In the energy range of 1012-1015 eV (electron-volts*), cosmic rays arriving at the edge of the Earth's atmosphere have been measured to consist of:

~ 50% protons ~ 25% alpha particles ~ 13% C/N/O nuclei < 1% electrons < 0.1% gammas

For comparison: a 40 W(watt) reading-light uses about 1024 eV of energy in one hour.

miony

neutrina

Elektrony,

piony

http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/CosmicRay/gshower.png

Při průchodu elektricky nabité částice nebo záření gama látkovým prostředím dochází k místní polarizaci atomů a molekul podél dráhy. Po průchodu částice se atomy samy opět depolarizují, přičemž získanou energii vyzařují ve formě elektromagnetického záření.

Je-li rychlost pohybu částice v prostředí větší než je fázová rychlost světla, mohou se elektromagnetické vlny, vznikající v různých místech dráhy, dostat do fáze a ve vhodném úhlu se tyto fáze mohou sečíst a vznikne pozorovatelné záření.

Detektory Gama záření na zemi: gama se detekuje nepřímo, při kontaktu s atmosférou generuje čerenkovské záření, které je dopředné v malém prostorovém úhlu.

http://icc.ub.edu/images/cherenkov.jpg http://icc.ub.edu/images/gammaray.jpg

http://www.dur.ac.uk/~dph0www4/images/skymap.jpg

Projekty : ● HESS● Magic● Veritas● CANGAROO

http://astrum.frm.utn.edu.ar/CTA-Argentina/wp-content/uploads/2010/12/frenteCherenkov.jpg

http://icrhp9.icrr.u-tokyo.ac.jp/C3pamph-e/Image33.gif

http://www.daviddarling.info/images/gamma-ray_bursts.jpg

HESS - High Energy Stereoscopic systém, Namibia

gamma rays in the 100 GeV to 100 TeV

http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/pages/about/images/hess-mirror-plane_300x271

http://www.physics.adelaide.edu.au/astrophysics/gpr/images/hess_above.jpg

Magic – Kanárské ostrovy

http://wwwmagic.mppmu.mpg.de/magic/2magics.gif

2 x 236 m2 reflexní plochy

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/92/The_MAGIC_Telescope_at_night.jpg/300px-The_MAGIC_Telescope_at_night.jpg

VERITAS - Fred Lawrence Whipple Observatory (FLWO) Arizona, USA, 50 GeV - 50 TeV, 350 zrcadel, 12 m prumer celého teleskopu

http://veritas.sao.arizona.edu/Images/New_Array.jpg

http://people.umass.edu/eppex/veritas/images/slide0006_image018.gif

http://veritas.adlerplanetarium.org/multimedia/mirrors/content/bin/images/large/Alumd_Mirror_Segment.jpg

Cangaroo - An array of four 10m Cherenkov telescopes in Woomera, Australia for efficient observation of celestial gamma-rays in the 100 GeV region

http://icrhp9.icrr.u-tokyo.ac.jp/image/C-image-stereo2.gif

Parabola mirror of 10m in diameter (composite of 114 80cm-mirrors)Focal length of 8m Field of view of 4 degreePoint image size of 0.2 degree at focus 552-pixel PMT (1/2" diameter, Risetime 1.1ns, TTS 0.5ns) camera

CTA – Cherenkov Telescope Array

The low energy instrumentation will consist of a few 24 metre-class telescopes with a moderate field of view (FoV) of the order of 4-5 deg.

The medium energy range, from around 100 GeV to 1 TeV, will be covered by telescopes of the 10-12 metre class with a FoV of 6-8 degrees.

The high energy instruments, operating above 10 TeV, will consist of a large number of small (4-6 metre diameter) telescopes with a FoV of around 10 degrees

ANITA - (ANtarctic Impulsive Transient Antenna), radiodetekce neutrin. Neutrina při průchodu pevnou vodní fází vytváří na základě Askaryanovu efektu – vytváří se záření v mikrovlné oblasti. Zařízení sleduje antarktidu z výšky 30 km a detekuje sekundární záření produkované neutriny.

http://www.physics.ohio-state.edu/anita/map08/gpsMap.png

Antares – detekce neutrin, 0.1 km2 detektor ve vodě, detekuje se čerenkovské zážení jako sekundární zážení vzniklé interakcí neutrina s hmotou.

http://antares.in2p3.fr/Environment/images/Overview.png

IceCube – slouží k detekci neutrin na jižním pólu. Detekuje se čerenkovské záření vzniklé interakcí neutrina v ledu.

http://icecube.wisc.edu/icecube/static/about/images/scale.jpg

http://icecube.wisc.edu/news/view/57

KaskadeGrande – Karlsruhe, Německo. Detekce kosmického záření nab. částic. Detekuje lektrony, photony and miony ze spršek mimo jádro spršky, je osazen 252 detektory na gridu 13 m a ploše 200 x 200 m2. Skládá se z centrálního detektoru a samostaných stanic.

http://www-ik.fzk.de/kalorimeter/fkalor.gif

electron/gamma-detektors a mionový-detektor

Telescope array - The Telescope Array observes cosmic rays with energies of 10E19 eV and up.

http://www.telescopearray.org/images/TAmap02.jpg

http://www.physics.adelaide.edu.au/astrophysics/images/hires/flyseye2_large.jpg

HIRES a Flye's Eye (1981 - 1993)

http://images.sciencedaily.com/2008/03/080321084612-large.jpg

CASA-MIA, Fly’s Eye 2, and trailers.

CASA-MIA

AGASA (Akeno Giant Air Shower Array) - 100 km2, Japonsko 111 detektorů.

Plastové scintilátory 2,2 m2,

http://auger.ifj.edu.pl/images/Auger/Agasa.jpg

Velikost kolečka odpovídá počtu detekovaných částic

Průchod atmosférou:Dojde k interakci s atomy atmosféry a generaci sekundárních částic (spršky), měří se hustota částic na plochu (odpovídající řezu spršky) g/cm2 a počítá se maximum této závislosti.

http://www.isdc.unige.ch/~taylora/Files/Xmax_Auger.gif

http://ars.sciencedirect.com/content/image/1-s2.0-S0370269310001875-gr005.jpg

GZK limit - 1966 Kenneth Greisen a Vadim Kuzmin a Georgiy Zatsepin nezávisle spočítali vzájemné ovlivňování kosmickým paprsků a fotonech vesmírného mikrovlnného záření na pozadí. Kosmické paprsky s energiemi většími než limit prahové energie 6 × 10E19 eV interagují s reliktními fotony a produkují pions. Jejich energie klesá až zaniknou. Limitní vzdálenost pro takové částice je 50 Mpc. Neměli bychom tedy vidět částice ze vzdálenosti větší než je tento limit. Ale v této vzdálenosti nejsou známe zdroje :

● Předpoklad GZK je špatný● Existují „exotické zdroje“ o kterých nevíme.