projekt Auger a související

piony
miony
neutrina
Elektrony,
In the energy range of 1012-1015 eV (electron-volts*), cosmic rays arriving at the edge of the
Earth's atmosphere have been measured to consist of:
~ 50% protons
~ 25% alpha particles
~ 13% C/N/O nuclei
< 1% electrons
< 0.1% gammas
For comparison: a 40 W(watt) reading-light uses
about 1024 eV of energy in one hour.
Při průchodu elektricky nabité částice nebo záření gama
látkovým prostředím dochází k místní polarizaci atomů a
molekul podél dráhy. Po průchodu částice se atomy samy
opět depolarizují, přičemž získanou energii vyzařují ve
formě elektromagnetického záření.
Je-li rychlost pohybu částice v prostředí větší než je fázová
rychlost světla, mohou se elektromagnetické vlny, vznikající
v různých místech dráhy, dostat do fáze a ve vhodném úhlu
se tyto fáze mohou sečíst a vznikne pozorovatelné záření.
http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/CosmicRay/gshower.png
Detektory Gama záření na zemi: gama se detekuje nepřímo, při kontaktu s atmosférou generuje
čerenkovské záření, které je dopředné v malém prostorovém úhlu.
http://icc.ub.edu/images/cherenkov.jpg
http://icc.ub.edu/images/gammaray.jpg
Projekty :
● HESS
● Magic
● Veritas
● CANGAROO
http://www.dur.ac.uk/~dph0www4/images/skymap.jpg
http://astrum.frm.utn.edu.ar/CTA-Argentina/wp-content/uploads/2010/12/frenteCherenkov.jpg
http://www.daviddarling.info/images/gamma-ray_bursts.jpg
http://icrhp9.icrr.u-tokyo.ac.jp/C3pamph-e/Image33.gif
HESS - High Energy Stereoscopic systém, Namibia
http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/pages/about/images/hessmirror-plane_300x271
gamma rays in the 100 GeV to 100 TeV
http://www.physics.adelaide.edu.au/astrophysics/gpr/images/hess_above.jpg
Magic – Kanárské ostrovy
2 x 236 m2 reflexní plochy
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/92/The_MAGIC_
Telescope_at_night.jpg/300px-The_MAGIC_Telescope_at_night.jpg
http://wwwmagic.mppmu.mpg.de/magic/2magics.gif
VERITAS - Fred Lawrence Whipple Observatory (FLWO) Arizona, USA, 50 GeV - 50 TeV, 350
zrcadel, 12 m prumer celého teleskopu
http://veritas.sao.arizona.edu/Images/New_Array.jpg
http://people.umass.edu/eppex/veritas/i
mages/slide0006_image018.gif
http://veritas.adlerplanetarium.org/multimedia/mirror
s/content/bin/images/large/Alumd_Mirror_Segment.j
pg
Cangaroo - An array of four 10m Cherenkov telescopes in Woomera, Australia for efficient
observation of celestial gamma-rays in the 100 GeV region
Parabola mirror of 10m in diameter
(composite of 114 80cm-mirrors)
Focal length of 8m
Field of view of 4 degree
Point image size of 0.2 degree at focus
552-pixel PMT (1/2" diameter, Risetime
1.1ns, TTS 0.5ns) camera
http://icrhp9.icrr.u-tokyo.ac.jp/image/C-image-stereo2.gif
CTA – Cherenkov Telescope Array
The low energy instrumentation will consist of a few 24 metre-class telescopes with a moderate
field of view (FoV) of the order of 4-5 deg.
The medium energy range, from around 100 GeV to 1 TeV, will be covered by telescopes of the
10-12 metre class with a FoV of 6-8 degrees.
The high energy instruments, operating above 10 TeV, will consist of a large number of small
(4-6 metre diameter) telescopes with a FoV of around 10 degrees
ANITA - (ANtarctic Impulsive Transient Antenna), radiodetekce neutrin. Neutrina při průchodu
pevnou vodní fází vytváří na základě Askaryanovu efektu – vytváří se záření v mikrovlné oblasti.
Zařízení sleduje antarktidu z výšky 30 km a detekuje sekundární záření produkované neutriny.
http://www.physics.ohio-state.edu/anita/map08/gpsMap.png
Antares – detekce neutrin, 0.1 km2 detektor ve vodě, detekuje se čerenkovské zážení jako
sekundární zážení vzniklé interakcí neutrina s hmotou.
http://antares.in2p3.fr/Environment/images/Overview.png
IceCube – slouží k detekci neutrin na jižním pólu. Detekuje se čerenkovské záření vzniklé
interakcí neutrina v ledu.
http://icecube.wisc.edu/news/view/57
http://icecube.wisc.edu/icecube/static/about/images/scale.jpg
KaskadeGrande – Karlsruhe, Německo. Detekce kosmického záření nab. částic. Detekuje
lektrony, photony and miony ze spršek mimo jádro spršky, je osazen 252 detektory na gridu 13 m
a ploše 200 x 200 m2. Skládá se z centrálního detektoru a samostaných stanic.
http://www-ik.fzk.de/kalorimeter/fkalor.gif
electron/gamma-detektors a mionový-detektor
Telescope array - The Telescope Array observes cosmic rays with energies of 10E19 eV and up.
http://www.telescopearray.org/images/TAmap02.jpg
HIRES a Flye's Eye (1981 - 1993)
http://images.sciencedaily.com/2008/03/080321084612-large.jpg
http://www.physics.adelaide.edu.au/astrophysics/images/hires/flyseye2_large.jpg
CASA-MIA
CASA-MIA, Fly’s Eye 2, and trailers.
AGASA (Akeno Giant Air Shower Array) - 100 km2, Japonsko 111 detektorů.
Plastové scintilátory 2,2 m2,
http://auger.ifj.edu.pl/images/Auger/Agasa.jpg
Velikost kolečka odpovídá počtu
detekovaných částic
Průchod atmosférou:
Dojde k interakci s atomy atmosféry a generaci sekundárních částic (spršky), měří se hustota
částic na plochu (odpovídající řezu spršky) g/cm2 a počítá se maximum této závislosti.
http://ars.sciencedirect.com/content/image/1-s2.0-S0370269310001875-gr005.jpg
http://www.isdc.unige.ch/~taylora/Files/Xmax_Auger.gif
GZK limit - 1966 Kenneth Greisen a Vadim Kuzmin a Georgiy Zatsepin nezávisle spočítali
vzájemné ovlivňování kosmickým paprsků a fotonech vesmírného mikrovlnného záření na pozadí.
Kosmické paprsky s energiemi většími než limit prahové energie 6 × 10E19 eV interagují s
reliktními fotony a produkují pions. Jejich energie klesá až zaniknou. Limitní vzdálenost pro takové
částice je 50 Mpc. Neměli bychom tedy vidět částice ze vzdálenosti větší než je tento limit. Ale v
této vzdálenosti nejsou známe zdroje :
Předpoklad GZK je špatný
● Existují „exotické zdroje“ o kterých nevíme.
●