05.09.2013 Views

Kosmisk strålning - Mimers brunn

Kosmisk strålning - Mimers brunn

Kosmisk strålning - Mimers brunn

SHOW MORE
SHOW LESS

You also want an ePaper? Increase the reach of your titles

YUMPU automatically turns print PDFs into web optimized ePapers that Google loves.

Vad gör ultraenergetiska partiklar<br />

extra intressanta?<br />

Projektarbete<br />

Stockholm 2008<br />

Av: Adam Lewenhaupt<br />

Handledare: Björn Palvall


Innehåll<br />

1 Bakgrund<br />

2 <strong>Kosmisk</strong>a partiklars natur<br />

3 kosmisk <strong>strålning</strong><br />

4 <strong>Kosmisk</strong> skur<br />

Öst- väst-effekten, en viktig upptäckt.<br />

5 Detektionen av kosmiska skurar<br />

6 Partikeldetektorerna<br />

7 Diagram<br />

8 Varifrån kommer den kosmiska <strong>strålning</strong>en<br />

9 Modern forskning<br />

10 Tack till<br />

11 Källor<br />

Pierre-Auger observatory<br />

SEASA<br />

CERN<br />

Appendix A: Terminologi<br />

Appendix B: Orsakar kosmisk <strong>strålning</strong> nedkylning?<br />

Appendix C: Citat om varifrån partiklar med ultrahöga energier kommer<br />

2


1. Bakgrund<br />

Hösten 2006 inledde jag mitt projektarbete tillsammans med Olof Kollinius. Vår<br />

uppgift var att följa och analysera den data om kosmisk <strong>strålning</strong> som fångades upp<br />

av de partikeldetektorer som stod uppe på skolas tak.<br />

Partikeldetektorerna hade byggts året innan av elever från min dåvarande skola EG,<br />

(Enskilda Gymnasiet) inom ramen för SEASA (Stockholm Educational Air Shower<br />

Array) ett projekt med uppgift att få gymnasieelever intresserade av utmaningen i<br />

vetenskaplig forskning.<br />

Under jullovet 2006/2007 bytte jag skola till VRG, (Viktor Rydbergs Gymnasium) i<br />

Djursholm. Eftersom jag redan då var fast i mysteriet om kosmisk <strong>strålning</strong> valde jag<br />

att fortsätta projektarbetet på egen hand och utvecklade det till sin nuvarande<br />

frågeställning.<br />

Min största informations- och inspirationskälla har varit att närvara vid SEASAgruppens<br />

föreläsningar på Albanova, fakulteten för fysik, astronomi och biologi och<br />

vetenskapens hus vid KTH. Till en början gick vi igenom grundläggande kunskap om<br />

universums uppkomst och natur som bland annat Big Bang och svarta hål för att<br />

sedan koncentrera oss till varifrån kosmisk <strong>strålning</strong> kommer och hur den uppstår.<br />

Under två timmar varannan vecka satt jag och antecknat för mig helt ny och<br />

superspännande information!<br />

Andra informationskällor har varit brevkontakt med ledande forskare runt om i världen<br />

och till viss del även nyhetsbevakning. I skrivande stund sker intensiv forskning och<br />

viktiga genombrott har skett under projektarbetes gång, vilket gjort det ännu mer<br />

spännande.<br />

Min projektredovisning börjar i slutet av 1800-talet med upptäckten av joniserande<br />

<strong>strålning</strong> som lade grunden till att vetenskapen började definiera den kosmiska<br />

<strong>strålning</strong>en. Jag fortsätter med att beskriva det vi vet om dess natur, metoder för att<br />

förstå denna och avslutningsvis vad som fortfarande delvis är ett mysterium; dess<br />

uppkomst och färd till jorden.<br />

3


2. En kort historik<br />

<strong>Kosmisk</strong> <strong>strålning</strong> har träffat vår jord i alla tider. Den syns inte och den känns inte i<br />

vårt vardagliga liv, så det var inte förrän man började göra vetenskaplig forskning<br />

som den upptäcktes.<br />

1896 påvisade Henri Becquerel det som kom att kallas för naturlig radioaktivitet. Han<br />

trodde sig veta att <strong>strålning</strong>en kom inifrån jorden. 1<br />

Det gjordes flera experiment då man försökte<br />

avskärma detektorerna från denna <strong>strålning</strong> men<br />

inget fungerade. En del forskare började tro att<br />

<strong>strålning</strong>en kom ifrån himmeln efter att det visat sig<br />

att det detekterats fler joner uppe i Eifel tornet än<br />

nere på gatan. 2<br />

Bland de forskarna fanns Viktor Hess som blev den<br />

först att förklara varför vår atmosfär ständigt<br />

joniseras. Genom att mäta antalet joner under ett<br />

flertal ballongfärder bevisade han att ju högre upp i<br />

atmosfären han kom desto fler joner fanns det. 3 Med<br />

denna upptäckt motbevisade han teorin om att<br />

radioaktivitet enbart skulle komma från jorden. Hess<br />

föreslog istället att ”en <strong>strålning</strong> av väldigt hög<br />

penetreringsförmåga flyger in i vår atmosfär från<br />

ovan” 4 . Viktor Hess tilldelades Nobelpriset i fysik<br />

1936 för att vara den första som detekterat kosmisk<br />

Bilden visar Viktor Hess<br />

ballongexperiment. Av<br />

experimentet drog han slutsatsen<br />

att majoriteten av de joniserade<br />

<strong>strålning</strong>arna kommer ifrån<br />

rymden.<br />

<strong>strålning</strong>. Priset fick han dock dela med Carl Andersson som upptäckte myonen<br />

vilken jag kommer att återkomma till senare.<br />

Robert Millikan som var en samtida forskare, tvivlade på Hess mätningar och gjorde<br />

sina egna – vilka enbart styrkte Hess. Millikans stora bidrag var dock att han kom<br />

fram till partiklarna som träffar jorden inte var desamma som de som tog sig in i<br />

atmosfären. Han kallade fenomenet för kosmisk <strong>strålning</strong> 5 .<br />

Upptäckt kring kosmisk <strong>strålning</strong> intresserade vetenskapsmän över hela världen och<br />

tillsammans med nya och billigare materiel satte forskningen fart. Förutom de<br />

uppfinningar jag tidigare nämnt konstruerades dimkammaren för första gången vid<br />

den här tiden. Dimkammaren användes senare för att upptäcka elektronens<br />

antipartikel, positronen, och det gick även att skapa miniatyrer av kosmiska skurar<br />

inne i en dimkammare 6 . Geigermätaren var också en ny upptäckt som öppnade<br />

möjligheten att mäta antalet joner i omlopp.<br />

1 Glasgow science center, utställning hösten 2007<br />

2 SEASA-gruppens möte<br />

3 Alan A Watsons rapport: ”Cosmic rays of the highest energy”, utgivningsår: 2003, sida: 181<br />

4 SEASA-gruppens möte<br />

5 SEASA-gruppens möte<br />

6 Mózsi Kiss mozsi@kth.se<br />

4


Öst-väst-effekten, en viktig upptäckt.<br />

Bruno Rossi arbetade för att undersöka öst-väst-effekten som får lågenergetisk<br />

<strong>strålning</strong> att avvika från väst till öst. 99 % av alla kosmiska <strong>strålning</strong>spartiklar är<br />

positivt laddade 7 och kommer därför att avvika åt samma håll. Rossi använde sig av<br />

två Geigermätare som tjattrade till då<br />

de träffas av joner. Tidigt under sina<br />

experiment märkte Rossi att hans<br />

Geigermätare utlöstes samtidigt trots<br />

att de var placerade tiotals meter<br />

ifrån varandra, i öst-väst led. Då den<br />

statistiska sannolikheten för att detta<br />

ska ske slumpmässigt från flera<br />

oberoende kosmiska partiklar var<br />

alldeles för liten kunde han fastslå att<br />

skurar av partiklar träffar jorden<br />

emellanåt och inte endast enstaka<br />

partiklar. Med hjälp av en annan<br />

fysiker, Pierre Auger, kunde han<br />

fastslå att partikelskurar initieras av<br />

högenergetiska partiklar som<br />

växelverkar med partiklarna i<br />

atmosfären och bildar nya partiklar<br />

som därefter träffar marken.<br />

Partiklarnarna färdas med hastigheter<br />

större än 99 % procent av<br />

ljushastigheten vilket gör att de når<br />

jorden 8 (Geigermätaren) med minimalt<br />

små tidsskillnader och för det<br />

Pilen i det övre högra hörnet symboliserar<br />

en positivt laddad lågenergetisk kosmisk<br />

partikel. Då den träder in i det<br />

geomagnetiska fältet avviker den från väst<br />

till öst.<br />

mänskliga örat finns det ingen chans att upptäcka att den ena registreras lite innan.<br />

7 SEASA-gruppens möte<br />

8 Mark Pearce pearce@particle.kth.se<br />

5


3 <strong>Kosmisk</strong> <strong>strålning</strong><br />

Efter det att Rossi hade slagit fast att det är en partikel som initierar en hel skur har<br />

intensiv forskning pågått och vi börjar nu närma oss svaren på varifrån den kommer<br />

och hur den uppstår. Ett genombrott skedde i november 2007 och inom en snar<br />

framtid förväntas många teorier verifieras eller omkullkastas.<br />

<strong>Kosmisk</strong> <strong>strålning</strong> är samlingsnamnet för all <strong>strålning</strong> som kommer från rymden. Då<br />

en kosmisk partikel träder in i vår<br />

atmosfär, ca 30 km.ö.h, kolliderar<br />

den med luftens partiklar och<br />

bildar skurar av kosmiska partiklar<br />

som bombarderar vår jord dygnet<br />

om, jorden runt.<br />

Skurarna skapas framför allt av<br />

atomkärnor, men även elektroner<br />

och fotoner kan initiera skurar.<br />

Forskare brukar särskilja protoner<br />

från övriga atomkärnor eftersom<br />

de ensamma initiera 90 % av den<br />

kosmiska <strong>strålning</strong>en 9 .<br />

De kosmiska partiklarnas massa varierar<br />

från 0 fotonens, till järnkärnans på<br />

ungefär 55,85 u. Trots att dessa massor<br />

Bilden visar vilka partiklar en partikelskur,<br />

som skapats av en proton, kan innehålla.<br />

är nästan obefintligt små når deras kinetiska energi relativt sett mycket stora tal.<br />

Detta är möjligt tack vare att partiklarna färdas häpnadsväckande fort, nära ljusets<br />

hastighet. En kosmisk partikel kan komma upp i energier större än vad tennisboll<br />

som färdas i 250 km/h har. 10 Det motsvarar 10 19 eV som kan ställas i perspektiv till en<br />

vanlig luftpartikel som ungefär har energin 0.03eV 11 . Partiklar med denna höga<br />

hastighet träffar jorden ungefär en gång per kvadratkilometer och år.<br />

Eftersom de ultraenergetiska partiklarna träffar oss ytterst sällan är det viktigt att den<br />

praktiska forskningen täcker stora landytor. Vi försöker även återskapa partiklarna vid<br />

olika forskningsstationer runt om i världen.<br />

9 SEASA-gruppens möte<br />

10 Mark Pearce pearce@particle.kth.se<br />

11 Mózsi Kiss mozsi@kth.se<br />

6


4. <strong>Kosmisk</strong> skur<br />

<strong>Kosmisk</strong>a skurar skapas då extremt energirika partiklar, inklusive fotoner, färdas<br />

genom vår atmosfär 12 . Beroende på vilken typ av partikel som träffar atmosfären<br />

kommer skuren att skapas på olika sätt. Till exempel skapar en järnkärna en bredare<br />

och tätare skur än vad en foton gör även om båda har samma energi då de tar sig in i<br />

atmosfären. Detta beror på att hadroner,<br />

subatomära partiklar uppbyggda av kvarkar,<br />

frigör mer energi i sidled än elektromagnetiska<br />

komponenter, såsom fotoner, gör då de<br />

interagerar med atmosfärens partiklar.<br />

En järnkärna skapar även en bredare skur än<br />

vad en proton gör. Detta kan förklaras av<br />

superpositionsprincipen. Den säger att om du<br />

vet hur olika saker beter sig för sig själva, kan<br />

du lägga ihop dessa för att se hur de skulle<br />

bete sig tillsammans och vice versa. En<br />

järnkärna kan delas upp i protoner och<br />

neutroner. Om vi jämför en enskild proton med<br />

de protoner och neutroner som bygger upp<br />

Längst till vänster illustreras en<br />

kosmiskskur som initieras av en foton. I<br />

mitten ser vi en proton-skur och längst till<br />

höger ser vi en järnkärna-skur.<br />

järnkärnan får vi reda på att vid samma kinetiska energi ger järnkärnans protoner och<br />

neutroner ifrån sig mer energi i sidled än den enskilda protonen 13 . Tyngre partikel<br />

kärnor börjar även växelverka högre upp i atmosfären tack vare dess laddning och<br />

radie. Partikelns energi spelar även den en stor roll eftersom den påverkar om och<br />

hur den ska interagera med luftpartikeln. Ibland exciteras luftpartiklarna men de kan,<br />

då mer energi frigörs, även bli joniserad. Då<br />

detta sker omvandlas en viss mängd kinetisk<br />

energi (hur mycket kan räknas ut med hjälp av<br />

Bethe-Bloch formeln 14 ) hos den kosmiska<br />

partikeln till lägesenergi hos en eller flera av<br />

luftpartikelns elektroner, denna<br />

energiomvandling är dock försumbar jämfört<br />

med den som frigörs och som skapar nya<br />

partiklar enligt formeln E=m*c 2 .<br />

När en hadron interagerar med en luftpartikel<br />

kan det skapas; fotoner, elektroner, positroner,<br />

myoner, olika typer av pioner etc 15 . Generellt<br />

sätt gäller att ju tyngre en partikel är ju närmare<br />

partikelns centrum kommer den att finnas då<br />

skuren slår ner. Detta beror på att det kräver<br />

mer energi att skapa tyngre partiklar så de<br />

hinner endast skapas i början av skuren.<br />

Hadron-, pion- och elektromagnetiska<br />

kaskaden avbildas i denna bild. Det ska<br />

tilläggas att pilarna även kan gå åt vänster<br />

men sannolikheten för det är extremt<br />

mycket mindre än att de ska gå åt höger.<br />

12 Petter Hofverberg licentiatuppsats: ”Imagine the high energy cosmic rays”, utgivningsår: 2006, sida:<br />

16<br />

13 Mózsi Kiss mozsi@kth.se<br />

14 Alan Watson rapport: ”Cosmic rays of the highest energy”, utgivningsår: 2002, sida: 182<br />

15 SEASA-gruppens möte<br />

7


Forskare brukar dela in skuren i tre olika kaskader, det vill säga tre processer som<br />

sker stegvis där varje steg är beroende av det tidigare och ofta kulminerande 16 .<br />

Kaskaderna heter hadroniska- även kallad kärn-, pioniska- och elektromagnetiska<br />

kaskaden. Precis som namnen avslöjar innehåller den hadroniska kaskaden<br />

innehåller hadroner, den pioniska innehåller pioner, och den elektromagnetiska<br />

innehåller elektromagnetiska komponenter.<br />

Den kosmiska skuren utvecklas olika beroende på om den initieras av en hadron<br />

eller en elektromagnetisk komponent. Om den initieras av en hadron kommer skuren<br />

först bestå av hadroner sedan kommer även pioner och elektromagnetiska<br />

komponenter läggas till. Om en foton skulle ligga till grund för en hel skur skulle den<br />

endast bestå av fotoner, elektroner och positroner. Vid en kollision mellan en foton<br />

och en partikel, parproduktion 17 , skapas en elektron och en positron. Reaktion går<br />

även tillbaka men då heter den elektromagnetisk broms<strong>strålning</strong>. Så länge det finns<br />

energi kvar breder skuren ut sig genom att skapa nya partiklar.<br />

Pioner är en typ av mesoner som är partiklar som består av en kvark och en<br />

antikvark. Pioner kan antingen bildas i neutral form med en massa som är 264<br />

gånger större än elektronens. Om den däremot är laddad, positiv eller negativ, har<br />

den en massa som är 273 gånger större än elektronens. De två typerna av pionerna<br />

har även olika långa levnadslängder, en laddad pion har ungefär en miljard gånger<br />

längre. Pioner bildas ifrån den hadroniska kaskaden men då de sönderfaller blir<br />

deras produkter en del tillhör den pioniska kaskaden men skapas vid sönderfall från<br />

den hadroniska och när pionerna sönderfaller skapas partiklar av antingen den<br />

pioniska- eller den elektromagnetiska kaskaden. Det här sker eftersom en laddad<br />

pion kan sönderfaller till antingen en myon och en neutrino eller flera komponenter av<br />

den elektromagnetiska kaskaden och en laddad pion. Då en neutral pion sönderfaller<br />

bildas alltid och endast elektromagnetiska komponenter. 18<br />

Många av de komponenter som bildas i en kosmisk skur har så pass kort livstid att<br />

trots dess otroliga fart hinner de sönderfalla innan de når detektorerna på marken.<br />

Levnadstiden för partiklarna är ytterligare lite av ett problem att fastslå eftersom de<br />

rör sig med så pass höga farter att tidsdilation uppstår. Tidsdilation betyder att om ett<br />

föremål rör sig ifrån ett annat går klockan långsammare vid föremålet i rörelse 19 .<br />

Skillnaden mellan tiderna har ingen stor betydelse i vardagen men då hastigheten<br />

har kommit upp i 10 % av ljushastigheten börjar vi se skillnader. För en kosmisk<br />

<strong>strålning</strong> med mycket kort levnadstid och extremt hög hastighet, 99 % av<br />

ljushastigheten, ger detta fenomen partikeln extra tid att leva.<br />

16 MarK Pearce pearce@particle.kth.se<br />

17 Mózsi Kiss mozsi@kth.se<br />

18 SEASA-gruppens möte<br />

19 Föreläsning på KTH, kurs: modern fysik, föreläsning nummer sex<br />

8


5. Detektionen av kosmiska skurar<br />

De kosmiska skurarna träffar jorden med en ytterst hög hastighet vilket medför att<br />

dagens markbelägna detektorer ger ett bättre resultat om de mäter skurens tjocklek i<br />

tid istället för längd. Tjockleken brukar variera mellan några nanosekunder till flera<br />

mikrosekunder. 20 Vi har tidigare konstaterat att skuren vidgar sig i sidled under sin<br />

färd genom atmosfären, ju längre bort från skurens centrum kommer partiklarna ligga<br />

lite efter och vara färre till antalet. Skuren beskrivas ibland som en parabel eller<br />

överdrivet sett ses som ett halvklot med klotets maxbredd i mitten av skuren.<br />

Detekterandet av SEASAs detektorer går till genom att tre detektorer placeras vid<br />

varje deltagande gymnasieskola. När en kosmisk skur slår ner vid skolan registreras<br />

den vid detektorerna på denna skola och<br />

skickar därefter iväg informationen till KTH 21 .<br />

Om det var en energirik partikel som skapade<br />

skuren kan skuren som bildas detekteras vid<br />

flera skolor samtidigt, och vi kan då uppskatta<br />

den kosmiska partikelns energi genom ett<br />

snabbt antagande eftersom större radie<br />

betyder mer energi. SEASA använder sig<br />

endast av markbelägna detektorer. Det finns<br />

även två andra vanliga sätt att detektera<br />

kosmisk <strong>strålning</strong> på. Först finns det<br />

Cherenkov teleskopet som är ett instrument<br />

som avläser den ljuskon som bildas då<br />

kosmiska partiklar färdas snabbare än vad<br />

ljuset gör i samma medium 22 . Det andra sättet<br />

Bilden visar hur stor radie en kosmisk skur<br />

kommer att ha beroende på dess<br />

ursprungsenergi.<br />

är att detektera det fluorescerande ljus som bildas då den primära partikeln exciteras<br />

och luftpartikeln (oftast kvävemolekyler de-exciteras) vilket resulterar i att<br />

fluorescerande ljus emmiteras. Eftersom dessa båda är optiska får vi reda på hur<br />

hela skuren ser ut och inte endast slutprodukten som träffar jorden. Problemen med<br />

de båda är att detekterandet måste ske där atmosfären är ren, torr utan moln samt<br />

att det inte får finns någon ljuskälla i närheten inte ens månen. Det finns ingen plats<br />

på jorden som alltid uppfyller de här kraven men de bästa förhållandena hittar vi i<br />

öknen långt ifrån städer.<br />

Partikeldetektorer som detekterar partiklarna då de träffar marken är uppbyggda av<br />

antingen scintillatorer eller vattentankar. Nackdelen med dessa är att de avläser den<br />

kosmiska <strong>strålning</strong>en långt efter att den har haft sitt maximum, d.v.s. när skuren<br />

håller på att ”dö ut”. Fördelarna är att de är relativt billiga, kan placeras varsomhelst<br />

och fungerar dygnet om, året runt 23 .<br />

Ytterligare ett sätt som idag inte används längre är att ta en eller fler markbundna<br />

detektorer och sända upp dem i atmosfären med hjälp av en speciell ballong som<br />

20 Mózsi Kiss mozsi@kth.se<br />

21 SEASA-gruppens möte<br />

22 Lisa Åström licentiatuppsats: ”A study of cosmic ray air shower properties”, utgivningsår: 2006, sida:<br />

10<br />

23 Petter Hofverberg licentiatuppsats: ”Imagine the high energy cosmic rays”, utgivningsår: 2006, sida<br />

21<br />

9


kan flyga på extremt höga höjder 24 – på så vis kan dessa avläsa skurens maxbredd<br />

långt upp i atmosfären. Det finns även planer på att bygga upp detektorer i rymden.<br />

En optisk detektor i rymden skulle kunna detektera partiklar på extremt långa avstånd<br />

och det har estimerats att den här metoden kommer att kunna ge oss tio gånger mer<br />

information om ultrahög energetiska partiklar än de på jorden ger 25 .<br />

En skur som skapas av en partikel med energin 10 15 eV innehåller ungefär en miljon<br />

partiklar då den träffar marken. Då har de flesta partiklarna sönderfallit till den<br />

elektromagnetiska kaskaden eftersom det är allt energin som är kvar klarar av att<br />

skapa. Av partiklarna som träffar marken är 80 % fotoner, 18 % elektroner eller<br />

positroner, 1,5 % myoner och 0,5 % hadroner 26 . Vid skurens centrum slår det ner en<br />

till två storleksordningar fler fotoner än elektroner och antalet myoner är ytterligare<br />

några storleksordningar lägre. Långt ifrån skurens centrum är myonerna den<br />

vanligaste partikeln. Myoner träffar även marken med mer energi tack vare att de inte<br />

interagerar lika ofta som andra partiklar gör under dess väg genom atmosfären. Detta<br />

beror på att myonerna inte påverkas av den stark växelverkan utan endast av den<br />

svag växelverken.<br />

Fotonerna som passerar igenom våra detektorer ger sällan upphov till att vi<br />

detekterar en kosmisk skur. Det här beror på att atomnummer och densitet på<br />

materialet som detektorn är uppbyggd av är så pass låga att det inte påverkas av en<br />

foton 27 . Istället är det myoner, elektroner och positroner som oftast detekteras av en<br />

SEASAs detektorer. Sannolikheten till att en partikel ska ge upphov till en trigger kan<br />

beräknas såhär:<br />

Ptrigg = (1 – e –ρA ) 3<br />

Där ρ står för partikelns densitet och A för detektorns area som i SEASAs fall är<br />

0.5m 2 . Den minsta energin en partikel kan ha för att vi ska kunna detektera den är<br />

10 14 eV men om energin är 10 17 eV så kan vi detektera skuren 200m ifrån dess<br />

centrum 28 .<br />

24 SEASA-gruppens möte<br />

25 Petter Hofverberg licentiatuppsats: ”Imagine the high energy cosmic rays”, utgivningsår: 2006, sida:<br />

21<br />

26 SEASA-gruppens möte<br />

27 Mózsi Kiss mozsi@kth.se<br />

28 SEASA-gruppens möte<br />

10


6. Varifrån kommer kosmisk <strong>strålning</strong>?<br />

Idag vet vi att den kosmiska <strong>strålning</strong>ens spektrum sträcker sig från under 10 6 eV till<br />

över 10 20 eV. Partiklarna beskrivs ofta i ett diagram med flöde, vilket är detsamma<br />

som antal partiklar per tidsenhet och per areaenhet, på y-axeln och energin på xaxeln.<br />

Då man ritar upp grafen blir den nästan konstant avtagande, de två<br />

avvikelserna i slutet kallas för knät och det andra för vristen. Knäet avviker neråt och<br />

sker vid 4*10 15 eV medan vristen, avviker uppåt vid 5*10 18 eV. Vi är inte helt säkra på<br />

varför de finns där men vi tror att de kan representera ändringarna av hur partiklarna<br />

accelererande till dessa energier 29 .<br />

Partiklarna med lägst energi träffar jorden oftast och skapas på många olika sätt. Den<br />

närmaste källan till dessa är vår egen sol som vid solutbrott sänder ut stora mängder<br />

lågenergetiska kosmiska partiklar. Solutbrott sker slumpmässigt om man observerar<br />

de under ett år, men solen har även en elvaårscykel som beskriver när den kommer<br />

vara som mest aktiv och när den är lite lugnare 30 . Trots att solens kosmiska partiklar<br />

har låg energi kan de slå ut satellitinstrument samt vara<br />

en fara för astronauter. Förklaringen ligger i kvantiteten,<br />

det kommer extremt många och även koncentrerade. Att<br />

de kommer relativt koncentrerande beror på att de<br />

påverkas mera av magnet- och dragningsfält än vad<br />

partiklar med högre energier gör. Detta sker tack vare att<br />

de inte har lika stark egen fart framåt som de med mera<br />

energi. Att de avviker skapar ett problem då forskare<br />

undersöker varifrån de kommer eftersom riktningen de<br />

pekar tillbaka mot inte behöver peka direkt tillbaka mot<br />

den plats varifrån de uppkom 31 .<br />

Partiklar med medelenergier från 10 10 till 10 18 eV tror vi kan<br />

vara skapade av supernovor, som uppstår i slutet av stora<br />

stjärnors liv. Under en stjärnas liv pågår en ständig fusion i<br />

stjärnans inre som sänder ut partiklar men när bränslet tar<br />

slut i stjärnans inre finns det ingen kraft som motverkar<br />

Flödet av partiklar sjunker<br />

relativt konstant då dess<br />

energi ökas. Två gånger<br />

böjs grafen.<br />

stjärnans egen dragningskraft. Stjärnan dras därför ihop och det skapas ett enormt<br />

tryck som i sin tur ger upphov till en explosion, en supernova 32 . Supernovan<br />

accelererar partiklarna i de kraftiga magnetfält som då bildats kring explosionen. För<br />

varje varv som partikeln roterar får den mer energi. Den maximala energin som en<br />

partikel kan få vid en sådan acceleration kan beskrivas av formeln 33<br />

Emax = Z * 5 * 10 14 eV<br />

där Z motsvarar atomnummer. Partiklar med höga atomnummer har alltså lättare att<br />

accelereras till högre energier. Denna slutsats är dock mycket omdiskuterad då<br />

experiment gjorda av markbelägna Cherenkov detektorer menar tvärt om, att det<br />

29<br />

SEASA-gruppens möte<br />

30<br />

”Physics”, författare: Eric Deetson, utgivningsår: 2005, sida: 166<br />

31<br />

Mark Pearce pearce@particle.kth.se<br />

32<br />

SEASA-gruppens möte<br />

33<br />

Petter Hofverbergs licentiatuppsats: ”Imagine the high energy cosmic rays”, utgivningsår: 2006,<br />

sida: 23<br />

11


skulle vara lättare partiklar som står för de allra högsta energierna 34 men än så länge<br />

vet vi inte vem som har rätt.<br />

För partiklar som har energier högre än 10 18 eV hade forskarna inget svar på varifrån<br />

de kommer när jag började jobba med mitt projekt. Det fanns tre samlingsteorier,<br />

som i sin tur innehåller flera typer av teorier, som anses mer sannolika än de andra.<br />

De var bottom-up processen, top-down processen eller att naturen helt enkelt beter<br />

sig annorlunda vid ultra höga energier 35 . Bottom-up processen säger att vanliga<br />

partiklar accelereras till ultra höga energier av; aktiva galaxers kärnor, gammablixtar<br />

eller radiogalaxer. Enligt den här teorin tror vi att de ultraenergetiska partiklarna kom<br />

ifrån en annan galax eftersom vi inte har sett till något föremål som har potentialen att<br />

kunna accelerera partiklar till de uppmätta energierna. Det fanns ett annat problem<br />

partiklar med energier över 5*10 19 eV tappar sin<br />

energi då de färdas genom universum. Detta sker<br />

på grund av att den kosmiska<br />

bakgrunds<strong>strålning</strong>en, fotoner, som finns överallt i<br />

hela universum interagerar med fotoner som finns<br />

överallt i universum. Forskarna Greisen-Zatsepin-<br />

Kuzmin skrev om en teoretisk högsta energi en<br />

partikel kan ha efter att den har färdats ett visst<br />

avstånd, den brukar idag kallas för GZK-cutoff 36 .<br />

Till exempel har en partikel med<br />

ursprungsenergin 10 22 eV endast 10 20 eV kvar då den<br />

färdats 100 mpc. Top-down processen säger att de<br />

ultraenergetiska partiklarna skapas med ytterst höga<br />

energier. Detta skulle kunna ske genom sönderfall av<br />

en massiv partikek.<br />

Bilden visar hur mycket energi<br />

en kosmisk partikel förlorar då<br />

den färdas genom universum<br />

Den 9 november 2007 publicerade forskarlaget vid Pierre-Auger observatory svaret<br />

till var en partikel kan accelereras till ultra höga energier, aktiva galaxers kärnor. 37<br />

34 Alan Watsons rapport: ”Cosmic rays of the highest energies”, utgivningsår: 2006, sida: 187<br />

35 SEASA-gruppens möte<br />

36 Lisa Åströms licentiatuppsats: ”A stdy of cosmic ray air shower properties”, utgivningsår: 2006, sida:<br />

8<br />

37 Tiina Suomijarvi talesman vid Pierre-Auger Observatoriet tiina@ipno.in2p3.fr<br />

12


7. Partikeldetektorerna<br />

Stockholms klimat är otacksamt för en partikeldetektor, därför förvarar vi dem i<br />

takboxar. Partiklarna passerar genom plasten utan några som helst problem.<br />

Därefter registreras först av en scintillator som består av en särskild sorts ”dopad”<br />

plast. Dopningen funktion är att omvandla kosmiska <strong>strålning</strong>spartiklar till fotoner 38 .<br />

Detta sker tack vare att elektroner i scintillatorn exciteras då en kosmisk partikel<br />

färdas igenom det. När elektronerna sedan ”hoppar” tillbaka till sitt grundläge<br />

emitteras en foton vars våglängd står i relation till hur mycket den kosmiska partikeln<br />

lyckades excitera elektronen.<br />

Fotonen träffar sedan en fotokatod där<br />

den via den fotoelektriska effekten<br />

skapar en elektron. Elektronen fortsätter<br />

in i fotomultiplikatorn (pmt) där studsar<br />

flera gånger på dynoder och skapar då<br />

flera elektroner, tack vare sekundär<br />

elektronemission, när den första partikeln<br />

har studsat cirka 10 gånger har det<br />

skapats ungefär tio miljoner elektroner.<br />

Dessa samlas upp vid en anod för att<br />

lämna pmt som en elektrisk puls 39 .<br />

När den elektriska pulsen lämnar<br />

fotomultiplikatorn dokumenteras dess<br />

Bilden visar en av SEASAs detektor. Underst<br />

ligger scintillatorn och på limmad står vår<br />

fotomultiplikator.<br />

struktur tillsammans med yttre faktorer som klockslag, tryck och temperatur. För att<br />

vara säkra på att det är en kosmisk skur som har detekteras är takboxarna utrustade<br />

med en GPS, som är jordens mest exakta sätt att mäta tid på, de registrerar tiden<br />

med en nanosekunds noggrannhet 40 . Om ingen av de andra två detektorerna har<br />

detekterat en skur exakt samtidigt är det troligtvis någonting annat än en kosmisk<br />

skur som har skapat pulsen, till exempel spontan elektronmission som jag senare<br />

kommer att återkomma till. Den insamlade data kan sedan användas för att<br />

bestämma och varifrån ursprungspartikeln kom ifrån.<br />

38 Mózsi Kiss mozsi@kth.se<br />

39 SEASA-gruppen möte<br />

40 Mark Pearce pearce@particle.kth.se<br />

13


8. Diagramdel<br />

Av den data som SEASAs partikelfångare genererat har jag kunnat skapa flera olika<br />

diagram. Partikeldetektorerna har möjlighet att registrera variabler som tryck och<br />

temperatur då en kosmisk partikel slår<br />

ner. Mina första två diagram beskriver<br />

antalet triggers ställt mot temperaturen<br />

och trycket. De är väldigt simpla och visar<br />

egentligen bara vilken temperatur och<br />

tryck som var det vanligaste<br />

förekommande under den period som<br />

data samlades in. Att<br />

temperaturdiagrammet har två toppar<br />

beror på dygnets två medeltemperaturer,<br />

d.v.s. natten och dagen. Av det första<br />

diagrammet kan vi se att temperaturen<br />

sjunker under tiden som data är<br />

insamlad. Detta kan ses om man kollar på den vänstra stegringen som är mer<br />

utdragna än den högra, detta beror på att det hela tiden blir lite vanligare med kallare<br />

temperaturer. Skulle man göra ett sådant här diagram fast med data ifrån ett helt år<br />

tror jag att stapelskillnaderna skulle bli<br />

mycket mindre och vi skulle ha en<br />

maximipunkt i mitten av diagrammet.<br />

En teori säger att det ska registreras fler<br />

kosmiska partiklar vid högre temperaturer<br />

eftersom spontan elektronemission, som<br />

innebär att elektroner som spontant<br />

frigörs från fotokatoden, uppstå oftare när<br />

temperaturen stiger 41 . Vid högre energier<br />

får elektronen mer energi och har därför<br />

lättare att lämna fotokatoden. Teorin<br />

säger även att temperaturen bör vara<br />

högre än den Stockholm har under i november för at kunna påverka resultat<br />

nämnvärt.<br />

Mitt andra diagram visar medel trycket vid<br />

sin högsta topp. Diagrammet kan även ge<br />

oss mer information, generellt gäller att<br />

antalet triggers blir lägre vid högre tryck.<br />

Detta beror på att den kosmiska partikeln<br />

har fler luftpartiklar att interagera med då det<br />

är högtryck 42 . Att skuren då skapas högre<br />

upp i atmosfären medför att även skurens<br />

maximum befinner sig högre upp. Efter<br />

maximet är det fler partiklar som sönderfaller<br />

41 Mózsi Kiss mozsi@kth.se<br />

42 SEASA-gruppens möte<br />

Partikelnedfall (st)<br />

Partikelnedfall (st)<br />

4000<br />

3500<br />

3000<br />

2500<br />

2000<br />

1500<br />

1000<br />

500<br />

0<br />

2000<br />

1800<br />

1600<br />

1400<br />

1200<br />

1000<br />

800<br />

600<br />

400<br />

200<br />

0<br />

265<br />

994<br />

997<br />

267<br />

269<br />

Partikelnedfallet beroende på temperaturen<br />

271<br />

273<br />

275<br />

277<br />

279<br />

Temperatur (K)<br />

281<br />

Partikelnedfallet beroende på trycket<br />

1000<br />

1003<br />

1006<br />

1009<br />

1012<br />

1015<br />

1018<br />

1021<br />

Tryck (bar)<br />

283<br />

285<br />

287<br />

289<br />

1024<br />

1027<br />

1030<br />

1033<br />

1036<br />

1039<br />

1042<br />

1045<br />

1048<br />

14


än partiklar som skapas.<br />

I mitt tredje diagram visar jag hur antalet en<br />

detektor påverkas av trycket. Den beskriver<br />

samma sak som det tidigare diagrammet fast<br />

kanske lite tydligare. Då trycket faller ökar<br />

antalet detekterade surar och när trycket ökar<br />

igen sjunker antalet detekterade skurar. I det<br />

fjärde diagrammet ser vi sambandet igen fast<br />

nu med antalet triggers ställt mot trycket.<br />

15


9. Modern forskning<br />

Pierre-Auger<br />

Pierre Auger som jag tidigare nämnde i samarbete med öst-väst effekten fick ett<br />

observatorium uppkallat efter sig året innan han dog av Alan Watson och Jim Cronin.<br />

Det ligger i Argentina och är ett samarbete mellan femton nationer över 200 fysiker<br />

från 55 institutioner jobbar mot ett och samma mål att undersöka ultraenergetisk<br />

kosmisk <strong>strålning</strong> 43 . Dessa<br />

träffar oss endast en gång per<br />

kvadratkilometer per hundra år!<br />

För att observatoriet ska kunna<br />

detektera flera skurar initierade<br />

av ultraenergetiska partiklar är<br />

observatoriet drygt 3000<br />

kvadratkilometer, vilket gör det<br />

till det största i världen 44 .<br />

Uppbyggnadskostnaden för<br />

forskningsprojektet är ungefär 50<br />

miljoner dollar.<br />

En annan unik fördel på Pierre-<br />

Auger observatoriet är att man<br />

detekterar den kosmiska skuren<br />

genom dess Cherenkovsljus vid<br />

två tillfällen; dels i atmosfären<br />

På bilden visas Pierre-Auger observatoriets utformning.<br />

Det finns fyra platser där sju detektorer som registrerar<br />

den kosmiska skuren då den skapas. Mellan de fyra<br />

platserna placeras detektorer som detekterar de<br />

partiklar som träffar jorden.<br />

och dels i stora vattencisterner 45 . På vägen ner genom atmosfären förlorar de<br />

kosmiska partiklarna stora mängder energi. Detta resulterar i att de färdas<br />

långsammare än ljus när de når marken. Eftersom det inte går att accelerera<br />

partikeln igen då de är nere vid marken löste man problemet genom att bromsa upp<br />

ljuset i vattencisterner.<br />

I skrivande stund har de precis släppt sin<br />

första rapport som de har jobbat med sen<br />

observatoriet var färdigbyggt, för ungefär<br />

fyra år sedan. Den beskriver sambandet<br />

mellan aktiva galaxkärnor, AGN, och<br />

kosmiska partiklar med ultrahöga<br />

energier 46 . När de började jobba med<br />

teorin om att partiklarna skulle vara<br />

skapade vid AGN var deras första uppgift<br />

att ta reda på var på himmeln de finns samt<br />

hur många kosmiska partiklar med<br />

ultrahöga energier som av ren slump skulle<br />

De röda prickarna pekar på aktiva<br />

galaxkärnor och de runda prickarna visar vart<br />

de ultraenergetiska partiklarna vi har<br />

detekterat på jorden har kommit ifrån.<br />

43<br />

Alan Watson rapport: ”Cosmic rays of the highest energies”, utgivningsår: 2002, sida: 188-189<br />

44<br />

”Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects”, tidskrift: Science,<br />

nummer 9 år 2007<br />

45<br />

SEASA-gruppens möte<br />

46<br />

”Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects”, tidskrift:<br />

Science, nummer 9 år 2007<br />

16


komma ifrån de områdena. De dem räknade ut hur många ultraenergetiska partiklar<br />

som skulle komma från varje plats på himmeln antog de att ultraenergetiska<br />

kosmiska partiklar kommer jämt fördelande från hela himmeln. När de blev<br />

registrerade ultraenergetiska partiklar räknade de ut varifrån de kom. Riktningen som<br />

de fick ut pekade i de allra flesta fallen tillbaka på en aktiv galaxkärna.<br />

SEASA<br />

SEASA är en grupp som skapades av forskare och professorer vid KTH för att ge<br />

gymnasiestudenter möjligheten att vara med och forska på universitetsnivå 47 . Det<br />

finns även forskare vid KTH som skriver sina licentiatuppsatser med anknytning till<br />

SEASA. Som elev får du en inblick i forskarvärlden, vi får lösa problem, dra slutsatser<br />

och hålla presentationer om vad vi har kommit fram till inför de andra. Studenterna<br />

kommer ifrån fem olika stockholmsskolor. De har alla fått tre stycken<br />

partikeldetektorer utplacerade någonstans på skolans område, oftast på taket för<br />

även om kosmisk <strong>strålning</strong> kan ta sig igenom det mesta förlorar den en energi då den<br />

gör det. Partikel detektorerna placeras ut i formeln av en triangel och ungefär 15<br />

meter ifrån varandra 48 . För att en skurar ska detekteras måste två eller flera av<br />

detektorerna ge utslag samtidigt. Efter att en skur har detekteras skickas all<br />

information till en server på KTH som vi sedan hämtar upp informationen ifrån. Om<br />

fler skolor i Stockholm går med i detta projekt kan fler detektorer placeras ut vilket i<br />

sin tur medför att vi kommer att kunna detektera fler skurar i alla energinivåer.<br />

CERN<br />

Cern är ett forskningsarbete som jobbar för att kunna accelerera partiklar till höga<br />

energier för att sedan låta de kollidera. Partikelacceleratorer som finns idag har<br />

endast lyckas komma upp i energier som är 10 6 gånger<br />

mindre än dem vi har kunnat detektera från rymden men CERN<br />

väntas starta upp sin nya LHC, large<br />

hadron collider i maj 2008. Där<br />

kommer partiklar accelereras till de hittills<br />

största energier som åstadkommits på<br />

jorden. Den nya acceleratorn ska<br />

bland annat försöka hitta higgsbosonen<br />

49 . Fermilaboratoriet i USA<br />

har länge varit i toppen av<br />

forskarfronten inom området, men<br />

de verkar nu bli ifrånkörda av<br />

CERNs nya partikelaccelerator. Att<br />

denna forskning intresserar stora<br />

delar av världen visas på att de<br />

stationer och satsningar som sker<br />

runtomkring på vår jord.<br />

Cerns nya partikelaccelerator, LHC, avbildas på denna<br />

bild.<br />

47 Mark Pearce pearce@particle.kth.se<br />

48 Petter Hofverbergs licentiatuppsats: ”Imagine the high energy cosmic rays”, utgivningsår: 2006,<br />

sida: 65<br />

49 Vetenskaps magasinet 6 November 2007, Higgs-bosonen<br />

17


10. Tack till<br />

Jag har många att tacka för att den här rapporten har blivit verklighet. Först vill jag<br />

tacka Gunvor, min första handledare på EG som intresserade mig för detta och<br />

sedan dess fortsatt att ge mig inspiration och idéer. Jag vill tacka Christina Nyström,<br />

min mentor, som tillät mig att fortsätta med detta projekt och som hjälpt mig att få<br />

Björn som projekthandledare. Björn har alltid funnits där för mig och ständigt fört mig<br />

på rätt väg.<br />

KTH, vilken otrolig miljö! Från första gången jag kom dit har Mark Pierce som är<br />

ansvarig för SEASA gjort varenda sekund intressant. Mark har på ett exceptionellt<br />

bra sätt gjort rå fakta levande. Mózsi på KTH, tack för den ovärderliga hjälp jag alltid<br />

har fått av dig i stunder då jag inte förstod något. Jag vill även tacka för att du så<br />

generöst hjälpt mig att komma i kontakt med Christer Fuglesang.<br />

Till sist tack till min familj som inte förstår ett jota av vad jag skriver om, men som är<br />

minst lika intresserade som jag. Utan alla era frågor skulle det här aldrig vara möjligt.<br />

11. Källor<br />

Internet<br />

SEASA http://www.particle.kth.se/SEASA/<br />

PAMELA http://pamela.roma2.infn.it/index.php<br />

HiSparc http://www.hisparc.nl/introduction-en.php<br />

Pierre Auger Observatory http://www.auger.org<br />

NALTA http://csr.phys.ualberta.ca/nalta/<br />

Eurocosmics http://www.eurocosmics.org/<br />

OCRE http://w3.iihe.ac.be/General_Public/cosmics.php<br />

HELYCON http://helycon.eap.gr/HELYCON_UK.htm<br />

The Roland Maze Project http://maze.u.lodz.pl/ang/<br />

Konferens om partikel fysik http://villaolmo.mib.infn.it/Conference2007.html<br />

Kascade http://www-ik.fzk.de/KASCADE_home.html<br />

H.E.S.S http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/HESS.html<br />

E-post kontakter<br />

SEASA<br />

Petter Hofverberg, pth@kth.se och petter@particle.kth.se<br />

Mózsi Kiss, mozsi@kth.se<br />

Mark Pearce, pearce@particle.kth.se<br />

Pierre-Auger observatoriet<br />

Alan A Watson, grundare och talesman a.a.watson@leeds.ac.uk<br />

18


Tiina Suomijarvi, talesman tiina@ipno.in2p3.fr<br />

Petr Travnicek, forskare travnick@fzu.cz<br />

Henryk Wilczynski, forskare Henryk.Wilczynski@ifj.edu.pl<br />

CERN<br />

Mario Pellacani, anställd pella@mail.cern.ch<br />

Stanford<br />

Vahe' Petrosian, styrelseordförande för astronomi programmet vahep@stanford.edu<br />

Böcker<br />

Big Bang, skriven av Simon Singh, publicerades 2005 på svenska<br />

En kort historik över nästan allting, skriven av Bill Bryson, publicerades 2004 på<br />

svenska.<br />

<strong>Kosmisk</strong> cocktail, skriven av Robert Ehrlich.<br />

Physics, en utav böckerna i instant facts serien. Skriven av Eric Deeson.<br />

Artiklar och tidskrifter<br />

”Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects”<br />

Science, nummer nio år 2007<br />

”Cosmic rays of the highest energy” Alan A Watson rapport<br />

National Geographic<br />

January 1994, Universe, skriven av Bradford A. Smith<br />

Nummer två 2003, Så uppstod de första galaxerna, skriven av Ron Cowen<br />

Nummer 15 2006, Vårt nya solsystem, skriven av Bill Douthitt och Tim Appenzeller<br />

Nummer 4 2007, Stjärnors explosiva död, Ron Cowen.<br />

SvD<br />

2 januari 1996 Kraft korn vittnar om Big Bang<br />

2 januari 1996 energimängder i stort och smått<br />

19 juni 2005 Universums mörka hemlighet<br />

19 juni 2005 Elever jagar okända partiklar<br />

Östermalmsnytt våren 2005 gymnasieelever på jakt efter kosmiska partiklar<br />

http://findarticles.com/p/articles/mi_m1200/is_14_168/ai_n15780178<br />

http://findarticles.com/p/articles/mi_m1134/is_2_116/ai_n18646461<br />

Övrigt<br />

Glasgow science center<br />

SEASA mötena<br />

Samtal med Mark Pearce, Mózsi Kiss och Petter Hofverberg.<br />

De från EG, Gunvor Larsson, Olof Kollinius och Johan Riben.<br />

Vetenskapsmagasinet 6 november om Higgs-bosonen.<br />

En dag på KTH som teknisk fysik elev.<br />

19


Appendix A. Terminologi<br />

Här följer ett hjälpmedel till dig som inte är van att läsa vetenskapliga uppsatser om<br />

kosmisk <strong>strålning</strong>. Förklaringarna är delvis hämtade från wikipedia delvis från boken<br />

Physics, skriven av Eric Deeson, och delvis från andra källor.<br />

Aktiv galaxkärna: En aktiv galaxkärna, AGN, är en kompakt region i centrum på en<br />

galax, som har ovanligt hög luminositet över delar av eller hela det elektromagnetiska<br />

spektrumet<br />

Antikvark: Varje kvark har en antipartikel, en anti-kvark. Precis som andra antipartiklar<br />

är massan densamma som den vanliga kvarken. Skillnaden från den vanliga<br />

kvarken är kvanttalet.<br />

Bethe-Bloch formel: Bethe-Bloch formeln beskriver hur mycket energi en laddad<br />

partikel förlorar då den färdas genom materia på rund av att den exciterar andra<br />

partiklar.<br />

Big Bang: Eller Stora Smällen, är standardteorin om universums uppkomst. Enligt<br />

denna teori skapades universum och rumtiden för ca 13,7 miljarder år sedan, då<br />

universum började expandera från att ha varit koncentrerat i en punkt.<br />

Dimkammare: Wilsonkammare, eller dimkammare är instrument som används för att<br />

studera joniserande <strong>strålning</strong>,<br />

Elektronvolt: Enhet inom fysiken, avser den mängd energi som krävs för att flytta en<br />

elektron potentialskillnaden en volt. 1 eV = 0,1602aJ<br />

Exciterar: I fysik innebär excitation att energi tillförs en atom så att en elektron<br />

"hoppar upp" till ett skal som innehåller mer energi. Exciterade atomer är mycket<br />

instabila.<br />

Flöde: Flöde beskriver antal partiklar per tidsenhet och per areaenhet.<br />

Fotokatod: Är den del i partikeldetektorer som omvandlar en foton till en elektron.<br />

Detta sker tack vare fotoelektriska effekten.<br />

Foton: Foton är en masslös partikel som vi uppfattar som ljus. Dess energi är<br />

kvantiserad och fås då en exciterad elektron återgår till sitt normalskal.<br />

Fotomultiplikator: En fotomultiplikator eller ett fotomultiplikatorrör är en känslig<br />

fotodetektor för att mäta ljusstyrka. När ljus faller på fotokatoden slås elektroner ut<br />

som följd av den fotoelektriska effekten.<br />

Fullt joniserade partiklar: Fullt joniserade partiklar är partiklar som har förlorat alla<br />

dess elektroner, kvar återstår endast kärnan.<br />

Partikelaccelerator: En partikelaccelerator är en anordning där elementarpartiklar,<br />

främst elektroner, positroner och protoner, accelereras till höga hastigheter.<br />

20


Partikelacceleratorer används traditionellt för experiment inom högenergifysik, där de<br />

oftast fungerar som kolliderare där två partikelströmmar i motsatta riktningar<br />

accelereras till relativistisk hastighet (nära ljushastigheten) och sedan kolliderar i en<br />

detektor.<br />

Geigermätare: Geigermätare, ett instrument som mäter radioaktivitet. En komponent i<br />

Geigermätaren är Geiger-Müller röret. När en radioaktiv partikel träffar mätaren ger<br />

den ifrån sig ett tjattrande,<br />

GPS: GPS, eller egentligen NAVSTAR GPS, är en förkortning av Global Positioning<br />

System. Förutom att kunna lokalisera vart man själv och andra är har GPS också<br />

blivit en viktig och användbar tidsreferens i vårt samhälle, då satelliterna är utrustade<br />

med atomur inställda till nanosekunder, vilket kan nås dygnen runt,<br />

Higgsbosonen: Higgsbosonen är en hypotetisk partikel inom partikelfysiken som<br />

behövs för att genom Higgsmekanismen beskriva varför partiklar har massa. Den är<br />

den enda partikel inom standardmodellen som hittills inte observerats experimentellt,<br />

men det råder stor förhoppning om att kunna se den i CERNs nya partikelaccelerator<br />

LHC som just nu håller på att byggas.<br />

Hadron: Hadroner är subatomära partiklar som är uppbyggda av kvarkar. De delas in<br />

i två undergrupper; baryoner som är uppbyggda av tre kvarkar och Mesoner som<br />

består av en kvark och en anti-kvark.<br />

Kondensation: Övergång från ånga till vätska, exempelvis när vattenånga övergår till<br />

vatten i flytande form. Motsatt effekt: Förångning<br />

<strong>Kosmisk</strong> <strong>strålning</strong>: <strong>Kosmisk</strong>a partiklar, kosmisk <strong>strålning</strong>, atomära och subatomära<br />

partiklar som rör sig genom universum i hastigheter nära ljusets. Det är mest<br />

protoner, och de kan ha oförklarat stor kinetisk energi, mycket större än vad man kan<br />

åstadkomma i partikelacceleratorer.<br />

Kaskad: Vid kosmisk <strong>strålning</strong> skapas tre olika kaskader. Varje kaskad innehåller en<br />

viss typ av partiklar och är, så länge det finns tillräckligt med energi, kulminerande.<br />

Kvark: En kvark är inom kvantfysiken en elementarpartikel som tillsammans med en<br />

eller flera andra kvarkar bygger upp den grupp partiklar som kallas hadroner. Så vitt<br />

man vet idag är kvarkarna, tillsammans med leptonerna materiens minsta<br />

byggstenar.<br />

Lufttryck: Mäts vanligen i kilo Pascal (kPa) eller bar Pa. Avser det tryck luften gör mot<br />

en bestämd punkt ovanför jordytan.<br />

Meson: Mesoner är subatomära partiklar som är uppbyggda av en kvark och en antikvark.<br />

Det finns tre pi-mesoner, pioner; π+, π- och π0, dessa ansågs förr vara<br />

elementarpartiklar.<br />

Mpc: Mpc, megaparsec, är en längdenhet som används för att benämna otroligt<br />

långa avstånd. 100 Mpc är lika med 3.26*10 8 ljusår eller 3.09*10 21 km.<br />

21


Myon: En Myon är en elementarpartikel i fysiken. Den liknar elektronen, men har<br />

dock en mycket högre massa (105,6 MeV jämfört med 0,511 MeV).<br />

Neutrino: Neutrinon är en elementarpartikel, som tillhör familjen leptoner och saknar<br />

elektrisk laddning. Den har halvtaligt spinn () och är därför även en fermion.<br />

Pion: Pion är egentligen en förkortning av pi-mesoner. De kan antingen vara laddade,<br />

π+ och π−, eller så är de oladdade π0. Pioner är de lättaste mesonerna och spelar<br />

en viktig roll i förklaringen av den starka växelverkan.<br />

Positron: En positron är elektronens antipartikel. Den har samma massa och har en<br />

lika stor men motsatt laddning som elektronen.<br />

Superpositionsprincipen: Superpositionsprincipen säger att om du vet hur olika saker<br />

beter sig för sig själva så kan du lägga ihop bidragen från dessa för att se hur<br />

sakerna skulle bete sig tillsammans.<br />

Storleksordningar: Oftast säger man att om en storhet är ungefär tio gånger större än<br />

något annat, så är den en storleksordning större<br />

Scintillator: Scintillation är inom fysiken benämningen på när små blixtar av synligt<br />

ljus emitteras i särskilda material, s.k. scintillatorer, när dessa absorberar joniserande<br />

<strong>strålning</strong>.<br />

Spontan elektronemission: Spontan elektronemission är en felkälla då man<br />

detekterar kosmiska skurar vid marknivå.<br />

Spektrum: Inom fysiken är ett spektrum (plural spektrer eller spektra) en uppdelning<br />

av elektromagnetisk <strong>strålning</strong> eller annan typ av vågrörelse (exempelvis ljud), med<br />

avseende på våglängd/frekvens<br />

Supernovor: En supernova är en exploderande stjärna. Supernovorna hör till de<br />

våldsammaste händelserna i universum. I en supernova utvecklas oerhörda mängder<br />

energi och <strong>strålning</strong> vilket gör att de under en viss tid kan lysa upp till hundra<br />

miljarder gånger starkare än vår sol.<br />

Temperatur: I fysikaliska experiment är Kelvin (K) den enhet som används. En K<br />

avser den punkt när samtliga partiklar stannas upp, ”den absoluta nollpunkten”, och<br />

är detsamma som cirka -273,15 Celsius.<br />

Trigger: En trigger sker då flera partikeldetektorerna detekterar en kosmisk <strong>strålning</strong><br />

samtidigt. Triggrate är ett mått på hur många triggers som registreras.<br />

Öst-väst effekten: Öst-väst-effekten uppstår på grund av jordens<br />

magnetfält, samt att ungefär 99% av den kosmiska <strong>strålning</strong>en består av<br />

positivt laddade partiklar.<br />

22


Appendix B. Orsakar kosmisk <strong>strålning</strong> nedkylning?<br />

En teori, som är skriven av forskare från Atmospheric Sciences Research Center,<br />

menar att en hög grad av kosmisk <strong>strålning</strong> kan vara en orsak till global nedkylning.<br />

Som bilden nedan visar avges elektroner efter att kosmiska partiklar färdats genom<br />

jordens atmosfär. Dessa elektroner reagerar med bland annat svavelsyra och solljus<br />

som i sin tur bildar partiklar. Dessa partiklar kallas för ”cloud condensation nuclei”<br />

eftersom de kondenserar vattenånga till moln. Molnen avskärmar i sin tur jorden ifrån<br />

solen strålar vilket leder till att den inte värms upp lika mycket.<br />

23


Appendix C. Citat om varifrån partiklar med ultrahöga energier<br />

kommer<br />

” I am no expert in the field of ultrahigh energy cosmic particles, so<br />

what I say is only based on what I have read. It seems plausible that<br />

these particles are generated around very heavy black holes in active<br />

galaxies, but there could well be some other more exotic source.”<br />

Christer Fuglesang<br />

Första svensken i rymden<br />

” We are not sure how they are produced (though we have some ideas that they get<br />

accelerated by shocks or electric fields to such high energies), where they<br />

are produced (but we beleive that they are produced around supermassive black<br />

holes at the center of active galaxies or in Gamma-ray Butsts) and how they<br />

get here.”<br />

Vahe' Petrosian, Stanford University<br />

Chairman, Astronomy Program<br />

”The questions you are asking are just the same that we would like to<br />

answer using the data from Pierre Auger Observatory. So there is no<br />

final and clear answer yet.<br />

I guess you already heard about GZK cut-off which prevents the particles<br />

with energy higher than 10^19.5 eV or so to travel large distances (>100<br />

Mpc). So there are like two principle ways how to understand origin of<br />

these particles:<br />

a) they come from close objects within the radius of 100Mpc with the<br />

Earth in the centre.<br />

b) the GZK cut-off is not valid.<br />

Way a) makes problems for astrophysics since it is rather difficult to<br />

obtain such energies in the sources, but here the candidates are active<br />

galactic nuclei, Seifert galaxies etc. Still it may happen that origin of<br />

these particles is connected with decays of very heavy not yet known<br />

particles, which are needed by theoreticians e.g. to unite<br />

electromagnetism, week and strong interactions and gravity (or already<br />

some SUSY particles may be of some help to explain this phenomenon.)<br />

Way b) would mean that these extremely high energy particles may come<br />

from larger distances than few 100 Mpc. This would probably extend the<br />

list of candidate astrophysical sources, because much larger number of<br />

objects would be needed to be considered. But still nobody knows the<br />

clear solution from the point of view of acceleration mechanism that would<br />

be responsible for the origin of such a high energies<br />

Moreover the existence of the GZK cutt-off is based on very basic<br />

concepts of modern physics, such as that there are relict photons<br />

everywhere in the Universe (we know that they are there from many and many<br />

experiments). One possible explanation that the GZK is not<br />

24


necessarily valid was modification of Lawrence invariance a base stone of<br />

Einstein Special relativity. GZK presence was conflicting with AGASA<br />

measurements so this was the reason why all the business of these<br />

rather radical explanations came into existence.<br />

Now Auger first data (at least what is published at conferences) seems to<br />

actually see the GZK cut-off in the data, so it seems that the nature goes<br />

rather the way a) than b). Moreover the Auger data see the<br />

anisotropy of incoming exteremly high energuy cosmic rays so the sources<br />

search from the real ata is on its start.<br />

Petr Travnicek staff member at<br />

Pierre-Auger Observatory<br />

25

Hooray! Your file is uploaded and ready to be published.

Saved successfully!

Ooh no, something went wrong!