Astrofizyka

A, B,C...

CANGAROO (2)

  Obrazujący teleskop Czerenkowski zjadujący się w Australii. Projekt głównie japoński ale z udziałem grupy astrofizyków australijskich. Teleskop dostarcza kontrowersyjnych wyników które często nie zostają potem potwierdzone przez inne teleskopy...


cannonball model

  Model GRB polegający na bipolarnym wyrzucie relatywistycznej plazmy z supernowej która zderzając się z wyemitowaną wcześniej sferą materii wyrzuconej w czasie wybuch supernowej produkuje kwany gamma w wyniku inverse compton scattering. Główni autorzy cannonball model to Arnon Dar i ekscentryczny astrofizyk z CERNu Alvaro de Rujula.


CAT

  Cerenkov Atmospheric Telescope. Umieszczony w tym samym miejscu co Celeste, czerenkowski teleskop obrazujący (jak Whipple). Obecnie już prawie nieużywany.



CELESTE
Francuski teleskop czerenkowski. Umieszczony w Pirenejach w pobliżu Andory, używający dawnej, eksperymentalnej elektrowni słonecznej. Wykorzystuje 53 heliostaty o powierzchni około 50m2 każdy, do rejestrowania promieniowania Cerenkowskiego z kaskad wywoływanych przez wysokoenergatyczne promienie kosmiczne. Maksimum akceptancji przypada koło kilkudziesięciu GeV, a więc w obszarze zbyt energetycznym dla większości satelitów a jednocześnie zbyt mało energetycznym dla obrazujących teleskopów gamma (takich jak Whipple). W roku 2002 pokazano pierwsze na świecie spektrum przy około 50 GeV (dla mgławicy Kraba oraz Mk421). Siostrzany eksperyment to STACEE w USA. STACEE ma lepszą pogode ale zdecydowanie gorszy próg detekcji (około 80 GeV).

CGRO

  Compton Gamma Ray Observatory. Satelita do obserwacji kosmicznych promieni gamma. Wystrzelony w 1999 roku, zawierał kilka urządzeń, m.in. EGRET (Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope) i BATSE (Burst and Transient Source Experiment). Obserwatorium zostało spalone w atmosferze w 2000 roku, co było jedna z kontrowersyjnych decyzji NASA (co prawda jeden z żyroskopów przestał funkcjonować ale samo labolatorium mogło nadal działać i dostarczać cennych wyników naukowych).

  Orbita: 450km (zmienna) o inklinacji 28.5 stopnia. Całkowita statystyka: 5.2 miliona fotonów.



Ciemna Energia

  Forma energii stanowiąca ok. 70% wszystkiego co jest we Wszechświecie. Charakteryzuje się tym, że wypełnia Wszechświat w sposób jednorodny (tzn. nie tworzy takich ewidentnych struktur jak galaktyki i grupy galaktyk). Jeśli napisać jej równanie stanu to okaże się że ma negatywne ciśnienie, co oznacza że odpycha od siebie galaktyki - jest odpowiedzialna za obecnie obserwowane przyśpieszenie tempa rozszerzania się Wszechświata (tutaj plot energy density vs. time). Jej skala energetyczn jest bardzo niska: około 10-44 GeV 4.

  Wielką zagadką pozostaje natura Ciemnej Energii. Kilka hipotez:

  • pochodzi z kwantowej energii próżni: tutaj jest kilka możliwości, jak kwantowa grawitacja (ale jej skala energii powinna być jak masa Plancka mPlanck4 = 0(1076) GeV 4 - a więc 120 rzedów wielkości za dużo! Potencjał Higgs też daje za dużo: <0|H|0>=250 GeV, wiec 50 rzędów wielkości za dużo! Problem jest taki, że ta kwantowa energia próżni tak czy inaczej powinna istnieć... Gdzie się podziała? Jedyną chyba obecnie sensowną odpowiedzią na to może być supersymetria, gdzie poprawki kwantowe kasują się (jeśli supersymetria jest słabo złamana to mogą nie kasować się zupełnie, zostawiając miejsce na Ciemną Energię).
  • W teorii superstrun istnieje rozwiązanie w postaci czegoś w rodzaju wzbudzonej sieci defektów, co daje równanie stanu z negatywnym ciśnieniem (rho = -N/3 * R, gdzie N to liczba wymiarów dfektów, gdy jest równa 2 lub 3 to zaczyna to odpowiadać temu co wiemy o Ciemnej Energii).
  • Dodatkowe pole skalarne - rozwiązanie dynamiczne ze zmienną energią próżni, nazywane kwintesencją (quintessence).
  • Zmodyfikowana grawitacja (np. MOND model) - ale to raczej nie działa!

    Tak czy inaczej rezultaty WMAP i rezultaty z obserwacji supernowych o dużym przesunięciu ku czerwieni wykluczają wszechświat o Lambda=0 na poziomie 18 sigma! Czyli coś musi istnieć, choć zwykła stała kosmologiczna taka jak ją wymyślił Einstein staje się ostatnio coraz mniej popularna.



    Ciemna Materia

      Ostatnie wyniki numeryczne wskazują że Ciemna Materia może być nierównomiernie rozmieszczona w Galaktyce, tj. w okolicach Słońca jej gęstość może być nawet 30 razy mniejsza niż gdzie indziej (astro-ph/0311049) - nie mówię tutaj o centralnym zagęszczeniu w centrum galaktyki.



    Comptonowskie rozpraszanie

      Rozpraszanie promieniowania gamma na spoczywajacych elektronach w czasie ktorego następuje przekaz energii do elektronu. W modelach kwazarów dużą rolę odgrywa zjawisko odwrotne (inverse compton scattering ale jako że natura zjawiska jest taka sama słówko 'inverse' jest zwykle pomijane) dzieki ktoremu relatywistyczne elektrony oddają energię promieniowaniu gamma.




    Crab

      Pulsar (PSR B0531+21) i mgawica, pozostałość po wybuchu supernowej w 1054 roku. Pulsar - szybko obracająca się gwiazda neutronowa o średnicy ok. 10km, masie ok. 10 mas słońca i częstotliwości obrotu 30 Hz.


    deuterony

      Uważa się że kosmiczne deuterony były kreowane tylko w Big Bangu i nie istnieją późniejsze procesy astrofizyczne prowadzące do ich kreowania. Stosunek (D/H) jest jednym z parametrów modelu nukleosyntezy w Big Bangu. Obecnie pomierzona wartość:

    (D/H) = (2.78 +- 0.40)* 10 -5

    ECLAIR
         mikrosatelita przeznaczony do obserwacji tzw. emisji opóźnionej po rozbłyskach gamma (GRB) - w częstotliwości widzialnej i rentgenowskiej. Na jego pokładzie mają się zmieścić 3 instrumenty: Large Area X-ray Telescope (E-LAXT),
    Soft X-ray Cameras (E-SXC) oraz Wide FIeld Optical Cameras (E-WFOC). Cały satelita ma ważyć 50 kg, pobierać
    50 watów mocy i zajmować objętość 60x60x30 cm. Przewiduje się obserwacje 150 GRB na rok.
     ECLAIR ma lecieć mniej więcej w tym samym okresie co GLAST i SWIFT.


    EGRET

      Jeden z instrumentów na CGRO, mierzący promieniowanie gamma o energiach 30 MeV - 100 GeV. Effective area około 1000 cm2 przy 100 MeV, rośnie do około 1500 cm2 przy 0.5-1 GeV i spada do około 700 cm2 przy 10 GeV.

      Za ApJ 481:205-240,1997:

  • Eff. area 1.5 * 103 cm2 między 200 MeV a 1 GeV (mniejsza poza tym zakresem)
  • Energy resolution ok. 20% w tym zakresie, ale rośnie do 35% powyżej 30 GeV i poniżej 30 MeV
  • Angular resolution (HWHM of PSF) jest około 7deg przy 35 MeV i około 0.2 deg przy 10 GeV
  • Pole widzenia to około 0.6 sr, ale Eff area spada do 50% przy kącie padania 18deg i do 17% przy kącie 30deg

      Mapa nieba pomierzona przez EGRET:



    Einstein equation

      Równanie Einsteina Ogórlnej Teroii Względności:
    Gμ&nu - Λgμ&nu = (8*π*G/c4)*Tμ&nu
    gdzie: Gμν=Rμν-Rgμν/2 tensor Einsteina,
    Rμ&nu - tensor Ricciego, R-skalar Ricciego,
    gμ&nu - tensor metryczny,
    Λ=Lambda (stała kosmologiczna),
    Tμ&nu tensor energii-pedu (opisuje rozklad masy)
    Ostatnio człon z Lambda przenosi się na prawą stronę równania, dając tym wyraz interpretacji Lambdy jako materialnej a nie geometrycznej części Wszechświata.

    Dla Λ=0 równanie Einsteina zapisuje się:
    (hm, coś tu jest ze znakiem poknocone)

    EUSO

    detektor promieniowania fluroescencyjnego w Ziemskiej atmosferze, który będzie umieszczony na ISS (moduł Columbus) w połowie 2007 roku.   Planowany czas pracy: 3 lata. Spodziewana jest obserwacja około 1000 UHECR o energiach > 100 EeV na rok. Będzie  on obserwował nocną część Ziemi. Akceptancja to 100,000km2sr.

      EUSO początkowo był planowany jako osobny satelita, no ale ISS trzeba do czegoś wykorzystywać, więc zmieniono koncepcję. Umieszczenie EUSO na ISS spowodowało że zminiejszono w projekcie średnicę lustra, które nie zmieściłoby się na wachadłowcu.

      Interesującym jest fakt że trigger EUSO nie jest zwykłym trygerem na sygnałach elektrycznych ale trygerem na obrazie. Innym interesującym faktem jest możliwość badania przez EUSO wysokoenergetycznych neutrin oddziaływujących w atmosferze. Ważna dla EUSO będzie interkalibracja z AUGERem.



    Explorer-XI
    pierwszy satelita (wyniesienie 1961) z umieszczonym na pokladzie teleskopem czulym w zakresie promieniowania gamma. Wykrył kilka fotonów gamma dając podstawy do hipotezy o 'uniform gamma ray background'.

    Galaktyka

      Współrzędne centrum Galaktyki są: A.D.=265.61 deg, Deklinacja=-28.92 deg (widoczna z półkuli południowej). Masa Galaktyki jest 7(pm 2.5)*1011 mas Słońca (w promieniu 100 kpc). Odległość Układu Słonecznego od Centrum Galaktyki to około 7.2(pm 0.7) kpc.

    (Galactic) Cosmic Rays

      Galaktyczne promieniowanie kosmiczne. Spektrum energetyczne (all-particle energy spectrum) jest opisane prawem potęgowym (power law... stworzyłem neologizm?). Od 1 do 3*1015 eV (czyli aż do słynnego 'kolana') potęga wynosi -2.7. Od 'kolana' do 'kostki' (ankle, E~kilka*1018 eV) potęga wynosi -3. powyżej 'kostki' jest znowu -2.7, a dla b. wysokich energii (~10 20 eV) spektrum nie jest znane.

      Strumień CR: 1 particle/m2*s powyżej 1 TeV, 1 particle/m 2*year powyżej 10 PeV (1 PeV=1015 eV), 1 particle/km 2*year powyżej 10 EeV (1 EeV=1018 eV). Uważa się że aż do 'łokcia' CR są głównie pochodzenia Galaktycznego, prawdopodobnie powstałe w wyniku fal uderzeniowych związanych z pozostałościami po supernowych. Ten rejon spektrum odpowiada energiom przy których gyroradius CR zaczyna być porównywalny z rozmiarami Galaktyki.

    Jeden rysunek powie więcej niż 1000 słów:


    Wyniki z różnych eksperymentów (powyżej kolana) plus porównanie energii promieniowania kosmicznego z tymi w akceleratorach:


    Gamma Ray Bursts

      Rozbłyski gamma, odkryte w 1967 roku przez satelitę wojskowego Vela, porządnie zbadane przez satelitę Beppo-SAX który wystartował w roku 1997. Są to zjawiska o wydzielające najwiecej energii spośród znanych zjawisk (więcej niż supernowe).
    W  czasie od milisekund do około 100 sekund potrafią one emitować do 10 54 ergów.

    Wyniki Beppo-SAX sugerują że są to zjawiska kosmologiczne czyli nie pochodzące z Galaktyki ani z sąsiadujących galaktyk (za wyjątkiem GRB 980425 który wygląda na powiązany z supernową SN 1998bw, ale ten rozbłysk był też wyjątkowo słaby jak na znane rozbłyski gamma).

      Dzięki Beppo-SAX odkryto też iż po rozbłyskach gamma pozostaje emisja światła w zakresie promienowania X, widzialnym i radiowym (afterglow emission). Okazuję się że flary są częstym zjawiskiem w rozbłyskach gamma.

      Obecnie istnieją dwa najbardziej prawdopodobne modele GRB. Jeden z nich przewiduje że GRB powstają w wyniku kolapsu bardzo masywnych gwiazd (collapsar) lub w wyniku łączenia się dwu obiektów kompaktowych jak gwiazdy neutronowe lub czarne dziury. Oba scenariusze przewidują powstanie masywnej czarnej dziury i szybko rotującego torusa dookoła niej.

      Inny scenariusz to cannonball model (patrz wcześniej).

      29 marca 2003 zaobserwowano bliski (z=0.1685) rozbłysk gamma. Pierwszy sygnał nadszedł z satelity HETE-2. Zorganizowano szybko kampanię obserwacyjną, w której udział wzięły największe teleskopy naziemne. Pomiar spektrum afterglow emission pokazał silne linie żelaza. Spektrum było charakterystyczne dla supernowych. Był to pierwszy bezpośredni dowód na to, że przynajmniej niektóre rozbłyski gamma pochodzą z rodzaju supernowych (patrz m.in. astro-ph\/0304173).

      Niezwykle ciekawym aspektem badania Rozbłysków Gamma jest możliwość pomiaru fotonów o wysokiej i niskiej energii oraz neutrin pochodzących z tego samego źródła. Modele kwantowej grawitacji przewidują różną dyspersję dla fotonów różnej energii toteż odstęp czasowy w docieraniu fotonów z GRB mógłby świadczyć o kwantowej grawitacji. Efekt jest słaby i powinien być widoczny dla GRB o z>=1. Z drugiej strony fakt posiadania masy przez neutrina także powodowałby ich opóźnienie w dotarciu do obserwatora. Pomiar tych opóźnień, wraz z odpowiednim modelem, powinien dać ewidencję kwantowej struktury czasoprzestrzeni.

      Najdalszym jak dotąd zaobserwowanym (przez Swifta) rozbłyskiem gamma jest rozbłysk GRB050904 o z=6.29.



    Geminga

      Pulsar, położony (na niebie) w pobliżu Kraba, nie emitujący prom. radiowego, bardzo szybko się poruszający. Odległy od nas o 160 pc.



    GLAST

      Eksperyment prowadzony przez ludzi ze SLACu, ale z dużym udziałem międzynarodowym (w tym Europa). Detektor wysokoenergetycznych kwantów promieniowania gamma, oparta na wymuszeniu konwersji na pare elektron-pozyton i pomiarze tej pary w trakerze (Si strip - całkowita powierzchnia krzemu: 80m2, około miliona kanałów odczytu) a potem w kalorymetrze (kryształy CsI). Całkowite pole widzenia to około 2.5 sr, zakres energii to 20 MeV-300 GeV, energetyczna zdolność rozdzielcza to około 10%, powierzchnia efektywna to ponad 8000 cm2 (dla energii powyżej 1 GeV).

      Pole widzenia jest tak dobrane że co orbitę GLAST będzie obserwował praktycznie całe niebo, co da mu potencjał do wykrywania około 100 rozbłysków gamma rocznie dla wysokich energii, gdzie EGRET widział zaledwie jeden rocznie. Przewidywany moment wyniesienia: 2007-9.


    GZK cutoff

      Promieniowanie kosmiczne rozchodzące się w przestrzeni powinno przy pewnej energii oddziaływać nieelastycznie z kosmicznym promieniowaniem tła (CMB), protonami i ciężkimi jądrami. Przy energii promieniowania kosmicznego rzędu 50 EeV (5*1019 eV) droga tego promieniowania we Wszechświecie nie powinna przekraczać kilkudziesięciu Mpc. Jednakże obserwacje pokazują że czasami docierają do nas wysokoenergetyczne cząstki promieniowania kosmicznego o energiach dużo wyższych niż 50 EeV (ostatnie wyniki z eksperymentu AGASA zawierają 20 przypadków o energiach wyższych niż 100 EeV). Co więcej promieniowanie to wydaje się być pochodzenia kosmologicznego, czyli powinno przebyć odległości znacznie większe niż rozmiary Galaktyki, większą niż 100 Mpc. Jednym z zasadniczych pytań jest więc teraz pytanie czy i dlaczego GZK cuoff jest złamany.

      Akronim GZK pochodzi od nazwisk trzech astrofizyków: Greisena, Zatsepina i Kuzmina. Podstawowy proces odpowiedzialny za odcięcięcie można zapisać tak:
    p gamma -> Delta+ -> p pi0 -> n pi+ -> p e+ e-
    (wartość cięcia bierze się z masy rezonansu Delta+)

      Literatura:

  • K.Greisen, Phys. Rev.Lett. 16:748, 1966
  • G.T.Zatsepin, V.A.Kuz'min, Sov. Phys. JETP Lett.4:78,1966.



    • H2

      Wodór cząsteczkowy - jego rozkład w Galaktyce jest mierzony przy pomocy rozkładu CO (a to sie mierzy w podczerwieni chyba).



    HI

      Atomic hydrogen - wodór atomowy, jego rozkład w Galaktyce jest determinowany przy pomocy badania rozkładu intensywności linii 21cm - jednej z najważniejszych do studiowania materii międzygwiezdnej.



    HII

      = H+



    HEAT

      Eksperyment balonowy(?) który najdokładniej jak dotąd (2005) pomierzył pozytrony w promieniowniu kosmicznym. Pomiary wskazuja na istnienie niewyjaśnionego piku w okolicach 7 GeV.



    HEIDELBERG-MOSCOW experyment

      Umieszczony w Gran-Sasso eksperyment poszukujący podwójnego rozpadu beta jądra germanu: 76Ge -> 76Se +2e- + (2bar nu). Eksperyment po około 10-ciu latach zarejestrował sygnał na poziomie około 3 sigma, dowodzący że neutrino jest cząstką majorany i że jego masa jest około 0.5 eV.


    HESS
    Międzynarodowy teleskop czerenkowski mający docelowo składać się z 4 mniejszych teleskopów. Umieszczony na pustyni w Namibii (ma na widoku centrum Galaktyki).

    HETE (i HETE-2)

    High Energy Transient Explorer. Małe satelity przeznaczone do badania rozbłysków gamma. Wystrzelenie HETE w 1996 roku nie powiodło się, bliźniaczy HETE-2 poleciał na orbitę w roku 2000.



    IMAX

      Isotope Matter Antimatter eXperiment. Balonowy eksperyment mierzący spektrum protonów i helu w górnych warstwach atmosfery. Zaprojektowany do szukania antyprotonów i lekkich izotopów. Wypuszczony 16 lipca 1992 (w tym czasie solar modulation parameter wynosił około 800 MV) z Lynn Lake w Kanadzie, latał około 16 godzin na wysokości 36 km. W tym czasie zebrał statystykę około 3.5 miliona przypadków. Wyposażony w nadprzewodzący magnes, spektrometr, time-of-flight i cerenkowski aerożelowy detektor (detektory były redundantne). Zmierzył spektrum pierwotnych protonów i helu od energii około 0.2 GeV do około 250 GeV.



    inflacja

      Starobinsky 1979, Guth 1981, Linde 1982. Pole skalarne które "rozdęlo" Wszechświat w początkowej fazie po powstaniu (rozmiar zwiekszył się o 120 rzędów wielkości w czasie 10-35 sekundy. Załatwia nam odpowiedzi na pytania:

  • dlaczego Wszechświat jest płaski (bo jest kawałkiem czegoś bardzo rozdętego, co nie widzimy, a kawałek zawsze jest płaski),
  • Dlaczego CMB jest izotropowe z dokładnością lepszą niż 10-4.


    INTEGRAL

      International Gamma Ray Astrophysics Labolatory: satelita do obserwacji twardego promieniowania X i miękkiego gamma (15 keV - 10 MeV). Będzie obserwował blazary, rozproszone tło gamma i rozbłyski gamma (GRB). Ponoć jakieś polskie labolatorium bierze udział w tym eksperymencie. Wystrzelony 17 października 2002 (z Bajkonuru), krąży po mocno eliptycznej orbicie. Rozdzielczość kątowa to 13 minut łuku.


    ISS

      International Space Station.

      Z ciekawych eksperymentów fizycznych na ISS: Matrioszka, AMS-02, EUSO (EUSINO).



    JACEE

      Balonowy eksperyment w ktorym brali udział także fizycy z IFJtu. Detektorem były emulsje jądrowe naświetlane w górnych warstwach atmosfery. Mierzone energie: 1012-1015 eV. Lotów było 14, w latach 1979-1995, odbywały się m.in. w Teksasie, Australii i na Antarktydzie.


    KASCADE

      KArlsruhe Shower Core and Array DEtector. Największy na świecie detektor kaskad o energiach w okolicy słynnego "kolana", czyli około 2-5 PeV. Znajduje się w Niemczech koło Karlsruhe, na wysokości 110 m.npm., zbudowany jest z 252 stacji scyntlatorow, z detektora centralnego (hadron iron calorimeter) oraz z detektorów umożliwiających wyznaczanie śladów mionów.


    leaky box model

      Model propagacji i "związania" (confinement) promieniowania kosmicznego w Galaktyce. Promieniowanie kosmiczne porusza się swobodnie wewnątrz "volume of confinement" a kiedy uderza w granicą obszaru, istnieje pewne prawdopodobieństwo że ucieknie.


    Lit

      Lit 6 jest pewnym problemem bo jest go zbyt wiele aby był wyprodukowany w nukleosyntezie a jego abundacja w gwiazdach nie zależy od tego czy są to gwiazdy młode czy stare ani od ich metaliczności, co pozwala stwierdzić że ten izotop nie jest produkowany ani niszczony w procesach jądrowych w gwiazdach (teoretyczne kalkulacje prowadzą do podobnego wniosku). W związku z czym nie wiadomo skąd tyle litu wzieło się w gwiazdach. Być może powstał po standardowej nukleosyntezie w wyniku anihilacji neutralin. (Jedamzik).


    LOPES

      Umieszczony w tym samym miejscu co CASCADE (Karlsruhe) eksperyment mierzący kasakdy atmosferyczne poprzez pomiary sygnałów radiowych generowanych przez naładowane cząstki z kaskad.


    MAXIM
         MicroArcsecond X-ray Imaginary Mission: satelita NASA do obserwacji w zakresie promieniowania X przy dużej
    rozdzielczości kątowej (future). Link .


    MEGA

      Medium Energy Gamma ray Astronomy czyli detektor dla gamm o energii rzędu MeV, gdzie jak dotąd czułość detektorów była mała (Comptel). Planują satelitę a na razie balon w 2005 roku z prototypem (MEGABALL).


    NINA

      New Instrument for Nuclear Analysis: NINA-1 i NINA-2 - dwa małe satelity służące do badania niskoenergetycznych (10 MeV - 2 GeV) promieni kosmicznych na orbicie. NINA-1 latała od połowy 1998 ruku do połowy 1999 (potem problemy z systemem telemetrycznym) na orbicie o inklinacji 98 stopni i na wysokości 800 km. NINA-2 (bardzo zbliżona konstrukcja, zmieniono tylko trochę tryger - 2 GeV, i system telemetryczny) została wystrzelona w lipcu 2000 i spłonęła w atmosferze w sierpniu 2001. Orbita o inklinacji 82 stopnie i wysokości 300-450 km.

    OWL
     OverWhelmingly Large - projekt 100-metrowego teleskopu (1998, Gilmozzi et al.). Główne lustro zbudowane byłoby z około 2000 segmentów o rozmiarach rzędu 2m.  Optyka aktywna (adaptative optics) - stosowana już jest na masową skalę w Teleskopie Keck.


    PAMELA

    Malutki satelita który będzie wystrzelony w roku 2006 z Bajkonuru (bedzie częścią większego satelity rosyjskiego zwanego RESUS-DK1) i który przeznaczony jest do badania spektrum antyprotonów i pozytronów w bliskim kosmosie. Satelita zawiera detektor promieniowania przejścia, traker i kalorymetr krzemowo-wolframowy (?). Całość waży 470 kg i konsumuje tylko 360 W. Następca NINY-1 i 2.

    Energie mierzonych cząstek promieniowania kosmicznego będą z zakresu od 100 MeV do kilkuset GeV. Trigger rate (average) = 12 Hz. Pole magnetyczne generowane przez stały magnes dający około 0.43 T w trakerze. Sensory krzemowe trakera są dwustronne ze stripami prostopadłymi do siebie po obu stronach, grubość 300 mikrometrów. Odległość między stripami 25 mikrometrów (junction side) i 67 mikrometrów (ohmic side). Producent: Hamamatsu. Opis trakera (jest tez o algorytmie DSP): NIM A 511 (2003) 72-75.


    Pasy radiacyjne

      Obszary przestrzeni wokółziemskiej gdzie naładowane cząstki, pochodzące z wiatru słonecznego lub promieniowania kosmicznego, są złapane przez Ziemskie pole magnetyczne. W roku 1958 Van Allen opisał dwa takie pasy, nazywane dziś od jego nazwiska zewnętrznym i wewnętrznym pasem Van Allena. Następne dwa pasy został odkryte przez satelitę SAMPEX oraz eksperyment AMS.

      Zewnętrzny pas Van Allena rozciąga się w odległości od około 2.5 do około 6 promieni ziemskiech od równika naszej planety. Wypełniają go pochodzące z wiatru słonecznego protony o energiach 0.1-1 MeV i elektrony 1-10 MeV. Czas przebywania złapanych cząstek w tym pasie to około 1-10 dni.

      Wewnętrzny pas Van Allena znajduje się około 2-2.5 promieni ziemskich od równika. Protony w tym pasie mają energie 0.1-100 MeV, zaś elektrony 0.01-1 MeV. Cząstki w pasie wewnętrzym pochodzą z pasa zewnętrznego lub z oddziaływań promieni kosmicznych wysokich energii z zewnętrznymi warstwami atmosfery (CR->neutron->proton+elektron+neutrino+782keV - mechanizm CRAND). Czas przebywania złapanych cząstek w pasie wewnętrznym to około 10-1000 dni.

      Pas SAMPEX znajduje się w wewnętrznym pasie Van Allena, ale jest od niego odróżnialny ponieważ zawiera ciężkie jądra (N, O, Ne), o energiach rzędu 10 MeV/nukleon. Pochodzą one prawdopodobnie z oddziaływań Anomanych Promieni Kosmicznych z atmosferą. Czas przebywania cząstek w tym pasie to około 10-100 dni.

      Wreszcie pas AMS, odkryty w 1998 roku w niespodziewanym miejscu bo zaledwie około 300-400 km od powierzchni Ziemi (rozciągający się aż do 1.15 promienia Ziemskiego). Zawiera protony, elektrony, pozytrony i jądra helu 3 o energiach 100-1000 MeV pochodzące z oddziaływań promieniowania kosmicznego z atmosferą. Czas przebywania cząstek w tym pasie jest rzędu zaledwie 10-6-10-4 dnia.



    pozytron

      Odkryty przez Andersona w 1933 roku w kaskadach z promieniowania kosmicznego.


    próżnia

      Obiekt fizyczny, mogący jak najbardziej znajdować się w różnych stanach, z którymi związana jest różna energia. W większości scenariuszy supersymetrycznych obecny stan próżni, nie-supersymetryczny, nie ejst jej stanem podstawowym. Uważa się że przejście do stanu podstawowego zniszczyłoby cały Wszechświat, ale istnieją też pomysły mówiące że przejście takie może zachodzić jednynie w gęstych obiektach jak gwiazdy neutronowe czy Czarne Dziury. Takie przejście generowałoby ogromne ilości energii i być może 'central engine' rozbłysków gamma to właśnie obiekty wewnątrz których próżnia przechodzi do swego najniższego stanu (hep-ph/0403227).



    pulsary

      Uważa się że pulsary to gwiazdy neutronowe pozostałe po wybuchu supernowych. Poruszają się one w wprzestrzeni kosmicznej znacznie szybciej niż zwykłe gwiazdy (100km/s zamiast 10km/s). Uważa się że mają b. silne pole magnetyczne. Z biegunów tego pola wyrzucaja w przestrzeń jety materii które oddziaływując z materią otaczającą pulsar powodują emisję promieniowania elektromagnetycznego. Większość energii emitują w promieniowaniu X, gamma. Emitują słabo w paśmie optycznym.

      Wygląda na to że spektrum wielu pulsarów można opisać przy pomocy dwu ciał promieniujących termicznie plus składowa synchrotronowa. Uważa się że na pulsarze występują obszary ciepłe i zimne. Na obrazku: przykład Gemingi.



    Quintesence
         Kwintesencja - Einsteinowska Stała Kosmologiczna, wciąż hipotetyczna Ciemna Energia o ujemnym ciśnieniu wypełniająca Wszechświat (Omega_Lambda = 0.7). Nazwa 'kwintesencja' jest zastrzeżona dla Ciemnej Energii będącej samoodziaływującym polem skalarnym.

     Dwa zasadnicze dowody przemawiające za istnieniem kwintesencji to supernowe typu Ia, będące standardowymi świecami w kosmologii, świecące słabiej z odległością niż przewidują modele (a więc Wszechświat przyśpiesza!) oraz struktura wielkoskalowa Wszechświata, trudna do wyjaśnienia bez pomocy kwintesencji.


    ROTSE

    Robotic Optical Transient Search Experiment.

    Niewielki automatyczny teleskop w Los Alamos. Zbudowany z 4 obiektywów Canon EF 200/1.8 z podłączonymi elementami CCD o matrycach około 4 Mpixeli. Teleskop cechuje się możliwością zmiany pozycji w ciągu kilku sekund w odpowiedzi na sygnał o GRB pochodzący z innego detektora. Zbudowany w celu wykrycia emisji stowarzyszonej z GRB w widmie widzialnym. 23 stycznia 1999 roku, po sygnale z BATSE, wykrył 'afterglow emission' o magnitudo 9 z rozbłysku GRB19990123.


    Sachsa-Wolfa efekt

      Efekt korelacji między fluktuacjami kosmicznego promieniowania tła (CMB) a strukturami wielkoskalowymi we Wszechświecie. Zasadniczo takiej korelacji nie powinno być, bo fotony CMB powstały bardzo dawno, przed początkiem formowania się struktur, jeśli więc na swej drodze spotkają silne pole grawitacyjne to najpierw na nie spadają doznając przesunięcia ku fioletowi a potem się z niego wydostają doznając przesunięcia ku czerwieni: oba efekty się kasują, nie powinno być korelacji. Efekty przestają się kasować jeśli Wszechświat przyśpiesza. Obecne pomiary wskazują na istnienie efektu Sachsa-Wolfa na poziomie 3 sigma (2003).


    SAS-2

      Satelita mierzący miękkie promieniowanie gamma w latach 1972-73. Miał orbitę niemalże równikową (inklinacja 2 stopnie), dość eliptyczną (od 440 do 610 km).

    SELENE

      Japoński projekt satelity na wys. około 1000km, orbita polarna. Data wystrzelenia: 2006, przy pomocy H-IIA. Czas: 1 rok. Masa: 1720 kg. Moc: 3500 W. Nazwa: Selenological and Engineering Explorer. Cel: opracowanie technik które mają posłużyć do badań Ksieżyca. Satelita będzie zawierał detektory fizyczne, jak np. Charged Particle Spectrometer (CPS).


    Solar Energetic Particles (SEP)

      To nagłe zdarzenie polegające na gwałtownym zwiększeniu strumienia cząstek ze Słońca o 2-4 rzędy wielkości. Cząstki te są emitowane przez aktywne rejony Słoneczne. Każde takie zdarzenie wyzwala w ciągu kilku sekund energię rzędu 1022-1025 dżula w rejonie o rozmiarach około 3000x2000 km. Zwykle SEPy zachodzą w okolicach flar słonecznych lub wyrzutów materii z korony słonecznej. Uważa się że cząstki są przyśpieszane w tym samym polu magnetycznym które kształtuje flary (Flare accelerated events) lub przez falę uderzeniową pochodzącą z wyrzutów koronalnych (Coronal Mass Ejection).


    South Atlantic Anomaly

      Anomalia Południowo-Atlantycka. Miejsce nad południowym Atlantykiem gdzie bliskie pole geomagentyczne jest najsłabsze z powodu przeunięcia środka magnetycznego momentu dipolowego Ziemi o około 500 km od środka geograficznego Ziemi (to przesunięcie ciągle się pogłebia o około 2.5 km na rok). W związku z tym wewnętrzny pas Van Allena jest tutaj bardzo nisko i duży strumień cząstek z niego pochodzących wylatuje do pasu AMSu około 400km nad powierzchnią Ziemi. Natężenia elektronów i protonów są tutaj dużo większe niż w innych miejscach orbity na wysokości 400-500 km.


    Strangelety

      Promienie kosmiczne o bardzo wielkiej liczebości mionów, sugerującej że cząstka pierwotna miałaby liczbę atomową rzędu 400-2000. Kilka takich pęków atmosferycznych zaobserwowano w ramach eksperymentów CosmoLEP.


    Supernowe

      Emisja energii to około 1050 ergów. Uważa się że mogą być źródłem Galactic Cosmic Rays (GCR) - wysokoenergetycznego promieniowania pochodzenia Galaktycznego.

      Istnieją trzy rodzaje supernowych. Typ Ia, Ib i II. Typ I nie zawiera w spektrum linii wodorowych, natomiast typ II je zawiera. Supernowe typu Ia powstają w układach binarnych: biały karzeł + czerwony gigant. Biały karzeł to gęsta i ciężka, wypalona gwiazda (brak wodoru), która zasysa materię z czerwonego olbrzyma. W pewnym momencie przekroczona zostanie masa krytyczna na wybuch supernowej. Supernowe typu Ia, jako że powstają z gwiazd o masach bliskich masie krytycznej, są bardzo regularne i służą kosmologom jako tzw. świece standardowe. Obserwacje odległych supernowych Ia (o z rzędu 0.1-1) są jednym z głównych argumentów na rzecz przyśpieszania rozszerzania się Wszechświata.

      Supernowe typu Ib i II to masywne ciężkie gwiazdy, które wypalają się i w pewnym momencie, gdy ciśnienie promieniowania produkowanego w wyniku reakcji termojądrowych przestaje równoważyć siły grawitacji, zapadają się w siebie. W przypadku żadkiego typu Ib, przed kolapsem jądra gwiazdy, warstwy zewnętrzne zawierające jeszcze wodór zostają rozproszone przez promieniowanie (wiatr słoneczny).

      Masa krytyczna wystarczająca do kolapsu grawitacyjnego gwiazdy to około 1.5-2 mas Słonecznych. Kolaps jest zatrzymywany dopiero przez materię ściśniętą prawie tak, jak w jądrach atomowych - materię neutronową. W większości przypadków jądra gwiazd zapadają się w tzw. gwiazdy neutronowe. Jednakże gdy masa jądra przekracza 5 mas Słońca, to gwiazda zapada się w Czarną Dziurę.


    THEMISTOCLE

      Pierwszy z detektorów umieszczony w Themis - byłej francuskiej elektrowni słonecznej w Pirenejach. Składał się z kilku pojedyńczych teleskopów z których każdy był wyposażony w jedno zwierciadło i jeden fotopowielacz. Działał na początku lat 90-tych, był poligonem doświadczalnym przed konstrukcją CATa i CELESTE.


    TOA

      TOA - Top Of Atmosphere - często używany skrót!


    TRACER

      Transition Radiation Array for Cosmic Energetic Radiation. Eksperyment balonowy oparty na pomiarze promieniowania przejścia. Poleciał na Antarktydzie w grudniu 2003 (10 dni).

      Wymiary: 2.0m * 2.0m * 1.2m, akceptancja ok. 5m2sr.



    UHECR
     Ultra Higs Energy Cosmic Rays: promieniowanie kosmiczne o energiach zaczynających się od kilkudziesięciu EeV. Promieniowanie to ma energię wiekszą niż GZK cutoff.

    Rekordowa energia UHECR to 320 EeV, co odpowiada 50 dżulom. Dotąd, w ciągu 40 lat obserwacji, zaobserwowano 20 UHECRów o energiach powyżej 10 20 eV (w 3 eksperymentach: AGASA,...).
    Badanie tego rodzaju promieniowania przeprowadza się technikami naziemnymi, gdyż potrzeba wielkiej powierzchni aby efektywnie wyłapywać te rzadkie zjawiska. Wykorzystuje się fakt iż UHECR powodują w atmostferze Ziemi powstawanie dużych kaskad atmosferycznych (EAS, Extensive Air Shower). Te zaś mogą być badane na kila sposobów:
    1) cząstki wtórne w EAS emitują promieniowanie Czerenkowskie, które może być obserwowane przez teleskopy Czerenkowskie. Główną wadą tej techniki jest fakt że teleskopy Czerenkowskie są urządzeniami kierunkowymi i mogą w danej chwili obserwować tylko niewieki wycinek nieba.
    2) zwykłe detektory cząstek zainstalowane na Ziemi w postaci wielkich pól detektorów pracujących w koincydencji. Do nich należą detektory takie jak Volcano Ranch (USA), który zarejestrował pierwszy Big Event w lutym 1962 roku, zbudowany pola scyntaltorów o powierzchni 3m2 każdy, oddalonycch od siebie o 900 m, tworzących detektor o całkowitej powierzchni około 8 km 2. Ponadto AGASA oraz Pierre Auger.
    3) następna technika oparta jest na detekcji promienowania fluorescencyjnego lub scyntlacyjnego generowanego przez cząstki wtórne EAS (secondary particles wzbudzają cząstki N2 obecne w atmosferze, które deekscytując emitują izotropowo  promieniowanie fluorescencyjne w zakresie bliskim UV: 300 i 400 nm) przez system luster i fotopowielaczy. Czasami nazywana technika 'Fly's Eye', od pierwszego detektora ją wykorzystującego. Obecnie rozważa się detektory oparte na tej zasadzie, lecz obserwujące ziemską atmosfere z kosmosu (np. EUSO, Airwatch, OWL).
    4) nowa dopiero rozwijana technika polega na poszukiwaniu fal radiowych lub/i akustycznych generowanych przez CR w ośrodkach takich jak powietrze, woda, lód czy pokłady soli.
    W chwili obecnej dowody na istnienie promieni kosmicznych o energiach wiekszych niz odciecie GZK sa poddawane watpliwosciom. AGASA je widzi natomiast pomiary z eksperymentu FlyEye daja wyniki zgodne z hipoteza odciecia GZK. Watpliwosci powinien rozwiac eksperyment Auger.

    West-East assymetry

      Asymetria w natężeniu strumienia cząstek naładowanych uwięzionych w pasach radiacyjnych. W zależności od ładunku cząstek więcej jest przybywających ze wschodu lub z zachodu. Efekt powstaje gdyż cząstki uwięzione w polu magnetycznym Ziemi poruszają się po liniach spiralnych wokół linii pola a gęstość atmosfery rośnie wraz ze zbliżaniem się do środka Ziemi, więc cząstki są absorbowane w dolnej częsci spirali. Kierunek obrotu zależy oczywiście od ładunku cząstek. Strumień ze wschodu może się różnić od strumienia zachodniego o czynnik kilka.


    Whipple
    Pierwszy naziemny teleskop promieniowania gamma, wykorzystujący charakterystyczny kształt obrazów promieniowania Cerenkowskiego emitowanego przez pęk atmosferyczny. Umieszczony w Arizonie, zaobserwował emisję z mgławicy Kraba (1989). Próg detekcji to około 200 GeV. W 1992 Whipple zaobserwował najjaśniejszy znany obecnie blazar świecący w gammach o energiach rzędu TeV: Markarian 421. W 1996 odkrył on Markariana 501.


    WMAP

      Wcześniej znany jako MAP. Satelita do superdokładnych obserwacji anizotropii promieniowanie reliktowego. Wstępne wyniki ogłoszone w styczniu/lutym 2003 wskazują że Wszechświat zawiera 83% ciemnej materii (dokładność pomiaru poniżej 1%).


     Wszechświat
     Duży (ok. 3000 Mpc), płaski i zdominowany przez kwintesencję (lub raczej ogólnie mówiąc przez stałą kosmologiczną). Niewątpliwie miejscami bardzo piękny:-)


    Vela

      Rodzina satelitów wojskowych powstałych w celu monitorowania Układu o broni jadrowej z 1963 roku, który zabraniał wykonywania prób nuklearnych w atmosferze, pod woda i w przestrzeni kosmicznej. Wybuchy jadrowe w kosmosie nie produkuja zbyt wiele swiatla widzialnego ale za to produkuja wiele promieniowania X i gamma które jest pochłaniane przez atmosfere wiec aby je zmierzyc nalezy umiescic czujniki w kosmosie. Pierwszy satelita Vela został umieszczony na wysokiej orbicie w 1963 roku.

      2go lipca 1967 roku satelity Vela (było ich już wtedy kilka na orbicie) zarejestrowały nieoczekiwany rozbłysk gamma. Warto zauważyć że rozbłyski gamma tak bardzo się różnią od produkowanych przez broń jadrowa że od razu uznano iż zaobserwowano zjawisko naturalne a nie wybuch jądrowy.

      W roku 1969 wymieniono satelity Vela na nowszą generację o zwiekszonej czułości co umożliwiło obserwację wiekszej ilości rozbłysków gamma. Wyniki obserwacji zostały opublikowane w 1973 roku (i wtedy okazało się że tajne radzieckie satelity wojskowe także obserwowały GRBs).


      Vela to także nazwa silnego pulsara, odległego od Ziemi o 290 pc.


    Z-bursts

      Jedna z hipotez dotyczących wysokoenergatycznych promieni kosmicznych o energiach powyżej GZK cutoffu. W tej hipotezie UHECRe to wysokoenergetyczne neutrina (które mają mniejszy przekrój czynny na oddziaływanie z reliktowymi fotonami i materią międzygalaktyczną), które rezonansowo anihilują z (anty)neutrinami tła tworząc bozony Z, które wpadają do atmosfery i dają wysokoenergatyczne pęki.



    złamanie CP

      Naturalna właściwość oddziaływań elektrosłabych.




    • notatki by M.Sapiński, październik 2003->luty 2006