Warning: count(): Parameter must be an array or an object that implements Countable in /data/www/livni-tmp/libraries/cms/application/cms.php on line 464

Warning: count(): Parameter must be an array or an object that implements Countable in /data/www/livni-tmp/libraries/cms/application/cms.php on line 464
Vědecký aspekt

Vědecký aspekt


Úvod

Nyní se to zdá nepravděpodobné, ale do roku 1912 (před sto lety!) lidé neměli ani tušení o existenci kosmického záření – proudu částic přilétajících na Zem z vesmíru. Zajímavé je také, že tento objev byl udělán na základě experimentů, který provedl rakouský vědec V.F.Hess (1883-1964). S poutavým příběhem objevu se můžete podrobněji seznámit v sekci Příručka. Úlohou této sekce je seznámit vás všeobecně s kosmickým zářením a říci vám něco o s nimi spojených záhadách a nezodpovězených otázkách.

Co je to kosmické záření, neboli jeho složení.

Podrobnou informaci o kosmickém záření můžete najít na internetových stránkách například v Астропедии, Wikipedii nebo na stránkách MSU (ponechal jsem odkazy na stránky v ruštině neboť jsou daleko obsažnější než stránky v češtině). Zopakujeme zde pouze to, co má význam pro náš projekt
Jak již bylo řečeno, primární kosmické záření jsou částice přilétávající na Zem z vesmíru. Proč primární? Protože částice, které k nám přilétají z vesmíru musí před dopadem na Zem proletět zemskou atmosférou. A ta není vůbec taková „lehká“ jak se nám zdá. Tloušťka zemské atmosféry vyjádřená v gramech je rovna 1000 g/сm2. Блин ливня Této hmoty je dostatečné množství na to, aby částice přilétající z kosmu do té doby než dopadnou na zem interagovali s jejími molekulami. To že Země má atmosféru způsobuje, že částice s malou energií v ní „uvíznou“ aniž by dosáhly zemského povrchu. Částice s dostatečnou energií (více než 1013  elektronvoltů (eV)) interagují s atmosférou, nezmizí však, ale zanechají po sobě nové částice, které vznikly v důsledku jejich srážek s molekulami atmosféry. Tyto nové částice (dokud mají ještě dostatečnou energii) budou interagovat s nižšími vrstvami atmosféry, atd. , atd. (viď Obrázek).

Na povrch Země potom nedopadne samotná kosmická částice, ale celá skupina různých částic, které vznikly „po cestě“. Celé toto společenství (souhrn) částic dostalo jméno Široka Atmosférická Sprška neboli ŠAS.

Protože druhotné částice mají stále dostatečně velkou energii, pohybují se rychlostí blízkou k rychlosti světla a dopadají na zemský povrch téměř současně. V Vtom „téměř“ je skryt ještě jeden klíčový pro daný projekt fakt. Prakticky současně na povrch Země dopadnou jen částice ze spršky, osa které je kolmá vzhledem k povrchu Země. Jestliže je osa spršky (směr příletu primární kosmické částice) nakloněna, pak druhotné částice budou dopadat na povrch Země za sebou, přičemž pořadí bude přímo záviset od osy spršky, což je zjevné z dalšího obrázku. Z časů příchodu částic do subdetektorů našeho detektoru je možné určit směr, z kterého přiletěla primární částice. Odsud je pochopitelné jak vyřešit jednu z nejzřejmějších úloh našeho projektu. Zjistit směry odkud přilétají kosmické částice. Přilétají rovnoměrně ze všech směrů nebo existují konkrétní zdroje kosmických částic? Zdálo by se, že vše je jednoduché, a tato otázka už za 100 let studia kosmických částic měla být zodpovězena, ale, jak už to bývá, vše je jednoduché pouze na první pohled!

Vesmír není absolutně prázdné prostředí. Existují v něm různá pole mezi nimi i gravitační a magnetické. Jestliže gravitace, kvůli zanedbatelné hmotě částic, nemá na dráhu částic podstatný vliv, pak magnetické pole vliv na dráhu částic má. Není těžké se dovtípit nebo si připomenout ze školní fyziky, že ohyb dráhy nabitých částic (až do úplného kruhového pohybu) v magnetickém poli je tím větší, čím se částice pohybuje pomaleji. Výpočty ukazují, že kosmické částice, energie kterých je menší než 1016 eV jsou zajatci naší galaxie a nemohou se dostat za její hranice.

Přesto, že částice s energiemi mezi 1016 a 1018 eV k nám přilétají z prostoru mimo naši galaxii, jsou po cestě tak silně odkloněny, že už nenesou informaci o poloze zdroje jejich vzniku. Částice s energií více než 1020 eV se pohybují bez odklonění a jsou pro nás proto zdrojem informace o jejich původu. Pokud se vrátíme k úloze sestavení mapy kosmického záření, je pochopitelné, proč tato úloha nebyla doposud vyřešena. Částice s takovou gigantickou energií (pro srovnání si připomeňme, že energie nejvýkonnějšího na zemi urychlovače LHC, který byl postaven v Ženevě, je pouze 1013 eV což je o 7 řádů – 10 miliónkrát – menší energie) dopadají na Zemi jen velmi zřídka. V průměru 1 částice na 1km2/1rok (!). Energetické spektrum primárních kosmických částic je ukázáno na dalším obrázku.

Pokud budeme posuzovat náš projekt očima vědců, musíme přiznat, že možnosti tak prostého zařízení jako je Rusalka, z hlediska možnosti precizního pozorování a výzkumu nových vlastností kosmického záření, nejsou nijak velké a nemohou konkurovat moderním experimentálním zařízením, které mají za úlohu zkoumat kosmické záření.

Tvrdit však, že naše zařízení neposkytuje žádné zajímavé pro vědu údaje, je také nesprávné. Dokonce i první nevelký klastr z 5-6 stanic dokáže vydělit ŠAS při nevelkém pozadí. Údaje z něj je možné použít pro zkoumání většiny otázek spojených se změnami intenzity kosmického záření. Vysoká přesnost definování času objevení se ŠAS (~20 ns) nám dává možnost hledat jak časově korelované ŠAS tak i časové shluky (odchylky od náhodného rozložení 1) v časové souslednosti objevení se ŠAS. V případě, že projekt bude úspěšně pokračovat a budou zprovozněny nové klastery, vědecká komponenta projektu nabude na důležitosti a pokud by pracovalo cca 100 takových klasterů, pak se projekt může porovnávat s velkými moderními detektorovými komplexy. (viď. AGASAAUGER).


 

1) Poprvé jsme se o této myšlence dozvěděli od našich českých kolegů pracujících na analogickém projektu CSELTA


Warning: count(): Parameter must be an array or an object that implements Countable in /data/www/livni-tmp/libraries/cms/application/cms.php on line 464