Az előadás letöltése folymat van. Kérjük, várjon

Az előadás letöltése folymat van. Kérjük, várjon

A sokarcú kozmikus sugárzás Király Péter MTA Wigner Fizikai Kutatóközpont Kozmikus Fizikai Osztály Budapest, 2013. november 15.

Hasonló előadás


Az előadások a következő témára: "A sokarcú kozmikus sugárzás Király Péter MTA Wigner Fizikai Kutatóközpont Kozmikus Fizikai Osztály Budapest, 2013. november 15."— Előadás másolata:

1 A sokarcú kozmikus sugárzás Király Péter MTA Wigner Fizikai Kutatóközpont Kozmikus Fizikai Osztály Budapest, november 15.

2 Bevezetés A kozmikus sugárzás (KS) fogalma sokat változott 100 év alatt. Kezdetben: áthatoló ionizáló EM sugárzás (kemény gamma?), amelynek intenzitása néhány km magasság felett egyre nő as évektől: a légkör, sőt a magnetoszféra határára kívülről érkező nagy energiájú atommagok (primér KS), amik a légkörben másodlagos részecskéket és EM sugárzást keltenek. Másodlagos sugárzásban: Új elemi részecskék felfedezése es, 50-es évektől: A Helioszférába Galaxisunkból, sőt azon kívülről érkező nagy energiájú részecskék és hullámok, ezek légköri származékai, valamint a Napból és a Helioszférából származó hasonló részecskék. Asztro-részecskék: Máshol, közvetve (hatásaik révén) megfigyelt nagy energiájú részecskék.

3 Főbb témák: Emlékeztető a Voyagerekről és a Helioszféráról hallottakra Energiaspektrum, elemösszetétel, kiterjedt légizáporok Geomágneses és légköri hatások, hegyi és földalatti mérések Időbeli változások, napciklus és moduláció, neutron-monitorok A primér KS ritkább összetevői: elektronok, gamma-sugárzás, antirészecskék. Nagy berendezések a föld alatt, a felszínen, légkörben és űrben Nyitott kérdések, a fejlődés várható irányai

4 Voyager-1: aug. 25-től a MeV-es fluxus lecsökkent, a 70 Mev fölötti („kozmikus sugárzás”) megnövekedett. Azóta is lényegében változatlan mindkét fluxus.

5 Más energiákon is hasonlóak a változások: Energikus részecskék fluxusának változásai különböző energiákon 2004-től kezdve. Érdekes összevetni a lökéshullámot megelőző és a Helioszférából való kilépés után mért fluxus-adatokat!

6 1 MeV körüli ion-ráta változásai a V-1 és V-2 szondának a nagy lökéshullámon való átlépése körül (TS1 és TS2), ill. a V-1-nek a Helioszférából való kilépésekor (HP1).

7 A V-1 és V-2 által mért beütés-ráták napi „változékonyságának” összehasonlítása

8 A 70 MeV fölötti ion-ráták nem változnak lényegesen a lökéshullámoknál, de a V-1 Helioszférából való kilépésénél (HP1) elég jelentős a növekedés (bár a vártnál kisebb).

9 V-2: korreláció a napszélion-sűrűség és a termikus sebesség között

10 Energiaspektrum, elemösszetétel, kiterjedt légizáporok

11 KS differenciális spektruma régi mérések alapján, kb. 10 MeV és 100 EeV (10 20 eV) között. Az újabb mérések szerint néhányszor eV felett a spektrum sokkal meredekebb, aminek oka a mikrohullámú háttérsugárzáson pionok keltése, vagy esetleg az is, hogy ilyen nagy energiákra már nincs gyorsítás.

12 Kozmikus sugárzás energiaspektruma, beszorozva az energia 2,5-ik hatványával, különböző mérések alapján. Összehasonlításul feltüntettünk néhány földi gyorsítóban elérhető energiát, tömegközépponti rendszerben, szembe haladó részecskék esetén.

13

14 A kozmikus sugárzás nukleáris komponensének elemeloszlása (alacsony energiákon néhány g/cm 2 gáz, több millió év élettartam)

15 Kiterjedt légizáporok Mintegy eV (100 TeV) felett a primér részecskék már túl ritkák a közvetlen detektáláshoz, de az általuk a légkörben keltett részecske-lavinák (KLZ) jól vizsgálhatók, különösen nagy tengerszint feletti magasságokon (pl. Tibet). Még nagyobb energiákon már a tengerszinten is hatékony a detektálás, a legnagyobb energiákon az egyes záporok már sok km 2 -re terjednek ki, így mérsékelt számú detektorral nagy területen észelhetjük a részecskék érkezését, sőt a primér részecskék energiáját és irányát is.

16 A tibeti kiterjedt légizápor detektor 4300 m magasságban

17 A legnagyobb energiájú (3.2 x eV) zápor fejlődése

18 Geomágneses és légköri hatások, földalatti mérések

19 A primér részecskék okozta másodlagos kaszkádok

20 Egy idei ballonos diák-kísérlet is kimérte a Pfotzer-maximumot

21 A függőleges müon-fluxus így függ a felszín alatti mélységtől. Pl. a Gran Sasso hegy alatt a Borexino detektornál kb. milliószor kisebb a fluxus, mint a felszínen.

22 Elektronok és protonok áthatolása aluminium lemezeken

23 Részecskék energiavesztesége 1 cm vízen való áthaladáskor

24 Időbeli változások, napciklus és moduláció, neutron-monitorok

25 Nap-kitörések hatásai, néha a föld-felszínen is mérhető

26 Neutron-monitorok földrajzi elhelyezkedése

27 Neutron-monitorok és a függőleges levágási „merevség”

28 Napfoltszám és egy grönlandi neutron-monitor mérései

29 Kb. 70 fokos szélesség felett a magnetoszféra hatása a neutron-monitorokra már elhanyagolható (a légkör miatt)

30

31

32 Az 1400 méteres sziklaréteg alatti Borexino detektorral mért müon-fluxust is befolyásolja a sztratoszféra hőmérséklete.

33 Hogyan segít a Hold a TeV körüli energiájú antiproton-fluxus felső korlátjának meghatározásában? A kozmikus sugárzás nem hatol át a Holdon, de kérdés, a Magnetoszféra hatására merre hajlik el a Hold „árnyképe”? Felső korlátot ad az antiproton/proton arányra!

34 Árnyképek vagy sziluettek: így látja a Hold árnyképét Tibetből (4300 m tengerszint felett) az ARGO kozmikus sugárzási légizápor-detektor. A proton-árnykép valódi (0,0) helyzettől eltérését a Föld mágneses tere okozza. A proton-energia: > 3TeV (balra), ill. kb. 750 GeV (jobbra).

35 A tibeti légizápor-detektor ilyennek „látja” a Napot a mágnesesen eltérített protonok árnyképeként.

36 A primér KS ritkább összetevői: elektronok, gamma-sugárzás, antirészecskék.

37 A PAMELA spektrométer főbb adatai

38 Antiproton fluxus és antiproton/proton arány energiafüggése a 2006-ban fellőtt műholdon lévő PAMELA mérései szerint Jó az egyezés a KS csillagközi gázon való ütközéseiből várttal!

39 Meglepetés: a pozitron/elektron arány 10 MeV fölött nő! A folytonos vonal a kozmikus sugárzás egy elfogadott terjedési modelljén és a csillagközi gáz sűrűségén alapul. A nagyobb energiájú komponens a forrásokban keletkezhet, vagy akár a sötét anyag ütközéseiből vagy bomlásából is jöhet.

40 Pozitronok és „mindkét töltésű” elektronok spektruma

41 A Délatlanti Anomália területén kerülnek a belső sugárzási övezetek legközelebb a légkörhöz és a PAMELA pályájához.

42 A kis energiájú antiprotonok forrása részben a magnetoszféra! A PAMELA kutatói 2011-ben megállapították, hogy a kis enertiájú antiprotonok a Délatlanti Anomália körzetében sokkal nagyobb az intenzitás, ami egy antiproton sugárzási övre utal. DAA Galaktikus

43 Nagy berendezések

44 Nagy berendezések kulcsszerepe a mai kutatásokban EAS: PAO, Telescope Array, Tibet, Kascade Grande, JEM-EUSO Gamma:GRO, BeppoSax, Fermi, HESS, MAGIC, VERITAS, CTA Víz- és jégalatti: Jégkocka, Antares, KM3Net Földalatti: Superkamiokande, Sudbury, Gran Sasso, Minos Helioszféra: SOHO, Ulysses, ACE, Voyager, Ibex Antianyag: BESS, PAMELA, AMS-02 (+CERN, RHIC)

45 A H.E.S.S. Légköri gamma Cserenkov-detektor Namibiában

46 Borexino neutrinódetektor a Grand Sasso hegy alatt

47 A földalatti Szuper-Kamiokande detektor Japánban

48 A köbkilométeres jégkocka-detektor a déli sarkon

49 A jégkocka-detektor ilyennek látja a Hold müon-árnyképét TeV-es energiákon, mélyen a Déli sark alól

50 ~70 km A 3000 négyzetkilométeres Pierre Auger detektor Argentinában

51 12 tonna vizet tartalmazó Cserenkov-detektor és az Andok

52

53 Akeno/AGASA energiaspektrum és az elméleti várakozások

54 Az Auger-obszervatórium legújabb energiaspektruma

55 Az északi féltekén (Utah) is látszik a spektrum éles levágása

56 Régi cikkek a nagyenergiájú anizotrópiáról

57 Science 9 November 2007: Vol no. 5852, pp Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects Using data collected at the Pierre Auger Observatory during the past 3.7 years, we demonstrated a correlation between the arrival directions of cosmic rays with energy above 6 x electron volts and the positions of active galactic nuclei (AGN) lying within 75 megaparsecs. We rejected the hypothesis of an isotropic distribution of these cosmic rays with at least a 99% confidence level from a prescribed a priori test. The correlation we observed is compatible with the hypothesis that the highest-energy particles originate from nearby extragalactic sources whose flux has not been substantially reduced by interaction with the cosmic background radiation. AGN or objects having a similar spatial distribution are possible sources. Az Auger-csoport bejelentése a nagyenergiájú anizotrópiáról (ami azóta nagyrészt eltűnt)

58 Auger légizáporok és közeli aktív galaxismagok iránya

59 Az Alfa Mágneses Spektrométer (AMS-02) az Űrállomáson (egyik legköltségesebb projekt, kb. 2 milliárd dollár)

60 Meddig tart az energiaspektrum? GZK effektus? Milyen messziről érkezhetnek részecskék? Források azonosítása, gyorsítás megértése Miért közel izotróp az ionok irányeloszlása? A pozitronok és elektronok mért spektrumának okai? Hová lett az antianyag? Mi a sötét anyag? Kimutatható földalatti detektorokkal? A KS kutatásának mai fő problémái

61 Az Univerzum tömegének megoszlása

62 Köszönöm a figyelmet!


Letölteni ppt "A sokarcú kozmikus sugárzás Király Péter MTA Wigner Fizikai Kutatóközpont Kozmikus Fizikai Osztály Budapest, 2013. november 15."

Hasonló előadás


Google Hirdetések