Kosmicke zareni eva richterova

378 views

Published on

0 Comments
0 Likes
Statistics
Notes
  • Be the first to comment

  • Be the first to like this

No Downloads
Views
Total views
378
On SlideShare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
1
Actions
Shares
0
Downloads
1
Comments
0
Likes
0
Embeds 0
No embeds

No notes for slide

Kosmicke zareni eva richterova

  1. 1. Eva Richterová
  2. 2. Kosmické záření Záření dopadající z kosmického prostoru Sehrálo důležitou úlohu při vzniku fyziky elementárních částic – pozitron, mion, mezon  1925-1950 – jediný zdroj částic o energiích 1020 eV vyšších než poskytovaly tehdejší urychlovače Hustota toku kosmického záření je asi 103 m-2sr -1s-1 Soudobé urychlovače umožňují zkoumat interakce při energiích 1,5 1014 eV s hustotou toku 1030 m-2s -1 částic
  3. 3. Primární kosmické záření Pozoruje se za hranicemi zemské atmosféry Z protonů, částic , příměsi jader Z  41, jednoho procenta fotonů a stejného množství elektronů Pro větší energie částic roste zastoupení prvků s velkými Z a klesá zastoupení protonů
  4. 4.  Minimální energie nabité částice závisí na zeměpisné šířce: E  1,9 1010 cos 4  eV Částice primárního záření se sráží s atomy – z obalů vyráženy elektrony, z jader nukleony a vznikají i další částice – soubor všech těchto částic se nazývá sekundární kosmické záření
  5. 5. Sekundární kosmické záření Dělení dvojím způsobem:  Podle absorpce v látkách  Podle složení z jader a elementárních částic Podle absorpce v látkách  Měříme např. počet částic před průchodem a po průchodu absorbátorem o dané tloušťce  Zprvu rychlý pokles hustoty toku prošlého záření s rostoucí tloušťkou, po dosažení kritické tloušťky se pokles zmírní  Měkká složka x tvrdá, či pronikavá složka
  6. 6.  Podle složení z jader a elementárních částic  Protony ztrácí svou energii – srážkami s elektrony v obalech atomů a srážkami s atomovými jádry  Při srážce protonu s jádry vznikají nabité částice (mezony  ,  protony) a neutrální částice (neutrony, mezony  ) 0 Neutrony jsou absorbovány jádry dusíku. Mezony  se rozpadají na dva fotony – počátek elmag. kaskády: 0 I. V poli atomových jader konvertují na pár elektron, pozitron  0   a následně mohou vyzářit brzdný foton   Z  Z  e  e který, pokud má dostatek energie, opět konvertuje . e  Z  e  Z  
  7. 7.  Při brzdném záření a tvoření párů se energie rozdělí na dvě přibližně stejné energie sekundárních částic.  Zmenšování energie jednotlivých částic v kaskádě probíhá poměrně pomalu, počet částic roste lavinově. Jakmile energie klesne, částice se začnou pohlcovat v obalech atomů a molekul. Počet částic v kaskádě závisí na energii primární částice (pro energii 1015 eV lze částice kaskády zaznamenat na rozloze i několika set metrů čtverečních) Fotony, elektrony a pozitrony tvoří měkkou složku – elektronová komponenta Podobně jsou na tom kaskády vyvolány nukleony a nabitými mezony – kaskády jsou vytvářeny hl. silnými interakcemi částic Postupují v poměrně úzkém válci – jaderná aktivní složka
  8. 8.  Na úrovni moře pak detekujeme především miony, které vznikly rozpadem mezonů   :         ,        Miony interagují s látkou elektromagneticky a slabě, mohou pronikat pod povrch Země Tvrdá, pronikavá složka: vysokoenergetické miony, jaderná aktivní komponenta Měkká složka: nízkoenergetické protony, piony, elektronová komponenta
  9. 9. Původ kosmického záření Nejprve srovnejme zastoupení prvků v kosmickém záření a v galaxii
  10. 10.  Některé nesprávné hypotézy vzniku kosmického záření:  Při velkém třesku – produkoval se pouze vodík  Ze starých hvězd – podíl těžkých kovů by musel být větší  Vzplanutím supernovy – hustota kosmického záření zůstává konstantní po celou poslední miliardu let  Ze slunečních skvrn, kdy jsou vysílány nabité částice – jejich energie však nepřesahuje 10 GeV  E. Fermi: částice se sráží s mezihvězdnou hmotou , s oblaky zmagnetovaného plynu a urychluje se či zpomaluje – nehodí se pro urychlování těžkých částic a je v rozporu s údaji o rychlosti mezihvězdných mračen  Částice nezískávají energii spojitě, ale najednou v pulsarech nebo za výbuchu supernov – nestačí, aby vysvětlily existenci kosmického záření o nejvyšších energiích
  11. 11. Detekce kosmického záření Částice primárního kosmického záření se registrují pomocí detektorů umístěných v balónech nebo na umělých družicích Problém detekce u částic s vysokou energií Detekce pomocí záření  20  Při urychlování nabitých částic na energie 10 eV dochází k vyzáření fotonů s energií stejného řádu. Fotony pak interagují s atomy a vytváří elmag. kaskády
  12. 12. Dvě metody detekce:1. Zaznamenávají se sekundární částice elmag. kaskády – pozemními detektory na soustředných kružnicích na ploše i několika set m 2 .2. Detekuje se Čerenkovovo záření vysílané nabitými částicemi elmag. kaskády - fluorescenčními detektory
  13. 13.  Pozemní detektory Vhodné pro fotony s energií E  10 eV 15   Úhlové rozlišení:  4  Neomezená pozorovací doba  Vidí pouze část kaskády Fluorescenční detektory 12  Umožňují snížit energii až na 10 eV  Úhlové rozlišení až 0,25   Pozorování pouze za bezměsíčných jasných nocí  Vidí celou kaskádu a tedy i její průběh Ani jedna z metod nemůže stanovit primární částici, zda to byl vysokoenergetický foton, či nějaká nabitá částice, jejíž rozložení by bylo izotropní - vede ke studiu anizotropních elmag. kaskád – velmi náročná a zdlouhavá analýza
  14. 14. Děkuji za pozornost!

×