterou na sebe dva stejne naboje ve vzdalenosti rpusobı, vyjadrit vztahem:

FC = kCQ2

r2,

kde interpretace Q je zatım blıze nespecifikovana a kC je konstanta umernosti. Tutokonstantu muzeme libovolne zadefinovat, podle jejı definice se ale bude menit interpretaceveliciny Q. Nejjednodussı volbou pro Coulombuv zakon je kC = 1 (Gaussuv CGS system).Pak ma zakon jednoduchy tvar:

FC =q2CGS

r2.

Pri pouzitı jednotek SI je vsak nejprve zadefinovan amper jako zakladnı jednotka nabojeQ a je provedena “racionalizace,” spocıvajıcı v zavedenı faktoru 4! (kvuli zjednodusenıpodoby Maxwellovych rovnic). Coulombuv zakon pak ma tvar

FC =1

4!"0

q2SIr2

,

kde qSI udavame v C = A s a qCGS v statC. Vzhledem k tomu, ze FC ma rozmer vzakladnıch jednotkach kg m s!2 a na prave strane figuruje naboj s rozmerem A (kterynelze vyjadrit pomocı mechanickych jednotek), je zavedenı dimenzionalnı konstanty v SInutne k vyrovnanı rozmeru velicin na obou stranach. "0 tak musı mıt rozmer A2 s4 kg!1

m!3

D.4 Pravidla pro prechod mezi SI a CGS

Pravidla pro prevod vzorcu psanych v CGS do SI jsou strucne shrnuta v tabulce D.1.Pri prevadenı lze casto vyuzıt dulezity vztah pro rychlost svetla ve vakuu:

c0 =1

!"0µ0

. (D.2)

Prehled prevodu nekolika nejpouzıvanejsıch jednotek je uveden v tabulce D.2.

68Monday, February 28, 2011

Naše Galaxie‣ ~1011 hvězd

‣ Složení‣ jádro

‣ < 10 pc

‣ ~ 2× 10⁶ M⊙

‣ disk

‣ R ~ 15 kpc

‣ h ~ 300 pc

‣ bulge

‣ R ~ 5 kpc

‣ halo

‣ R < 40 kpc


Atlas vesmíru

http://www.atlasoftheuniverse.com/galaxy.htmlMonday, February 28, 2011

http://www.atlasoftheuniverse.com/galaxy.html

http://www.atlasoftheuniverse.com/galaxy.html

Atlas vesmíru


Atlas vesmíru


Atlas vesmíru


Historickýpřehled

Úvod


Elektroskop


Elektroskop

‣ Vybíjení elektroskopů‣ zbytková ionizace vzduchu

‣ Přelom 19.-20. století‣ Roentgen 1895 objev RTG

‣ Becquerel 1896 objev radioaktivity

‣ objev α, β, γ záření

‣ Vybíjení způsobeno radioaktivními prvky v půdě?


Elektroskop


Zdroje přirozené radioaktivity


Elektroskop‣ 1910‣ Theodor Wulf vyvíjí přesnější elektroskop

‣ Neočekávaně malý úbytek ionizace na vrcholu Eiffelovy věže


Objev kosmického záření

‣ 1912‣ Victor Hess - balónové lety z Ústí nad

Labem

‣ Výška přes 5000 m

‣ Nejprve úbytek ionizace

‣ Od ~ 700 m ionizace opět roste

‣ Nad ~ 1500 m ionizace stejná jako na úrovni Země


Objev kosmického záření

‣ Efekt nadmořské výšky‣ Růst ionizace s výškou

‣ Zbytková ionizace není pozemského původu

‣ Pozorování ve dne i v noci‣ Není způsobena přímým slunečním

světlem

Implikace existence ionizujícího záření z vesmíruNobelova cena pro Hesse v r. 1936


20. léta 20. století‣ Otázka charakteru kosmického záření‣ Co jej tvoří

‣ Milikan prosazuje γ záření

‣ Compton nabité částice


Nabité částice‣ 1927‣ Pozorovaný efekt geomagnetické šířky (Clay)

‣ Vertical rigidity cut-off (VRCO)

‣ Ec(λ) = 14,9 cos⁴ λ GeV

‣ Ec(50O) = 1,1 GeV

‣ Výpočet Stoermera


Nabité částice


Polární záře


http://earthobservatory.nasa.gov/images/imagerecords/6000/6226/aurora_img_2005254_sm.mov

http://earthobservatory.nasa.gov/images/imagerecords/6000/6226/aurora_img_2005254_sm.mov

Nabité částice‣ 1927‣ Dmitry Skobeltzyn fotografuje první dráhy KZ v mlžné

komoře vystavené B-poli

‣ Stále je považuje za sekundární částice gama záření


272 Znschr i f fen . Die Natur- wissenschaften

eine Versuchsre ihe an der Sekundi i rs t rahlung der RaC),-Strahlung bes t~t ig t werden. U m hierbei den Einflul3 der iH6henstrahlung m6glichst herabzudrf icken, muBten verh~ltnism~Big kleine ZXhlrohre hor izonta l nebeneinanderges te l ! t werden, da bet ver t ikaler An- o rdnung die H6hens t r ah lung erhebl ich mehr Koinzi- denzen ergibtL Ferner wnrden wegen der geringen Durchdr ingungsf~higkei t der Sekund~re lekt ronen yon RaC 7 die e inander zugekehr ten HXlften der Z~hlrohre aus d i~nne r 'Ahmin iumfo l i e hergestel l t . Ein schwaches R a d i u m p r ~ p a r a t aus gr6Berer E n t f e r n u n g erzeugte d a n n eine betrXchfl iche Anzahl yon Koinzidenzen, die rasch abnahmen , w e n n Aluminiumfol ien zunehmender Dicke zwischen die Z~hlrohre gebrach t wurden . Mit I m m Blei waren die Koinz idenzen p rak t i sch ver- schwunden , wie es d e m b e k a n n t e n Durchdr ingungsve rm6gen der SekundXrelektronen yon RaCy ent- spr icht . Die Koinz idenzen wurden also n ich t unmi t t e l - ba r d u t c h die 7-Strahlen, sondern ers t durch die

, Sekund~re lek t ronen hervor-

A Goldbtoek, Pb Bleiabsehirmnng,

Z~Z~ Zahlrohre

gerufen. ' U m daher den EiniluB gew6hnlicher ra- d ioakt iver S t rah lungen anf die Koinz idenzenzahl auszn- schal ten, geniagt es berei ts , die Wandungen der Z~hlrohre wenige Mill imeter s t a rk zu w~hlen.

Fflr die en t sp rechenden Versuche an der I-I6hen- s t rah lnng d ien te die in der Figur dargeste l l te gr6Bere und eertikal aufgestel l te An- o rdnnng , welche allseitig mi t 5 cm Eisen + 6 cm Blei gepanzer t war. N a c h d e m mi t ~ und 4 cm Blei als Absorber keine deut l iche A b n a h m e der t (o inz idenzen festzustel len war, wurde ein

Goldblock yon 4,I cm Dicke benu tz t . Abe t auch dieser b rach te keine merkl iche A b n a h m e he rvor (erste Zeile der n eben s t eh e nden Tabelle). K i e rnach mnBte das Durchdr ingungsve rm6gen der die Koinz idenzen erzeugenden S t rah lnng mindes tens e twa ebenso groB sein wie das der H6hens t r ah lung selbst. Diese Yer- suche wurden in dem nn te ren S tockwerk des sehr mass iven HauptgebXndes der Re ichsans ta l t ansgeft~hrt; die H6hens t r ah lung h a t t e dabei eine Mater ieschicht yon insgesamt e twa 3 m WasserXquivalent zu durchse tzen , bevor sie auf die Z~hlrohre t raf , war mi th in berei ts erhebl ich geh~rte t . W e n n demnach , wie wir n u n m e h r ve rmute ten , der Absorpt ionskoeff iz ien t der H6hen- s t r ah lnng selbst fiir die A b n a h m e der Koinz idenzen maBgebend war, so wXren sehr langwierige Versuche n6tig gewesen, n m dies mi t Sicherhei t festzustel len.

Deshalb b rach ten wi t n n n m e h r unsere A p p a r a t n r auf den Dachboden des Geb~ndes un te r ein Oberl icht- fens te r und liel3en die Decke des Panzers fort , n m mi t m6gl ichs t ungef i l te r ter Yi6henstrahtung zu arbei ten. Die \¥ iede rho lung der Versuche b rach te n u n m e h r das in der 2. Zeile der Tabelle aufgeff ihr te Ergebnis ~. eine deut l iche A b n a h m e der Koinz idenzen bet E inscha t tung des Goldblocks. Die A b n a h m e en t sp r i ch t e inem

t ~

,~(~)x~ 3,6 " t o - a wel- Massenabsorpt ionskoeff iz ien ten

cher durchaus in dem Bereich der bisher gemessenen W e r t e fflr die ungef i l te r te l r I6henstrahlung liegt. Die

W. KOL~t6RST~R, Naturwiss . x6, ~o44 (1928).

A b n a h m e der Koinz idenzen erfolgt also gemaB der Absorp t ionskurve der H6hens t r ah lung selbst.

Sollte nach der he rgebrach ten ¥or s t e l lung die t t 6hens t r ah lung eine 7-Strahlung sein, so d i i r f ten nu t zwei Erkl&rungsm6glichkei ten fSr dieses Ergebnis in Frage kommen. E inma l k6nn te m a n annehmen, dab die Sekund~re lekt ronen dieser 7-St rahlnng zufMlig gerade das Durchdr ingungsverm6gen besitzen, welches an der H6hens t r ah lung selbst gemessen worden ist. I n d iesem Falle w~re es wohl das n~chst l iegende, alte b isher b e k a n n t e n Wirkungen der H6hens t r ah lung dieser Corpuscnlars t rah lung zuzuschreiben; d a n n bliebe abe t ffir d ie A n n a h m e ether besonderen pr im~ren ?-St rahlung ffirs ers te f iberhaupt kein zwingender An- laB. Indessen dfirf te es nach b e k a n n t e n E r f a h r n n g e n sehr unwahrschein l ich sein, dab die sekund~re Corpus- cu la rs t rah lnng n ich t erhebl ich weicher sein soll te als die ansl6sende 7-Strahlung (vgt. den oben angeft~hrten Radinmversuch) , wenn auch Ex t r apo la t i onen in dieses exper imente l l bisher noch vSllig uner forschte Energie- gebiet mi t einiger ¥ o r s i c h t au fznnehmen sind. Die zweite M6glichkeit w~re die, dab ein und derselbe 7-H6hens t rahl in den Z~hlern oder in deren Umgebung gleichzeitig zwei E lek t ronen ausl6st, yon denen je

1 Ohne Absorber

Filterung I/'~ N 1~ ~ [ e = ;~

11~1 ~1~ ~

Be~;°dCecmke 216 36I + 6 em Pb II + 5 em Fe 1,67

o 360 987 2,74

Mit 4,I cmGold ' ~ .

~I6 365 1,65 1,4~7,4(o,2~I,0)-xo -~ 360 734 2~o6 24,7± 4,e (3,6~ o,5}. xo -a

a ~ o ~ Masen- ~ .~ absorptionskoeff.

t t :f: mittl. Fehler

eines in einen der Zahler e in t r i t t ; in d iesem Fatte ware n~mlich die A b n a h m e der Koinz idenzen propor t iona l der H6hens t rah lungs in tens l t~ t vers t~ndl ich. Abe t anch diese M6glichkeit scheidet aus, denn hierfflr war die t t~uf igkei t der Koinz idenzen viel zu groB: sic b e t r u g im Mittel 7,2% der AusschI~ge des un te ren Z~hlers 1. Dies ist nun gerade der Prozentsa tz , welcher nach den geometr i schen Bedingungen e twa zu e rwar ten war, wenn die S t rah lung iso t rop ist und jeder in ein Zahlrohr e in t re tende Einzels t rahl diesen mi t lOO% Wahrschein l ichkei t zum Ansprechen br ing t ~. F a r eine y-St rahlung ist dies nach allen vor l iegenden Er fah- rungen ausgeschlossen, f~ir eine Corpusculars t rahlung dagegen sehr plausibel (vgl. den Radiumversnch) .

Diesem ganzen BeJunde glauben ~vir die Deutung geben zu mi~ssen, daft die HShenstrahlung, wenigstens soweit s is sich in den bisher beobachteten Erscheinungen ~uflert, kcine 7-Strahlung, sondern eine Corpuscular- s trahlung ist.

Die Frage nach der H e r k u n f t de r H6hens t r ah lung wird du rch das gewonnene Ergebnis auf eine nene Grnndlage gestell t . Hierauf sowie auf Einzelhei ten, Vortei te der Methode, Diskussion der Ergebnisse und wei tere P rob leme soll in der ansff ihr l ichen Ver6i fent -

I Durch Verkle inernng des Abs tandes der beiden ZXhlrohre konn t e der Bruchte i l der IZoinzidenzen auf 23 % geste iger t werden.

2 Die Her ren GglGER und Mt~LLER, welche unab- h~ngig yon uns Koinz idenzversuche angestel l t haben , te i l ten uns f reundl ichs t mit , dab nach besonders zu diesem Zwecke angeste l l ten E x p e r i m e n t e n das ZAhl- rohr auI E lek t ronen v011ig quan t i t a t i v anspr icht .

Nabité částice‣ 1928-1929‣ Bothe, Kolhoerster

‣ 2 Geiger Muellerovy čítače v koincidenci

‣ Absorpční vrstva mezi detektory

‣ Důkaz korpuskulárního charakteru KZ

‣ Koincidence způsobeny sekundárními částicemi

‣ Absorpce sek. částic podobná jako absorpce KZ v atmosféře

KZ je částicového charakteru


Kladně nabité částice

‣ 1934‣ Západovýchodní asymetrie

‣ Bruno Rossi

asymetrie, ktera ukazovala na kladny naboj primarnıch castic.Pokud je kosmicke zarenı nabite, bude jej vychylovat magneticke pole Zeme. Pusobenım

Lorentzovy sıly budou kladne castice o nızkych energiıch1 priletat na povrch Zeme prevaznesmerem ze zapadu na vychod a zaporne nabite castice naopak (viz ilustrace na obr. 1.4).Namerenım teto asymetrie tak lze urcit naboj prevazujıcı v kosmickem zarenı. V roce 1934asymetrii poprve potvrdil Bruno Rossi, kdyz nameril vyznamne vetsı intenzitu zarenı zezapadu nez z vychodu (Rossi, 1934). Kosmicke zarenı tedy musely tvorit tehdy prekvapivekladne nabite castice.

!"#"$%&'()

*"+!

,-'.)"

/012.3

*4'53

6.#.)"%47$58"97.$:";9)53%!"%5<:7=>?4@7:1"A*594B5%4

7$58"97.$:";%&B94>"%"$C:"A

Obrazek 1.4: Ilustrace zapadovychodnıho asymetrie. Na obrazku je projekce Zeme pripohledu na severnı geograficky pol. Silocary magnetickeho pole smerujı od severnıho mag-netickeho polu zemskeho magnetu, ktery je u jiznıho geografickeho polu. Pouzitım vzrocepro Lorentzovu sılu F = qv !B urcıme smer kterym magneticke pole na castici pusobı.Z ilustrace je zrejme, ze kolem prahove energie3 budou kladne castice dopadat na Zemiprevazne ze zapadnıho smeru. Pri vyssıch energiıch asymetrie prestava byt vyznamnou,ale castic s rostoucı energiı rychle ubyva, proto je asymetrie vyrazna i v integralnımspektru.

1.2.4 Rozsahle sprsky

Roku 1938 se podarilo Pierru Augerovi poprve zaznamenat velmi rozsahle atmosferickesprsky castic (Extensive Air Showers; EAS), cımz polozil zaklad detekce extremne ener-getickych castic kosmickeho zarenı (ultra-high energy cosmic rays; UHECR). Merenımkoincidencı v detektorech vzdalenych az 300 metru od sebe tyto sprsky poprvke nejenobjevil, ale dokazal i odhadnout, ze energii primarnı castice pozorovanych sprsek dosa-hovala 1015 eV (Auger et al., 1939). K tomu potreboval nejprve odhad poctu castic vesprsce. Ten lze priblizne odvodit z pomeru cetnosti koincidencı ve dvou, trech a ctyrechdetektorech a dosahoval 106 castic pri hustote 10–100 castic/m2. Energie techto casticmusı presahovat kritickou energii, pri ktere ionizacnı ztraty zacnou dominovat a sprskase rychle tlumı a zanika. Kriticka energie je ve vzduchu radove 100 MeV. Pri zapoctenı

1Castice vyrazne vyssıch energiı nejsou magnetickym polem Zeme ovlivneny.

9


Kladně nabité částice

‣ Spektrum elektronů KZ


Kaskády částice‣ 1934‣ Heitlerův model elektromagnetické kaskády

‣ Pozorované částice na Zemi jsou sekundárními částicemi z kaskád

2.1 Air Showers 15

E0

E0/2

E0/4

E0/8

Figure 2.1: Illustration of the shower model according to Bethe and Heitler.Bremsstrahlung and pair production are considered, the radiation lengthsfor both processes are set equal.

if the average energy falls below the “critical energy” Ec, where the loss of energy per unitlength by bremsstrahlung falls below the loss of energy per unit length by ionisation. Inthis case no new particles are created but the particles lose energy mainly by ionisationand the shower dies out.A simple shower model was first introduced by Bethe & Heitler (1954) and relies on verybasic assumptions. The main properties of an air shower can however be understood inthis model. Only bremsstrahlung and pair production are considered. Energy loss byionisation is neglected which is a valid approximation for high energetic particles. Boththe radiation length for bremsstrahlung and pair production are set to X0, neglecting thefactor 9/7 that relates them.In this model, a primary !-ray enters the atmosphere and generates within one radiationlength an electron-positron pair via pair production. Hereby its energy E0 is assumed tobe equally divided between the two particles. By bremsstrahlung both the electron andpositron generate in turn after exactly one radiation length a photon containing half oftheir energy (see Figure 2.1).After m radiation lengths X0 the cascade consists of:

N(m) = 2m Particles having energyE(m) = E0 · 2!m (2.1)

The depth mmax of the maximum of the shower in the atmosphere in units of the radiationlength is given by:

E(mmax) = E0 · 2!mmax != Ec ! mmax =

ln (E0/Ec)

ln 2(2.2)

at this depth mmax, the shower consists of Nmax particles

Nmax = emmax·ln 2 =E0

Ec(2.3)


Rozsáhlé spršky

‣ 1938‣ P. Auger, B. Rossi

‣ koincidence ve vzdálených detektorech

‣ První pozorování rozsáhlých spršek částic (Extensive Air Showers - EAS)

‣ Spršky o energiích až 10¹⁵ eV

‣ 1949‣ Fermi navrhuje mechanismus

urychlení KZ na zmagnetizovaných mračnech mimo sluneční soustavu


Historie KZ

‣ 50. léta 20. století‣ Budování urychlovačů

‣ Odtržení kosmického záření od částicové fyziky

‣ Počátky radioastronomie

‣ 60. léta‣ Zprovoznění Haverah Parku

‣ EAS experiment

‣ spršky až 1020 eV


Historie KZ‣ 60. léta‣ Počátky RTG astronomie

‣ Gama astronomie

‣ vojenské satelity Vela detekují první gama záblesky z vesmíru

‣ 90. léta‣ Rozvoj EAS experimentů

‣ AGASA, Fly’s Eye

‣ 2004‣ Zprovoznění experimentu Pierre Auger Observatory

‣ Hybridní experiment, největší současný experiment pro KZ


Experimentální studium KZ

‣ Spektrum

‣ Chemické složení

‣ Anisotropie

Mechanismus urychlení

Vznik KZPropagace KZ

Zdroje KZ


Spektrum KZ


Spektrum KZ‣ Rozsah energií‣ Přes 10 řádů

‣ GeV - 1020 eV

‣ Rozsah toků částic‣ Přes 30 řádů

‣ Je třeba mnoho různých metod k proměření celku


Spektrum KZ‣ Dolní limit‣ Magnetické pole Země

‣ Sluneční vítr

‣ Časově proměnná modulace


Spektrum KZ‣ Vliv slunečního větru‣ Antikorelace KZ a sluneční

aktivity

1997

2000

2001


Spektrum KZ‣ All-particles

J(E) = 1.8 E−γ 1

cm2 s sr GeV


Spektrum KZ


Spektrum KZ

‣ All-particles

‣ Komponenty‣ Počátek

‣ Koleno

‣ 2. koleno

‣ Kotník

‣ GZK cut-off


Cihly vs. KZ


Cihly vs. KZ

‣ Vlastnosti‣ Rozměry 4:2:1

‣ 300 x 150 x 75 mm

‣ 4,7 kg


Cihly vs. KZ

‣ Vlastnosti‣ Rozměry 4:2:1

‣ 300 x 150 x 75 mm

‣ 4,7 kg

‣ Pád z 1 m‣ Potenciální energie

‣ 47 J


Cihly vs. KZ

‣ Pád z 1 m‣ Potenciální energie

‣ 47 J

‣ Kosmické záření‣ Energie až 50 J

‣ Cihla z částic o 50 J by měla energii 10²⁹ J

‣ Výkon Slunce ~ 4×10²⁶ W


Spektrum KZ


Date post:	06-Feb-2020
Category:	Documents
Upload:	others
View:	2 times
Download:	0 times

Kosmické záření - nedbal/CR/lecture1k.pdf · Aˇz do 50. let 20. stolet´ı pokraˇcovalo...

Documents