Observatoř Pierra Augera

Tento experiment zkoumající spršky kosmického záření o ultra-vysokých energiích (> 1018 eV) je pojmenován podle fyzika Pierra Augera (1899-1993), kterému je přisuzován objev spršek kosmického záření. Observatoř se nachází v argentinské pampě ve výšce okolo 1400 m n.m. v podhůří malebných And a plně dostavena byla v roce 2008. Je to jednoznačně největší doposud postavený astročásticový experiment na světě. Na rozloze 3000 km2 je vystavěno více než 1600 pozemních detektorů, přičemž je oblast atmosféry nad tímto polem sledována 27 fluorescenčními teleskopy se zrcadly o plochách 13 m2. Schématické zobrazení rozmístění detektorů observatoře je ukázáno na Obr. 1 spolu s přirovnáním k velikosti České republiky.

Proč tyto spršky vůbec měříme?

Vizualizace kosmické sprškyTok kosmického záření pro energie nad 10 GeV (109 eV) velmi strmě klesá, jak je patrné z Obr. 2. Například pro energii 1020 eV je tok již natolik malý, že by ideální detektor o ploše 1 km2 umístěný ve vesmíru za celé století zaznamenal průměrně pouze jedinou takovouto částici! Proto je zapotřebí nejenergetičtější kosmické záření detekovat nepřímo pomocí obřího kalorimetru, který nám připravila sama příroda - zemské atmosféry. Průnikem primární částice atmosférou dochází k interakcím, které kaskádovitě produkují další částice. Těchto více než miliardy sekundárních částic o energiích vyšších než 50 MeV již zanechají v atmosféře a v detektorech na zemském povrchu dostatečnou stopu pro detekci. Rekonstrukcí atmosférických spršek se dozvídáme informace o primárních částicích, které jsou stále obestřeny záhadami...

Nevyřešené záhady

Kosmické zářeníČástice o energiích až o 7 řádů (10 000 000x) vyšších, než jakých dosahuje svazek protonů v největším pozemském urychlovači LHC v CERN (1013 eV), získali pozornost teoretiků především díky tomu, že by podle nich neměly původně vůbec existovat. Nebo alespoň ne v takové míře... Při energiích vyšších než 1019.6 eV totiž dochází k velkým energetickým ztrátám při interakcích s mikrovlnným pozadím pozůstalém po Velkém třesku (tzv. GZK efekt). Proto se předpokládá, že se zdroje těchto částic nachází v blízkém vesmíru do 100 Mpc (1 pc = 3.26 světelného roku). Doposud přitom nebyla vytvořena teorie způsobu jejich urychlení (Obr. 3.), která by odpovídala naměřeným datům. K tomu by mohlo pomoci určení typu primární částice (rozlišení mezi protony a jádry těžších prvků až po železo), které je samo o sobě velice obtížné, spolu s pozorováním anizotropie směrů jejich příletů. Navíc je v současných experimentálních datech patrný přebytek počtu mionů produkovaných ve sprškách ultra-vysokých energií faktorem 2 oproti předpovědím, které uvádí různé hadronické modely. Observatoř Pierra Augera tedy může kromě poodhalení tajemství okolo vzniku těchto částic rovněž pomoci ke zlepšení představ o hadronických interakcích, které ve sprškách probíhají.

Česká účast

Česká republika se jako jedna z 18 účastnických zemí na projektu podílela již od jeho vzniku a je zastoupena třemi pracovišti: Oddělením astročásticové fyziky Fyzikálního ústavu AV ČR, v.v.i., Ústavem částicové a jaderné fyziky Matematicko-fyzikální fakulty UK v Praze a Společnou laboratoří Univerzity Palackého a Fyzikálního ústavu v Olomouci. Pražské skupiny se zabývají především analýzou naměřených a simulovaných dat, zajišťují chod výpočtů na gridu a zkoumají možné využití detekce kosmického záření pomocí GHz vln. Olomoucká skupina se podílela na vývoji řešení optiky fluorescenčních teleskopů, vyrobila a justovala zrcadla pro více než polovinu teleskopů instalovaných na observatoři a vyrobila kamery na sledování světelného pozadí. Všechny skupiny se rovněž pravidelně účastní směn při provozu fluorescenčního detektoru. skupina při Observatoři Pierra Augera spolupracuje na řešení problémů se studenty FJFI ČVUT v Praze, MFF UK v Praze a UP v Olomouci v rámci jejich bakalářských, magisterských a dizertačních prací. Více informací lze nalézt na www.auger.org.

Více v Pierre Auger - Fyzikální skupiny.

Reference

[1] The Pierre Auger Collaboration, Pierre Auger Design Report, Fermilab, (1997).

[2] Smida R., personal webpage, http://www-hep2.fzu.cz/~smida/Auger-figures/Auger_cz1957.praha.jpg [31.3.2012].

[3] Swordy S. P. et al., Cosmic Rays at the Energy Frontier, Sci. Am. 276 (1997), pp. 40-46.

[4] Hillas A. M., Cosmic rays in an evolving universe, Rev. Can. Phys. 46 (1968), pp. 623-626.

Velikost observatoře Pierra Augera Obrázek 1: Nahoře je zobrazeno rozmístění povrchových detektorů (červené tečky) a fluorescenčních teleskopů umístěných na 4 pahorcích (se žlutě označenými jmény) Observatoře Pierra Augera umístěné v Argentině, provincii Mendoza, poblíž města Malargue. Zelené čáry označují azimutální směry výhledů jednotlivých fluorescenčních teleskopů. Obrázek stažen z [1]. Dole je ilustrativní vyobrazení velikosti plochy Observatoře Pierra Augera (modře) na mapě České republiky. Obrázek je stažen z [2].

Spektrum

Obrázek 2: Závislost toku kosmického záření na jeho energii. Observatoř Pierra Augera pozoruje oblast nad  1018 eV. Původní graf pochází z [3].
Hillasův diagram

Obrázek 3: Modifikovaný Hillasův diagram. Je zde vynesena logaritmická závislost intenzity magnetického pole (1 G odpovídá 10-4 T) oblasti (kde může docházet k urychlování) na jejím charakteristickém rozměru. Vyznačené oblasti odpovídají různým kosmickým objektům. Ty, které se nacházejí pod čárou, nemohou urychlit protony nebo železo nad energii 1020 eV. Za povšimnutí stojí postavení aktivních galaktických jader. β udává účinnost urychlovacího procesu. Diagram je převzat z [4].

Přihlásit se

Login to your account

Username *
Password *
Remember Me