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

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.

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

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

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!

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).

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

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).

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

Energiaspektrum, elemösszetétel, kiterjedt légizáporok

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.

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.

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

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.

A tibeti kiterjedt légizápor detektor 4300 m magasságban

A legnagyobb energiájú (3.2 x eV) zápor fejlődése

Geomágneses és légköri hatások, földalatti mérések

A primér részecskék okozta másodlagos kaszkádok

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

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.

Elektronok és protonok áthatolása aluminium lemezeken

Részecskék energiavesztesége 1 cm vízen való áthaladáskor

Időbeli változások, napciklus és moduláció, neutron-monitorok

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

Neutron-monitorok földrajzi elhelyezkedése

Neutron-monitorok és a függőleges levágási „merevség”

Napfoltszám és egy grönlandi neutron-monitor mérései

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

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

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!

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).

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

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

A PAMELA spektrométer főbb adatai

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!

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.

Pozitronok és „mindkét töltésű” elektronok spektruma

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

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

Nagy berendezések

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)

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

Borexino neutrinódetektor a Grand Sasso hegy alatt

A földalatti Szuper-Kamiokande detektor Japánban

A köbkilométeres jégkocka-detektor a déli sarkon

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

~70 km A 3000 négyzetkilométeres Pierre Auger detektor Argentinában

12 tonna vizet tartalmazó Cserenkov-detektor és az Andok

Akeno/AGASA energiaspektrum és az elméleti várakozások

Az Auger-obszervatórium legújabb energiaspektruma

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

Régi cikkek a nagyenergiájú anizotrópiáról

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)

Auger légizáporok és közeli aktív galaxismagok iránya

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

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

Az Univerzum tömegének megoszlása

Köszönöm a figyelmet!