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)
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
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)
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
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)
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
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)
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
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)
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
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 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
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 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
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 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
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 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
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 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
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 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
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 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
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 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
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 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
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 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
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 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
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 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
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 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
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
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
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