Kosmisk strålning - Mimers brunn
Kosmisk strålning - Mimers brunn
Kosmisk strålning - Mimers brunn
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