ΜΕΛΕΤΗ ΑΤΜΟΣΦΑΙΡΙΚΩΝ ΚΑΤΑΙΓΙΣΜΩΝ ΑΠΟ ΚΟΣΜΙΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ

Transcript

1 ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΣΧΟΛΗ ΘΕΤΙΚΩΝ ΕΠΙΣΤΗΜΩΝ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΜΔΕ ΥΠΟΛΟΓΙΣΤΙΚΗΣ ΦΥΣΙΚΗΣ ΜΕΛΕΤΗ ΑΤΜΟΣΦΑΙΡΙΚΩΝ ΚΑΤΑΙΓΙΣΜΩΝ ΑΠΟ ΚΟΣΜΙΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ ΦΩΤΙΟΣ ΒΑΣΙΛΕΡΗΣ ΕΠΙΒΛΕΠΩΝ ΚΑΘΗΓΗΤΗΣ: ΧΡΗΣΤΟΣ ΕΛΕΥΘΕΡΙΑΔΗΣ

2 Υπογραφή... ΦΩΤΙΟΣ ΒΑΣΙΛΕΡΗΣ 2015 All rights reserved

3 ΠΕΡΊΛΗΨΗ Η κοσμική ακτινοβολία, αποτελεί μία κατηγορία ακτινοβολιών που αποτελείται από σωματίδια υψηλής ενέργειας. Τα σωματίδια αυτά παράγονται σε κάποιο μέρος του σύμπαντος μακριά από τη Γη και προσκρούουν στην ατμόσφαιρα της Γης με ανιχνεύσιμα αποτελέσματα. Μία από τις κύριες πηγές των κοσμικών ακτίνων είναι ο Ήλιος, οι εκρήξεις ακτινών γάμμα και τα κατάλοιπα Supernova τα οποία έχουν ως αποτέλεσμα την έκλυση τεραστίων ποσοτήτων ενέργειας. Οι κοσμικές ακτίνες αποτελούνται κυρίως από ατομικούς πυρήνες, δηλαδή θετικά ηλεκτρικώς φορτισμένα σωματίδια, με αναλογία 87% πρωτόνια, 12% σωμάτια άλφα (πυρήνες ηλίου) και λίγους βαρύτερους πυρήνες. Ωστόσο, ένα μικρό ποσοστό των κοσμικών ακτίνων είναι ακτίνες γ (φωτόνια) πολύ υψηλών ενεργειών, ηλεκτρόνια και νετρίνα. Οι κινητικές ενέργειες των σωματίων των κοσμικών ακτίνων εκτείνονται σε 14 τάξεις μεγέθους, με τη ροή (αριθμός σωματίων ανά μονάδα επιφάνειας και χρόνου) στην περιοχή της Γης να είναι αντιστρόφως ανάλογη του κύβου της ενέργειάς τους. Η μεγάλη αυτή διαφορά στις ενέργειες υποδεικνύει τη μεγάλη ποικιλία των πηγών της κοσμικής ακτινοβολίας: Οι διαδικασίες παραγωγής εκτείνονται από αστρικά φαινόμενα μέχρι μυστηριώδεις διαδικασίες υψηλών ενεργειών στα βάθη του σύμπαντος. Μία κοσμική ακτίνα (1 σωμάτιο) μπορεί να φθάσει σε ενέργεια τα 1020eV. Σε πειραματικό επίπεδο, σημαντική πρόοδος σημειώθηκε στο πεδίο της ψηφιακής ανίχνευσης καταιγισμών από κοσμική ακτινοβολία. Το πείραμα AERA αναμένεται τα επόμενα χρόνια να φέρει στο φως σημαντικές αποδείξεις που χρειάζονται, επωφελούμενο από την πείρα που αποκτήθηκε από πειράματα όπως το LOPES και πολλά άλλα.

4 Η σελίδα αυτή είναι σκόπιμα λευκή

5 ABSTRACT Cosmic rays, are a category of radiation that is constituted by particles of high energy. These particles are produced in some place of the universe far from Earth. Some of the main sources, of cosmic ray is the Sun, gamma ray bursts and Supernova Remnants that have as a result the emission of enormous quantities of energy. Cosmic rays are constituted mainly by atomic nuclei, which are positively charged particles, with proportion of 87% protons, 12% alpha particles (helium nucleus) and a few heavier nuclei. However, a small percentage of cosmic ray, are photons (γ) with very high energies, electrons and neutrinos. The kinetic energy of particles ranges up to 14 orders of magnitude, with the flow (particles per unit of surface and time) in the region of Earth to be reversely proportional to their energy cubed. This great difference in the energies indicates the great variety of sources of cosmic radiation production points: The processes of production are extended from stellar phenomena up to mysterious processes of high energies in the depths of the universe. A cosmic ray (1 particle) can reach an energy of 1020eV. In experimental level, important progress has been made in the field of digital detection of cosmic ray showers. AERA experiment is expected in the next few years to bring important results, profiting from the experience that was acquired by experiments as the LOPES and some others.

6 Η σελίδα αυτή είναι σκόπιμα λευκή

7 ΕΥΧΑΡΙΣΤΊΕΣ Θα ήθελα να ευχαριστήσω, θερμά, τον επιβλέποντα καθηγητή μου, καθώς και τους συνεργάτες του, πρωτίστως, για την υπομονή τους, καθώς και για τις παρατηρήσεις και την βοήθειά τους στην μακρά πορεία μέχρι την εκπόνηση αυτής της εργασίας.

8 Η σελίδα αυτή είναι σκόπιμα λευκή

9 ΠΙΝΑΚΑΣ ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΩΝ 1.1. Δημιουργία ατμοσφαιρικών καταιγισμών - Εισαγωγή Κοσμική ακτινοβολία Πρωτογενής κοσμική ακτινοβολία - Εισαγωγή Κοσμικές ακτίνες γάμμα Απώλεια ενέργειας των φορτισμένων σωματιδίων μέσω ιονισμών και διεγέρσεων Απώλεια ενέργειας των ηλεκτρονίων και μιονίων Ακτινοβολία Cherenkov Απώλεια ενέργειας των φωτονίων γάμμα Δευτερογενής κοσμική ακτινοβολία - Μαλακή και σκληρή συνιστώσα δευτερογενούς κοσμικής ακτινοβολίας Καταιγισμός κοσμικών ακτίνων - Εισαγωγή Ηλεκτρομαγνητικός καταιγισμός Αδρονικός καταιγισμός (Hadronic shower) Ανίχνευση καταιγισμών κοσμικής ακτινοβολίας - Εισαγωγή Αναπαράσταση των παραμέτρων του καταιγισμού από τις παρατηρήσεις Πειράματα ανίχνευσης καταιγισμών - Εισαγωγή Πειράματα ανίχνευσης Συμπεράσματα...89 Βιβλιογραφία...90

10

11 ΕΙΣΑΓΩΓΗ Η κοσμική ακτινοβολία που μπορεί να ανιχνευθεί στη Γη και προέρχεται από πηγές στο Γαλαξία μας έχει ενέργειες κάτω από ev. Αυτό προκύπτει από το γεγονός ότι ο Ήλιος και άλλοι αστέρες όμοιοι με τον Ήλιο, επιταχύνουν μόνο σποραδικά σωματίδια που επιτρέπουν την ανίχνευσή τους στη Γη, ενώ η κοσμική ακτινοβολία σε υψηλότερες ενέργειες από 1018 ev δεν θα ήταν περιορισμένη στο Γαλαξία μας. Οι καταμετρούμενες χημικές αφθονίες των στοιχείων που συνιστούν τον πληθυσμό της κοσμικής ακτινοβολίας, όπως ανιχνεύονται στη Γη είναι επίσης σε συμφωνία με τη γαλαξιακή προέλευση της κοσμικής ακτινοβολίας. Οι πιθανές περιοχές επιτάχυνσης της κοσμικής ακτινοβολίας είναι οι υπερκαινοφανείς και τα υπολείμματά τους, καθώς έχουμε δημιουργία ισχυρών κρουστικών κυμάτων. Καθώς τα φορτισμένα σωματίδια δεν διαδίδονται σε ευθείες γραμμές, δεν είναι εύκολο να προσδιοριστούν οι περιοχές προέλευσης της κοσμικής ακτινοβολίας. Μπορούμε να εντοπίσουμε τη θέση ενός αστέρα διότι το φως προέρχεται από συγκεκριμένη διεύθυνση του ουρανού. Γνωρίζουμε ότι η κοσμική ακτινοβολία σε ενέργειες μέχρ 1010 ev (10 GeV) μπορούν περιστασιακά να προέρχονται από τον Ήλιο, ταξιδεύοντας κατά μήκος των διαπλανητικών μαγνητικών γραμμών. Όμως, η συνεχής ροή της κοσμικής ακτινοβολίας μέχρι τα 1019 ev έρχεται στη Γη από οποιαδήποτε διεύθυνση του ουρανού. Αυτό οφείλεται στο ότι τα φορτισμένα σωματίδια ταξιδεύουν κατά μήκος στρεφόμενων μαγνητικών γραμμών στο Γαλαξία μας. Ως αποτέλεσμα, η κοσμική ακτινοβολία σκεδάζεται, όπως τα μόρια σε ένα θερμό αέριο, και τα στοιχεία της αρχική τους διεύθυνση κίνησης χάνονται τελείως σε ενέργειες σωματιδίων που σχετίζονται με τις μετρήσεις των μετρητών νετρονίων. Δεδομένων των σχετικά χαμηλών ενεργειών των πιο ενεργητικών σωματιδίων του Ήλιου σε σύγκριση με το πιο ενεργητικό τμήμα της κοσμικής ακτινοβολίας που ξεπερνάει τις ενέργειες των ev, είναι σαφές ότι το μεγαλύτερο τμήμα της κοσμικής ακτινοβολίας δε θα μπορούσε να επιταχυνθεί σε συνήθεις αστέρες όπως ο Ήλιος. Ειδικές συνθήκες, όπως γεγονότα κατά τα οποία απελευθερώνονται μεγάλα ποσά ενέργειας, πρέπει να είναι η προέλευση της κοσμικής ακτινοβολίας πολύ υψηλών ενεργειών. Στα παρακάτω θα γίνει αναφορά στην ανίχνευση γαλαξιακής κοσμικής ακτινοβολίας από επίγειους ανιχνευτές. Η γαλαξιακή κοσμική ακτινοβολία μπορεί να έχει ενέργειες πολύ μεγαλύτερες από αυτές που

12 παρατηρούνται με μετρητές όπως για παράδειγμα αυτοί των νετρονίων. Μέχρι σήμερα επικρατεί η άποψη ότι τα πρωτόνια με ενέργειες μέχρι και 1015 ev, καθώς και ιόντα με ενέργειες της τάξης των 1017 ev έχουν γαλαξιακή προέλευση. Η κοσμική ακτινοβολία σε ακόμη υψηλότερες ενέργειες είναι ένα εξαιρετικά ενδιαφέρον θέμα που σήμερα μελετάται μέσω ισχυρών νέων οργάνων.

13 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1: ΔΗΜΙΟΥΡΓΙΑ ΑΤΜΟΣΦΑΙΡΙΚΩΝ ΚΑΤΑΙΓΙΣΜΩΝ 1.1 Εισαγωγή Γνωρίζουμε ότι τα φύλλα ενός ηλεκτροσκοπίου τα οποία είναι φορτισμένα με ομώνυμα φορτία απωθούνται λόγω απωστικών δυνάμεων. Είναι όμως δυνατόν, τα φύλλα να εκφορτιστούν αν υπάρχει στο περιβάλλον ακτινοβολία που παράγει ιόντα. Αυτά τα ιόντα απομακρύνουν το ηλεκτρικό φορτίο και έτσι τα φύλλα, σταδιακά, πλησιάζουν και πάλι. Στις αρχές του αιώνα μας παρατηρήθηκε ότι αν είχαμε ένα ηλεκτροσκόπιο φύλλων χρυσού (μέσα σε ένα ερμητικά κλειστό δοχείο) και τα φορτίζαμε, θα ήταν αδύνατο τα φύλλα του χρυσού να παραμείνουν μονίμως διαχωρισμένα, ακόμη και όταν δεν υπήρχε στο περιβάλλον καμία γνωστή, μέχρι τότε, πηγή ακτινοβολίας. Αυτό οδήγησε στο συμπέρασμα ότι στο περιβάλλον υπήρχε κάποια ακτινοβολία που προερχόταν από μια άγνωστη πηγή. Ο Αυστριακός φυσικός Victor Franz Hess ( ), πίστευε ότι η πηγή αυτή πρέπει να βρίσκεται κάπου στο έδαφος. Έτσι, το 1911, τοποθέτησε ηλεκτροσκόπια σε αερόστατα, με σκοπό να τα απομακρύνει από την ακτίνα δράσεως της άγνωστης πηγής. Ο Hess παρατήρησε ότι στα μεγάλα ύψη τα φύλλα χρυσού ενώνονται πιο γρήγορα από ότι στο έδαφος. Το πείραμα αυτό έδειχνε ότι η ακτινοβολία, τελικά, προέρχεται από κάποιο μέρος του σύμπαντος. Ο Ρόμπερτ Μίλλικαν ( ) ονόμασε την ακτινοβολία αυτή κοσμική ακτινοβολία. Ο Victor Hess βραβεύτηκε με το Νόμπελ φυσικής του 1936, για την ανακάλυψη της κοσμικής ακτινοβολίας. Επίσης, με το πείραμά του έδειξε ότι η κοσμική ακτινοβολία μπορεί να προκαλέσει ιονισμό του αέρα. Το , ο Hess πραγματοποίησε πειράματα με αερόστατα σε ύψος σε διαφορετικά υψόμετρα έως και 5000 m. Η αποτίμηση των πειραμάτων του είχε σαν αποτέλεσμα την παρατήρηση της εξάρτησης της έντασης της ακτινοβολίας από το ύψος, όχι όμως και από την περιστροφή της Γής, αφού δεν φάνηκε η ένταση της να αλλάζει κατά την εναλλαγή της μέρας με την νύχτα. Με βάση την τελευταία παρατήρηση, μπόρεσε να αποκλείσει το ενδεχόμενο η κοσμική ακτινοβολία να προέρχεται από τον Ήλιο. Τα πειράματα τον οδήγησαν αφ' ενός στον εντοπισμό των σωματιδίων που την συνθέτουν και αφ' ετέρου στον τρόπο που η ύλη καταστρέφεται και δημιουργείται.

14 Ο δεύτερος που βραβεύτηκε το 1936 με Νόμπελ ήταν ο αμερικανός φυσικός Anderson, για την ανακάλυψη του ποζιτρονίου αλλά και την αποσαφήνιση των ιδιοτήτων της κοσμικής ακτινοβολίας. Η πειραματική ανακάλυψη του ποζιτρονίου από τον Anderson συσχετίζεται με την κοσμική ακτινοβολία για αυτό και έγινε η βράβευση του Anderson μαζί με τον Hess. Μέχρι το 1930 πίστευαν ότι αυτή η ακτινοβολία αποτελείται από φωτόνια υψηλής ενέργειας. Σήμερα γνωρίζουμε ότι τα σωματίδια της κοσμικής ακτινοβολίας που εισέρχονται στην ατμόσφαιρα από το διάστημα δεν φτάνουν σχεδόν ποτέ στο έδαφος. Τα άτομα της ατμόσφαιρας αλληλεπιδρούν με τα πρωτογενή κοσμικά σωματίδια μέσω διάφορων μηχανισμών, διασπείροντας την ενέργεια τους σε ένα πλήθος δευτερογενών σωματιδίων και σε ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Επομένως η δευτερογενής κοσμική ακτινοβολία είναι μικρότερης ενέργειας και διαφορετικής σύστασης. Ο ιονισμός που μέτρησε ο Hess οφείλεται στην δευτερογενή ακτινοβολία. Εικόνα 1.1: Καταιγισμός σωματιδίων που προέρχονται από την είσοδο μιας κοσμικής ακτίνας υψηλής ενέργειας στην ατμόσφαιρα, σε ύψος 20 km.

15 1.2 Κοσμική ακτινοβολία Οι κοσμικές ακτίνες αποτελούνται κυρίως από ατομικούς πυρήνες, ωστόσο, ένα μικρό ποσοστό των κοσμικών ακτινών είναι ακτίνες γ (φωτόνια) πολύ υψηλών ενεργειών, ηλεκτρόνια και νετρίνα. Οι κινητικές ενέργειες των σωματίων των κοσμικών ακτινών παρουσιάζουν εύρος 14 τάξεων μεγέθους, υποδηλώνοντας μία μεγάλη ποικιλία στις πηγές των σωματιδίων της κοσμικής ακτινοβολίας. Η ροή στην περιοχή της Γης είναι αντιστρόφως ανάλογη του κύβου της ενέργειάς τους. Οι διαδικασίες παραγωγής εκτείνονται από αστρικά φαινόμενα μέχρι και μη πλήρως κατανοητές διαδικασίες υψηλών ενεργειών στα βάθη του Σύμπαντος. Προέλευση των κοσμικών ακτίνων που φτάνουν στη Γη: Ήλιος, από kev (ηλιακός άνεμος, εκτόξεύσεις μάζας ηλιακού στέμματος (CMΕs) μέχρι GeV (εκλάμψεις) Γαλαξίας, μέχρι PeV(=1015 ev) από SNR (Supernova Remnant) Εξωγαλαξιακές πηγές, άνω των 1015 ev. Από Active Galactic Nuclei (AGN), Gamma-Ray Bursts (GRB) Υπερσυμμετρικά σωματίδια, σε σενάρια top-down (αντί bottom-up) Ηλιακός άνεμος Ο Ήλιος ως πηγή προέλευσης κοσμικών ακτίνων Ο Ήλιος δεν είναι ένα σταθερό αστέρι. Η εκπεμπόμενη ακτινοβολία του καλύπτει ένα εύρος μηκών κύματος, ειδικά κοντά στο υπεριώδες. Εκτοξεύει επίσης συνεχώς έναν άνεμο σωματιδίων, που είναι γνωστός ως ηλιακός άνεμος. Έτσι το διάστημα γύρω από την ατμόσφαιρα της Γης και γύρω από τους άλλους πλανήτες δεν είναι κενό. Είναι μια περιοχή που κυριαρχείται από τον ηλιακό άνεμο. Ο ηλιακός άνεμος είναι ένα θερμό αέριο που παράγεται απο τον Ήλιο και, ταξιδεύοντας μέσα στο διαπλανητικό χώρο με τεράστιες ταχύτητες, φτάνει ως τα όρια του ηλιακού συστήματος. Ουσιαστικά όλοι οι πλανήτες και η Γη είναι βυθισμένοι μέσα σε αυτήν τη θερμή σούπα φορτισμένων σωματιδίων προερχομένων απο τον Ήλιο, που αποτελείται από φορτισμένα σωματίδια. Μεταβολές στον Ήλιο προκαλούν μεταβολές στη ροή του ηλιακού ανέμου. Ευτυχώς για τη ζωή στη Γη, το μαγνητικό της πεδίο κατασκευάζει ένα προστατευτικό

16 στρώμα για την ζωή, που ονομάζεται μαγνητόσφαιρα και έτσι αντιμετοπίζει τις συνέπειες του ηλιακού ανέμου. Το στρώμα αυτό φροντίζει να αποτρέπει την είσοδο των φορτισμένων σωματιδίων στη γήινη ατμόσφαιρα. Όταν όμως ο Ήλιος είναι ιδιαίτερα δραστήριος τότε φορτισμένα σωματίδια εισέρχονται στη μαγνητόσφαιρα και προκαλούν, εκτός από φαντασμαγορικά φαινόμενα, όπως το σέλας, και γεωμαγνητικές καταιγίδες. Οι καταιγίδες αυτές μπορεί να μην γίνονται αντιληπτές ή ορατές, όπως οι θύελλες ή οι ανεμοστρόβιλοι, μπορούν όμως να έχουν σημαντικές επιπτώσεις σε ένα πλήθος δραστηριοτήτων. Σήμερα όμως η κατανόησή τους και η πρόγνωσή τους αποτελούν επιτακτική ανάγκη και πρόκληση. Κι αυτό γιατί με την επέκταση όλο και περισσότερων ανθρώπινων δραστηριοτήτων στο διάστημα, τέτοιου είδους δυσμενείς διαστημικές συνθήκες είναι δυνατόν να προκαλέσουν διακοπές σε τηλεπικοινωνιακά συστήματα, σε δίκτυα ηλεκτροδότησης, σε συστήματα πλοήγησης, διακοπές / καταστροφή δορυφόρων και συνεπώς έχουν άμεσες οικονομικές και κοινωνικές επιπτώσεις Στοιχεία του Ηλιακού ανέμου Η δραστηριότητα του Ηλίου αυξομειώνει την ένταση (δηλ. τη ροή ενέργειας με μορφή ακτινοβολίας και σωματιδίων) του ηλιακού ανέμου. Τα μετρούμενα χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου, στη διεύθυνση προς τη Γη, απεικονίζονται σχεδόν σε πραγματικό χρόνο στο παρακάτω σχήμα. Εικόνα 1.2: Μετρούμενα χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου, στη διεύθυνση προς τη Γη

17 Ηλιακές Εκλάμψεις Μια έκλαμψη ορίζεται ως μια ξαφνική και βίαιη διακύμανση στην φωτεινότητα του Ήλιου. Λαμβάνει χώρα όταν η μαγνητική ενέργεια η οποία είναι συσσωρευμένη στην ηλιακή ατμόσφαιρα απελευθερώνεται. Κατά την απελευθέρωση της μαγνητικής ενέργειας, σωματίδια όπως ηλεκτρόνια πρωτόνια και βαρείς πυρήνες θερμαίνονται και επιταχύνονται στην ηλιακή ατμόσφαιρα. Η ενέργεια που απελευθερώνεται κατά τη διάρκεια μιας έκλαμψης είναι της τάξης των1027 erg/sec. Υπάρχουν τρία χαρακτηριστικά στάδια σε μια ηλιακή έκλαμψη. Αρχικά ενεργοποιείται η απελευθέρωση της μαγνητικής ενέργειας με ταυτόχρονη εκπομπή μαλακών ακτίνων x. Στο δεύτερο στάδιο, τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια επιταχύνονται σε ενέργειες που υπερβαίνουν το 1MeV. Κατά τη διάρκεια αυτού του σταδίου εκπέμπονται ραδιοκύματα, σκληρές ακτίνες x και ακτινοβολία γ. Τέλος, το τρίτο στάδιο περιλαμβάνει την σταδιακή αύξηση και διάσπαση των μαλακών ακτίνων x. Η διάρκεια αυτών των σταδίων μπορεί να είναι από μερικά δευτερόλεπτα έως μια ώρα. Οι ηλιακές εκλάμψεις επεκτείνονται προς ένα στρώμα του ήλιου, που λέγεται στέμμα. Το στέμμα ή κορώνα είναι η ατμόσφαιρα του ήλιου, που αποτελείται από ένα ιδιαίτερα αραιό αέριο. Αυτό το αέριο έχει κανονικά θερμοκρασία μερικών εκατομμυρίων Kelvin. Μέσα σε μια ηλιακή έκλαμψη, η θερμοκρασία φθάνει 10 ή 20 εκατομμύρια Kelvin, και μπορεί να φθάσει ακόμη και 100 εκατομμύρια Kelvin. Η περίοδος των ηλιακών εκλάμψεων συμπίπτει με τον ενδεκαετή κύκλο του Ήλιου. Όταν ο ηλιακός κύκλος είναι στο ελάχιστό του, οι ενεργές περιοχές είναι μικρές και λίγες σε αριθμό και έτσι ανιχνεύονται λίγες ηλιακές εκλάμψεις. Αυτές αυξάνονται σε αριθμό καθώς ο ήλιος πλησιάζει στο μέγιστο του κύκλου του.

18 Εικόνα 1.3: Χάρτης της κοσμικής ακτινοβολίας, ενέργειας άνω των 100 MeV. Ο Γαλαξίας παρουσιάζεται σαν φωτεινή ζώνη, με το κέντρο του στη μέση του χάρτη Εκτόξευση μάζας Ηλιακού στέμματος (Coronal Mass Ejections) Οι εκτοξεύσεις μάζας από το ηλιακό στέμμα είναι τεράστιες φυσαλίδες από αέρια που έχουν την μορφή μαγνητισμένου πλάσματος σε πολύ υψηλές θερμοκρασίες (106 K). Σε τόσο υψηλές θερμοκρασίες τα αέρια του στέμματος ιονίζονται και μετατρέπονται σε πλάσμα (θετικά και αρνητικά φορτία με πολύ μεγάλη αγωγιμότητα). Εξαιτίας της ηλεκτρικής αγωγιμότητας το πλάσμα κινείται κατά μήκος των μαγνητικών γραμμών που δημιουργεί το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου. Αυτές οι μαγνητικές γραμμές δημιουργούν ιδεατούς «σωλήνες ροής» πάνω στους οποίους κινούνται τα φορτισμένα σωματίδια. Οι σωλήνες μαγνητικής ροής είναι δυο τύπων. α) Ανοικτοί σωλήνες όπου οι δυναμικές γραμμές ξεκινούν από την επιφάνεια του Ήλιου και καταλήγουν στο άπειρο. β) Κλειστοί σωλήνες όπου οι δυναμικές γραμμές ξεκινούν από την επιφάνεια του Ήλιου και καταλήγουν πάλι σε αυτήν δημιουργώντας βρόχους.

19 Εξωγαλαξιακές Κοσμικές Ακτίνες Είναι οι πιο ενεργειακές κοσμικές ακτίνες που φτάνουν στη Γη και η προέλευση τους οφείλεται σε εξαιρετικά βίαια εξωγαλαξιακά φαινόμενα. Τα βασικά από αυτά είναι: Ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες (Active Galactic Nuclei, AGN) Υπάρχουν γαλαξίες στους οποίους ο πυρήνας παράγει περισσότερη ενέργεια από ολόκληρο τον υπόλοιπο γαλαξία, εξ ου γεγονότος το όνομά τους «Active Galactic Nuclei» (AGN). Σε αυτούς ανήλουν οι γαλαξίες Seyfert, οι ραδιογαλαξίες και οι Quasars. Τα Quasars είναι πολύ μακρινοί AGN. Το φως των πιο μακρινών Quasars δείχνει μια εποχή στην οποία το σύμπαν είχε ηλικία μικρότερη από ένα δισεκατομμύριο χρόνια και μέγεθος το 1/6 του σημερινού μεγέθους του. Σε μερικές περιπτώσεις το μέγεθος ενός AGN είναι μικρότερο από το μέγεθος του ηλιακού μας συστήματος. Σημερινές θεωρίες υποστηρίζουν ότι υπάρχει μια πολύ ογκώδης μαύρη τρύπα (με μάζα εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του Ήλιου) στο κέντρο κάθε AGN. Η μελέτη των ακτίνων x (x-rays) είναι ιδιαίτερα χρήσιμη στο να μας βοηθήσει να καταλάβουμε τι συμβαίνει σε ένα AGN, αφού οι ακτίνες x μπορούν να διαπεράσουν τη σκόνη και τα αέρια του κέντρου των γαλαξιών. Βασισμένοι στα αποτελέσματα των ακτίνων x και σε άλλες παρατηρήσεις μπορούμε να υποθέσουμε ότι η πηγή ισχύος ενός ΑGN είναι μια τεράστια μαύρη τρύπα. Αναλαμπές ακτίνων γάμμα (gamma-ray bursts, GRB): Οι εκρήξεις ακτίνων γάμα (Gamma Ray Bursts GRB) είναι μικρής διάρκειας εκρήξεις που δίνουν φωτόνια ακτινοβολίας γ (μεγάλης ενέργειας). Κάποιες από αυτές συνδέονται με ένα ειδικό τύπο σουπερνόβα (οι θάνατοι κάποιων ειδικών μεγάλων και συμπαγών αστέρων). Παρότι διαρκούν από λίγα milliseconds μέχρι αρκετά λεπτά, οι gammaray bursts (GRBs) λάμπουν εκατοντάδες φορές περισσότερο από ένα τυπικό σουπερνόβα και περίπου ένα τρισεκατομμύριο φορές περισσότερο από τον Ήλιο, κάτι που σημαίνει ότι εκλύουν τεράστεια ποσά ενέργειας. Έτσι, οι gamma-ray bursts είναι η φωτεινότερη πηγή κοσμικών φωτονίων γ σε ολόκληρο το σύμπαν.

20 Εικόνα 1.4: Έκρηξη ακτίνων γ (GRB, Gamma Ray Bursts) Οι GRBs ανιχνεύονται μια φορά την ημέρα από τελείως τυχαίες διευθύνσεις της ατμόσφαιρας. Μέχρι τελευταία οι GRB ήταν το μεγαλύτερο μυστήριο στην αστρονομία των υψηλών ενεργειών. Ανακαλύφθηκαν τυχαία το 1960 από δορυφόρους του αμερικανικού στρατού ο οποίος έψαχνε για πυρηνικές δοκιμές των σοβιετικών. Αυτοί οι δορυφόροι κουβαλούσαν ανιχνευτές ακτινοβολίας γ, αφού μια πυρηνική έκρηξη παράγει τέτοιου είδους ακτίνες. Μέχρι το 1990 οι αστροφυσικοί δεν ήξεραν αν οι GRB δημιουργούνται στην άκρη του ηλιακού μας συστήματος, στον γαλαξία μας ή πολύ μακριά, στην άκρη του σύμπαντος. Σήμερα όμως μια σωρεία παρατηρήσεων από δορυφόρους, παρατηρήσεις εδάφους και θεωρητικές εργασίες έχουν επιτρέψει στους αστρονόμους να συνδέσουν τις GRB με σουπερνόβα σε μακρινούς γαλαξίες.

21 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2Ο : ΠΡΩΤΟΓΕΝΗΣ ΚΟΣΜΙΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ 2.1. Εισαγωγή Στην πρωτογενή κοσμική ακτινοβολία περιλαμβάνονται όλα τα είδη σωματιδίων αστρικής προέλευσης τα οποία φτάνουν στα ανώτερα στρώματα της γήινης ατμόσφαιρας έχοντας υψηλές ενέργειες. Η σύσταση της πρωτογενούς κοσμικής ακτινοβολίας έχει ως εξής: το 85% της κοσμικής ακτινοβολίας αποτελείται από πρωτόνια (το πιο συνηθισμένο σωματίδιο πρωτογενούς κοσμικής ακτινοβολίας είναι ένα πρωτόνιο ενέργειας 1-10GeV), το 12% αποτελείται από σωματίδια α και τέλος το 3% που απομένει αποτελείται ως επί τω πλείστον από γυμνούς πυρήνες στοιχείων όλου του περιοδικού πίνακα με πιθανότητα εμφάνισης όμως που μειώνεται σημαντικά με τον ατομικό αριθμό του στοιχείου. Στο προαναφερθέν 3% της κοσμικής ακτινοβολίας, πέραν των γυμνών πυρήνων των στοιχείων όλου του περιοδικού πινάκα, περιλαμβάνονται και πολλά άλλα σωματίδια, σταθερά και μη, τα οποία αποτελούν προϊόντα της αλληλεπίδρασης των πυρήνων μεγάλης ενέργειας με τη μεσοαστρική ύλη κατά την πορεία τους προς τη Γη. Στα σωματίδια αυτά ανήκουν: τα ηλεκτρόνια, τα ποζιτρόνια, τα αντιπρωτόνια, και πυρήνες των στοιχείων Li, Be, B. Στα σωματίδια αυτά δεν περιλαμβάνονται τα βραχύβια (π.χ. νετρόνια) επειδή η διάσπαση τους προηγείται της άφιξης τους στη Γή. Επίσης στο ποσοστό αυτό περιλαμβάνονται αφόρτιστα σωματίδια όπως νετρίνα και φωτόνια γ με πολύ υψηλές ενέργειες. Παρακάτω φαίνονται με τη μορφή πίνακα τα όσα αναφέρθηκαν στο παρόν κεφάλαιο σχετικά με τη σύσταση της πρωτογενούς κοσμικής ακτινοβολίας.

22 Πίνακας 2.Ι: Σωματίδια και ποσοστά της πρωτογενούς κοσμικής αντινοβολίας. Σχήμα 2.1: Το ενεργειακό φάσμα του συνόλου των κοσμικών σωματιδίων που καταφθάνουν στην κορυφή της ατμόσφαιρας Τα κοσμικά σωματίδια των οποίων η ενέργεια είναι μικρότερη από 1 GeV δεν καταφέρνουν να φτάσουν στην ατμόσφαιρα διότι δεν μπορούν να

23 διαπεράσουν το μαγνητικό πεδίο της γης. Τα πολυπληθή αυτά, μικρής ενέργειας κοσμικά σωματίδια, είναι πανομοιότυπα με τα σωματίδια που εκπέμπει ο Ήλιος στις εξάρσεις της δραστηριότητάς του. Ανεξαρτήτως όμως της προέλευσης τους, δηλαδή είτε είναι ηλιακά είτε γαλαξιακά, δε φτάνουν στην ατμόσφαιρα. Το ενεργειακό φάσμα της κοσμικής ακτινοβολίας, για ενέργειες πάνω από 1 GeV ανά νουκλεόνιο, ακολουθεί απλές εκθετικές σχέσεις της μορφής: Φ(Ε)dE=K E-α de όπου: Φ(Ε) είναι η ροή των σωματιδίων ενέργειας Ε, δηλαδή ο αριθμός των σωματιδίων ενέργειας Ε εύρους de, που καταφθάνουν, από τη μονάδα στερεάς γωνίας του διαστήματος, στη μονάδα εμβαδού της κορυφής της γήινης ατμόσφαιρας, ανά μονάδα χρόνου. Κ είναι μια σταθερά με διαστάσεις ροής σωματιδίων και α ο εκθέτης με τιμές που εξαρτώνται από την περιοχή ενεργειών. Συνήθως, το φάσμα δίνεται σε λογαριθμικό διάγραμμα, οπότε το α αντιπροσωπεύει την αρνητική κλίση της ευθείας του φάσματος. Στο σχήμα 2.1 δίνεται το ενεργειακό φάσμα του συνόλου των κοσμικών σωματιδίων που καταφθάνουν στην κορυφή της ατμόσφαιρας. Σε αυτό περιλαμβάνονται τόσο τα πρωτόνια όσο και οι πυρήνες, για τους οποίους όμως η σημειουμένη ενέργεια Ε στον άξονα των τετμημένων δεν είναι η μετρηθείσα ενέργεια του κάθε πυρήνα (Ε πυρ), αλλά η ενέργειά του ανά νουκλεόνιο Ε=Επυρ/Α, όπου Α ο μαζικός του αριθμός. Επεξηγώντας το εν λόγω σχήμα πρέπει να αναφερθούν τα εξής: α) Έως την ενέργεια των 1010 ev, η κλίση της καμπύλης είναι μικρή και επηρεάζεται σημαντικά από την ηλιακή δραστηριότητα. Το φάσμα των εισερχομένων κοσμικών σωματιδίων μέχρι αυτές τις ενέργειες «διαμορφώνεται» από το μεσοπλανητικό μαγνητικό πεδίο και τον ηλιακό άνεμο, τα οποία αποκλείουν μερικές φορές την είσοδο των χαμηλής ενέργειας κοσμικών ακτίνων από το εσωτερικό του ηλιακού συστήματος. Έχει παρατηρηθεί σαφής αντι-συσχέτιση μεταξύ της ενδεκαετούς ηλιακής δραστηριότητας και της έντασης της κοσμικής ακτινοβολίας ενέργειας κάτω από 10 GeV.

24 β) Μετά την ενέργεια των ev η κλίση γίνεται ίση με α = 2,75 και παραμέμει η ίδια για 5 τάξεις μεγέθους. Σχεδόν το σύνολο των κοσμικών ακτίνων αντιστοιχεί σε αυτό το μέρος του φάσματος. γ) Μετά την ενέργεια των 5x1015 ev η κλίση γίνεται πιο απότομη, α=3. Το σημείο στο οποίο παρατηρείται η αλλαγής της κλίσης λέγεται «γόνατο» (knee). δ) Έπειτα από την ενέργεια των 5 x ev η κλίση μικραίνει ξανά παίρνωντας την τιμή α=2,5. Το σημείο αλλαγής της κλίσης σε αυτή την περίπτωση λέγεται «αστράγαλος» (ankle). Στην πραγματικότητα, πριν από τον αστράγαλο, υπάρχει και ένα δεύτερο γόνατο, δηλαδή σημείο όπου αυξάνεται κι άλλο η κλίση. Το δεύτερο αυτό γόνατο είναι περίπου στα 3 x 1017 ev. ε) Η περιοχή μετά τον αστράγαλο χαρακτηρίζεται ως περιοχή των Υπερ-Υψηλής Ενέργειας Κοσμικών Ακτίνων (Ultra High Energy Cosmic Rays, UHECR). Το ποσοστό των κοσμικών ακτίνων πάνω από τον αστράγαλο είναι μικρότερο από 1 στα 1026 κοσμικά σωματίδια ή αλλιώς είναι μικρότερη από ένα σωματίδιο ανά Km2 και ανά έτος. Τέλος, στην περιοχή ενέργειας των εκατοντάδων ΕeV (100EeV=1020eV) τα γεγονότα που έχουν παρατηρηθεί είναι λιγότερα από πέντε. Η περιοχή κλείνει με την υψηλότερη ενέργεια που έχει ποτέ μετρηθεί: 3 x 1020eV (παρατηρηθέν γεγονός από το πείραμα Fly s Eye). Παρά το πολύ μικρό ποσοστό σωματιδίων μετά το γόνατο, και ιδιαίτερα μετά τον αστράγαλο, οι περιοχές αυτές παρουσιάζουν πολύ μεγάλο ενδιαφέρον και αποτελούν αντικείμενο έντονης επιστημονικής δραστηριότητας. Το σημείο αλλαγής κλίσης το οποίο ονομάστηκε αστράγαλος, μας παρέχει ενδείξεις για το πέρασμα από τις κοσμικές ακτίνες γαλαξιακής προέλευσης, στις κοσμικές ακτίνες εξωγαλαξιακής προέλευσης. Μένει όμως να λυθεί το πρόβλημα με το όριο GZK που απαγορεύει σωματίδια ενέργειας πάνω από 4x1019 ev να ταξιδεύουν σε μεγάλες αποστάσεις, λόγω της αλληλεπίδρασής τους με την κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου. Για το επόμενο σημείο αλλαγής κλίσης, το γόνατο, ένα σενάριο λέει ότι τα κοσμικά σωματίδια με ενέργεια μεγαλύτερη από 5x1015 ev, καταναλώνονται παράγοντας ένα νέο είδος σωματιδίων, το οποίο δεν μπορεί να παρατηρηθεί ή μετρηθεί από τους σημερινούς ανιχνευτές, η μάζα του οποίου είναι πολύ μεγάλη (μερικά TeV). Εάν αυτό ισχύει, δεν χρειάζεται για την ερμηνεία του φάσματος να υποτεθεί η ύπαρξη διαφορετικών μηχανισμών επιτάχυνσης μέχρι ενέργειες της τάξης ~10 18eV,

25 αλλά μόνο ένας μηχανισμός π.χ. μία τεράστιας μάζας μαύρη τρύπα στο κέντρο του Γαλαξία. Η σημασία της ανακάλυψης νέων σωματιδίων στην κοσμική ακτινοβολία είναι τεράστια καθώς αλλάζει τα μέχρι τώρα δεδομένα. Επίσης, στα ίδια πλαισία, είναι πολύ ενδιαφέρουσα η πρόταση ότι η αλλαγή κλίσης στο σημείο του γόνατου μπορεί να οφείλεται στην ύπαρξη επιπλέον διαστάσεων του χώρου στις οποίες είναι δυνατόν να απάγεται ένα μέρος της ενέργειας των κοσμικών ακτινοβολιών με τη μορφή γκραβιτονίων. Επιπροσθέτως, παρουσιάζεται μεγάλο ενδιαφέρον στη μελέτη των φασμάτων των διαφόρων ειδών των κοσμικών σωματιδίων, ξεχωριστά. Στο σχήμα 2.1.α δίνονται τα φάσματα των σημαντικότερων συστατικών της κοσμικής ακτινοβολίας, δηλαδή: των πρωτονίων, των σωματιδίων α, των πυρήνων Fe, των ηλεκτρονίων, των αντιπρωτονίων και των φωτονίων διάχυτης γαλαξιακής προέλευσης. Είναι φανερό ότι τα φάσματα δίνονται μόνο μέχρι την ενέργεια των ev. Αυτό συμβαίνει διότι για τα σωματίδια με μικρές ροές (όπως Fe, αντιπρωτόνια κ.λ.π.), μόνο μέχρι αυτή την τιμή της ενέργειας υπάρχουν αρκετά δεδομένα. Σχήμα 2.1.α: Eνεργειακά φάσματα διαφόρων κοσμικών σωματιδίων

26 Για την κατανόηση, την ερμηνεία και τελικά την αξιολόγηση των χαρακτηριστικών των φασμάτων και των μοντέλων που χρησιμοποιούνται σχετικά με αυτά θα ήταν χρήσιμος ένας αξιόπιστος προσδιορισμός της συνεισφοράς των διαφόρων ειδών πυρήνων (δηλ. διαφορετικά Ζ) στο ενεργειακό φάσμα. Αποτελέσματα προς αυτήν την κατεύθυνση υπάρχουν από το πείραμα KASCADE στην γερμανική πόλη της Καρλσρούης. Ένα χαρακτηριστικό τους φαίνεται πως είναι η τάση τα φάσματα των κοσμικών πυρήνων με μικρό Ζ να έχουν πιο απότομη κλίση από αυτά των πυρήνων με μεγάλο Ζ, με συνέπεια, στις μικρές ενέργειες να υπάρχει μεγαλύτερη αναλογία ελαφρών στοιχείων από ότι στις μεγάλες. Αυτό φαίνεται να ταιριάζει με τα μοντέλα που θεωρούν το γόνατο ως την έναρξη της διαρροής κοσμικών ακτίνων έξω από το γαλαξία. Για κοσμικά σωματίδια της ίδιας ενέργειας, τα ελαφρύτερα σωματίδια, έχοντας μικρότερο φορτίο, θα είναι λιγότερο δέσμια και άρα τα πρώτα που θα διαφεύγουν. Για να μετρήσουμε τα, απευθείας, τα πρωτογενή κοσμικά σωματιδία θα πρέπει οι ανιχνευτικές διατάξεις μας να βρίσκονται πάνω από την ατμόσφαιρα. Αυτό γίνεται με την τοποθέτηση των συσκευών σε αερόστατα μεγάλου ύψους, που φτάνουν μέχρι και στα 30 km ή σε δορυφόρους. Ένα παράδειγμα αποτελεί ο ανιχνευτής Alpha Magnetic Spectrometer ο οποίος, δοκιμάστηκε ήδη σε μια αποστολή διαστημικού λεωφορείου το 1998 και θα εγκατασταθεί στον Διεθνή Διαστημικό Σταθμό. Κύριος σκοπός είναι η ανίχνευση αντιπυρήνων στις κοσμικές ακτίνες. Ένα άλλο παράδειγμα είναι το πείραμα Advanced Cosmic-ray Composition Experiment for the Space Station ειδικά σχεδιασμένο για να ανιχνεύσει, σε συνδυασμό με επίγεια πειράματα, τα κοσμικά σωματίδια που έρχονται με ενέργεια περί τα ev, δηλαδή στην περιοχή του γονάτου του σχήματος 2.1. Σημαντικό είναι πως η τεχνική που χρησιμοποιείται κάθε φορά για την ανίχνευση των κοσμικών σωματιδίων καθορίζεται από τον αναμενόμενο ρυθμό έλευσης των σωματιδίων στην ενεργειακή περιοχή που μας ενδιαφέρει. Έτσι, για την περιοχή μέχρι ev ο ρυθμός είναι γενικά ικανοποιητικός και μπορούν να χρησιμοποιηθούν οι κλασικοί ανιχνευτές στοιχειωδών σωματιδίων. Για τις πολύ υψηλές, όμως, ενέργειες, πάνω από 1015 ev, ο ρυθμός μειώνεται δραστικά και μόνο έμμεσες μετρήσεις είναι πραγματικά εφικτές. Κατά τις μετρήσεις αυτές χρησιμοποιούμε την γήινη ατμόσφαιρα ως το πρώτο τμήμα της ανιχνευτικής μας διάταξης. Η πληροφορία, στη συνέχεια, λαμβάνεται από ανιχνευτές επί του εδάφους, οι οποίοι παρατηρούν και καταγράφουν τους εκτεταμένους ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς (extensive atmospheric air showers, EAS). Η επεξεργασία των παρατηρήσεων των καταιγισμών βασίζεται στη σύγκριση των παρατηρούμενων φαινομένων με εξομοιώσεις ανάπτυξης των καταιγισμών στην ατμόσφαιρα. Το πιο κρίσιμο σημείο της εξομοίωσης των αδρονικών

27 αλληλεπιδράσεων είναι ότι γίνονται πολύ τολμηρές προεκτάσεις σε περιοχές ενεργειών όπου δεν υπάρχουν δεδομένα από επιταχυντές και η θεωρητική πρόβλεψη είναι, έτσι, αόριστη ή καλύτερα θεωρητική. Παρά όλα αυτά, οι αδρονικές εξομοιώσεις έχουν αποδειχθεί πολύ επιτυχείς τα τελευταία χρόνια και συνέδραμαν στην ποιοτικότερη μελέτη των ατμοσφαιρικών καταιγισμών Κοσμικές ακτίνες γάμμα Ο πλανήτης μας, εκτός από την κοσμική ακτινοβολία φορτισμένων σωματιδίων που δέχεται από το διάστημα κατά την περιφορά της γύρω από τον Ήλιο, δέχεται επίσης και κάθε είδους ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία: ραδιοκύματα, μικροκυματική, υπέρυθρη, ορατή και υπεριώδη ακτινοβολία, ακτίνες x και ακτίνες γ. Τα διάφορα στρώματα της ατμόσφαιρας, όπως το στρώμα του όζοντος, εμποδίζουν το μεγαλύτερο μέρος αυτού του φάσματος να φτάσει στην επιφάνεια του εδάφους και τους ανιχνευτές μας. Οι υπόλοιπες περιοχές του φάσματος που μπορούν να διέλθουν μέχρι το έδαφος ονομάζονται παράθυρα του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Τα μεγαλύτερα παράθυρα είναι στην περιοχή των ραδιοκυμάτων και στην περιοχή του ορατού φωτός. Ευτυχώς για την ζωή, τόσο οι ακτίνες x όσο και οι ακτίνες γ απορροφώνται πλήρως από την ατμόσφαιρα και έτσι δεν είναι δυνατή η παρατήρησή τους από ανιχνευτές στο έδαφος. Μπορεί, όμως, να παρατηρηθούν από διαστημικά παρατηρητήρια. Φωτόνια με ενέργειες πάνω από 100 GeV μπορούν να ανιχνευθούν έμμεσα και από ανιχνευτές στο έδαφος επειδή δημιουργούν εκτεταμένους ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς στην ατμόσφαιρα, με τα αποτελέσματά τους να φτάνουν μέχρι, ακόμη, και τα έγκατα του πλανήτη. Περνώντας στην προέλευση των ακτίνων γ πρέπει να αναφερθούμε στις ακτίνες γ συνεχούς ροής. Πρόκειται κυρίως για ένα χαμηλής έντασης διάχυτο υπόστρωμα ακτίνων γ με συνεχές φάσμα που έρχεται από όλες τις διευθύνσεις του ουρανού. Η ακτινοβολία γ συνεχούς ροής παρατηρούμε πως προέρχεται, με μεγαλύτερη ένταση, από το γαλαξιακό δίσκο και με ακόμη μεγαλύτερη ένταση από τις πυκνότερες περιοχές αστρικής ύλης, όπου είναι γνωστό ότι συμβαίνουν βίαια φαινόμενα, όπως είναι το κέντρο του Γαλαξία. Εκεί βρίσκεται μία τεράστια μαύρη τρύπα με μάζα εκατομμύρια φορές την μάζα του Ήλιου, σύμφωνα με τις τελευταίες αστρονομικές παρατηρήσεις. Έντονη ακτινοβολία γ εκπέμπουν, επίσης, και άλλες διακριτές πηγές, όπως αστέρες νετρονίων (pulsars), κατάλοιπα

28 υπερκαινοφανών, quasars και άλλα. Μερικά γνωστά αστρικά αντικείμενα έχουν ήδη ταυτιστεί με πηγές γ, για παράδειγμα οι πηγές ακτίνων x στον αστερισμό του Κύκνου (Cygnus X-3) και στον αστερισμό του Ηρακλή (Hercules X-1), ο πάλσαρ του νεφελώματος Καρκίνος στον αστερισμό του Ταύρου και άλλα. Η παραγωγή των ακτίνων γ στο Γαλαξία οφείλεται στα υψηλής ενέργειας φορτισμένα κοσμικά σωματίδια. Οι μηχανισμοί παραγωγής είναι το αντίστροφο φαινόμενο Compton, η ακτινοβολία πέδησης, και για ενέργειες πάνω από 100 MeV, η διάσπαση του ουδέτερων πιονίων σύμφωνα με την αντίδραση π0 γ + γ. Τα ουδέτερα πιόνια παράγονται κατά τις συγκρούσεις των σωματιδίων της κοσμικής ακτινοβολίας με τους πυρήνες των ατόμων της μεσοαστρικής ύλης. Το γραμμικό φάσμα της εκπομπής ακτίνων γ σε συγκεκριμένες ενέργειες παράγεται με τελείως διαφορετικό τρόπο. Για παράδειγμα, η πιο γνωστή και χαρακτηριστική γραμμή είναι η γραμμή εξαΰλωσης ηλεκτρονίου - ποζιτρονίου των 511 kev. Η γραμμή αυτή έχει παρατηρηθεί να εκπέμπεται κυρίως από το γαλαξιακό κέντρο, υποδηλώνοντας την εξαΰλωση μεγάλων ποσοτήτων ύλης, γεγονός που συνηγορεί στην ύπαρξη της τεράστιας μαύρης τρύπας στο κέντρο του Γαλαξία για την οποία μιλήσαμε και παραπάνω. Άλλη μορφή εκπομπής ακτίνων γ που παρουσιάζει ιδιαίτερο ενδιαφέρον είναι η ασυνεχής ακτινοβολία γ. Πρόκειται για ξαφνικά γεγονότα εκπομπής τα οποία ονομάζουμε αναλαμπές ακτίνων γάμμα (GRB: Gamma-Ray Bursts). Οι αναλαμπές ακτίνων γ εμφανίζονται εντελώς απρόβλεπτα σε διάφορα σημεία του ουρανού και παρατηρούνται με συχνότητα, κατά μέσο όρο, δέκα το μήνα. Η διάρκεια της αναλαμπής είναι συνήθως μερικά δευτερόλεπτα, αν και έχουν παρατηρηθεί αναλαμπές με διάρκεια τόσο πολύ μικρότερη, της τάξης των 10 msec, όσο και μεγαλύτερη, της τάξης των 100 sec. Το φάσμα της κυριαρχείται από την αύξηση της έντασης της ακτινοβολίας του κάθε γεγονότος η οποία είναι πολύ απότομη σε σχέση με την μείωσή της, δίνοντας, με αυτόν τον τρόπο, ένα πολύ στενό αλλά και, ταυτόχρονα, λαμπρό μέγιστο. Τα τελευταία χρόνια διαπιστώθηκε ότι οι αναλαμπές ακτίνων γ συνοδεύονται από ακτίνες x και ορατό φως, το οποίο αν και εξασθενεί πολύ γρήγορα, μπορεί να παρατηρηθεί από μερικές ώρες μέχρι μερικές ημέρες. Η εκπομπή αυτού του συνοδεύοντος φωτός (afterglow) είναι πολύ σημαντική επειδή καθιστά δυνατό τον εντοπισμό της θέσης της πηγής στην ουράνια σφαίρα καθώς και της απόστασής της από την Γη. Με τον τρόπο αυτό έχουν ταυτιστεί πάρα πολλές πηγές αναλαμπών ακτίνων γ και διαπιστώθηκε ότι

29 βρίσκονται εκτός Γαλαξία, σε πολύ μεγάλες αποστάσεις. Σε αυτό συνηγορεί και το γεγονός ότι δεν παρατηρούμε κατανομή τους στο επίπεδο του Γαλαξία μας, όπως θα περιμέναμε αν οι πηγές αυτές ήταν ενδογαλαξιακής προελεύσεως. Ο συνδυασμός της έντασης της ακτινοβολίας με τη μεγάλη απόσταση οδηγεί στην εκτίμηση της συνολικής ενέργειας που απελευθερώνεται κατά τις αναλαμπές. Φαίνεται ότι τα γεγονότα αυτά είναι τα πιο βίαια που έχουν παρατηρηθεί μέχρι τώρα, βιαιότερα και από τους σουπερνόβα, αφού η ισχύς που απελευθερώνεται είναι κατά ένα δισεκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από αυτήν όλων μαζί των αστέρων του Γαλαξία μας Απώλεια ενέργειας των φορτισμένων σωματιδίων μέσω ιονισμών και διεγέρσεων Τα φορτισμένα σωματίδια της κοσμικής ακτινοβολίας, πρωτόνια, σωματίδια α, οι πυρήνες και τα υπόλοιπα φορτισμένα σωματίδια χάνουν την ενέργεια τους καθώς κινούνται με μεγάλη ταχύτητα μέσα σε κάποιο υλικό και αλληλεπιδρούν με τα φορτία του υλικού μέσω δυνάμεων Coulomb. Τη χαμένη αυτή ενέργεια των φορτισμένων σωματιδίων παίρνουν τα ατομικά ηλεκτρόνια του υλικού καθώς και τα ιόντα του. Για όλα τα φορτισμένα σωματίδια πλην των ηλεκτρονίων, η πρώτη απώλεια υπολογίζεται ότι είναι περίπου 4000 φορές μεγαλύτερη από την δεύτερη. Αυτό συμβαίνει γιατί τα φορτισμένα σωματίδια έχουν πολύ μεγαλύτερη μάζα από ότι τα ατομικά ηλεκτρόνια, ενώ ταυτόχρονα έχουν συγκρίσιμη μάζα με αυτή των ιόντων του υλικού. Η ενέργεια που λαμβάνουν τα ατομικά ηλεκτρόνια τα κάνει είτε να αποδεσμεύονται από τα άτομα στα οποία ανήκουν, οπότε μιλάμε για ιονισμούς, είτε να διεγείρονται σε υψηλότερες ενεργειακές στάθμες, οπότε μιλάμε για διεγέρσεις. Η σχέση η οποία περιγράφει την απώλεια ενέργειας φορτισμένου σωματιδίου μέσω των μηχανισμών διέγερσης ή ιονισμού είναι η παρακάτω και ονομάζεται τύπο των Bethe Bloch. Όπου Ε η κινητική ενέργεια του σωματιδίου, β=v/c η ταχύτητα του σωματιδίου,

30 ο παράγων Lorentz του σωματιδίου, α=1/137 η σταθερά της λεπτής υφής, Zi : το φορτίο του σωματιδίου, me : η μάζα ηρεμίας του ηλεκτρονίου, Ι η μέση ενέργεια ιονισμού (για τον αέρα ίση με Ι=34eV), Z o ατομικός του αριθμός του υλικού, Α η ατομική μάζα του υλικού (g/mole) δ διορθωτικός όρος σχετικός με την πυκνότητα του υλικού. Σχήμα 2.2: Η απώλεια της ενέργειας de/dx μέσω ιονισμών και διεγέρσεων (καμπύλη του τύπου Bethe Bloch) σχηματικά (για πρωτόνια). Η ποσότητα βγ είναι ίση με την ορμή του σωματιδίου σε μονάδες mοc. Η καμπύλη του σχήματος 2.2 σχηματίζει ένα ευρύ ελάχιστο περίπου για βγ και μετά αρχίζει να ανεβαίνει αργά λόγω σχετικιστικών φαινομένων αλληλεπίδρασης με ηλεκτρόνια του υλικού σε όλο και μεγαλύτερη απόσταση. Αυτή η αργή αύξηση της απώλειας ενέργειας του σωματιδίου λέγεται ρελατιβιστική άνοδος. Στο ελάχιστο της καμπύλης, δηλαδή όταν βγ 3.5 4, τα σωματίδια έχουν τον μικρότερο ρυθμό απώλειας ενέργειας με ιονισμούς και τα λέμε σωματίδια ελάχιστης ιονιστικής ικανότητας (minimum ionizing particles, mip s). Πολύ ενδιαφέρον είναι ότι όλα τα είδη σωματιδίων στο ελάχιστο της ιονιστικής τους ικανότητας έχουν περίπου το ίδιο de/dx το οποίο είναι:

31 Η ρελατιβιστική άνοδος δεν συνεχίζεται για πάντα, επειδή η αλληλεπίδραση με ηλεκτρόνια του υλικού σε μεγάλες αποστάσεις έχει όριο επειδή από ένα σημείο και μετά, υπεισέρχονται φαινόμενα προάσπισης για τα ηλεκτρόνια των πολύ μακρινών ατόμων. Δημιουργείται έτσι το πλατό Fermi, περίπου για βγ=1000. Ας τονιστεί και πάλι ότι η απώλεια ενέργειας του τύπου Bethe-Bloch αναφέρεται μόνο στην απώλεια ενέργειας λόγω ιονισμών και διεγέρσεων. Υπάρχουν όμως και άλλοι μηχανισμοί απώλειας ενέργειας οι οποίοι μπορεί να είναι πολύ σημαντικοί, πράγμα που εξαρτάται από το είδος και την ενέργεια των σωματιδίων Απώλεια ενέργειας των ηλεκτρονίων και μιονίων Τα ηλεκτρόνια και τα μιόνια, καθώς κινούνται μέσα στα υλικά, χάνουν ενέργεια λόγω ιονισμών και διεγέρσεων όπως και τα βαριά φορτισμένα σωματίδια. Η απώλεια ενέργειας των ηλεκτρονίων με ιονισμό, (de/dx)ιον, δίνεται από μία σχέση που δεν διαφέρει πολύ από αυτήν της προηγούμενης παραγράφου. Η σημαντικότερη όμως διαφορά στην απώλεια ενέργειας των ενεργειακών ηλεκτρονίων και μιονίων προέρχεται από άλλους μηχανισμούς οι οποίοι έρχονται να αυξήσουν κατά πολύ την απώλεια ενέργειας. Οι δυο κυριότεροι τέτοιοι μηχανισμοί είναι: η εκπομπή ακτινοβολίας πέδησης (bremsstrahlung) η άμεση παραγωγή ζεύγους ηλεκτρονίου ποζιτρονίου (direct pair production) Για ηλεκτρόνια με ενέργεια μεγαλύτερη από μερικά MeV και για μιόνια με ενέργεια μεγαλύτερη από μερικά TeV, τα φαινόμενα αυτά καθίστανται κυρίαρχα και ο ιονισμός παίζει όλο και μικρότερο ρόλο. Επειδή τα φαινόμενα αυτά είναι στοχαστικά, δηλαδή έχουν πιθανοκρατικό χαρακτήρα, η απώλεια ενέργειας αυξάνει ανάλογα με την ενέργεια των σωματιδίων (ενώ η εμβέλειά τους αυξάνει μόνον λογαριθμικά). Η ακτινοβολία πέδησης είναι ο μηχανισμός εκπομπής ακτινοβολίας που οφείλεται στις επιταχύνσεις που υφίστανται τα σχετικιστικά φορτισμένα σωματίδια κατά την αλληλεπίδρασή τους με το ισχυρό ηλεκτρικό πεδίο των πυρήνων (free-free transition). Είναι αντιστρόφως ανάλογη του τετραγώνου

32 της μάζας του σωματιδίου, για αυτό και είναι σημαντική μόνο για τα ηλεκτρόνια (που έχουν μάζα περίπου 0.5 MeV) και τα πολύ ενεργειακά μιόνια (που έχουν μάζα περίπου 100 MeV). Η εξάρτηση από το υλικό είναι μέσω του (όπως και η παραγωγή ζεύγους, ενώ η απώλεια με ιονισμό είναι ανάλογη του Ζ του υλικού). Η απώλεια ενέργειας των ηλεκτρονίων με ακτινοβολία προκύπτει ότι είναι: Η τελευταία μπορεί να γραφεί ως όπου Β μία σταθερά. Η τελευταία σχέση μας οδηγεί στο να ορίσουμε ένα χαρακτηριστικό μήκος Χ0 για την απώλεια ενέργειας των ηλεκτρονίων, το μήκος ακτινοβολίας (radiation length) το οποίο εξ ορισμού είναι το αντίστροφο του Β. Έτσι θα είναι Η φυσική σημασία του μήκους ακτινοβολίας είναι ότι δίνει την απόσταση μέσα στην οποία το ηλεκτρόνιο χάνει τόση ενέργεια κατά μέσο όρο, ώστε να μένει με το της αρχικής, (δηλαδή, χάνει περίπου το 64% της ενέργειάς του. Για διάφορα υλικά το μήκος ακτινοβολίας μπορεί να προσεγγιστεί με μία τιμή ίση πρός όπου Ζ και Α ο ατομικός και μαζικός αριθμός του υλικού, αντίστοιχα. Στο παρακάτω σχήμα φαίνεται η απώλεια ενέργειας μιονίων μέσα σε χαλκό συναρτήσει της ορμής των τελευταίων. Η καμπύλη μοιάζει με αυτή των Bethe - Bloch. Σε μεγάλες ενέργειες παρατηρείται αύξηση των απωλειών λόγω ακτινοβολίας. Για μοριακά υλικά το υπολογίζεται από το μέσο όρο των ατόμων λαμβανομένων με το σχετικό συντελεστή βάρους.

33 Σχήμα 2.3: Η καμπύλη απώλειας ενέργειας των μιονίων που κινούνται μέσα σε χαλκό. Η κεντρική περιοχή της καμπύλης είναι όπως δίνεται από τον τύπο Bethe-Bloch. Στις πολύ μεγάλες ορμές η καμπύλη ανεβαίνει απότομα λόγω της ακτινοβολίας πέδησης και στις πολύ μικρές ενέργειες γίνεται πολύ μικρή λόγω του ότι τα μιόνια δεν έχουν πλέον ικανή ενέργεια για ιονισμούς ή διεγέρσεις. Επίσης πρέπει να σημειωθεί ότι το φάσμα της ακτινοβολίας για μικρές ενέργειες είναι σχεδόν οριζόντιο, ενώ για πολύ σχετιστικά σωματίδια πέφτει αντιστρόφως ανάλογα με την συχνότητα της εκπεμπόμενης ακτινοβολίας. Ο λόγος της απώλειας ενέργειας με ακτινοβολία πέδησης, προς την απώλεια ενέργειας με ιονισμούς, είναι: όπου το Ζ αναφέρεται στο υλικό και τα Ε, m0 στο σωματίδιο. Η ενέργεια για την οποία οι δύο ρυθμοί απώλειας ενέργειας γίνονται ίσοι λέγεται κρίσιμη ενέργεια: /Z Ένας άλλος μηχανισμός απώλειας ενέργειας των πολύ ταχέων σωματιδίων είναι η άμεση δίδυμη γένεση. Ο μηχανισμός αυτός μπορεί να θεωρηθεί ως η δίδυμη γένεση που κάνουν, μέσα στο ηλεκτρικό πεδίο του πυρήνα, τα δυνητικά φωτόνια του ηλεκτρομαγνητικού πεδίου του

34 σχετικιστικού σωματιδίου. Επίσης, τα φορτισμένα σχετικιστικά σωματίδια εκπέμπουν και ακτινοβολία Cherenkov. Με την τελευταία ασχολούμαστε στην επόμενη ενότητα Ακτινοβολία Cherenkov. Η ακτινοβολία Cherenkov δημιουργείται όταν φορτισμένο σωματίδιο διέλθει μέσα από διηλεκτρικό μέσο με ταχύτητα μεγαλύτερη από την ταχύτητα του φωτός στο μέσον. Αποτελεί ένα ηλεκτρομαγνητικό κρουστικό κύμα, με πολλές εφαρμογές στη φυσική στοιχειωδών σωματιδίων. Πρέπει να τονιστεί ότι η παραπάνω συνθήκη αναφέρεται στην φασική ταχύτητα και όχι στην ταχύτητα ομάδας. Η συνθήκη λοιπόν για εμφάνιση ακτινοβολίας Cherenkov μπορεί να γραφεί ως Όπου n είναι ο δείκτης διάθλασης του μέσου και c η ταχύτητα του φωτός και β η ανηγμένη ταχύτητα του σωματιδίου ως προς αυτή του φωτός. Η ισότητα δείχνει την ταχύτητα κατωφλίου του σωματιδίου. Σχήμα 2.4: Κωνικό μέτωπο ακτινοβολίας Cherenkov Η ακτινοβολία εκπέμπεται κωνικά, με άξονα συμμετρίας την τροχιά του σωματιδίου. Το μέτωπο της ακτινοβολίας δημιουργείται από την εποικοδομητική συμβολή των επιμέρους φωτεινών κυμάτων και αποτελεί ισοφασική επιφάνεια. Η γωνία θ που σχηματίζεται μεταξύ της διεύθυνσης εκπομπής της ακτινοβολίας Cherenkov και της τροχιάς του σωματιδίου μπορεί να βρεθεί από τον λόγο της φασικής ταχύτητας του φωτός στο μέσο και της ταχύτητας του σωματιδίου.

35 Η καθορισμένη γωνία εκπομπής θ για κάθε ταχύτητα υ, σημαίνει ότι η ακτινοβολία Cherenkov εκπέμπεται κωνικά, δημιουργώντας σε ένα υποτιθέμενο πέτασμα που συναντά στην πορεία της δακτυλίους, κυκλικούς ή ελλειπτικούς, το μέγεθος των οποίων καθορίζεται από το υ. Η τεχνική αυτή εφαρμόζεται σε ειδικό τύπο ανιχνευτών (Ring Imagining Cherenkov, RICH-detectors) για τον προσδιορισμό της ταχύτητας υ και την ταυτοποίηση των σωματιδίων. Ο αριθμός των φωτονίων Cherenkov που εκπέμπονται ανά μονάδα μήκους x του υλικού και ανά μονάδα μήκους κύματος λ, είναι: Όπου α=1/137 η σταθερά της λεπτής υφής και z το φορτίο του σωματιδίου. Η εξάρτηση του αριθμού των φωτονίων από το είναι χαρακτηριστική της ακτινοβολίας Cherenkov και δείχνει ότι το μπλε φως κυριαρχεί στο φάσμα της. Για φως Cherenkov σε μια στενή περιοχή μηκών κύματος dλ μέσα στην οποία μπορούμε να αγνοήσουμε την εξάρτηση του δείκτη διάθλασης από το λ, προκύπτει Όπου και έιναι τά ορια συχνοτήτων που μας ενδιαφέρουν. Για ένα σωματίδιο που κινείται κοντά στην ταχύτητα του φωτός μέσα σε νερό, στο ορατό φάσμα παρουσιάζεται μια απώλεια της τάξης των 400eV/cm, δηλαδή περίπου 200 φωτόνια ανα εκατοστό. Η απώλεια αυτή είναι πολύ μικρή σε σχέση με αυτή λόγω ιονισμού. Παρόλα αυτά ο αριθμός αυτός είναι αρκετός, ώστε να μπορεί να προσδιοριστεί η ταχύτητα των σωματιδίων. Για τον παραγόμενο αριθμό φωτονίων ισχύει ότι Η σχέση αυτή μας δείχνει ότι ο αριθμός των φωτονίων μειώνεται ανάλογα με το τετράγωνο της μάζας, για δεδομένη ορμή. Μπορούμε λοιπόν να ξεχωρίσουμε δύο σχετικιστικά σωματίδια της ίδιας ορμής αλλά διαφορετικής μάζας, επειδή το βαρύτερο και επομένως πιο αργό σωματίδιο θα παράγει πολύ λιγότερο φως Cherenkov. Η αρχή αυτή εφαρμόζεται στις

36 διατάξεις που λέγονται μετρητές Cherenkov κατωφλίου (threshold Cherenkov counters). Η φασική ταχύτητα μπορεί να διακυμανθεί δραματικά μέσω περιοδικών δομών, με αποτέλεσμα την εμφάνιση ακτινοβολίας Cherenkov, χωρίς κατώφλι στην ταχύτητα του σωματιδίου. Το φαινόμενο είναι γνωστό ως Smith-Purcell effect, και αποτελεί τον πρόδρομο των laser ελευθέρων ηλεκτρονίων. (FEL) 2.6. Απώλεια ενέργειας των φωτονίων γάμμα Τα φωτόνια, για όλη την περιοχή ενεργειών πάνω από ~1 GeV, αλληλεπιδρούν αποκλειστικά με δίδυμη γένεση. Αντίθετα, στις πολύ χαμηλές ενέργειες (κάτω από ~1 MeV) αλληλεπιδρούν με φωτοηλεκτρικό φαινόμενο και σκέδαση Compton (σχήμα 2.5). Σχήμα 2.5: Η ενεργός διατομή αλληλεπίδρασης φωτονίων με κάποιο υλικό (εδώ με άνθρακα). Στις μεγάλες ενέργειες, πάνω από 1 GeV, η μόνη ουσιαστικά αλληλεπίδραση που συμβαίνει είναι η δίδυμη γένεση (όπου κ Ν η ενεργός διατομή δ.γ. σε πυρήνα και κe η ενεργός διατομή δ.γ. σε ηλεκτρόνιο). Η ενεργός διατομή για φωτοηλεκτρικό φαινόμενο είναι:

37 Η ενεργός διατομή για σκέδαση Compton υπολογίστηκε από τους Klein και Nishina ότι είναι: Η ενεργός διατομή για δίδυμη γένεση είναι Η απορρόφηση των φωτονίων με δίδυμη γένεση ακολουθεί τη γνωστή σχέση: Όπου, και είναι το γινόμενο της ενεργού διατομής επί την πυκνότητα του υλικού. Ισχύει Και επομένως Το μήκος Χ0 είναι το μέσο μήκος διαδρομής μέσα στο υλικό πριν την απορρόφηση ενός φωτονίου και το αντίστροφο του,, είναι η πιθανότητα απορρόφησης ενός φωτονίου στη μονάδα διαδρομής. Επειδή το φωτόνιο εξαφανίζεται όταν συμβεί δίδυμη γένεση, ο λόγος μπορεί να θεωρηθεί ότι δίνει την πιθανότητα να συμβεί δίδυμη γένεση μέσα σε μήκος x του υλικού. Άρα, το νόημα της σχέσης είναι ότι η πιθανότητα να συμβεί δίδυμη γένεση μέσα σε ένα μήκος ακτινοβολίας είναι 7/9, και ότι ως μέσο μήκος διαδρομής των φωτονίων (αν θεωρηθεί ότι αλληλεπιδρούν μόνο με δίδυμη γένεση), μπορεί να οριστεί το μέγεθος

38 Η ακτίνα Moliere αποτελεί ένα άλλο χρήσιμο μέγεθος, σχετιζόμενο με τα παραγόμενα ηλεκτρόνια της δίδυμης γένεσης. Τα ηλεκτρόνια της δίδυμης γένεσης έχουν ορμή που είναι σχεδόν παράλληλη με τη διεύθυνση του αρχικού φωτονίου υψηλής ενέργειας. Υπάρχει όμως μία μικρή κάθετη συνιστώσα που τα κάνει να αποκλίνουν εγκάρσια. Η ακτίνα Moliere R M δίνει την απόκλιση κατά πλάτος που αποκτούν τα ηλεκτρόνια κρίσιμης ενέργειας αφού διανύσουν απόσταση ίση με ένα μήκος ακτινοβολίας και ισούται με Για τον ατμοσφαιρικό αέρα, στο υψόμετρο της θάλασσας, η ακτίνα Moliere RM είναι περίπου 80m.

39 ΚΕΦΆΛΑΙΟ 3Ο : ΔΕΥΤΕΡΟΓΕΝΗΣ ΚΟΣΜΙΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ 3.1. Μαλακή και σκληρή συνιστώσα δευτερογενούς κοσμικής ακτινοβολίας Τα κοσμικά σωματίδια που φτάνουν στην ατμόσφαιρα από το διάστημα είναι στην πλειοψηφία τους πρωτόνια ενέργειας μερικών δεκάδων GeV. Τα μικρότερης ενέργειας σωματίδια αποτρέπονται από το γήινο μαγνητικό πεδίο να φτάσουν σε εμάς, στο έδαφος. Η ατμόσφαιρα απορροφά σχεδόν όλα τα πρωτογενή κοσμικά σωματίδια μέσω διαφόρων μηχανισμών, μεταφέροντας την ενέργειά τους σε ένα πλήθος δευτερογενών σωματιδίων και σε ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Ο ιονισμός της ατμόσφαιρας που μέτρησε ο Hess, οφείλεται σε αυτήν ακριβώς τη δευτερογενή κοσμική ακτινοβολία. Η πιθανότητα αλληλεπίδρασης ενός σωματιδίου με το υλικό στο οποίο κινείται είναι ανάλογη του μήκους ℓ της διαδρομής του και ανάλογη της πυκνότητας ρ του υλικού κατά μήκος της διαδρομής του, άρα είναι ανάλογη του γινομένου Το γινόμενο αυτό αντιπροσωπεύει το πάχος x του υλικού που το σωματίδιο διαπερνά και έχει διαστάσεις μάζας ανά μονάδα επιφάνειας. Για παράδειγμα, το συνολικό πάχος του ατμοσφαιρικού αέρα που θα πρέπει να διασχίσουν τα σωματίδια που έρχονται κατακόρυφα από το διάστημα για να φτάσουν στο υψόμετρο της επιφάνειας της θάλασσας είναι περίπου 1kg/cm2. Η πυκνότητα της ατμόσφαιρας δεν είναι σταθερή, αλλά μεταβάλλεται με το υψόμετρο z σύμφωνα με τη σχέση: όπου R η παγκόσμια σταθερά των αερίων, Τ η θερμοκρασία και g η επιτάχυνση της βαρύτητας. Επομένως πρέπει να ορισθεί το στοιχειώδες dx και δεδομένης της εξάρτησης από το ύψος να ολοκληρωθεί κατά μήκος της διαδρομής του σωματιδίου, ώστε να προκύψει το συνολικό πάχος. Επειδή όμως η θερμοκρασία και η επιτάχυνση της βαρύτητας εξαρτώνται και αυτές από το υψόμετρο, η παραπάνω δεν είναι μια απλή εκθετική σχέση, παρά μόνο σε πρώτη προσέγγιση. Ιδιαίτερα χρήσιμο είναι το διάγραμμα του

40 σχήματος 3.1 το οποίο δείχνει την αντιστοιχία του πάχους x της ατμόσφαιρας μετρουμένου από την κορυφή της (που καλείται και ατμοσφαιρικό βάθος) με το υψόμετρο z. Το διάγραμμα αφορά τα πρώτα 30 km της ατμόσφαιρας από την επιφάνεια της θάλασσας, όπου όμως περιλαμβάνεται το 99,9 % της συνολικής μάζας της. Σχήμα 3.1: Το ατμοσφαιρικό βάθος της ατμόσφαιρας (μετρούμενο από την κορυφή της σε g/cm 2) σε σχέση με το υψόμετρο (δηλαδή την απόσταση από την επιφάνεια της θάλασσας, σε km). Τα κοσμικά σωματίδια αλληλεπιδρούν με τον ατμοσφαιρικό αέρα με ηλεκτρομαγνητικές και με ισχυρές δυνάμεις. Μέσω των ηλεκτρομαγνητικών αλληλεπιδράσεων τα φορτισμένα σωματίδια χάνουν συνεχώς ενέργεια ως σωματίδια ελάχιστης ιονιστικής ικανότητας, για τα οποία ο ρυθμός απώλειας ενέργειας de / dx είναι περίπου 2MeV ανά g / cm2. Με αυτό το ρυθμό, βρίσκουμε ότι π.χ. ένα πρωτόνιο ενέργειας 10 GeV χάνει όλη την ενέργειά του μετά από ~5 kg / cm 2 αέρα, δηλαδή πενταπλάσιο πάχος από αυτό της ατμόσφαιρας κάτι το οποίο υποδεικνύει ότι αν η απώλεια ενέργειας των κοσμικών σωματιδίων γινόταν μόνο μέσω των ηλεκτρομαγνητικών αλληλεπιδράσεων, το σύνολο σχεδόν της πρωτογενούς κοσμικής ακτινοβολίας θα έφτανε μέχρι το έδαφος και μάλιστα με μεγάλη σχετικά ενέργεια. Αυτό όμως δεν συμβαίνει επειδή τα κοσμικά σωματίδια αλληλεπιδρούν με τον ατμοσφαιρικό αέρα και μέσω των ισχυρών αλληλεπιδράσεων. Λόγω αυτών, κατά την πρόσκρουση των σωματιδίων πάνω σε πυρήνες των συστατικών του αέρα, κυρίως Ν και Ο,

41 παράγονται πλήθος δευτερογενών σωματιδίων υψηλής ενέργειας. Αυτά είναι κυρίως πιόνια, αλλά υπάρχουν και πρωτόνια, νετρόνια, καόνια και ασταθείς πυρήνες. Κατά μέσο όρο τα πρωτογενή σωμάτια διανύουν μία απόσταση η οποία εκτιμάται για πρωτόνια, περίπου 90 g / cm 2 αέρα, ενώ για σωματίδια α περίπου 25 g / cm2 αέρα. Τα δευτερογενή σωματίδια που παράγονται κατά την πρόσκρουση, κυρίως αδρόνια με υψηλή ενέργεια πάνω από ~1 GeV, αλληλεπιδρούν και αυτά ισχυρά με τους πυρήνες του αέρα και παράγουν νέα δευτερογενή σωματίδια σε μεγαλύτερο αριθμό. Αν είναι ασταθή, τελικά διασπώνται σε άλλα σωματίδια. Αποτέλεσμα όλων αυτών είναι ότι ο αριθμός των δευτερογενών σωματιδίων πολλαπλασιάζεται, με ταυτόχρονη μείωση της ενέργειάς τους, έως ότου αυτή να γίνει τόσο μικρή ώστε να μην είναι αρκετή για μία νέα αντίδραση. Η εναπομένουσα ενέργεια απορροφάται από την ατμόσφαιρα με ιονισμούς και διεγέρσεις. Τα κοσμικά σωματίδια υψηλών ενεργειών μπορούν να παράγουν έτσι μικρούς αλλά και πολύ μεγάλους καταιγισμούς από δευτερογενή σωματίδια τα οποία φτάνουν με πολύ μεγάλη ενέργεια μέχρι το έδαφος. Σχήμα 3.2: Ένα πρωτογενές κοσμικό σωματίδιο που αλληλεπιδρά με πυρήνα του αέρα μέσω της ισχυρής αλληλεπίδρασης, παράγει πολλά δευτερογενή σωματίδια, τα περισσότερα πιόνια (αδρονικός καταιγισμός). Τα πιόνια διασπώμενα παράγουν μιόνια, νετρίνα, αλλά και γάμμα και ηλεκτρόνια, δίνοντας έτσι έναρξη σε ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς. Το σύνολο των δευτερογενών σωματιδίων ονομάζεται δευτερογενής κοσμική ακτινοβολία και είναι αυτή που μετράμε στην επιφάνεια της Γης. Από τα πρωτογενή κοσμικά σωματίδια, δεν φτάνει σχεδόν κανένα στο έδαφος.

42 Τη δευτερογενή κοσμική ακτινοβολία συνηθίζεται να τη χωρίζουμε σε δύο συνιστώσες: τη σκληρή και τη μαλακή. Η σκληρή συνιστώσα είναι πολύ διεισδυτική και εισέρχεται βαθιά μέσα στο έδαφος και τη θάλασσα. Αποτελείται κυρίως από μιόνια, νετρόνια και νετρίνα. Επειδή είναι προϊόντα της αλληλεπίδρασης της πρωτογενούς κοσμικής ακτινοβολίας με την ατμόσφαιρα, ονομάζονται και ατμοσφαιρικά νετρίνα, νετρόνια κ.λ.π. Τα σωματίδια αυτά είναι τα τελικά προϊόντα των πυρηνικών αντιδράσεων θρυμματισμού και μεταστοιχείωσης των θραυσμάτων. ύπαρξη των νετρονίων είναι πολύ σημαντική μεταξύ των άλλων και για την παρουσία των ραδιενεργών ισοτόπων 14 C και 3 H στην ατμόσφαιρα. Τα μόνα φορτισμένα σωματίδια της σκληρής συνιστώσας είναι τα μιόνια, μ + και μ. Τα μιόνια παράγονται από τη διάσπαση των φορτισμένων πιονίων και καονίων τα οποία δημιουργούνται στις πυρηνικές αντιδράσεις. π+ μ+ + νμ π μ + Από τις πυρηνικές αντιδράσεις δημιουργούνται και ουδέτερα πιόνια (π ), τα οποία όμως διασπώνται ταχύτατα, δίνοντας φωτόνια γ υψηλής ενέργειας: 0 π0 γ + γ Τα μιόνια που φτάνουν στο έδαφος, σε υψόμετρο μηδέν, για οριζόντιους ανιχνευτές (2π γεωμετρία) είναι της τάξης του I μ =1cm 2 min 1. Η ύπαρξη των μιονίων είναι η κύρια αιτία του μετρουμένου υποστρώματος στους ανιχνευτές των πειραμάτων πυρηνικής φυσικής και στοιχειωδών σωματιδίων. Κάποια πειράματα είναι αρκετά μεγάλης ευαισθησίας, ώστε να πρέπει να είναι καθαρά υποστρώματος. Για να μπορέσουμε να αποφύγουμε αυτή την συνιστώσα των μιονίων, η συνήθης μέθοδος είναι να τοποθετούνται οι ανιχνευτικές διατάξεις σε μεγάλο βάθος μέσα στο έδαφος ή τη θάλασσα, ώστε να είναι πολύ εξασθενημένη η ροή τους. Στο σχήμα 3.3 δίνεται η ροή των μετρουμένων μιονίων μέσα στη γη σε βάθος ισοδύναμου πάχους νερού (σε km).

43 Σχήμα 3.3: Κατακόρυφη ροή των μιονίων στο υπέδαφος συναρτήσει του βάθους, σε km ύδατος (κατά ισοδυναμία: 1 km ύδατος= kg / cm2 βράχου) Αξίζει να παρατηρήσουμε ότι ακόμη και σε βάθος ~10 km νερού εξακολουθούν να φτάνουν κάποια ατμοσφαιρικά μιόνια. Τα μιόνια που μετρώνται σε ακόμη μεγαλύτερο από αυτό το βάθος (και τα οποία δημιουργούν το επίπεδο τμήμα του φάσματος) παράγονται επί τόπου από μιονικά νετρίνα σύμφωνα με την αντίδραση: vμ + e νe +μ Τα νετρίνα αυτά μπορεί να είναι ατμοσφαιρικά, αλλά μπορεί και να είναι εξωγήινα, π.χ. από τον Ήλιο ή άλλες αστροφυσικές πηγές. Αν θέλουμε να παρατηρήσουμε αυτά τα νετρίνα μέσω της παρατήρησης των μιονίων της παραπάνω αντίδρασης, θα πρέπει να αποφύγουμε τη μέτρηση και των πολυπληθών ατμοσφαιρικών νετρίνων. Αυτό μπορεί να γίνει ανιχνεύοντας με κατάλληλο τρόπο μόνο τα μιόνια που έρχονται με κατεύθυνση από κάτω προς τα επάνω, αποφεύγοντας, με αυτό τον τρόπο, το μεγαλύτερο πλήθος των ατμοσφαιρικών νετρίνων που έχουν κατεύθυνση από πάνω προς τα κάτω. Τα λίγα ατμοσφαιρικά νετρίνα που έρχονται από την άλλη πλευρά της Γης με κατεύθυνση και αυτά από κάτω προς τα πάνω μπορούν να χρησιμοποιηθούν για την βαθμονόμηση του ανιχνευτή. Τέτοιες μετρήσεις με τα λεγόμενα τηλεσκόπια νετρίνων παρουσιάζουν σήμερα μεγάλο ερευνητικό ενδιαφέρον (π.χ. πειράματα AMANDA, NESTOR, IceCube). Η μαλακή συνιστώσα της δευτερογενούς ακτινοβολίας έχει μικρή διεισδυτικότητα και παράγεται τοπικά δηλαδή σε μικρή σχετικά απόσταση από το σημείο μέτρησης. Αποτελείται κυρίως από φωτόνια γ,

44 ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια. Τα e και e+ παράγονται στους ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς (μαζί με γ) και από τις διασπάσεις των μιονίων (μαζί με νετρίνα): μ+ e+ + νe + μ e + + νμ ( τ = sec ) ( τ = sec ) Τα φωτόνια γ παράγονται: α) από τις διασπάσεις των ουδετέρων πιονίων και β) στους ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς: π0 γ + γ ( τ = sec ) Ο αριθμός των σωματιδίων της μαλακής συνιστώσας που μπορεί να δημιουργηθούν τοπικά (~1 km2 ) όταν συμβεί ένας εκτεταμένος καταιγισμός από ένα πρωτογενές κοσμικό σωματίδιο μεγάλης ενέργειας, μπορεί να φτάσει τα 109 σωματίδια. Οι καταιγισμοί στην ατμόσφαιρα (air showers) είναι υπεύθυνοι για απότομες μεταβολές του μετρουμένου υποστρώματος στους ανιχνευτές (όταν αυτοί δεν βρίσκονται κάτω από αρκετά παχύ στρώμα ύλης). Σχήμα 3.4: Κατακόρυφη ροή των σωματιδίων της δευτερογενούς κοσμικής ακτινοβολίας στην ατμόσφαιρα συναρτήσει του ατμοσφαιρικού βάθους ή του υψομέτρου.

45 Στο σχήμα 3.4 δίνεται η κατακόρυφη ροή των σωματιδίων της δευτερογενούς κοσμικής ακτινοβολίας μέσα στην ατμόσφαιρα συναρτήσει του ατμοσφαιρικού βάθους (σε g / cm2 ) ή του υψομέτρου (σε km). Παρατηρείστε ότι: α) Οι ροές των δευτερογενών σωματιδίων μ ±, π± και νμ δημιουργούν το μέγιστό τους πολύ ψηλά, πάνω από το ύψος των 10 km. Οι ροές των p +, n και e± έχουν το μέγιστό τους ήδη εκτός ατμόσφαιρας. β) όλες οι ροές (πλήν των νετρίνων που δεν απορροφώνται καθόλου) μειώνονται εκθετικά μετά τα 10 km καθώς πλησιάζουμε στην επιφάνεια του εδάφους. Τα ατμοσφαιρικά νετρίνα διατηρούν μία σχεδόν σταθερή ροή 200 νετρίνων ανά m2 sr sec. γ) στο επίπεδο της θάλασσας (υψόμετρο μηδέν) καταφθάνουν περίπου (με E 1 GeV): 70 μιόνια ανά m2 sr sec 1 νετρόνιο ανά m2 sr sec 0.2 ηλεκτρόνια ανά m2 sr sec

46

47 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4Ο : ΚΑΤΑΙΓΙΣΜΟΣ ΚΟΣΜΙΚΩΝ ΑΚΤΙΝΩΝ 4.1 Εισαγωγή Οι Cosmic ray showers είναι καταιγισμοί που δημιουργούνται από την αλληλεπίδραση της κοσμικής ακτινοβολίας με την ατμόσφαιρα. Παρατηρήθηκαν αρχικά την δεκαετία του 1920, όταν ένα απλό ίχνος ενός φορτισμένου σωματιδίου παρατηρήθηκε να χωρίζεται σε δυο ίχνη. Οι παρατηρήσεις των καταιγισμών οδήγησαν στην ανάπτυξη της ηλεκτρομαγνητικής θεωρίας των καταιγισμών (electromagnetic cascade theory) την δεκαετία του Στα τέλη αυτής της δεκαετίας ο Pierre Auger και οι συνεργάτες του ανακάλυψαν τους εκτεταμένους καταιγισμούς (extensive air showers). Αυτοί είναι τεράστιοι καταιγισμοί που αποτελούνται από σωματίδια ενέργειας 106 GeV. Στις υψηλές ενέργειες η ροή των κοσμικών ακτίνων είναι τόσο μικρή ώστε μόνο με καταιγισμούς μπορούμε να τις παρατηρήσουμε. Ο Auger και οι συνεργάτες του ανακάλυψαν ότι η περιοχή μεγαλύτερης πυκνότητας των καταιγισμών είναι της τάξης των 10 4 m2. Η μέθοδος των παρατηρήσεων είναι να τοποθετήσουμε πολλούς μετρητές σε απόσταση και να ανιχνεύσουμε συμπτωματικά χτυπήματα. Η ερμηνεία τέτοιων γεγονότων είναι αρκετά δύσκολη. Στην περιοχή του καταιγισμού ανιχνεύονται σωματίδια τα οποία διέρχονται σχεδόν ταυτόχρονα από το όριο παρατήρησης. Δεν υπάρχει πληροφορία για την ενέργεια και τον τύπο της αρχικής κοσμικής ακτινοβολίας. Αυτές πρέπει να προκύψουν από τις ιδιότητες του καταιγισμού. Από τη στιγμή που το σημείο της πρώτης αλληλεπίδρασης στην ατμόσφαιρα είναι άγνωστο, ο παρατηρητής πρέπει αρχικά να προσδιορίσει το μέγεθος της ανάπτυξης του καταιγισμού. Τα χαρακτηριστικά του ατμοσφαιρικού καταιγισμού που παρατηρείται, συγκρίνονται με μοντέλα καταιγισμών, τα οποία βοηθούν στην πληροφορία για την ενέργεια και τον τύπο του αρχικού σωματιδίου της κοσμικής ακτινοβολίας. Δεν μπορούμε να βγάλουμε συμπεράσματα για ξεχωριστούς καταιγισμούς εξαιτίας της διακύμανσης στην ανάπτυξή τους. Το φάσμα και η σύνθεση των κοσμικών ακτίνων μελετώνται για ένα λογικά μεγάλο στατιστικό δείγμα, αν και αυτό δεν είναι εύκολο, επειδή σε ενέργειες που ξεπερνούν τα 106 GeV οι κύριες παράμετροι των αδρονικών αλληλεπιδράσεων δεν μπορούν να μετρηθούν απευθείας. Η είσοδος των δεδομένων για το αρχικό σωματίδιο στα μοντέλα καταιγισμών, βασίζεται σε

48 προσεγγιστικές μεθόδους (extrapolations) από τις χαμηλότερες ενέργειες στις υψηλότερες. Διαφορετικές μέθοδοι οδηγούν σε διαφορετικά συμπεράσματα και δημιουργούν μια αβεβαιότητα στην ερμηνεία του μοντέλου. Τα κοσμικά σωματίδια υψηλών ενεργειών εισέρχονται στην ατμόσφαιρα ως σχετικιστικά σωματίδια μέχρι κατά την διαδρομή τους να προσκρούσουν σε πυρήνα των συστατικών του ατμοσφαιρικού αέρα. Με αυτή την σύγκρουση παράγοντα πάρα πολλά δευτερογενή σωματίδια τα οποία είναι κυρίως πιόνια. Αυτά με την σειρά τους προσκρούουν εκ νέου παράγοντας μια νέα γενιά σωματιδίων δημιουργώντας έτσι έναν αδρονικό καταιγισμό. Κατά της συγκρούσεις τα σωματίδια διασπώνται σε άλλα σωμάτια ή ακτινοβολία γάμμα. Τα μιόνια είναι σωμάτια που παράγονται στον αδρονικό καταιγισμό και ταξιδεύουν πολύ μεγάλη απόσταση από την αρχή αυτού. Το κάθε φωτόνιο ή ηλεκτρόνιο που παράγεται προκαλεί δευτερογενή ηλεκτρόνια και φωτόνια δημιουργώντας έτσι έναν ηλεκτρομαγνητικό καταιγισμό. Το μέγεθος και η έκταση του καταιγισμού εξαρτάται κυρίως από την ενέργεια του αρχικού σωματιδίου. Το μέτωπο του καταιγισμού έχει μορφή ενός δισκοειδούς σμήνους, η διάμετρος του οποίου αυξάνει καθώς ο καταιγισμός κινείται πια βαθιά στην ατμόσφαιρα. Το σμήνος είναι πυκνότερο στο κέντρο και ο άξονας του αποτελείται κυρίως από αδρόνια. Μόνο όταν το αρχικό σωμάτιο είναι φωτόνιο ο καταιγισμός αποτελείται κυρίως από φωτόνια και ηλεκτρόνια, ένα χαρακτηριστικό του ηλεκτρομαγνητικού καταιγισμού. Ο πολλαπλασιασμός των σωματιδίων σταματά και η ανάπτυξη του καταιγισμού τερματίζεται όταν η ενέργεια γίνει τόσο μικρή ώστε να μην μπορεί αν γίνει νέα αντίδραση. Ο αριθμός των σωματιδίων φτάνει στο μέγιστό του και βρισκόμαστε στο μέγιστο του καταιγισμού. Μετά το μέγιστο του καταιγισμού ο αριθμός των σωματίων μειώνεται αλλά δεν μηδενίζεται διότι έχουν απομείνει σωμάτια, όπως τα μιόνια, τα οποία διαπερνούν την ατμόσφαιρα και ανιχνεύονται στο έδαφος. Για να φθάσει ένας καταιγισμός μέχρι το έδαφος πρέπει η αρχική ενέργεια του σωματιδίου να είναι μεγαλύτερη από 1014 ev. Τότε μιλάμε για ένα εκτεταμένο ατμοσφαιρικό καταιγισμό. Αν είναι μικρότερη ο καταιγισμός εκτείνεται σε πολύ μικρή απόσταση και εξαφανίζεται σε αρκετά μεγάλο ύψος. Η ιδέα της ανάπτυξης ενός καταιγισμού και τα κυριότερα χαρακτηριστικά του μπορούν να κατανοηθούν εύκολα από το μοντέλο που πρότεινε ο Heitler. Ο Heitler περιέγραψε ένα καταιγισμό που αποτελείται από σωματίδια ίδιου τύπου που αλληλεπιδρούν σε μήκος λ. Από την

49 αλληλεπίδραση δημιουργούνται δυο νέα σωματίδια, το καθένα από τα οποία έχει την μισή ενέργεια του αρχικού σωματιδίου (σχήμα 4.1) Σχήμα 4.1: Το μοντέλο του Heitler της ανάπτυξης του καταιγισμού. Στην εικόνα έχουμε Εc=Εο/128 Δηλαδή ο αριθμός των σωματιδίων διπλασιάζεται σε κάθε μήκος λ και η ενέργεια των σωματιδίων μειώνεται στο μισό. Σε μήκος x=nλ ο καταιγισμός περιέχει 2N σωματίδια. Η δημιουργία των σωματιδίων συνεχίζεται έως ότου η ενέργεια κάθε σωματιδίου πλησιάσει την κρίσιμη ενέργεια Ec κάτω από την οποία δεν υπάρχει αλληλεπίδραση. Ο αριθμός των σωματιδίων στον καταιγισμό δεν αυξάνεται άλλο και η ενέργειά τους μειώνεται. Ο μέγιστος αριθμός σωματιδίων στον καταιγισμό είναι. Το μέγιστο μήκος του καταιγισμού είναι ανάλογο με το λογάριθμο του λόγου των ενεργειών. Η μείωση του αριθμού των σωματιδίων εξαρτάται από την μείωση της ενέργειάς τους. Αν και το μοντέλο είναι απλό περιγράφει αρκετά καλά την ανάπτυξη του καταιγισμού. Ο μέγιστος αριθμός των σωματιδίων στον καταιγισμό είναι πάντα ανάλογος της αρχικής ενέργειας, και το μέγιστο μήκος είναι ανάλογο με το λογάριθμο της αρχικής ενέργειας

50 4.2 Ηλεκτρομαγνητικός καταιγισμός Μετρούμενα μεγέθη των καταιγισμών Η μελέτη των ατμοσφαιρικών καταιγισμών αποσκοπεί στη μελέτη δύο κυρίως πραγμάτων, της ενέργειας και του είδους των αρχικών σωματιδίων. Χαρακτηριστικές παράμετροι για την εύρεση της ενέργειας και του είδους του σωματιδίου είναι Η έκταση του καταιγισμού μετρημένη με το βάθος του μεγίστου. xmax. O λόγος του αριθμό των μιονίων προς τον αριθμό τω ηλεκτρονίων. Η κατανομή της ενέργειας σε διάφορες συνιστώσες του καταιγισμού. Η πυκνότητα των σωματιδίων, όπως ηλεκτρονίων και μιονίων στο μέγιστο του καταιγισμού. Την έκταση του καταιγισμού την προσδιορίζουμε συνήθως με το κεκλιμένο ατμοσφαιρικό βάθος του μεγίστου xmax, που είναι ουσιαστικά η διαμήκης απόσταση που διανύει το μέτωπο του καταιγισμού από το σημείο της δημιουργίας, μέχρι το μέγιστό του. Η απόσταση αυτή ακόμα και για ίδια σωμάτια ίδιας ενέργειας δεν είναι σταθερή, αλλά παρουσιάζει διακυμάνσεις γύρω από μία μέση τιμή. Η διασπορά των τιμών γύρω από το xmax είναι μεγάλη. Η εξάρτηση της μέσης τιμής του βάθους εξαρτάται λογαριθμικά από την ενέργεια με μία σχάση της μορφής Για την κατανομή της ενέργειας ισχύει γενικότερα ότι το μεγαλύτερο μέρος της μεταφέρεται στην ηλεκτρομαγνητική συνιστώσα, λόγω του ραγδαίου πολλαπλασιασμού των ηλεκτρονίων, με τον υποβιβασμό της ενέργειας των σωματιδίων. Για το λόγο των μιονίων προς των ηλεκτρονίων, πρέπει να πούμε ότι εξαρτάται από το είδος του αρχικού σωματιδίου και είναι μεγαλύτερος για βαρύτερα σωματίδια.

51 Η θεωρία του ηλεκτρομαγνητικού καταιγισμού. Μαθηματικά, η μελέτη των ηλεκτρομαγνητικών καταιγισμών γίνεται με εξισώσεις κίνησης που περιέχουν όρους για την δημιουργία και την καταστροφή των σωματιδίων. Υπάρχουν πολλές ενδιαφέρουσες λύσεις αυτών των εξισώσεων, για τους ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς από την εποχή της κβαντικής ηλεκτροδυναμικής στα τέλη της δεκαετίας του Μια από τις λύσεις είναι των Rossi και Greisen. Αυτή έχει δυο ρίζες λ1 και λ2 οι οποίες καθορίζονται από τις ιδιότητες του μέσου και των σωματιδίων. Υπάρχουν δυο κατά προσέγγιση λύσεις. Λύση 1: Δίνει την ενέργεια, ενώ η ενέργεια ιονισμού του ηλεκτρονίου που χάνεται μπορεί να παραληφθεί. Λύση 2: Η ενέργεια ιονισμού του ηλεκτρονίου που χάνεται δεν παραλείπεται. Ο αριθμός των ηλεκτρονίων p και των φωτονίων g που έχουν ενέργεια Ε και βρίσκονται σε βάθος x σε ένα καταιγισμό, ο οποίος ξεκίνησε από ένα αρχικό σωματίδιο ενέργειας Εο και τύπου j δίνεται από την παρακάτω σχέση. (2) Η λύση είναι μια συνάρτηση της παραμέτρου s, που περιγράφει τη στιγμή στην οποία βρίσκεται η ανάπτυξη του καταιγισμού. Σχετίζεται με το βάθος x σύμφωνα με την παρακάτω σχέση. (3) Στην παραπάνω σχέση β είναι ο λογάριθμος του λόγου της αρχικής ενέργειας προς την ενέργεια κατωφλίου β=ln.

52 Έχουμε μέγιστο καταιγισμό όταν η παράμετρος s πάρει την τιμή s=1. Για s<1 η ρίζα λ1 είναι θετική και ο αριθμός των σωματιδίων του καταιγισμού αυξάνεται. Μετά το μέγιστο καταιγισμό η ρίζα λ 1 είναι αρνητική και ο αριθμός των σωματιδίων του καταιγισμού μειώνεται. Η εξάρτηση του βάθους του καταιγισμού είναι. λ1(s) Η δεύτερη ρίζα είναι κρυμμένη στην παράμετρο η οποία έχει διαφορετικό περιεχόμενο για τα σωματίδια i που δημιουργούνται στον καταιγισμό και διαφορετικό για τα αρχικά σωματίδια j. Η μεταβλητή n δηλώνει την διαφορετική ταχύτητα στην ανάπτυξη του καταιγισμού, η οποία εξαρτάται από τον τύπο του αρχικού σωματιδίου και των σωματιδίων του καταιγισμού. Ο παρακάτω πίνακας δίνει τις τιμές του n για διαφορετικά σωματίδια (αρχικά και καταιγισμού). Η σχέση (2) είναι διαφορετική για την ενέργεια των σωματιδίων. Ο συνολικός αριθμός των σωματιδίων του καταιγισμού που έχουν ενέργεια μεγαλύτερη από Ε δίνεται από το ολοκλήρωμα της σχέσης (2) ως προς την ενέργεια. Για ηλεκτρόνια αυτή γίνεται. (4) Ο ολικός αριθμός φωτονίων που έχουν ενέργεια πάνω από Ε δίνεται με τον ίδιο τρόπο. Οι τιμές του n στην ολοκληρωτική μορφή αυξάνονται κατά 1. Για ηλεκτρόνια σε καταιγισμούς γάμμα, το n είναι n=1/2. Στην περιοχή γύρω από το μέγιστο του καταιγισμού το λ 1 και οι παράγωγοί του παίρνουν προσεγγιστικά τις τιμές: Στην προσέγγιση αυτή, η σχέση μεταξύ της παραμέτρου s και του βάθους σε μήκη ακτινοβολίας γίνεται απλούστερη.

53 Στην λύση 2 η ενέργεια κατωφλίου Eκατ αντικαθίσταται από την κρίσιμη ενέργεια εο όπου η ακτινοβολία και η ενέργεια ιονισμού που χάνεται για ένα ηλεκτρόνιο είναι ίσες και το β παίρνει την τιμή: βο= Μια απλή φόρμουλα που περιγράφει αρκετά καλά την συμπεριφορά κατά μήκος του καταιγισμού δόθηκε αργότερα από τον Greisen για την πιο πρακτική και σπουδαιότερη περίπτωση των ηλεκτρονίων στους γκαταιγισμούς. Όπου το s συνδέεται με το βάθος σε μήκη ακτινοβολίας με τη σχέση: s= (6) Η εικόνα 4.2 δείχνει την εξάρτηση του βάθους από τον αριθμό των ηλεκτρονίων και υπολογίστηκε από την παραπάνω σχέση για καταιγισμούς που αρχίζουν με εκπομπή ακτινοβολίας γ ενέργειας από 1 μέχρι 104GeV. Τα σημεία σε κάθε καμπύλη δείχνουν τη θέση του μέγιστου καταιγισμού. Αυτή η φόρμουλα χρησιμοποιείται για μια γρήγορη εκτίμηση του μεγέθους του καταιγισμού και του βάθους στο οποίο έχουμε μέγιστο καταιγισμό, για διάφορους τύπους καταιγισμών.

54 Εικόνα 4.2: Προφίλ καταιγισμού για ηλεκτρόνια σε καταιγισμούς αρχικών φωτονίων διαφορετικής ενέργειας που υπολογίστηκε με τη σχέση (6). Το βάθος του μέγιστου καταιγισμού σημειώνεται με κύκλους. Η εικόνα 4.3 συγκρίνει τις πιο ακριβείς λύσεις των Rossi και Greisen, με την μέθοδο του Greisen, με λόγο ενεργειών (αρχική ενέργεια προς ενέργεια κατωφλίου), 106. Η συμφωνία μεταξύ της ακριβούς λύσης και της μεθόδου του Greisen, είναι πολύ καλή στην περιοχή του μέγιστου καταιγισμού και σε μεγάλα βάθη για τιμές της παραμέτρου s > 0.8. Ο αριθμός των φωτονίων είναι μεγαλύτερος από τον αριθμό των ηλεκτρονίων και ο λόγος τους αυξάνεται με το βάθος.

55 Εικόνα 4.3. Σύγκριση της λύσης 1 με την απλοποιημένη θεωρία του Greisen για β=106. Η συνεχής γραμμή δείχνει το προφίλ του καταιγισμού για ηλεκτρόνια και η διακεκομμένη για πρωτόνια. Η γραμμή με τις τελείες είναι το αποτέλεσμα της σχέσης (6). Η παραπάνω μέθοδος δίνει τη μέση συμπεριφορά του καταιγισμού η οποία όμως μπορεί να είναι αρκετά διαφορετική για κάθε ξεχωριστό καταιγισμό. Κάθε καταιγισμός ξεκινάει σε διαφορετικό βάθος με βάση μια εκθετική κατανομή που καθορίζει το σημείο έναρξης του καταιγισμού exp(xo/λ). Αυτό από μόνο του δημιουργεί σημαντικές διακυμάνσεις στην ανάπτυξη του καταιγισμού. Σε αυτές τις διακυμάνσεις πρέπει να προστεθεί και η εσωτερική διακύμανση στην ανάπτυξη του καταιγισμού, η οποία εξαρτάται από το μήκος των αλληλεπιδράσεων, που αντιλαμβανόμαστε κατά την δεύτερη, τρίτη, κλπ, γενιά δημιουργίας σωματιδίων στον καταιγισμό. Επίσης πρέπει να πάρουμε υπόψη μας τις παραμέτρους που μεταβάλλονται σε αυτές τις αλληλεπιδράσεις. Είναι πολύ δύσκολο να υπολογίσουμε ακριβώς και αναλυτικά τις διακυμάνσεις στην ανάπτυξη ενός καταιγισμού. Εκτιμήσεις που έχουν γίνει δείχνουν ότι το ελάχιστο των διακυμάνσεων βρίσκεται στην περιοχή του μέγιστου καταιγισμού. Αυτό είναι φυσιολογικό, αφού στο μέγιστο του καταιγισμού βρίσκεται η μέγιστη έκταση του καταιγισμού. Ακόμη ένα δύσκολο πρόβλημα είναι η πλευρική επέκταση των σωματιδίων του καταιγισμού. Στην ακτινοβολία πέδησης και στη δίδυμη γένεση, τα δευτερεύοντα σωματίδια δεν εκπέμπονται ακριβώς στην ίδια διεύθυνση με τα αρχικά. Η μέση εγκάρσια ορμή σε αυτή τη διαδικασία είναι

56 της τάξης της μάζας του ηλεκτρονίου. Τα ηλεκτρόνια αλλάζουν την κατεύθυνσή τους με σκέδαση Coulomb. Για πολλές σκεδάσεις Coulomb η μέση γωνία εκτροπής δόθηκε από τον Nishimura με τη σχέση: Όπου Εs = mec2 είναι η δραστική ενέργεια (21 MeV) για πολλαπλές σκεδάσεις Coulomb. Η τιμή αυτή ορίζει το μέγεθος του μήκους του Moliere r1, που χαρακτηρίζει το άνοιγμα των σωματιδίων του καταιγισμού σε προσέγγιση του 1/4 μήκους της ακτινοβολίας. Η μονάδα του r1 είναι σε μήκη ακτινοβολίας ή σε g /cm2. Μετρούμενο σε μέτρα, το r1 είναι διαφορετικό για διαφορετικά υλικά και αυξάνεται με την μειούμενη πυκνότητα του αέρα στην ατμόσφαιρα. Η ανάπτυξη των καταιγισμών στα μεγαλύτερα ύψη δίνει μεγαλύτερες πλάγιες διαστάσεις. Η θεωρία του πλάγιου σκεδασμού των σωματιδίων του καταιγισμού, αναπτύχθηκε από τον Greisen και τους Kamata και Nishimura. Η προσεγγιστική λύση για την πλάγια κατανομή των ηλεκτρονίων λέγεται NKG formula και δίνει την πυκνότητα των ηλεκτρονίων του καταιγισμού με τον παρακάτω τύπο. Όπου C(s) είναι ένας συντελεστής κανονικοποίησης που προκύπτει από τον ορισμό της συνάρτησης πλάγιου σκεδασμού: Στο μέγιστο του καταιγισμού C(1)~.

57 Το μήκος Moliere r1, ορίζεται για ηλεκτρόνια χαμηλής ενέργειας. Για σωματίδια υψηλής ενέργειας, η γωνία κατά την παραγωγή τους όπως και η γωνία πολλαπλής σκέδασης Coulomb είναι μικρότερες. Η πλάγια κατανομή των σωματιδίων υψηλής ενέργειας στους καταιγισμούς είναι στενότερη. Ένας πιθανός τρόπος να μεταβάλλουμε το χαρακτηριστικό άνοιγμα είναι να βαρύνουμε το μήκος Moliere με το λόγο της κρίσιμης ενέργειας Ec προς την ενέργεια του ηλεκτρονίου Ε. Το χαρακτηριστικό άνοιγμα τότε μειώνεται με την ενέργεια με τη σχέση: r1 =Ec /E Υπολογισμοί Monte Carlo Εκτός από τις δυσκολίες με την ακριβή εφαρμογή των ιδιοτήτων της αλληλεπίδρασης στους αναλυτικούς υπολογισμούς, οι λύσεις για την θεωρία των καταιγισμών, όπως είδαμε και προηγούμενα, βασίζονται στις παρακάτω υποθέσεις. Υπάρχουν οι παρακάτω διαδικασίες: α. Η ακτινοβολία που παράγεται από την επιβράδυνση των ηλεκτρονίων (ακτινοβολία πέδησης) β. Η δίδυμη γένεση. γ. Η απώλεια ενέργειας εξαιτίας ιονισμού. Οι διαδικασίες αυτές είναι ανεξάρτητες της ενέργειας. Τα δευτερεύοντα σωματίδια κατανέμονται σε ένα πλήρες επίπεδο. Για τους λόγους αυτούς, οι λύσεις της θεωρίας των καταιγισμών είναι πολύ καλές για καταιγισμούς υψηλής ενέργειας, όπου όλες οι συνθήκες ισχύουν. Για ενέργειες μικρότερες από αυτήν, η συνεισφορά της δίδυμης γένεσης μειώνεται και η σκέδαση Compton γίνεται η σπουδαιότερη διαδικασία αλληλεπίδρασης για τα φωτόνια του καταιγισμού. Με την αλλαγή των επιπέδων και της κινηματικής των αλληλεπιδράσεων, γίνεται φανερό ότι η μέθοδος Monte Carlo, η οποία αρχικά περιγράφει ακριβώς όλες τις διαδικασίες, μπορεί να δώσει μια πολύ καλή περιγραφή της ανάπτυξης του καταιγισμού. Το πρώτο σετ των υπολογισμών έγινε από τον Messel και τους συνεργάτες του. Επειδή οι υπολογιστές την αρχή της δεκαετίας του 1960 ήταν πολύ μικρότερης ισχύος σε σχέση με τους σημερινούς, η μοναδική πιθανότητα για καλούς

58 υπολογισμούς ήταν να δημιουργηθεί μια αποδοτικά δοκιμασμένη μέθοδος, που θα στηριζόταν στη φυσική των αλληλεπιδράσεων. Ένα από τα κυριότερα προβλήματα που λύθηκε από την παραπάνω ομάδα είναι η εφαρμογή της μεθόδου εκπομπής ακτινοβολίας από επιβραδυνόμενο ηλεκτρόνιο, η οποία είναι αντιστρόφως ανάλογη με την ενέργεια του δευτερεύοντος φωτονίου και τείνει στο άπειρο για πολύ χαμηλές ενέργειες φωτονίων (υπέρυθρη καταστροφή). Όλα τα ελεύθερα μονοπάτια στον κώδικα του Messel είναι δοκιμασμένα ταυτόχρονα με την ενέργεια των δευτερευόντων σωματιδίων. 4.3 Αδρονικός καταιγισμός (Hadronic shower) Ο αδρονικός καταιγισμός δημιουργείται μέσω ισχυρής αλληλεπίδρασης του προσπίπτοντος σωματίου με κάποιο του μέσου. Αυτό σημαίνει ότι τα σωμάτια πρέπει να έρθουν σε άμεση επαφή, αφού η εμβέλεια των ισχυρών αλληλεπιδράσεων είναι πάρα πολύ μικρή. Η πυρηνική ακτίνα εξαρτάται από τον μαζικό αριθμό, ανάλογη του Α1/3, και είναι της τάξης κάποιων fm. Τα κοσμικά σωμάτια έχουν πολύ μικρότερο μέγεθος. Το μήκος κύματος de Broglie είναι της τάξης των 0.02 fm για ένα πρωτόνιο των 10GeV και μικραίνει περισσότερο για μεγαλύτερες ενέργειες. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα το σωμάτιο να μπορεί να σκεδαστεί ξεχωριστά με τα νουκλεόνια που απαρτίζουν τον πυρήνα, με αποτέλεσμα να σκεδάζεται πάρα πολλές φορές μόνο από ένα πυρήνα. Η αλληλεπίδραση αυτή, παράγει συνήθως πιόνια, η ακόμα και καόνια. Τα πιόνια εμφανίζονται με πολύ μεγάλες ενέργειες και ακολουθούν σχεδόν την ίδια τροχιά με αυτή του αρχικού σωματιδίου. Τα δευτερεύοντα ουδέτερα πιόνια διασπώνται αμέσως σε δυο ακτίνες γ, εκτός αν η ενέργειά τους είναι πάρα πολύ μεγάλη. Οι δυο αυτές ακτίνες γ που προκύπτουν δημιουργούν ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς πρακτικά στο σημείο της αλληλεπίδρασης. Τα φορτισμένα πιόνια έχουν μεγαλύτερο μήκος διάσπασης. Αυτά μπορούν να διασπαστούν ή να αλληλεπιδράσουν ξανά. Αυτός ο συναγωνισμός μεταξύ διάσπασης ή αλληλεπίδρασης, των φορτισμένων μεσονίων καθορίζει τις λεπτομέρειες της ανάπτυξης του αδρονικού καταιγισμού. Τα χαμηλής ενέργειας πιόνια διασπώνται σε μιόνια και νετρίνα μιονίων. Ο συναγωνισμός μεταξύ διάσπασης ή αλληλεπίδρασης είναι περισσότερο πολύπλοκος στους ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς, που αναπτύσσονται σε ένα μέσο που έχει σταθερή μεταβολή στην πυκνότητά του. Στα ψηλότερα ύψη τα πιόνια συνήθως διασπώνται σε σχέση με τα χαμηλότερα ύψη όπου η ατμόσφαιρα είναι πιο πυκνή. Τα αλληλεπιδρώντα φορτισμένα πιόνια δημιουργούν ξανά 2/3 φορτισμένα και 1/3 ουδέτερα πιόνια τα οποία επίσης ανήκουν στη δεύτερη

59 γενιά του καταιγισμού. Η διαδικασία συνεχίζεται έως ότου η ενέργεια των φορτισμένων πιονίων μειώνεται τόσο πολύ ώστε αυτά μόλις που καταφέρνουν να διασπαστούν. Έτσι ο αδρονικός καταιγισμός αποτελείται από δυο παρόμοιες διαδικασίες η κάθε μια από τις οποίες δεν είναι διαφορετική από τον ηλεκτρομαγνητικό καταιγισμό. Ο αρχικός αδρονικός καταιγισμός δημιουργεί ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς, οι οποίοι είναι το κυριότερο παρατηρούμενο γεγονός των αδρονικών καταιγισμών. Η ανάπτυξη του σκελετού του αδρονικού καταιγισμού μπορεί να παρατηρηθεί από τα συστατικά των μιονίων του. Υπάρχει φυσικά ένα αδρονικό συστατικό που αποτελείται από νουκλεόνια και μεσόνια, αλλά ο αριθμός των αδρονίων είναι σημαντικά μικρότερος από τα μιόνια τα ηλεκτρόνια και τα φωτόνια. Ένα άλλο ενδεχόμενο είναι η αποβολή από τον πυρήνα συσσωμάτων νουκλεονίων τα οποία απαρτίζουν ελαφρότερους ασταθείς ή ευσταθείς πυρήνες. Η απόσταση που διανύεται κατά μέσο όρο από ένα αδρόνιο μέχρι να αλληλεπιδράσει ισχυρά με κάποιον πυρήνα, καλείται μήκος πυρηνικής αλληλεπίδρασης λ. Το μήκος αυτό χαρακτηρίζει την κλίμακα της διαμήκους ανάπτυξης των αδρονικών καταιγισμών. (Πίνακας 4.Ι) Πίνακας 4.Ι: Κλίμακα της διαμήκους ανάπτυξης των αδρονικών καταιγισμών Υλικό Πυκνότητα (g/cm-3) Μήκος ακτινοβολίας Χ0 (g/cm-2) Μήκος Πυρηνικής αλληλεπίδρασης λ (g/cm2 ) Αέρας 1.3 (g/lit) Νερό C Fe Pb Αξίζει να σημειωθεί ότι το λ είναι μεγαλύτερο από το X0 ιδίως στα βαρέα στοιχεία, κάτι το οποίο οφείλεται στο γεγονός ότι η εμβέλεια των πυρηνικών δυνάμεων είναι πολύ μικρότερη από αυτή των ηλεκτρομαγνητικών και ότι μέγεθος των πυρήνων εξαρτάται από το Α 1/3 ενώ η μάζα από το Α. Ενώ στους ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς το κύριο

60 μέρος της ενέργειας δίνεται σε ιονισμούς στους αδρονικούς μόνο περίπου το ένα τρίτο της ενέργειας δίνεται στο θρυμματισμό των πυρήνων, εκπομπή νετρονίων πρωτονίων και σε πυρηνικές διεγέρσεις. Η υπόλοιπη ενέργεια εμφανίζεται σαν πιόνια το οποία δίνουν το έναυσμα σε αδρονικούς καταιγισμούς. Οι αδρονικοί καταιγισμοί, συνεπώς, ξεκινούν με μια αδρονική αλληλεπίδραση ενός νουκλεονίου ή ενός βαρύτερου πυρήνα. Στην πρώτη αλληλεπίδραση ένα μεγάλο ποσοστό της ενέργειας του νουκλεονίου (περίπου η μισή), μεταφέρεται σε δευτερεύοντα μεσόνια, φορτισμένα και ουδέτερα. Το ίδιο ισχύει και στις αλληλεπιδράσεις μεταξύ πυρήνων, όπου περισσότερα του ενός νουκλεόνια από τον αρχικό πυρήνα μπορούν να συμμετέχουν στην αλληλεπίδραση. Στην περίπτωση αυτή όλα τα δευτερεύοντα σωματίδια είναι φορτισμένα ή ουδέτερα πιόνια. Ο λόγος του αριθμού των φορτισμένων προς τον αριθμό των αφόρτιστων πιονίων είναι περίπου 2. Η υπόλοιπη ενέργεια παραμένει σε ένα δευτερεύον νουκλεόνιο το οποίο αφού διανύσει το μέσο μήκος αλληλεπίδρασης, αλληλεπιδρά ξανά και δημιουργεί μια δεύτερη γενιά μεσονίων. Εντωμεταξύ κάποια από τα δευτερεύοντα μεσόνια αλληλεπιδρούν μεταξύ τους και δημιουργούν την επόμενη γενιά του αδρονικού καταιγισμού. Αυτή η διαδικασία συνεχίζεται έως ότου βρεθεί ένας στόχος από υλικό, ή η ενέργεια του αδρονίου γίνει μικρότερη από το κατώφλι της ενέργειας αλληλεπίδρασης (περίπου ίση με τη μάζα του αδρονίου). Τα δευτερεύοντα ουδέτερα πιόνια διασπώνται αμέσως σε δυο ακτίνες γ, εκτός αν η ενέργειά τους είναι πάρα πολύ μεγάλη. Το μήκος διάσπασης για το ουδέτερο πιόνιο είναι cm. Οι δυο αυτές ακτίνες γ που προκύπτουν δημιουργούν ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς πρακτικά στο σημείο της αλληλεπίδρασης. Τα φορτισμένα πιόνια έχουν μεγαλύτερο μήκος διάσπασης cm. Αυτά μπορούν να διασπαστούν ή να αλληλεπιδράσουν ξανά. Αυτός ο συναγωνισμός μεταξύ διάσπασης ή αλληλεπίδρασης, των φορτισμένων μεσονίων καθορίζει τις λεπτομέρειες της ανάπτυξης του αδρονικού καταιγισμού. Φορτισμένα πιόνια υψηλής ενέργειας με μεγάλο μήκος διάσπασης, αποκλειστικά αλληλεπιδρούν εξαιτίας της διαστολής του χρόνου. Τα χαμηλής ενέργειας πιόνια διασπώνται σε μιόνια και νετρίνα μιονίων. Ο συναγωνισμός μεταξύ διάσπασης ή αλληλεπίδρασης είναι περισσότερο πολύπλοκος στους ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς, που αναπτύσσονται σε ένα μέσο που έχει σταθερή μεταβολή στην πυκνότητά του. Στα ψηλότερα ύψη τα πιόνια συνήθως διασπώνται σε σχέση με τα χαμηλότερα ύψη όπου η ατμόσφαιρα είναι πιο πυκνή.

61 Ένα σημαντικό γεγονός είναι ότι τα μήκη αλληλεπίδρασης των ενεργών αδρονίων είναι μεγαλύτερα από το μήκος της ακτινοβολίας. Εξαρτώνται επίσης από την ενέργεια, αλλά σε ενέργειες κάτω από 10 5 GeV με καλή προσέγγιση τα μήκη αλληλεπίδρασης για τα νουκλεόνια και τα πιόνια στον αέρα είναι 85 και 120 g/cm2 αντίστοιχα. Για το λόγο αυτό τα συστατικά του αδρονικού καταιγισμού μεταφέρουν ένα μεγάλο ποσοστό της αρχικής ενέργειας των σωματιδίων, βαθύτερα από ότι στον ηλεκτρομαγνητικό καταιγισμό. Σε αντίθεση με αυτό, η πολλαπλότητα των δευτερευόντων σωματιδίων σε αδρονικές αλληλεπιδράσεις είναι μεγαλύτερη από ότι η δραστική πολλαπλότητα των δευτερευόντων στις ηλεκτρομαγνητικές αλληλεπιδράσεις και αυτή η γρήγορη σπατάλη ενέργειας αντισταθμίζει τα μεγαλύτερα μήκη αλληλεπίδρασης. Εικόνα 4.4: Μέσο προφίλ καταιγισμού πρωτονίων (σημεία) και φωτονίων (γραμμή). Και τα δυο αρχικά σωματίδια έχουν ενέργεια 10 5 GeV. Η ποσότητα που φαίνεται είναι ο ολικός αριθμός ηλεκτρονίων διαιρεμένος με την αρχική ενέργεια σε GeV. Η εικόνα 4.4 συγκρίνει το μέσο προφίλ του καταιγισμού ενός πρωτονίου και ενός φωτονίου αρχικής ενέργειας 105 GeV. Υπάρχουν αρκετές ενδιαφέρουσες διαφορές. Ο αρχικός καταιγισμός του πρωτονίου κορυφώνεται λίγο νωρίτερα από τον καταιγισμό του φωτονίου. Τα βάθη του μέγιστου καταιγισμού είναι 506 και 520 g/cm2 αντίστοιχα. Αυτό βρίσκεται σε συμφωνία με την υψηλότερη δευτερεύουσα πολλαπλότητα στις αδρονικές αλληλεπιδράσεις, οι οποίες είναι υπεύθυνες για τον μεγαλύτερο αριθμό ηλεκτρονίων σε βάθη περίπου 200 g/cm2. Από την άλλη μεριά ο καταιγισμός του πρωτονίου δεν απορροφάται τόσο εύκολα όσο του φωτονίου. Αυτό δείχνει την τροφοδοσία των ηλεκτρομαγνητικών συστατικών, από τα αδρονικά συστατικά. Η μεγαλύτερη διαφορά είναι ο αριθμός των σωματιδίων στο μέγιστο του καταιγισμού. Για καταιγισμό πρωτονίων σε αυτήν την κλίμακα ενέργειας είναι περίπου 0.6 Eo/GeV, για παράδειγμα η μέση ενέργεια ανά ηλεκτρόνιο στο μέγιστο του καταιγισμού είναι περίπου 1.6GeV. Η υπόλοιπη από την αρχική ενέργεια πηγαίνει στα αδρονικά συστατικά (αδρόνια, μιόνια και νετρίνα).

62 Αν και οι αδρονικοί καταιγισμοί είναι πολύ πιο περίπλοκοι, μπορούμε με καλή προσέγγιση να χρησιμοποιήσουμε το μοντέλο του Heitler για να εξηγήσουμε την ανάπτυξη των ηλεκτρομαγνητικών και αδρονικών συστατικών. Η εκτίμησή μας μπορεί να είναι κάτω από την υπόθεση ότι μόνο η πρώτη γενιά ουδέτερων πιονίων συνεισφέρει στα συστατικά του ηλεκτρομαγνητικού καταιγισμού. Ας υποθέσουμε ότι ένα νουκλεόνιο ενέργειας Eo GeV αλληλεπιδρά στην ατμόσφαιρα σε βάθος λν. Στην αλληλεπίδραση χάνει το (1-Κel) της ενέργειάς του και δημιουργεί <m> δευτερεύοντα πιόνια, το 1/3 από τα οποία είναι ουδέτερα. Τα ουδέτερα πιόνια αμέσως διασπώνται σε δυο ακτίνες γ ίσης ενέργειας όπως στο μοντέλο του Heitler. Μπορούμε να γράψουμε το μέγιστο βάθος σαν το άθροισμα των βαθών των μεγίστων των ηλεκτρομαγνητικών καταιγισμών και το μήκος αλληλεπίδρασης του αρχικού νουκλεονίου με την παρακάτω σχέση. Ο αριθμός των νουκλεονίων στο μέγιστο του καταιγισμού θα είναι. Οι συντελεστές 3 (ή 1/3) μπαίνουν για να προσεγγίσουμε το ποσοστό της πολλαπλότητας των ουδέτερων πιονίων, ενώ οι συντελεστές 2 (ή 1/2) είναι για το διαχωρισμό της ενέργειας του ουδέτερου πιονίου. Με μια λογική επιλογή των τιμών Kel=0,5, <m>=12 και λν =80g/cm2, το μέγιστο βάθος για καταιγισμό ενός πρωτονίου αρχικής ενέργειας 10 5GeV εκτιμάται περίπου 500g/cm2 και ο αριθμός των ηλεκτρονίων στο μέγιστο, περίπου ηλεκτρόνια. Από τη στιγμή που όλες οι παράμετροι στις εξισώσεις (10) και (11) εξαρτώνται από την ενέργεια και οι εξισώσεις υπολογίζουν μόνο για την πρώτη γενιά πιονίων, η εκτίμηση αυτή δεν μπορεί να είναι πολύ ακριβής. Παρόλα αυτά αυτές περιέχουν τα κύρια χαρακτηριστικά της ανάπτυξης του καταιγισμού. Ο Gaisser μπόρεσε να παραμετροποιήσει την κατά μήκος ανάπτυξη του αδρονικού καταιγισμού σαν συνάρτηση του σημείου της πρώτης αλληλεπίδρασης x1, του βάθους xmax, του αριθμού του μέσου μήκους λ. στο μέγιστο και

63 Ο μέγιστος αριθμός είναι μια συνάρτηση της αρχικής ενέργειας και στην περίπτωση της μεθόδου του Feynman συνδέεται με την κρίσιμη ενέργεια με τη σχέση 0.045Eo/ε. Στα σύγχρονα μοντέλα αδρονικών αλληλεπιδράσεων ο αριθμός εξαρτάται από την ενέργεια. Η εξίσωση (12) χρησιμοποιείται σαν μια προσαρμογή για την κατά μήκος ανάπτυξη του καταιγισμού και συνήθως ονομάζεται μέθοδος Gaisser Hillas. Εικόνα 4.5: Προφίλ καταιγισμού για 10 ξεχωριστούς καταιγισμούς (γραμμές), συγκρινόμενο με το μέσο προφίλ κάθετου καταιγισμού ενός πρωτονίου ενέργειας 105 GeV. Το βάθος της πρώτης αλληλεπίδρασης συνδέεται με τον παράγοντα exp ο οποίος είναι ένας από τους κυριότερους παράγοντες της διακύμανσης του καταιγισμού. Η εικόνα 4.5 συγκρίνει το προφίλ δέκα ξεχωριστών καταιγισμών πρωτονίου με το μέσο προφίλ του καταιγισμού το οποίο σημειώνεται με τετράγωνα), ενός πρωτονίου ενέργειας 10 5GeV. Η σημασία του πρώτου σημείου αλληλεπίδρασης x1 φαίνεται στην αρχή της ανάπτυξης του καταιγισμού. Αυτό δεν είναι η μόνη πηγή της διακύμανσης του καταιγισμού. Μπορούμε να μελετήσουμε τις διακυμάνσεις του καταιγισμού, για προσομοιώσεις καταιγισμών, αν το προφίλ του καταιγισμού δίνεται σαν

64 συνάρτηση του ατμοσφαιρικού βάθους μετά το πρώτο σημείο αλληλεπίδρασης x1. Εναλλακτικά μπορούμε να μελετήσουμε το προφίλ του καταιγισμού αφού μεταβάλουμε το βάθος σε συνάρτηση με το xmax, όπως φαίνεται στην εικόνα 4.6 για τους ίδιους δέκα καταιγισμούς. Αυτή η τεχνική μπορεί επίσης να χρησιμοποιηθεί σε πειράματα που μπορούν να καθορίσουν το xmax. Η εικόνα εξηγεί τις πραγματικές διακυμάνσεις του καταιγισμού, οι οποίες βρίσκονται σε συμφωνία με τις ιδιότητες των αδρονικών αλληλεπιδράσεων (μήκος αλληλεπίδρασης, ανελαστικότητα, πολλαπλότητα δευτερευόντων σωματιδίων και φάσμα ενέργειας). Εικόνα 4.6: Το προφίλ του καταιγισμού των ίδιων 10 ξεχωριστών καταιγισμών (γραμμές) της εικόνας 4.5 έχει μετασχηματιστεί έτσι ώστε τα βάθη τους στο μέγιστο να συμπίπτουν. Τα σημεία δείχνουν την συμπεριφορά του μέσου καταιγισμού. Αν και η εντύπωση από την εικόνα 4.6 είναι διαφορετική, οι διακυμάνσεις είναι μικρότερες στην περιοχή του μέγιστου καταιγισμού. Σε αυτό το τυχαίο παράδειγμα το μέγεθος στο μέγιστο είναι μικρότερο κατά ένα συντελεστή 2, ενώ οι αποκλίσεις είναι πολύ μεγαλύτερες μακριά από το xmax. Οι εσωτερικές διακυμάνσεις του καταιγισμού κάνουν την ανάλυση των ιδιοτήτων του καταιγισμού περισσότερο δύσκολη. Απαιτούν επίσης την παρατήρηση αρκετών συστατικών του καταιγισμού και όχι μόνο τα ηλεκτρόνια του καταιγισμού που φαίνονται στις εικόνες 4.5 και 4.6. Ο λόγος για την ύπαρξη των μεγάλων διακυμάνσεων είναι ότι τα ηλεκτρόνια του καταιγισμού εξαρτώνται μόνο από το ποσοστό της αρχικής ενέργειας το οποίο μεταφέρεται στα ηλεκτρομαγνητικά συστατικά κατά τη διάρκεια της ανάπτυξης του καταιγισμού. Εξαιτίας της διατήρησης της ενέργειας, καταιγισμοί με μικρότερο ηλεκτρομαγνητικό περιεχόμενο πρέπει να έχουν υψηλότερο αδρονικό περιεχόμενο. Μετρώντας τα συστατικά από δυο καταιγισμούς (το λιγότερο), για την ολική ενέργεια του καταιγισμού, την

65 ενέργεια του αρχικού σωματιδίου Eo, δημιουργούμε ένα σημαντικό εργαλείο για την ερμηνεία των δεδομένων του ατμοσφαιρικού καταιγισμού. Ο Matthews προσάρμοσε την προσέγγιση του Heitler για τους αδρονικούς καταιγισμούς με τη δημιουργία κάποιων αποτελεσματικών παραμέτρων. Ο αριθμός των μιονίων σε ένα καταιγισμό συνδέεται με τον ολικό αριθμό των διασπασθέντων πιονίων με τη σχέση: Όπου επ είναι η δραστική ενέργεια. Ο αριθμός των μιονίων σε ένα καταιγισμό είναι τότε: Όπου το β είναι το κλάσμα της πολλαπλότητας σε φορτισμένα πιόνια. Για να περιγράψει ρεαλιστικά τον ολικό αριθμό μιονίων, ο Matthews χρησιμοποίησε ενέργεια επ =20GeV και Ο αριθμός των μιονίων στον καταιγισμό τότε αυξάνεται πιο αργά από το Smax με την αρχική ενέργεια. Η παρακάτω φόρμουλα μπορεί να χρησιμοποιηθεί για την ανάπτυξη των καταιγισμών που ξεκινούν από βαρείς πυρήνες. Αναφέρεται σε ένα καταιγισμό που ξεκινά με ένα βαρύ πυρήνα μάζας Α και ολικής ενέργειας Eo. Το μέσο μέγιστο βάθος είναι: Ατμοσφαιρικοί καταιγισμοί που ξεκινούν με πυρήνες He, O και Fe της ίδιας ολικής ενέργειας πλησιάζουν σε μέγιστο 50, 100 και 150g/cm2 γρηγορότερα από τους καταιγισμούς των πρωτονίων. Αυτές οι διαφορές στην τιμή του xmax αυξάνονται από τις προσεγγίσεις μας, όμως αποδεικνύουν την ευαισθησία της ανάπτυξης του καταιγισμού, στη σύσταση της κοσμικής

66 ακτινοβολίας. Το μέγεθος του καταιγισμού δεν αλλάζει αν πολλαπλασιάσουμε τον αριθμητή και παρονομαστή της σχέσης (11) με το Α. Με τις απαραίτητες αντικαταστάσεις παίρνουμε: Οι καταιγισμοί που ξεκινούν από βαρείς πυρήνες δημιουργούν περισσότερα μιόνια από τους καταιγισμούς πρωτονίων. Το περισσότερο ποσοστό σε μιόνια από ότι σε καταιγισμούς πρωτονίων είναι 23%, 52% και 83% για καταιγισμούς He, O και Fe με β=0.85. Οι εξισώσεις (16) και (17) αποδεικνύουν την ευαισθησία των ατμοσφαιρικών καταιγισμών στη μάζα του αρχικού σωματιδίου, δηλαδή στη σύνθεση της κοσμικής ακτινοβολίας. Καταιγισμοί που ξεκινούν με βαρείς πυρήνες φτάνουν στη μέγιστη ανάπτυξή τους σημαντικά ψηλότερα στην ατμόσφαιρα από ότι οι καταιγισμοί των πρωτονίων. Αν και έχουν το ίδιο Nemax, τέτοιοι καταιγισμοί απορροφώνται φτάνοντας στη στάθμη παρατήρησης. Το μέγεθος του καταιγισμού στη στάθμη παρατήρησης είναι μικρότερο από ότι στους καταιγισμούς πρωτονίων. Από την άλλη, καταιγισμοί που δημιουργούνται αρχικά από βαρείς πυρήνες δημιουργούν περισσότερα μιόνια. Μετρώντας τον λόγο Ne/Nμ στην στάθμη παρατήρησης ελπίζουμε να ξεχωρίσουμε τους καταιγισμούς της ίδιας ενέργειας, που δημιουργούνται από διαφορετικούς αρχικούς πυρήνες. Οι διακυμάνσεις στην ανάπτυξη του καταιγισμού πρέπει να είναι πολύ μικρότερες για βαρύτερους αρχικούς πυρήνες. Σε μερικές περιπτώσεις οι διακυμάνσεις μειώνονται κατά, καθώς η ολική αρχική ενέργεια χωρίζεται σε Α ανεξάρτητους καταιγισμούς. Οι εξισώσεις (14) και (17) δεν υπολογίζουν την απώλεια ενέργειας κατά τη διάσπαση των μιονίων μετά την δημιουργία τους, η οποία αλλάζει την τιμή του β στους ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς σαν συνάρτηση της ενέργειας του μιονίου. Καταιγισμοί υψηλής ενέργειας αναπτύσσονται βαθύτερα στην ατμόσφαιρα και πλησιέστερα στη στάθμη παρατήρησης. Όταν το xmax είναι κοντά στη στάθμη παρατήρησης, τα μιόνια χαμηλής ενέργειας διασπώνται λιγότερο και ο παράγοντας β αυξάνεται κατά μια ποσότητα Δβ που εξαρτάται από την ενέργεια του μιονίου Eμ και το ύψος της στάθμης παρατήρησης. Με ένα περισσότερο ρεαλιστικό υπολογισμό ξέρουμε ότι η τιμή του β είναι μικρότερη από το 1.

67 Εικόνα 4.7: Μέσος αριθμός μιονίων στη στάθμη της θάλασσας σε κατακόρυφους καταιγισμούς πρωτονίων σαν συνάρτηση της αρχικής ενέργειας σε GeV. Από την κορυφή στον πυθμένα η ενέργεια κατωφλίου του μιονίου είναι 0.3, 1, 3, 10 και 30 GeV. Η εικόνα 4.7 δείχνει την εξάρτηση του Νμ από την αρχική ενέργεια σε κατακόρυφους καταιγισμούς πρωτονίων που υπολογίστηκαν με τη μέθοδο Monte Carlo. Υπάρχει μια μικρή απόκλιση στο β σε σχέση με την ενέργεια κατωφλίου του μιονίου. Οι τιμές του β μειώνονται από την τιμή 0.9 για Εμ>0,3GeV, στην τιμή 0.86 για Εμ>30GeV. Αυτές οι αποκλίσεις είναι σύμφωνες με το αδρονικό μοντέλο. Άλλα μοντέλα δίνουν διαφορετικές αποκλίσεις. Η ποιοτική συμπεριφορά είναι πολύ κοντά σε αυτήν που φαίνεται στην εικόνα 4.7. Ένα άλλο σημαντικό χαρακτηριστικό του ατμοσφαιρικού καταιγισμού μιονίων είναι η εξάρτηση της γωνίας στο ζενίθ, η οποία είναι επίσης συνάρτηση της ενέργειας του μιονίου. Η ανάπτυξη των καταιγισμών σε τμήματα όπου η ατμόσφαιρας είναι πιο αραιή έχει ως αποτέλεσμα, τα πιόνια και τα διάφορα μεσόνια να διασπώνται παρά να αλληλεπιδρούν, κι έτσι οι καταιγισμοί αυτοί δημιουργούν περισσότερα μιόνια ανεξάρτητα από την ενέργεια των μιονίων. Τα μιόνια χαμηλής ενέργειας έχουν μεγαλύτερη πιθανότητα διάσπασης στο αυξανόμενο ενεργό μήκος που διανύουν και έτσι οι πλάγιοι καταιγισμοί έχουν μιόνια χαμηλότερης ενέργειας από ότι οι κατακόρυφοι καταιγισμοί της ίδιας αρχικής μάζας και ενέργειας. Σε ενέργεια μιονίου περίπου 10 GeV η παραγωγή και η διάσπαση αντισταθμίζονται και ο αριθμός των μιονίων

68 δεν εξαρτάται πολύ από τη γωνία του καταιγισμού στο ζενίθ. Σε υψηλές αρχικές ενέργειες η επιρροή στη διάσπαση των μιονίων είναι ασήμαντη και οι πλάγιοι καταιγισμοί είναι πλουσιότεροι σε μιόνια.

69 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 5Ο : ΑΝΙΧΝΕΥΣΗ ΚΑΤΑΙΓΙΣΜΩΝ ΚΟΣΜΙΚΗΣ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑΣ 5.1 Εισαγωγή Οι ανιχνευτές των καταιγισμών βρίσκονται, κυρίως, στην επιφάνεια της Γης. Εξαρτώμενοι από την επιδιωκόμενη κλίμακα ενέργειας μπορούν να τοποθετηθούν σε αρκετά μεγάλα ύψη ή στην επιφάνεια της θάλασσας. Για καταιγισμούς στην κλίμακα ενέργειας ev μια τοποθεσία σε μεγάλο ύψος είναι προτιμότερη επειδή τότε η στάθμη παρατήρησης είναι πιο κοντά στο μέγιστο του καταιγισμού. Το μέγεθος του καταιγισμού είναι μεγαλύτερο και οι διακυμάνσεις του καταιγισμού είναι μικρές. Για καταιγισμούς υψηλότερης ενέργειας, μικρότερα ύψη είναι προτιμότερα, επειδή δεν υπάρχει κίνδυνος παρατήρησης του καταιγισμού πριν την μέγιστη ανάπτυξή του. Η εικόνα 5.1 δείχνει ένα σχέδιο της ανάπτυξης του καταιγισμού και τις δυο κύριες τεχνικές ανίχνευσης. Η εικόνα δείχνει αρκετές γενιές αδρονικών αλληλεπιδράσεων και αρκετές διασπάσεις μιονίων. Η καμπύλη στα δεξιά είναι η ανάπτυξη των ηλεκτρονίων του καταιγισμού η οποία πλησιάζει το μέγιστο λίγο πάνω από τη στάθμη παρατήρησης και στη συνέχεια αρχίζει να μειώνεται. Στη στάθμη παρατήρησης υπάρχουν αρκετοί τύποι ανιχνευτών (τα τετράγωνα παριστάνουν μετρητές των ηλεκτρομαγνητικών συστατικών). Το μικρό σπίτι παριστάνει ένα αδρονικό καλορίμετρο. Οι δυο ανιχνευτές κάτω από το έδαφος χρησιμοποιούν τον φλοιό της Γης ως προστατευτικό κάλυμμα και περιέχουν μετρητές μιονίων. Ο ανιχνευτής που βρίσκεται τοποθετημένος πιο κοντά στην επιφάνεια χρησιμοποιείται για μιόνια με ενέργειες της τάξης των GeV και το προστατευτικό κάλυμμα πρέπει να είναι της τάξης των 500g/cm2 ή 1.5 έως 2 μέτρα εδάφους. Ο ανιχνευτής για μιόνια ενέργειας της τάξης των TeV τοποθετείται αρκετά βαθύτερα και το προστατευτικό κάλυμμα πρέπει να είναι περίπου ένα χιλιόμετρο εδάφους. Στην αριστερή πλευρά του σχήματος υπάρχει ένας οπτικός ανιχνευτής που παρατηρεί την ανάπτυξη του καταιγισμού γύρω από το μέγιστο. Το μικρό αυτό σύμβολο αποτυπώνει στο χαρτί την δεύτερη τεχνική παρατήρησης καταιγισμών, που είναι η ανίχνευση της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας που εκπέμπεται κατά τη διάρκεια της ανάπτυξης του καταιγισμού. Αυτή μπορεί να είναι ακτινοβολία Cherenkov που εκπέμπεται από τα ηλεκτρόνια του ίδιου του καταιγισμού ή φθορίζουσα ακτινοβολία

70 που εκπέμπεται από τα άτομα αζώτου της ατμόσφαιρας τα οποία διεγείρονται από την αλληλεπίδραση με τα σωματίδια του καταιγισμού. Εικόνα 5.1: Ανάπτυξη καταιγισμού και ανίχνευση. Οι δυο τύποι της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας είναι χρήσιμοι σε διαφορετικές βαθμίδες ενέργειας. Εξαιτίας της μικρής διάθλασης στην ατμόσφαιρα, ο κώνος Cherenkov είναι στενός και το περισσότερο φως εκπέμπεται κατά μήκος του άξονα του καταιγισμού όντας αρκετά έντονο. Καταιγισμοί ακόμη και ενέργειας 1 TeV οι οποίοι απορροφώνται τελείως πριν φτάσουν στη στάθμη παρατήρησης παράγουν ορατή ακτινοβολία Cherenkov. Από την άλλη μεριά ο φθορισμός του αζώτου είναι ισοτροπικός. Κάθε ηλεκτρόνιο παράγει τέσσερα φωτόνια για κάθε μέτρο ατμόσφαιρας. Μόνο καταιγισμοί πολύ υψηλής ενέργειας παράγουν αρκετό φως έτσι ώστε να δημιουργηθεί ένα σήμα στην νυχτερινή ατμόσφαιρα. Και οι δυο μέθοδοι ανίχνευσης απαιτούν καθαρή και ξηρή ατμόσφαιρα, χωρίς σύννεφα και φεγγάρι. Δυστυχώς, ακόμη και στις πιο ενδεδειγμένες τοποθεσίες, οι παρατηρήσεις μπορούν να γίνουν κατά τη διάρκεια λιγότερο από το 10% του συνολικού χρόνου.

71 5.2 Αναπαράσταση των παραμέτρων του καταιγισμού από τις παρατηρήσεις Η αναπαράσταση των παραμέτρων του καταιγισμού βασίζεται σε προσομοιώσεις της ανάπτυξης του καταιγισμού και της διαδικασίας ανίχνευσης. Αυτές οι προσομοιώσεις δίνουν την σχέση μεταξύ της ενέργειας και του τύπου του αρχικού σωματιδίου και των παρατηρούμενων παραμέτρων του καταιγισμού στο συγκεκριμένο ύψος και για τον ειδικό τύπο ανιχνευτή. Πριν γίνει η ανάλυση του αρχικού σωματιδίου της κοσμικής ακτινοβολίας, πρέπει να μαζέψουμε πληροφορίες για την πυκνότητα των σωματιδίων και για διάφορες άλλες παραμέτρους του καταιγισμού. Η διαδικασία της αναπαράστασης είναι πολύ διαφορετική για τους διάφορους τύπους ανιχνευτών Ανιχνευτές σε παράταξη/σειρά ( Shower arrays ) Οι ανιχνευτές σε παράταξη συνήθως καταγράφουν γεγονότα όταν αρκετοί από αυτούς χτυπηθούν μέσα σε ένα χρονικό διάστημα Δt. Η ακριβής τιμή του Δt εξαρτάται από το μέγεθος του συστήματος και από τον τρόπο που δουλεύει το σύστημα απόκτησης δεδομένων. Αν ένα πείραμα χρειάζεται να είναι ευαίσθητο σε καταιγισμούς με γωνία θ στο ζενίθ, τότε Δθ=d cosθ / c όπου d είναι η διάμετρος του συστήματος (παράταξης) και c η ταχύτητα του φωτός. Στο σύστημα καταγράφονται σε όλους τους ανιχνευτές, τα χτυπήματα, η πυκνότητα των σωματιδίων και ο χρόνος άφιξης. Ο χάρτης της πυκνότητας ενός καταιγισμού είναι περίπου σαν αυτόν που φαίνεται στην εικόνα 5.2. Ο χάρτης βασίζεται στην παραμετροποίηση του Greinsen της τελικής κατανομής των φορτισμένων σωματιδίων στους ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς. Αυτή η παραμετροποίηση είναι παρόμοια με την παραμετροποίηση NKG (σχέση 9) για ηλεκτρομαγνητικούς καταιγισμούς με ένα συντελεστή διόρθωσης. Η κατανομή της πυκνότητας εξαρτάται από την παράμετρο του καταιγισμού s και από το μήκος Moliere r1 στη στάθμη παρατήρησης.

72 Εικόνα 5.2: Χάρτης ενός ατμοσφαιρικού καταιγισμού με 196 ανιχνευτές σε διάταξη σε ένα πλέγμα 15 μέτρων. Κάποιοι από τους ανιχνευτές δεν καταγράφουν. Ο Greisen προτείνει τις τιμές s=1.25, δ=1 και C2=0.088 για καταιγισμούς με Ne=106σωματίδια στη στάθμη της θάλασσας. Οι ομόκεντροι κύκλοι στην εικόνα 5.2 είναι αποστάσεις όπου η μέση πυκνότητα των σωματιδίων ξεπερνά τις τιμές 10, 20, 50 και 100 m-2 με τις πιο πάνω παραμέτρους. Το πρώτο βήμα της αναπαράστασης είναι να βρούμε τη θέση του κέντρου του καταιγισμού, το οποίο φαίνεται στην εικόνα 5.2 με το σύμβολο x. Στην πραγματικότητα κάποιος μπορεί να τοποθετήσει τις πυκνότητες των σωματιδίων χρησιμοποιώντας τη θεωρία της σχέσης 18. Με τη μέθοδο αυτή χρησιμοποιεί το πλέγμα στις πυκνότητες προς το κέντρο υποθέτοντας ότι υπάρχει αζιμουθιακή συμμετρία. Για να το πετύχουμε αυτό πρέπει πρώτα να καθορίσουμε τη γωνία του καταιγισμού, επειδή η απόσταση r στη σχέση (18) είναι στο επίπεδο του άξονα του καταιγισμού. Αυτό γίνεται προσαρμόζοντας τον χρόνο άφιξης των σωματιδίων του καταιγισμού. Ο καταιγισμός προσεγγιστικά είναι ένας λεπτός δίσκος φορτισμένων σωματιδίων που κινείται με την ταχύτητα του φωτός. Ο χρόνος

73 καθυστέρησης μεταξύ των χτυπημάτων σε διαφορετικούς ανιχνευτές δείχνει την κατεύθυνση του καταιγισμού. Το πρώτο χτύπημα στον ανιχνευτή από το δίσκο των σωματιδίων δείχνει την κατεύθυνσή του και για ένα ιδανικό λεπτό δίσκο μπορεί κάποιος να βρει την κατεύθυνση με μόνο τρεις μετρητές. Οι περιπλοκές διορθώνονται από τη λεπτότητα του εμπρός μέρους του καταιγισμού, η οποία αυξάνεται με την απόσταση από τον άξονα του καταιγισμού και από το σχήμα του το οποίο είναι διαφορετικό από ένα επίπεδο δίσκο. Διαφορετικές θεωρίες παραμετροποιούν το σχήμα του μπροστά μέρους του καταιγισμού με ένα τόξο κύκλου ή με ένα κώνο όπως δείχνει η εικόνα 5.3. Η εικόνα είναι μια παρουσίαση του εμπρός μέρους του καταιγισμού στο επίπεδο, που καθορίζεται από την αζιμουθιακή του γωνία. Εικόνα 5.3. Απεικόνιση σε μια διάσταση της παραγωγής της κατεύθυνσης του καταιγισμού. Το εμπρός τμήμα του καταιγισμού δημιουργείται στο επίπεδο που καθορίζεται από την αζιμουθιακή γωνία του καταιγισμού. Ο χρόνος καθυστέρησης μεταξύ των δυο ανιχνευτών σε απόσταση είναι: Δt=Δl tanθ/c, όπου c είναι η ταχύτητα του φωτός. Η πρόσθια καμπυλότητα του καταιγισμού πρέπει να ληφθεί υπόψη στους υπολογισμούς πριν η διεύθυνση του καταιγισμού προσαρμοστεί σε ένα επίπεδο. Η ανάλυση γίνεται δυσχερέστερη μακριά από τον άξονα του καταιγισμού όπου το πλάτος του δίσκου μεγαλώνει ενώ η πυκνότητα των σωματιδίων μειώνεται. Η προσαρμογή της θέσης του κέντρου του καταιγισμού και η κατεύθυνσή του είναι δύσκολο να προσδιοριστούν με ένα βήμα. Οι διακυμάνσεις στις καταγραφόμενες πυκνότητες είναι μεγάλες, υπάρχουν αναπόφευκτα συμπτωματικά χτυπήματα από άσχετα σωματίδια όπως επίσης υπάρχουν διάφορα προβλήματα με την απόδοση διαφόρων ανιχνευτών. Για να μειωθούν όλα αυτά τα προβλήματα πρέπει να επαναλάβουμε αρκετές

74 φορές και να απαλείψουμε τα δεδομένα σε μερικούς ανιχνευτές οι οποίοι δημιουργούν υψηλές τιμές για το x2 έως ότου η λύση δεν αλλάζει. Μόνο τότε μπορούμε να μελετήσουμε την πλάγια κατανομή του καταιγισμού και να καθορίσουμε τον ολικό αριθμό Ne. Στην εικόνα 5.4 φαίνεται η κατανομή της πυκνότητας για τον καταιγισμό της εικόνας 5.2. Οι διακυμάνσεις της πυκνότητας είναι σημαντικές, αλλά ο μεγάλος αριθμός των σημείων μας επιτρέπει να κάνουμε μια καλή προσαρμογή της πλάγιας κατανομής και του ολικού αριθμού των φορτισμένων σωματιδίων. Δεν είναι φανερό εξ αρχής ποιος είναι ο καλύτερος τρόπος να προσαρμόσουμε την πλάγια κατανομή. Κάποια πειράματα προτιμούν τον θεωρητικό τρόπο προσαρμογής της παραμέτρου s του καταιγισμού, όπως και της θέσης του άξονα του καταιγισμού και της διεύθυνσής του. Άλλα βρίσκουν ότι η προσαρμογή της εξέλιξης του καταιγισμού παρουσιάζει μεγάλη διασπορά και χρησιμοποιούν μόνο τη μέση τιμή της παραμέτρου s. Εικόνα 5.4: Κατανομή της πυκνότητας για τον καταιγισμό της εικόνας 5.2. Η γραμμή δείχνει την μέση πλάγια κατανομή του φορτισμένου σωματιδίου. Δεν μπορούμε να δώσουμε εύκολα μια ποιοτική περιγραφή για την κατανομή της πυκνότητας των σωματιδίων και των παραμέτρων του πρόσθιου καταιγισμού, εκτός από την κλασική θεωρία του Greisen, επειδή όλα τα παραπάνω εξαρτώνται από το σχεδιασμό του πειράματος. Λεπτοί σπινθηριστές για παράδειγμα μετράνε μόνο τα ηλεκτρόνια και τα μιόνια του καταιγισμού. Τα φωτόνια του καταιγισμού μετατρέπονται σε ζεύγη ηλεκτρονίου ποζιτρονίου στους χοντρούς ανιχνευτές, αυξάνουν τον ολικό αριθμό των παρατηρούμενων σωματιδίων και επίσης αλλάζουν την πλάγια κατανομή των σωματιδίων και το σχήμα του πρόσθιου καταιγισμού. Η

75 πλάγια κατανομή των φωτονίων του καταιγισμού είναι απότομη γύρω από τον άξονα επειδή τα φωτόνια δεν σκεδάζονται κατά την διάδοσή τους στην ατμόσφαιρα. Σε μεγάλες αποστάσεις από τον άξονα του καταιγισμού η πλάγια κατανομή των φωτονίων είναι πιο πλατιά από αυτήν των ηλεκτρονίων, επειδή τα φωτόνια χαμηλής ενέργειας δεν χάνουν ενέργεια, ενώ τα πλάγια ηλεκτρόνια χάνουν αρκετή ενέργεια εξαιτίας ιονισμού. Στην πράξη κάθε πείραμα καταγράφει την πλάγια κατανομή που ανιχνεύει, πριν ολοκληρωθεί η διαδικασία της ανάλυσης. Τα πειράματα δεν παρουσιάζουν τα αποτελέσματά τους σε σχέση με τον αριθμό των ηλεκτρονίων Ne,τον αριθμό των μιονίων Nμ, κ.λ.π. και προτιμούν την απευθείας συσχέτιση της πυκνότητας των σωματιδίων με την αρχική ενέργεια. Αρκετά παλιά ο A.M. Hillas παρατήρησε ότι σε ασφαλείς αποστάσεις από το κέντρο του καταιγισμού η πυκνότητα των σωματιδίων συνδέεται απευθείας με την αρχική ενέργεια. Η πυκνότητα των φορτισμένων σωματιδίων σε 600 μέτρα απόσταση από τον άξονα του καταιγισμού ρ 600 χρησιμοποιείται συνήθως για την ανάλυση μεγάλων ατμοσφαιρικών καταιγισμών. Η πυκνότητα των φορτισμένων σωματιδίων σε αυτήν την απόσταση από τον άξονα του καταιγισμού δεν εξαρτάται από τη μάζα του αρχικού πυρήνα της κοσμικής ακτινοβολίας. Οι μικρές αποκλίσεις στο Α αντισταθμίζονται από την απλότητα της δημιουργίας του ρ 600 και έτσι αποφεύγονται λάθη που σχετίζονται με την προσαρμογή της πλάγιας κατανομής των σωματιδίων Ανιχνευτές Cherenkov Οι ανιχνευτές Cherenkov των ατμοσφαιρικών καταιγισμών μετρούν την πλάγια κατανομή της ακτινοβολίας Cherenkov που εκπέμπεται από τον καταιγισμό. Όταν η γωνία με την οποία ξεκινάει η ακτινοβολία Cherenkov στον αέρα είναι μικρή, όλα τα φωτόνια εκπέμπονται στη διεύθυνση του άξονα του καταιγισμού. Το κατώφλι Cherenkov για ηλεκτρόνια στη στάθμη της θάλασσας είναι 21MeV και αυξάνεται σε μεγαλύτερα ύψη. Δεκάδες ηλεκτρόνια με ενέργεια της τάξης των MeV δεν σκεδάζονται πολύ κατά τη διάρκεια της ανάπτυξης του καταιγισμού. Παρόλα αυτά ο ανιχνευτής ανιχνεύει καταιγισμούς που φτάνουν σε αυτόν όπως οι παραδοσιακοί ανιχνευτές σε διάταξη. Κάθε ηλεκτρόνιο του καταιγισμού πάνω από το κατώφλι Cherenkov δημιουργεί έναν αριθμό φωτονίων Cherenkov και ένα ποσοστό από αυτά πλησιάζει τη στάθμη παρατήρησης. Όσο περισσότερα ηλεκτρόνια υπάρχουν στον καταιγισμό (μεγάλη ενέργεια του καταιγισμού), τόσο ισχυρότερη είναι η ακτινοβολία Cherenkov.

76 Οι αρχές της ανάλυσης της ακτινοβολίας Cherenkov σε ένα καταιγισμό παρουσιάστηκαν στην εργασία των Patterson και Hillas. Μια περίληψη αυτής φαίνεται στην εικόνα 5.5. Αυτή δείχνει με μια συνεχόμενη γραμμή την πλάγια κατανομή της ακτινοβολίας Cherenkov στη στάθμη της θάλασσας από έναν καταιγισμό πρωτονίων ενέργειας 107 GeV. Εικόνα 5.5. Πλάγια κατανομή της ακτινοβολίας Cherenkov σε ένα καταιγισμό πρωτονίων ενέργειας 107 GeV στη στάθμη της θάλασσας (συνεχόμενη γραμμή). Οι διακεκομμένες γραμμές δείχνουν τη συνεισφορά των τριών ηλεκτρομαγνητικών υποκαταιγισμών που αναπτύσσονται σε διαφορετικά ατμοσφαιρικά βάθη. Η διακεκομμένη γραμμή δείχνει την πλάγια κατανομή της ακτινοβολίας από τρεις από τους 17 ηλεκτρομαγνητικούς υποκαταιγισμούς οι οποίοι αθροίζονται για να δημιουργήσουν τη συνολική ακτινοβολία Cherenkov του καταιγισμού. Ο υποκαταιγισμός α είναι ο πιο κοντινός στη στάθμη παρατήρησης και έχει την πιο απότομη πλάγια κατανομή. Ο υποκαταιγισμός b έχει μέγιστη σύμπτωση με αυτόν τον καταιγισμό πρωτονίων xmax. Έχει πολύ πλατύ πλάγιο άνοιγμα περίπου 100 μέτρα, που πέφτει απότομα στον ίδιο με αυτόν του υποκαταιγισμού α σε μεγάλες αποστάσεις. Ο υποκαταιγισμός c έχει ένα μέγιστο πάνω από το xmax. Έχει ένα προεξέχον δακτυλίδι κοντά σε μια ακτίνα 150 μέτρων και δίνει το ίδιο απότομο πλάγιο άνοιγμα όπως οι άλλοι δυο υποκαταιγισμοί σε μεγάλες αποστάσεις. Το σήμα της ακτινοβολίας Cherenkov ενός καταιγισμού πρωτονίων, το οποίο είναι το άθροισμα όλων των υποκαταιγισμών, ακολουθεί το πλάγιο άνοιγμα όλων των υποκαταιγισμών σε αποστάσεις πάνω από μέτρα. Αυτό είναι το αποτύπωμα του κώνου Cherenkov στον αέρα. Εκφραζόμενο

77 σε όρους δύναμης σε συνάρτηση με την απόσταση (ρ(r)= Αr β) το άνοιγμα συμφωνεί με τιμή του β>2. Στον συγκεκριμένο καταιγισμό, με β=2.16. Καταιγισμοί που αναπτύσσονται νωρίς έχουν επίπεδη πλάγια κατανομή. Καταιγισμοί που αναπτύσσονται αργά είναι απότομοι. Το σχήμα της πλάγιας κατανομής μέσα στον κύκλο των 150 μέτρων αντανακλά τη θέση του μέγιστου στην ανάπτυξη του καταιγισμού. Η ένταση της ακτινοβολίας σε αυτόν τον κύκλο είναι ανάλογη με το συνολικό ενεργό μήκος των ηλεκτρονίων καθώς και ανάλογη με την ενέργεια του καταιγισμού. Πρέπει να γίνουν ακριβείς υπολογισμοί αυτών των ποσοτήτων για το ύψος παρατήρησης συγκεκριμένων πειραμάτων, για την αλλαγή της ενέργειας κατωφλίου της ακτινοβολίας Cherenkov με το ύψος και για την απορρόφηση της ακτινοβολίας Cherenkov από την ατμόσφαιρα. Αυτό γίνεται στους βασικούς υπολογισμούς Monte Carlo που αναφέρονται ειδικά στις συνθήκες και στο σχεδιασμό του πειράματος. Δεν είναι εύκολο να προσαρμόσουμε το πλάγιο άνοιγμα μέσα στα 150 μέτρα με μια απλή συνάρτηση. Για παράδειγμα το HEGRA AIROBICC ARRAY προσαρμόζει την πλάγια κατανομή μεταξύ 20 και 100 μέτρων με ένα συγκεκριμένο τρόπο. Το βάθος του μέγιστου λαμβάνεται ως: xmax = ( β) g/ cm2 Η ενέργεια του καταιγισμού καθορίζεται από την ένταση των φωτονίων Cherenkov C90 στα 90 μέτρα από τον άξονα του καταιγισμού. Ο ανιχνευτής VULCAN στο νότιο πόλο χρησιμοποιεί το λόγο της έντασης της ακτινοβολίας Cherenkov στα 40 (C40) και στα 100 (C100) μέτρα από το κέντρο του καταιγισμού για να περιγράψει την πλάγια κατανομή. Η παράμετρος κ που χρησιμοποιείται είναι eκ = C40/C100. Το βάθος του μέγιστου καταιγισμού υπολογίζεται ως: xmax = (46376κ97κ2) g/ cm2 Η αρχική ενέργεια για καταιγισμούς πρωτονίων λαμβάνεται από το C100 ως: Eo=423(C100 /m2)0.91 GeV Λίγο διαφορετικές εκφράσεις μπορούν να χρησιμοποιηθούν για άλλους αρχικούς πυρήνες.

78 Το μεγαλύτερο πλεονέκτημα της ανίχνευσης της ακτινοβολίας Cherenkov είναι η υψηλή πυκνότητά του σε φωτόνια, που συγκρίνεται με την πυκνότητα των ηλεκτρονίων στην στάθμη παρατήρησης. Η πλάγια κατανομή της ακτινοβολίας Cherenkov μπορεί να μετρηθεί με μια απλή συνάρτηση. Το βάθος του μέγιστου καταιγισμού καθορίζεται με ένα σφάλμα 20 έως 40 g/ cm2, αποκλείοντας το συστηματικό σφάλμα από το αδρονικό μοντέλο Monte Carlo. Το σφάλμα καθορίζει την αρχική ενέργεια να είναι της ίδιας τάξης. Όλοι οι ανιχνευτές της ακτινοβολίας Cherenkov είναι τοποθετημένοι μαζί με τους ανιχνευτές σε διάταξη των καταιγισμών και διεγείρονται από αυτούς. Ο άξονας του καταιγισμού συνήθως καθορίζεται από την μετρούμενη πυκνότητα των ηλεκτρονίων Ανιχνευτές φθορισμού Ενώ η ακτινοβολία Cherenkov συγκεντρώνεται στην κατεύθυνση του καταιγισμού, το φως από το φθορισμό του αζώτου είναι ισοτροπικό. Αυτό σημαίνει ότι ο οπτικός ανιχνευτής ψάχνει για καταιγισμούς που δεν χτυπούν το έδαφος κοντά σε αυτόν. Διορθώσεις πρέπει να γίνονται για καταιγισμούς που φτάνουν με την ακτινοβολία Cherenkov στον ανιχνευτή φθορισμού. Οι ανιχνευτές φθορισμού καταγράφουν κτυπήματα όταν πολλοί σωλήνες φωτοπολλαπλασιαστών ανιχνεύουν ένα σήμα φωτός σε ένα μικρό χρονικό διάστημα. Σε ένα ανιχνευτή φθορισμού ο καταιγισμός φαίνεται σαν ένα σημείο που κινείται κατά μήκος της ατμόσφαιρας με την ταχύτητα του φωτός. Η πρώτη ερώτηση που πρέπει να απαντηθεί είναι: Πόσο μακριά είναι ο καταιγισμός; Ποια είναι η παράμετρος R της σύγκρουσης (η πιο κοντινή απόσταση της τροχιάς του καταιγισμού στον ανιχνευτή); Η παράμετρος της σύγκρουσης μάς λέει ποιο ποσοστό του εκπεμπόμενου φωτός φθορισμού φτάνει στον ανιχνευτή. Μια ακριβής αναπαράσταση της τροχιάς του καταιγισμού είναι το πρώτο βήμα για το σχεδιασμό του προφίλ του καταιγισμού και της αρχικής ενέργειας της κοσμικής ακτινοβολίας. Η εικόνα 5.6 δίνει μια ιδέα για το τι ανιχνεύει ένας ανιχνευτής φθορισμού. Οι οπτικοί ανιχνευτές των ατμοσφαιρικών καταιγισμών βρίσκονται σε τοποθεσίες όπου η ατμοσφαιρική ποιότητα είναι καλή και η απορρόφηση χαμηλή. Παίρνοντας υπόψη τις συνθήκες της ατμόσφαιρας, είναι δύσκολη και πολύπλοκη η καθημερινή δουλειά των πειραμάτων. Ο μέσος χρόνος ζωής των ανιχνευτών φθορισμού είναι μικρός.

79 Εικόνα 5.6: Στο αριστερό τμήμα φαίνεται μια εικόνα ενός καταιγισμού που ανιχνεύτηκε από ένα ανιχνευτή φθορισμού. Το δεξιό τμήμα δείχνει με ποιον τρόπο η παρατηρούμενη τροχιά του καταιγισμού και ο ανιχνευτής (το μικρό ημισφαίριο κάτω δεξιά) καθορίζουν το επίπεδο καταιγισμού ανιχνευτή. Εξαιτίας της ισοτροπικής εκπομπής του φωτός η ανίχνευση του φθορισμού γίνεται πιθανή μόνο στις υψηλές ενέργειες. Περίπου ένα δισεκατομμύριο ηλεκτρόνια περνούν μέσω 700 μέτρων της ατμόσφαιρας σε μια απόσταση 20 Km από τον ανιχνευτή. Ο ολικός αριθμός των εκπεμπόμενων φωτονίων είναι μεγάλος αλλά η σφαίρα των 20 Km είναι, επίσης, μεγάλη και η ένταση των φωτονίων στον ανιχνευτή είναι, έτσι, μικρή. Χρειαζόμαστε καθρέφτες μεγάλης επιφάνειας για να ανιχνεύσουμε ένα σημαντικό αριθμό φωτονίων. Το ακριβές κατώφλι ενέργειας εξαρτάται από το σχεδιασμό του ανιχνευτή. Το δραστικό άνοιγμα του ανιχνευτή (στερεά γωνία) αυξάνεται με την ενέργεια του καταιγισμού. Για το λόγο αυτό οι ανιχνευτές φθορισμού είναι πολύ περισσότερο αποδοτικοί στις υψηλές ενέργειες.

80 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 6Ο : ΠΕΙΡΑΜΑΤΑ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΚΑΤΑΙΓΙΣΜΏΝ 6.1 Εισαγωγή Ήδη από τη δεκαετία του 50 και του 60, αρκετά πειράματα ανακάλυψαν ότι οι καταιγισμοί κοσμικών ακτίνων εκπέμπουν ραδιοπαλμούς της τάξης των MHz. Η εκπομπή αυτή συνδέεται με το μαγνητικό πεδίο της Γης και το εύρος των ραδιοκυμάτων συνδέεται με την ενέργεια του σωματιδίου που προκάλεσε την πρωτογενή κοσμική ακτίνα. Παρόλα αυτά, η τεχνολογία της εποχής δεν επέτρεπε την πλήρη εξερεύνηση της μεθόδου ανίχνευσης ραδιοκυμάτων και άλλων μεθόδων όπως την ανίχνευση του φθορισμού ή την ακτινοβολία Cherenkov από τους καταιγισμούς. Τα τελευταία χρόνια η ανάπτυξη στους τομείς της ηλεκτρονικής και των υπολογιστών προώθησε τη μέθοδο της ανίχνευσης των ραδιοκυμάτων ξεκινώντας με τα πειράματα LOPES και CODALEMA το Επίσης, λόγω της επιτυχίας αυτών των πειραμάτων αρκετά παρατηρητήρια καταιγισμών κοσμικών ακτίνων χρησιμοποίησαν ψηφιακές κεραίες ανίχνευσης ραδιοκυμάτων. Μια πολλά υποσχόμενη εξ αυτών είναι η AERA, μια ψηφιακή κεραία δεύτερης γενιάς στο παρατηρητήριο Pierre Auger στην Αργεντινή. Στις μέρες μας, πολλά πειράματα εξερευνούν τις προοπτικές των ψηφιακών ραδιοσειρών για την ανίχνευση των υπερυψηλής ενέργειας σωματιδίων, όπως είναι οι κοσμικές ακτίνες και τα νετρίνο. Εντούτοις, η ραδιοανίχνευση των σωματιδιακών καταιγισμών σε πυκνά μέσα δεν έχει καταστεί δυνατή ακόμη. Η περίπτωση της ανίχνευσης των ατμοσφαιρικών καταιγισμών είναι πιο περίπλοκη. Τα τρέχοντα πειράματα στοχεύουν στην βελτιστοποίηση της τεχνικής της ραδιοανίχνευσης, να καταλάβουν τις λεπτομέρειες του μηχανισμού εκπομπής και να μελετήσουν πώς οι ραδιοανιχνευτές βελτιώνουν την απόδοση των υβριδικών πειραμάτων. 6.2 Πειράματα ανίχνευσης Ο κατάλογος που ακολουθεί συνοψίζει μερικά σημαντικά ραδιοπειράματα. Μια επισκόπηση διάφορων σύγχρονων πειραμάτων διατίθεται στα πρακτικά της διάσκεψης ΑRENA το 2010, Νάντη, Γαλλία.

81 LOPES: Το LOPES είναι ένα ψηφιακό ραδιοσυμβολόμετρο στο Ίδρυμα Τεχνολογίας της Καρλσρούης στη Γερμανία, που συστεγάζεται με το πείραμα ΚASCADE-Grande. Το LOPES απέδειξε με επιτυχία ότι οι ιδιότητες ατμοσφαιρικών καταιγισμών μπορούν να αναδημιουργηθούν με την ψηφιακή ραδιοσυμβολομετρία και παίζει πολύ σημαντικό ρόλο στην ανάπτυξη της τεχνικής της ραδιοανίχνευσης. Η ταυτόχρονη λειτουργία των ραδιοκεραιών με τη σειρά ανιχνευτών σωματιδίων ΚASCADE-Grande είναι ένα ουσιαστικό συστατικό για την επιτυχία του LOPES. Στο πλαίσιο λειτουργίας του LOPES, αναπτύχθηκε το πρόγραμμα REAS για τις προσομοιώσεις Μόντε Κάρλο της εκπομπής ακτίνων. Εικόνα 6.1: Διάγραμμα από το πείραμα LOPES που βρίσκεται μέσα στο πείραμα KASCADE-Grande στο Ίδρυμα Τεχνολογίας της Καρλσρούης στη Γερμανία. Παρουσιάζει κάποια αποτελέσματα των ετών : Τα τρίγωνα με κορυφή προς τα πάνω αντιπροσωπεύουν τις κεραίες που είναι ευθυγραμμισμένες κατά την διεύθυνση Ανατολής-Δύσης, τα τρίγωνα με

82 κορυφή προς τα πάνω αντιπροσωπεύουν κεραίες που είναι ευθυγραμμισμένες κατά την διεύθυνση Βορρά-Νότου, αντίστοιχα. Το αστέρι δείχνει μια κεραία ευθυγραμμισμένη κατά την διεύθυνση τόσο Ανατολής-Δύσης όσο και κατά την διεύθυνση Βορρά-Νότου στην ίδια θέση. Πάνω δεξιά είναι αποτελέσματα της σειράς KASCADE, και τα μπλε τετράγωνα χαρακτηρίζουν τη θέση των ανιχνευτικών σταθμών Grande. Τα μαύρα αστέρια δείχνουν τη θέση των κεραιών LOPESSTAR. Το πράσινο εξάγωνο είναι στη θέση του αναγνωριστικού σήματος αναφοράς. Εικόνα 6.2: Διαταραχή παλμού μέσω φίλτρου ευρέως φάσματος. Πάνω: Σήμα εισόδου από τη γεννήτρια παλμών. Μέση: Τυπικά δεδομένα από μετρήσεις του πειράματος LOPES. Κάτω: Μετρήσεις του LOPES έπειτα από διορθώσεις. Οι σταυροί συμβολίζουν τα δεδομένα και οι γραμμές αντιστοιχούν στο σήμα του πάνω δείγματος και σε ένα κυματοπακέτο Hilbert.

83 LOFAR: Το LOFAR είναι ένα ψηφιακό συμβολόμετρο χαμηλής συχνότητας που χρησιμοποιείται στη ραδιοαστρονομία. Αποτελείται από διάφορες σειρές κεραιών, αρχικά στην Ολλανδία, αλλά και σε άλλες ευρωπαϊκές χώρες, οι μετρήσεις των οποίων συνδυάζονται με ψηφιακές αναλύσεις της δέσμης. Ανάμεσα στα θεμελιώδη για την επιστήμη πειράματα του LOFAR είναι η ανίχνευση των καταιγισμών κοσμικών ακτίνων και σωματιδιακών καταιγισμών που προκλήθηκαν από νετρίνο στην επιφάνεια της σελήνης. Το LOPES (=πρωτότυπος σταθμός του LOFAR) χτίστηκε αρχικά για να καταδείξει ότι οι ατμοσφαιρικοί καταιγισμοί μπορούν πράγματι να ανιχνευθούν με τον πρότυπο εξοπλισμό του LOFAR σε μια διαδοχική ψηφιακή ανάλυση σχηματισμού της δέσμης. CODALEMA: Σχεδόν ταυτόχρονα με το LOPES και το CODALEMA ξεκίνησε να ερευνά τις προοπτικές της ανίχνευσης ατμοσφαιρικών καταιγισμών με τις σειρές ψηφιακών ραδιοκεραιών. Το CODALEMA βρίσκεται στο δεκαμετρικό ραδιοπαρατηρητήριο του Νανσύ στη Γαλλία. Σε σύγκριση με το LOPES, έχει το πλεονέκτημα ενός περιβάλλοντος με χαμηλό υπόβαθρο σε ακτινοβολία. Το μειονέκτημα είναι η ταυτόχρονη λειτουργία του με μια σχετικά απλή σειρά σπινθηριστών για την ανίχνευση των δευτερογενών σωματιδίων κάθε καταιγισμού. Εντούτοις, η μεγαλύτερη πρόοδος στον τομέα της ψηφιακής ραδιοανίχνευσης των καταιγισμών σημειώθηκε τόσο από το CODALEMA όσο και από το LOPES. Συνεπώς, η πείρα και τα πλεονεκτήματα και των δύο πειραμάτων συνδυάζονται για τη δημιουργία της δεύτερης γενιάς σειρών ψηφιακών κεραιών με το όνομα AERA. AERA (Auger Engineering Radio Array): Είναι η επόμενη γενιά ψηφιακών ραδιοσειρών. Κατασκευάζεται στο Pierre Auger Observatory στην Αργεντινή. Από τη διασταύρωση των αποτελεσμάτων των ραδιομετρήσεων με τους επιφανειακούς ανιχνευτές σωματιδίων και με τους ανιχνευτές φθορισμού, το AERA θα ερευνήσει την απόδοση των συμβολλομετρικών και μη συμβολλομετρικών μεθόδων αναδημιουργίας. Tunka: Το Tunka είναι μια σειρά φωτοπολλαπλασιαστών για την ανίχνευση της ακτινοβολίας Cherenkov που εκπέμπεται από τους ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς. Αυτήν την περίοδο, μια νέα υβριδική προσέγγιση ερευνάται με διάφορα πρωτότυπα πρωτόκολλα. Ένας σημαντικός στόχος είναι ένα X max

84 που θα προκύψει από τη «διασταύρωση» μεταξύ μετρήσεων ακτινοβολίας και μετρήσεων Cherenkov. Εικόνα 6.3: Χάρτης του παρατηρητηρίου Pierre Auger στην Αργεντινή. Το πείραμα AERA βρίσκεται στη ροζ περιοχή κοντά στα τηλεσκόπια φθορισμού Coihueco και HEAT. Yakutsk: Πιθανότατα το υψηλότερο ενεργειακά γεγονός που έχει ανιχνευθεί από κεραία ακτινών (Εest=2 1020eV) μετρήθηκε από το σύστημα Yakutsk. Αν και οι δραστηριότητες του Yakutsk σταμάτησαν το 1989, προσφάτως άρχισαν εκ νέου. Παράλληλα με τις μετρήσεις του ανιχνευτή σωματιδίων, τα νέα αυτά δεδομένα θα φανούν χρήσιμα στη διασταύρωση αποτελεσμάτων με τις μελλοντικές μετρήσεις του AERA και ενός άλλου ανεξάρτητου πειράματος. TREND (TIANSHAN Radio Experiment for Neutrino Detection): Αναπτύσσεται στην περιοχή του ραδιο τηλεσκοπίου σειράς 21cm στη XinJiang της Κίνας. Το πλήρες σύστημα θα αποτελείται από 80 κεραίες σε ένα ύψος 2650 m σε μια έκταση με χαμηλό υπόβαθρο ακτινοβολιών 4 km 2 που περιβάλλεται από βουνά. Παρά το όνομά του, οι κεραίες του TREND έχουν χρησιμοποιηθεί μόνο για την ανίχνευση καταιγισμών περί των Ε 1017 ev, μέχρι τώρα. Εντούτοις, ο κύριος στόχος είναι η ανίχνευση των οριζόντιων καταιγισμών που προκαλούνται από τις αλληλεπιδράσεις με ταυνετρίνο στα περιβάλλοντα βουνά. Αυτό θα είναι επιτυχές μόνο εάν το TREND μπορέσει να διακρίνει τους καταιγισμούς που προκλήθηκαν από ραδιοπαλμούς, σε σχέση με αυτούς που προκλήθηκαν από RFI παλμούς. Μιας και οι περισσότεροι RFI παλμοί συνήθως προέρχονται από σημείο κοντά στον ορίζοντα, αυτό θα είναι ένας προκλητικός στόχος. Κατά

85 συνέπεια, το περιβάλλον TIANSHAN στο οποίο υπάρχει χαμηλό υπόβαθρο σε ακτινοβολία είναι μια ιδανική δοκιμή για αυτήν την τεχνική. Εικόνα 6.4: Δίπολη κεραία σε μορφή ανάποδου V που χρησιμοποιείται στο LOPES 30 με προσανατολισμό Ανατολή-Δύση και διάταξης διπλής πόλωσης. MSU: Πρόσφατα, πειραματικά δεδομένα του κρατικού πανεπιστημίου της Μόσχας (MSU) από τη δεκαετία του '70 αναλύθηκαν ξανά. Η πειραματική σειρά MSU αποτελούνταν από μετρητές Geiger-Müller επάνω και κάτω από το έδαφος για Νe και Nμ μετρήσεις, αντίστοιχα. Επιπλέον, 11 ραδιοκεραίες εγκαταστάθηκαν, λειτουργώντας σε συχνότητες από 30 έως 34MHz. Το

86 εύρος συνεισφοράς της πλευρικής ακτινοβολίας έχει μελετήθηκε για 85 γεγονότα με την αναλογία υψηλού σήματος προς θόρυβο περίπου Ε eV. Η μελέτη αυτή έδειξε έναν σαφή συσχετισμό μεταξύ του λόγου που σχετίζεται με την ευαισθησία της μάζας Ne/Nμ και του εύρους συνεισφοράς της πλευρικής ακτινοβολίας. Η μέση τιμή του Xmax καθορίστηκε με υψηλή ακρίβεια σε Xmax = 655 (13) g/cm2 από το συνδυασμό μετρήσεων σωματιδίων και ακτινοβολίας σε σχέση με προσομοιώσεις ατμοσφαιρικών καταιγισμών. Αυτά τα αποτελέσματα είναι βεβαίως σε σχετική διαφωνία με τα πιο πρόσφατα ραδιοπειράματα όπως αυτό του LOPES. Το LOPES λειτουργεί σε σχεδόν ίδια ενέργεια και εύρος συνεισφοράς της πλευρικής ακτινοβολίας, και παρουσιάζει ένα μεγαλύτερο εύρος ζώνης και μεγαλύτερη στατιστική γεγονότων. Εντούτοις, η ακρίβεια στη μέτρηση του Xmax με το LOPES περιορίζεται από τα συστηματικά σφάλματα και από το θόρυβο. Εικόνα 6.5: Τρίπολη κεραία που χρησιμοποιείται στη διάταξη του LOPES 3D.