Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 27 (vyšlo 10. července, ročník 7 (2009)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Dalekohled MAGIC pro gama obor byl uveden do provozu

David Břeň

Na Kanárském ostrově La Palma byl letos uveden do provozu druhý přístroj projektu MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov), MAGIC-II. Je postaven v nadmořské výšce 2200 m na sopce Taburiente cca 85 m od svého předchůdce MAGIC-I. Přístroje mohou detekovat Čerenkovovo zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. vytvořené při interakci paprsků gama s horními vrstvami atmosféry. Paprsky gama o energiích od 25 GeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. mají svůj původ v jádrech aktivních galaxiíAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary. nebo zbytcích supernovSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Při interakci s atmosférouAtmosféra – plynný obal vesmírného tělesa, který si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. Málo hmotné atomy z atmosféry relativně snadno unikají do meziplanetárního prostoru. vytvoří spršku nabitých částic (elektronůElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932.), které se atmosférou šíří vyšší rychlostí než je rychlost světla v tomto prostředí. Přitom vznikají namodralé záblesky Čerenkovova záření. Studiem těchto až druhotných jevů mohou fyzikové určit zdroje samotných gama paprsků a přesně lokalizovat tyto vesmírné objekty v prostoru.

Čerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí.

Čerenkovův detektor – detektor částic využívající kužele Čerenkovova záření za nabitou částicí pohybující se v daném prostředí nadsvětelnou rychlostí. Bývá součástí detektorů na velkých urychlovačích. Často se využívá k detekci elektronů nebo mionů v podzemních nádržích naplněných vodou. Stěny nádrží jsou pokryty fotonásobiči detekujícími světelný kužel. Jinou variantou jsou aerogelové Čerenkovovy detektory umísťované na sondách. Dalším typem detektoru je speciální pozemský dalekohled, který sleduje Čerenkovovo záření vznikající v atmosféře ze sekundárních spršek kosmického záření.

Kosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.

Stavba dalekohledu

Stavba zrcadla daekohledu MAGIC-II.

Interakce elektromagnetického záření s látkou

Elektromagnetické záření interaguje s látkou mnoha způsoby. Jmenujme alespoň některé. Nejznámější z nich je asi fotoelektrický jev, při němž je dopadajícím elektromagnetickým zářením z látky (například z povrchu kovu) vytržena částice.

Při vyšších energiích dopadající vlny začíná dominovat Comptonův rozptyl. Tento jev nastává v případě, kdy foton Foton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. elektromagnetického záření předá část své hybnosti a energie volnému elektronuElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932..

Při vysokých energiích kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. pak při interakci s látkou již zcela dominuje tvorba páru částice a antičásticeAntičástice – částice, u které mají všechna kvantová čísla (elektrický náboj, barevný náboj, vůně, atd.) opačné znaménko oproti běžné částici.. Při jednoduchém výpočtu lze snadno zjistit, že v důsledku zákonů zachování energie a hybnosti nemůžeme tento jev pozorovat jako samovolnou přeměnu fotonu na dvě volné částice a antičástice. Tento jev ale lze pozorovat v případě rozpadu vysoce energetického fotonu na dvě částice a antičástice v poli jiné, třetí částice, díky níž budou splněny oba zákony zachování. Touto třetí částicí bývá většinou atomové jádro.

Dalekohled MAGIC-II bude pracovat společně s dalekohledem MAGIC-I. Oba přístroje mají průměr zrcadel 17 m (236 m2) a jsou vyrobeny z čtvercových segmentů o velikosti  strany 49,5 cm. V kombinovaném režimu budou mít až třikrát vyšší citlivost než samotný MAGIC-I. Oba přístroje budou samozřejmě spolupracovat se systémem družic, například rentgenovou observatoří FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10÷300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla v roce 2013 prodloužena do roku 2018., která je v případě pozorování gama zábleskuGRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy. ihned upozorní na jeho přibližnou polohu na obloze. Tyto kolosy o hmotnosti 60 tun se během 40 sekund otočí směrem k místu, odkud gama záblesk přiletěl. Zachycené Čerenkovovo záření bude soustředěno na soustavu 576 fotonásobičů. Ve vnitřní oblasti detektoru je průměr fotonásobičů 2,5 cm a ve vnější 3,8 cm. Celková kvantová účinnost všech fotonásobičů je 25 až 30 %.

Detektor

Detektor umístěný v ohnisku přístroje je složen ze soustavy dvou druhů fotonásobičů,
vnitřní mají průměr 2,5 cm a je jich 396, vnější mají průměr 3,8 cm a je jich 180.

MAGIC-I pracuje od roku 2004 a má za sebou již velké úspěchy ve sledování vysoce energetických gama záblesků z kvazaruKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty. 3C 279, kdy se ukázalo, že je vesmír pro  fotony s vysokou energií průhlednější, než se očekávalo. Obrovskou výhodou společného pozorování s dalekohledem MAGIC-II je to, že po dopadu gama fotonu do atmosféry bude možné na základě údajů z obou přístrojů zrekonstruovat třírozměrný obraz sekundární spršky vytvořených částic. Proto se také očekává zlepšení poměru signálu oproti šumu a tím také i možnost detekce podstatně slabších zdrojů. U některých zdrojů (trpasličí galaxie Draco a Willman 1) byl pozorován minimální signál gama záření v oblasti nad 100 GeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.. V této oblasti spektra by se podle supersymetrických modelůSUSY – SUSY (SUper SYmmetry), symetrie mezi fermiony a bosony, která by se měla projevovat při vysokých energiích. Ke každému fermionu by měl existovat superpartner, který je bosonem, a naopak ke každému bosonu by měl existovat superpartner, který je fermionem. Názvy superpartnerů tvoříme příponou „ino" pro bosony a předponou „s“ pro fermiony. Tedy například foton – fotino, elektron – selektron. Přestože se tyto superpartnery zatím nepodařilo experimentálně pozorovat na urychlovači LHC, představuje supersymetrie významnou ingredienci v teorii superstrun. měla projevovat anihilace nejlehčích supersymetrických částic (neutralinNeutralino – nejlehčí supersymetrická částice. Mělo by jít o směs kvantových stavů higsina, zina a fotina (superpartneři Higgsovy částice, Z0 a fotonu). Tento nejlehčí superpartner se nemůže samovolně rozpadat a měl by ve vesmíru přetrvat až dodnes. Je nejvážnějším kandidátem na částice temné hmoty.), a proto mohou naměřené hodnoty sloužit k testování jednotlivých supersymetrických teorií.

Protože prahová energie tohoto zařízení je mnohem nižší než energie podobných zařízení (HESSHESS – High Energy Stereoscopic System, soustava pěti pozemních detektorů záření gama, které sledují Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Dalekohledy umístili v Namíbii vědci z Max Planck Institutu. Zkratka projektu má připomínat Viktora Hesse, který objevil v roce 1912 kosmické záření. Dalekohledy projektu pracují od roku 2003. Průměr čtyř zrcadel je 12 metrů, centrální přístroj má průměr 28 metrů. Celková sběrná plocha je 614 m2. Citlivost detektorů: 0,1÷1 TeV. v Namíbii a VERITASVERITAS – Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System, soustava čtyř pozemních detektorů záření gama, které sledují Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek. Průměr zrcadel je 12 metrů, sběrná plocha každého segmentovaného zrcadla 75 m2. Soustava je od roku 2005 v provozu na observatoři FLWO (Fred Lawrence Whipple Observatory) na Mount Hopkins v Arizoně. Citlivost detektorů: 0,1÷10 TeV. v americké jižní Arizoně), panují mezi fyziky velká očekávání nových poznatků. Zásadní nové objevy pak mohou přinést sledování zdrojů s energiemi nižšími, než je 100 GeVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K., hlavně díky jedinečné schopnosti velmi rychlého následného zaměření a pozorování zdrojů gama záblesků. Na tomto evropském projektu spolupracuje okolo 150 vědců ze 17 zemí světa, projekt je řízen německým MPIMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s pobočkami v mnoha velkých městech..

MAGIC-I a MAGIC-2

Pohled na dalekohledy MAGIC-I a II. V pozadí je dalekohled Grand Telescopio Canarias.

MAGIC v noci

V noci je patrná soustava zaměřovacích laserů.

Klip týdne: MAGIC

MAGIC (mpg, 4 MB)

MAGIC: Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov, pozemní detektor záření gama, který sleduje Čerenkovovo záření ze sekundárních spršek vytvořených gama fotony kosmického záření. První přístroj MAGIC-1 byl uveden do provozu v říjnu 2003, druhý přístroj MAGIC-2 v dubnu 2009. Oba přístroje jsou ve vzdálenosti 85 metrů v nadmořské výšce 2 200 metrů na Kanárském ostrově La Palma. Povrch zrcadla má plochu 236 m2, průměr je 17 metrů. Každý přístroj má hmotnost 60 tun a je schopen se za gama zábleskem pozorovaným některou z vesmírných observatoří otočit za pouhých 40 sekund. Na stavbě se podílelo 17 institucí z různých zemí světa, například německý Max Planck Institute. Na klipu si můžete prohlédnout natáčení dalekohledu za Čerenkovovým kuželem záření. Zdroj: MPI. (mpg, 4 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage