OVISNOST UČESTALOSTI OPAŽENIH VISOKOENERGIJSKIH …zenitnom kutu za Čerenkovljeve teleskope diplomskirad zagreb,2014. sveuČiliŠte u zagrebu prirodoslovno-matematiČki fakultet

SVEUČILIŠTE U ZAGREBUPRIRODOSLOVNO-MATEMATIČKI FAKULTET

FIZIČKI ODSJEK

Mislav Brčić

OVISNOST UČESTALOSTI OPAŽENIHVISOKOENERGIJSKIH DOGAÐAJA O

ZENITNOM KUTU ZAČERENKOVLJEVE TELESKOPE

Diplomski rad

Zagreb, 2014.

SVEUČILIŠTE U ZAGREBUPRIRODOSLOVNO-MATEMATIČKI FAKULTET

FIZIČKI ODSJEK

SMJER: DIPL. INŽ. FIZIKE

Mislav Brčić

Diplomski rad

OVISNOST UČESTALOSTI OPAŽENIHVISOKOENERGIJSKIH DOGAÐAJA O

ZENITNOM KUTU ZAČERENKOVLJEVE TELESKOPE

Voditelj diplomskog rada: dr. sc. Dario Hrupec

Suvoditelj diplomskog rada: dr. sc. Matko Milin, izv. prof.

Ocjena diplomskog rada:

Povjerenstvo: 1.

2.

3.

Datum polaganja:

Zagreb, 2014.

.

“Equipped with his five senses, man explores the universe

around him and calls the adventure Science.”

Edwin Hubble

Sadržaj

Popis tablica vi

Popis slika viii

Zahvale ix

Sažetak x

Abstract xi

1 Uvod 11.1 Astročestična fizika . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11.2 Kozmičke zrake . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2

1.2.1 Otkriće kozmičkog zračenja . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31.2.2 Spektar kozmičkog zračenja . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41.2.3 Ultra visokoenergijske kozmičke zrake . . . . . . . . . . . . . 61.2.4 Izvori kozmičkog zračenja . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81.2.5 Detektori kozmičkog zračenja . . . . . . . . . . . . . . . . . 8

2 γ-zrake 112.1 Elektromagnetski spektar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112.2 Otkriće γ-zraka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132.3 Spektar γ-zraka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142.4 γ-detektori na satelitima . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

2.4.1 INTEGRAL . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152.4.2 Swift . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152.4.3 Fermi Gamma-ray Space Telescope . . . . . . . . . . . . . . 15

2.5 γ-eksperimenti na površini Zemlje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152.5.1 MILAGRO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162.5.2 STACEE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16

iv

SADRŽAJ

2.5.3 ARGO-YBJ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172.5.4 PACT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172.5.5 ASHRA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

3 Astronomija visokoenergijskih γ-zraka 193.1 Visokoenergijska astrofizika . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 193.2 Izvori visokoenergijskih γ-zraka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20

3.2.1 Galaktički izvori . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 213.2.2 Izvangalaktički izvori . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

4 Čerenkovljevi teleskopi 294.1 Atmosfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

4.1.1 Ekstinkcija . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 294.1.2 Model atmosfere . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

4.2 Pljuskovi čestica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 314.2.1 Hadronski pljuskovi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 314.2.2 Elektromagnetski pljuskovi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 334.2.3 CORSIKA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34

4.3 Čerenkovljevo zračenje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 344.4 IACT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

4.4.1 MAGIC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

5 Obrada i analiza podataka 385.1 Ovisnost učestalosti okidača o zenitnom kutu . . . . . . . . . . . . 385.2 Svakodnevna kontrola kvalitete podataka . . . . . . . . . . . . . . . 415.3 Prilagodba podataka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42

5.3.1 Galaktički i izvangalaktički izvori . . . . . . . . . . . . . . . 455.3.2 Galaktički izvori . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 465.3.3 Izvangalaktički izvori . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 475.3.4 Usporedba rezultata . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48

6 Zaključak 51

Literatura 52

Kratice 56

Kazalo 58

v

Popis tablica

2.1 Energije i valne duljine elektromagnetskog spektra . . . . . . . . . . 122.2 Dogovorna podijela energijskih područja spektra γ-zraka . . . . . . 14

4.1 Čerenkovljeve granične energije za čestice pljuska . . . . . . . . . . 35

5.1 Parametri modela atmosfere U.S. Standard . . . . . . . . . . . . . . 415.2 Lista datoteka promatranja, od siječnja do svibnja 2014. . . . . . . 435.3 Lista datoteka promatranja, od lipnja do listopada 2014. . . . . . . 445.4 Usporedba prilagođenih podataka . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

vi

Popis slika

1.1 Ovisnost toka kozmičkog zračenja o visini u atmosferi . . . . . . . . 31.2 Spektar kozmičkog zračenja . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41.3 Energijski spektar kozmičkog zračenja pomnožen s E3 . . . . . . . . 51.4 Udarni presjeci za fotopionsku produkciju . . . . . . . . . . . . . . 61.5 Atenuacijska duljina kozmičkih zraka u ovisnosti o energiji . . . . . 71.6 Teleskop JEM-EUSO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

2.1 Elektromagnetski spektar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112.2 Povijesni razvoj promatranja elektromagnetskog spektra . . . . . . 122.3 Mliječni put promatran na različitim valnim duljinama . . . . . . . 132.4 Svemirski teleskop Fermi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152.5 Shematski presjek detektora MILAGRO . . . . . . . . . . . . . . . 162.6 ARGO-YBJ sadrži niz detektora RPC . . . . . . . . . . . . . . . . 17

3.1 Whipple 10-metarski Čerenkovljev atmosferski teleskop . . . . . . . 193.2 Mapa VHE neba u 1990. godini je imala samo jedna izvor . . . . . 203.3 Mapa VHE neba u 2000. godini . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 213.4 Rakovica kako je vide Herschel i Hubble . . . . . . . . . . . . . . . 223.5 Izvor γ-zračenja u galaktičkom središtu . . . . . . . . . . . . . . . . 233.6 Mikrokvazari, kvazari i provale γ-zraka . . . . . . . . . . . . . . . . 243.7 Mlaz iz blazara M87 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 253.8 Mapa VHE neba u 2011. godini . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 263.9 Zvjezdorodna galaksija M82 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

4.1 Model atmosfere U.S. Standard 1976 . . . . . . . . . . . . . . . . . 304.2 Pljusak γ-zraka i protona . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 324.3 Hadronski pljusak . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 334.4 Razvoj elektromagnetskog pljuska . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 344.5 Čerenkovljevo zračenje . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 354.6 Teleskopi MAGIC na Kanarskom otoku La Palma . . . . . . . . . . 36

vii

POPIS SLIKA

5.1 Geometrija putanje Čerenkovljevih fotona . . . . . . . . . . . . . . 395.2 Raspodjela visina prve interakcije protonskih pljuskova . . . . . . . 405.3 L2 i L3 pomnožen s kosinusom u ovisnosti o zenitnom kutu . . . . . 425.4 Prilagodba na galaktičkim i izvangalaktičkim izvorima iz datoteka

od siječnja do listopada 2014. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 455.5 Prilagodba na galaktičkim i izvangalaktičkim izvorima iz datoteka

iz veljače 2014. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 465.6 Prilagodba na galaktičkim izvorima iz datoteka od siječnja do listo-

pada 2014. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 475.7 Prilagodba na galaktičkim izvorima iz datoteka iz veljače 2014. . . . 475.8 Prilagodba na izvangalaktičkim izvorima iz datoteka od siječnja do

listopada 2014. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 485.9 Prilagodba na izvangalaktičkim izvorima iz datoteka iz veljače 2014. 485.10 L2 i L3 pomnožen s kosinusom u ovisnosti o zenitnom kutu, podaci

iz prilagodbe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49

viii

Zahvale

Zahvaljujem voditelju dr. sc. Dariju Hrupecu s Instituta Ruđer Bošković na men-torstvu pri izradi ovog diplomskog rada. Hvala mu na razgovorima u kojima meuveo u srž teme i uputio u smjeru oblikovanja rada. Suvoditelju dr. sc. MatkuMilinu, izv. prof. s Fizičkog odsjeka Prirodoslovno-matematičkog fakulteta zahva-ljujem na komentorstvu i njegovim prijedlozima pri izradi rada. Dr. sc. TihomiruSuriću s Instituta Ruđer Bošković hvala na sugestijama i pokretanju ovog diplom-skog rada. Dr. sc. Ani Babić s Instituta Ruđer Bošković hvala na pomoći koju jepružila.

Najviše od svega zahvaljujem svojim roditeljima, na njihovoj podršci i potica-jima svih ovih godina. Obitelji, rodbini i prijateljima hvala na njihovim poticajima.

Ovom prigodom zahvalio bih se svim profesorima, asistentima, kolegama i dje-latnicima Fizičkog odsjeka Prirodoslovno-matematičkog fakulteta u Zagrebu kojisu bili dio mog dosadašnjeg putovanja kroz fiziku.

Kolaboraciji MAGIC se zahvaljujem na ustupljenim podacima na kojima se ovajrad temelji.

ix

Sažetak

Teleskopi MAGIC su Čerenkovljevi atmosferski teleskopi koji se nalaze na kanar-skom otoku La Palmi na lokaciji opservatorija Roque de los Muchachos, na 2200m nadmorske visine. Zbog kvalitete i čistoće neba ona je među najboljim proma-tračkim lokacijama na sjevernoj polutci. Postoje samo tri sustava Čerenkovljevihteleskopa na svijetu (MAGIC, H.E.S.S. i VERITAS). Među njima, MAGIC imanajniži energijski prag. MAGIC je sustav dvaju Čerenkovljeva teleskopa, svaki spromjerom od 17 m i reflektivnom površinom od 236 m2.

Svakodnevna kontrola kvalitete podataka opaženih teleskopima MAGIC je unadležnosti hrvatskog dijela kolaboracije MAGIC. Temelji se na noćnom izvještajuod 30-tak stranica i 60-tak grafova. Jedna od kontrola je i ovisnost učestalostokidača o zenitnom kutu TR0 · cosn(ZA). Kontrola kvalitete koristi empirijskepodatake zenitnu učestalost okidača 270 Hz, i kosinusni eksponent 0,35.

Razvijen je jednostavan model koji pokazuje takvu ovisnost TR0 · cosn(ZA),te je unutar njega izračunata vrijednost 0,41 za kosinusni eksponent. Željelo seutvrditi razlikuje li se ovisnost učestalosti okidača o zenitnom kutu za galaktičke iizvangalaktičke izvore. Prilagodba podataka je rađena na podacima u rasponu odsiječnja do listopada 2014. godine. Kada je u podatke uključena i Rakovica, dobilose potpuno slaganje kosinusnog eksponenta s vrijednošću dobivenom u jednostav-nom modelu.

Rezultati upućuju na mogučnost razlike ovisnosti učestalosti okidača o zenitnomkutu za galaktičke i izvangalaktičke izvore. Ovaj rad nije mogao dati konačanodgovor na to pitanje, jer parametri prilagodbe jako ovise o odabranim podacima.Rad, međutim, upućuje na to da je potrebna suptilnija kategorizacija podatakakoji se koriste za ovakvu studiju.

x

Abstract

MAGIC telescopes are imaging γ-ray telescopes located at the Roque de los Muc-hachos Observatory, Canary Island of La Palma at 2200 m sea level. MAGICexperiment consists of two telescopes with 17-m diameter and 236 m2 of reflec-tive area. There are only three IACTs in the world today (MAGIC, H.E.S.S. andVERITAS). Among them, MAGIC has the lowest energy threshold.

Data check reports are based on around 60 plots, one of them is trigger ratedependency on zenith angle TR0 · cosn(ZA). Empirical data is used for cosineexponent 0.35 and effective zenith trigger rate 275 Hz.

A simple model has been developed that shows TR0 · cosn(ZA) dependencyand cosine exponent value 0.41. The main goal of this work was to determinepossible differences in trigger rate dependency on zenith angle between galacticand extragalactic sources. Data fitting was done on observational data in a periodfrom January to October 2014. When Crab Nebula data was included in datafitting, there was close match to simple developed model’s cosine exponent value0.41.

Results hint of possible differences in trigger rate dependency on zenith anglebetween galactic and extragalactic sources. This work could not provide the finalanswer to the question, because the fitting parameters are found to be stronglydependent on our data selection. However, the work shows that for such a kind ofstudy a very subtle data classification is needed.

xi

“It’s been a long way, but we’re here.”

Alan Shepard

Poglavlje 1

Uvod

Astronomija je od davnina važan dio ljudske civilizacije. Promatranja neba zapo-čela su već krajem kamenog doba, a modernu astronomiju započeo je Galileo 1609.godine astronomskim promatranjima s optičkim teleskopom. Iste godine Keplerje objavio osnovne zakone planetarnog gibanja. Sljedećih 350 godina astronomisu istraživali svemir u vidljivom dijelu spektra, proučavajući tako termički svemir,koji se sastoji od zračenja koje dolazi iz sustava u termičkoj ravnoteži.[1]

1.1 Astročestična fizika

Astročestična fizika je interdisciplinarno polje čiji je razvoj započeo u osamdesetimgodinama prošlog stoljeća. Nastanak astročestične fizike je potaknut neobičnimsignalima iz izvora Cygnus X-3, koji se nisu mogli objasniti u okvirima konvenci-onalne fizike. To je privuklo iskusne fizičare iz različitih polja fizike, osobito iz fizikevisokih energija.[2] U astročestičnoj fizici isprepleću se fizika elementarnih čestica,astronomija i astrofizika, kozmologija i nuklearna fizika.

Kao promatračka znanost, astročestična fizika u sebi sadrži:

• astronomiju γ-zraka

• astronomiju neutrina

• proučavanje kozmičkih zraka

• detekciju gravitacijskih valova

• potragu za tamnom materijom

• nuklearnu astrofiziku

1

1. UVOD

S astročestičnom fizikom se danas bavi oko dvije tisuće znanstvenika u Europi.Traže se odgovori na najosnovnija pitanja moderne fizike: Od čega je sastavljensvemir? Što je tamna materija? Što je izvor kozmičkih zraka? Kako izgleda nebogledano na ekstremnim energijama? Kakva je fizika kozmičkih objekata?

U astročestičnoj fizici je bilo mnogo važnih otkrića, a to je samo uvod u ono štoće se vjerojatno otkriti u budućnosti. Posljednjih desetljeća sve više financijskihsredstava se izdvaja za projekte u astročestičnoj fizici. Pojedini projekti dosežutroškove reda veličine od stotinu milijuna eura.[3] Neka od dosadašnjih otkrića uastročestičnoj fizici su:

• dugotrajne provale γ-zraka (engl. gamma-ray bursts, GRB) povezane sus implozijama središta velikih supernova u crne rupe u udaljenim mladimgalaksijama (1997.)

• neutrini imaju masu koja nije nula (1998.)

• širenje svemira se ne usporava, već se ubrzava (1998.)

• kratkotrajne provale γ-zraka vezane su uz stapanje dviju neutronskih zvijezdaili neutronske zvijezde i crne rupe u dvojnom sustavu (2005.)

• potvrda stare hipoteze da su izvori galaktičkih kozmičkih zraka (engl. galac-tic cosmic rays, GCR) galaktički ostaci supernova (engl. supernova remnants,SNR), što je bio misterij još od Hessovog otkrića kozmičkih zraka (engl. co-smic rays, CR) u 1912. godini (2005.)

• još jedna potvrda postojanja tamne materije (engl. dark matter, DM), pro-matranjem sudara dvaju klastera galaksija (2006.)

1.2 Kozmičke zrake

Kozmičke zrake su visokoenergijske čestice izvanzemaljskog porijekla. Sastoje seod stabilnih nabijenih čestica, uglavnom od protona i α-čestica. Protoni sudjelujus udjelom od oko 90%, α-čestice s 9%, a ostatak su teže jezgre s vremenom poluras-pada većim od 106 godina. Elektroni, γ-zrake i visokoenergijski neutrini su samomali dio zračenja odozgo i neki autori su ih znali uključivati u kozmičko zračenje.Danas se pojam kozmičko zračenje odnosi samo na nabijene čestice.

Galaktičke kozmičke zrake pružaju direktan uzorak materijala koji dolazi iz-van sunčevog sustava. Te visokoenergijske čestice su potvrda postojanja prirodnihprocesa u kojima se čestice ubrzavaju do relativističkih energija.[4]

2

1. UVOD

1.2.1 Otkriće kozmičkog zračenja

Postojanje ionizirajućih čestica, koje stalno bombardiraju Zemljinu atmosferu, prvije otkrio Victor Hess 1912. godine. Hess je radio mjerenja ionizirajućeg zračenjakorištenjem balona na visinama do 5,3 km. Otkrio je da nakon što ionizirajućezračenje prvo pada s visinom, kasnije na većim visinama neočekivano naglo raste.Do tada se smatralo da je Zemlja jedini izvor ionizirajućem zračenju u atmosferi.Kako bi isključio mogućnost da je Sunce izvor tog zračenja, Hess je radio mjerenja iza vrijeme pomrčine Sunca. Slika 1.1 prikazuje ovisnost toka kozmičkog zračenja ovisini u atmosferi. Na visini od ∼20 km tok kozmičkog zračenja doseže maksimum,koji se zove Pfotzerov maksimum. Pfotzer je maksimum otkrio 1936. godine.[5]

Slika 1.1: Ovisnost toka kozmičkog zračenja o visini u atmosferi. Na visiniod ∼20 km nalazi se Pfotzerov maksimum. Izvor: [5].

Pojam kozmičko zračenje je prvi upotrijebio 1925. godine Robert Millikan. Zaotkriće kozmičkog zračenja Victor Hess je 1936. godine dobio Nobelovu nagraduza fiziku. Nobelovu nagradu za fiziku podijelio je s Carlom Andersonom. Ander-son je nagradu dobio za otkriće pozitrona, kojeg je otkrio proučavanjem tragovakozmičkog zračenja u maglenoj komori.

Kozmičke zrake su bile važne za razvoj čestične fizike, jer su bile jedini izvor zaproučavanje visokoenergijskih sudara i procesa raspada, prije izgradnje visokoener-gijskih ubrzivača čestica. Mion, pion, pozitron i čestice koje sadrže strani kvark suotkrivene upravo pomoću kozmičkih zraka.[6]

3

1. UVOD

1.2.2 Spektar kozmičkog zračenja

Slika 1.2 prikazuje spektar kozmičkog zračenja. Odgovor na pitanje što je izvorkozmičkih zraka je još uvijek zagonetka, iako za određena područja spektra postojedobri kandidati.[7] Spektar kozmičkog zračenja proteže se od energija od nekolikoMeV do energija većih od 1020 eV. U tom širokom rasponu energija intenzitet padaza više od 30 redova veličine.

16

FIG. 10: Cosmic-ray spectrum.

AMS experiment [75], which had a successful engineering flig ht on the shuttle in 1998, is manifested for thespace station in 2005 to help answer these questions. The PAM ELA experiment [76, 77], which will be inoperation in early 2003, will measure the antiproton and pos itron fluxes in polar orbit.

Over the past decade, balloon measurements have provided a wealth of new information to help addressquestions about cosmic rays from traditional astrophysica l sources as well as about exotic cosmic rays. Inparticular, there have been searches for antiparticles (BE SS, CAPRICE, HEAT, IMAX, MASS, TS93), studieso!sotopic composition and clock isotopes (ISOMAX, SMILI) , heavy-element composition (TIGER), elementspectra (BESS, CAPRICE, HEAT and IMAX 100 GeV/nucleon; ISOM AX to almost 1 TeV/nucleon; ATIC Hand He to > 10 TeV; TRACER O to Fe to 100 TeV total energy), and high-energ y spectra (JACEE, RUNJOB).

Slika 1.2: Spektar kozmičkog zračenja. Uočljive karakteristike spektra su‘koljeno’ i ‘gležanj’. Izvor: [7].

Unatoč ogromnom rasponu, spektar je gotovo bez strukture. Tok na vrhu at-mosfere može se dobro aproksimirati sa

dΦ

dE∝ E−α (1.1)

gdje je α diferencijalni spektralni indeks toka kozmičkih zraka. Ovisno o energij-skom području, α ima vrijednost između 2,6 i 3,1. Takav oblik spektra ukazuje nanetermičko podrijetlo kozmičkih zraka.

4

1. UVOD

Do energija od nekoliko 1014 eV, tok čestica je dovoljno velik da omogućuje mje-renja balonima koji lete na velikim visinama ili satelitskim mjerenjima. Takvimmjerenjima došlo se do važnih informacija o podrijetlu kozmičkih zraka i transport-nim svojstvima kozmičkih zraka u međuzvjezdanom prostoru. Iznad energija odnekoliko 1015 eV, tok pada na svega jednu česticu po kvadratnom metru u godinudana. To isključuje bilo kakvo direktno promatranje. Međutim, te su energije do-voljno velike da stvore sekundarne pljuskove čestica u atmosferi (engl. extensiveair shower, EAS), koji se mogu detektirati detektorima na tlu. Nizovi detektora zapljuskove čestica u atmosferi mogu imati dimenzije od djelića kvadratnog kilometrapa do više od 1000 kvadratnih kilometara, a mogu detektirati tokove od 1 česticepo kvadratnom kilometru u stoljeću.

Najistaknutije značajke spektra kozmičkog zračenja upravo padaju u rasponenergija koji pokrivaju EAS eksperimenti. U spektru kozmičkog zračenja uočljivisu ‘koljeno’ i ‘gležanj’. Slika 1.3 prikazuje spektar kozmičkog zračenja pomnožen sE3.2

Figure 1. The all-particle CR energy spectrum weighted by E3 showing the knee at 3 ·1015 eV, a possiblesecond knee at ∼ 1017 eV, the ankle at about 3 ·1018 eV, and the GZK-region near 6 ·1019 eV. Referencesare given in the text.

at what is called the ‘ankle’. Because of the largesize and/or magnetic field required to accelerateand confine charged particles above 1018 eV, theorigin of CRs above the ankle is generally consid-ered to be of extragalactic (EG) nature. Finally,the question whether the spectrum extends be-yond the Greisen-Zatsepin-Kuzmin threshold of6 · 1019 eV [2] is currently among the foremostquestions in astro-particle physics as is reflectedalso by the number of presentations given at thisconference.

The main purpose of this paper is to review theexperimental data in the energy range below theGZK-threshold, i.e. from about 1014 to 1019 eV.We shall discuss the energy spectrum, chemicalcomposition, and anisotropies in their arrival di-rections and critically examine the astrophysicalimplications by taking into account the system-atical uncertainties of the data.

2. THE KNEE REGION

Mainly for reasons of the required power thedominant acceleration sites of CRs are generally

believed to be shocks associated with supernovaremnants (SNR). Naturally, this leads to a powerlaw spectrum as is observed experimentally. De-tailed examination suggests that this process islimited to E0/Z ∼ 1014 eV [3,4] for standardgalactic SNRs. This value can be extended up-ward with a number of mechanisms, for exam-ple by introducing higher magnetic fields, largersources, quasi-perpendicular shocks, reaccelera-tion by multiple sources, etc. However, theseassumptions and their effects are not free of de-bate and possibly, something more fundamentalmay be incorrect with the suggested supernova(SN) picture and its shock value E0. In any case,if there is a typical maximum energy which de-pends linearly on Z for reasons of magnetic con-finement, then the spectrum of CR nuclei mustbecome heavier with increasing energy as the hy-drogen cuts off first and then increasingly heaviernuclei reach their acceleration (or confinement)limits.

A change in the CR propagation with decreas-ing galactic containment at higher energies hasalso been considered. This increasing leakage re-

Slika 1.3: Energijski spektar kozmičkog zračenja pomnožen s E3. Prvo‘koljeno’ je na 3 ·1015 eV, drugo ‘koljeno’ na ∼ 1017 eV, a ‘gležanj’ na 3 ·1018eV. GZK područje nalazi se blizu 6 · 1019 eV. Izvor: [8].

‘Koljeno’ se nalazi na energiji E≈3 · 1015 eV, gdje se povećava nagib spektra sα≈2,6 na α≈3,1. ‘Koljeno’ je prvi puta uočeno iz promatranja Kulikova i Khris-tiansona u 1956., ali još uvijek nije razjašnjeno što dovodi do njega, kao što nijerazjašnjeno niti što su izvori visokoenergijskih kozmičkih zraka. Općenito se za

5

1. UVOD

‘koljeno’ smatra da predstavlja krajnju granicu galaktičkih ubrzivača. KASCADE-Grande eksperiment je pokazao da se ‘koljeno’ za lake i teške čestice nalazi narazličitim energijama.[8]

‘Gležanj’ se nalazi na energiji iznad E≈1018 eV gdje dolazi do ponovnog sma-njenja nagiba spektra. Zbog velikih dimenzija i jakih magnetskih polja potrebnihza ubrzavanje nabijenih čestica na energije iznad 1018 eV, za ‘gležanj’ se smatrada predstavlja prelaz sa galaktičkih na izvangalaktičke (engl. extragalactic, EG)kozmičke zrake. Međutim, postoje i druge teorije koje objašnjavaju ‘koljeno’ i‘gležanj’.

Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK) prag nalazi se na energiji E≈6 · 1019 eV. OkoGZK praga dolazi do nagle promjene vrijednosti od α. Otvoreno je pitanje proteželi se spektar kozmičkog zračenja nakon GZK praga.[9]

1.2.3 Ultra visokoenergijske kozmičke zrake

Tok i sastav ultra visokoenergijskih kozmičkih zraka (engl. ultra high energy cosmicrays, UHECR) je prilično neodređen zbog malog broja pljuskova detektiranih dosada. Da bi se proučavao tok na tako visokim energijama bit će potrebne novemetode promatranja, kao što su promatranje atmosfere iz svemira ili radiodetekcijapljuskova.

Slika 1.4: Udarni presjeci za fotopion produkciju. 1 predstavlja zbroj svihkanala, 2 predstavlja produkciju iz izraza 1.2, 3 predstavlja produkciju izizraza 1.3, a 4 predstavlja produkciju dvostrukih piona. Izvor: [10].

6

1. UVOD

Slika 1.5: Atenuacijska duljina kozmičkih zraka u Mpc u ovisnosti o ener-giji. Puna linija predstavlja UHECR nukleone. Izvor: [10].

Iznad GZK praga svemir postaje neproziran za kozmičko zračenje zbog inte-rakcije s kozmičkim mikrovalnim pozadinskim zračenjem (engl. cosmic microwavebackground radiation, CMBR). Protoni iz kozmičkog zračenja gube energiju u in-terakciji s fotonima iz CMBR-a u fotopion produkciji. Udarne presjeke za fotopionprodukciju prikazuje slika 1.4. Najvažniji procesi za UHECR u CMB polju suprodukcija pojedinog piona, jer imaju rezonantnu strukturu u udarnom presjeku

p+ γCMBR → 4+ → p+ π0 (1.2)p+ γCMBR → 4+ → n+ π+ (1.3)

Tim procesima UHECR gubi znatan dio svoje energije na putu do Zemlje. Slika1.5 prikazuje atenuacijsku duljinu kozmičkih zraka u ovisnosti o energiji. To dovodido ograničenja na moguće izvore UHECR-a. Niti jedan izvor UHECR-a ne možebiti vrlo daleko udaljen od Zemlje. Za protone energije E≈7 · 1019 eV, atenuacijskaduljina je kraća od ∼500 Mpc. Energija praga za fotopion produkciju je E≈7 ·1019eV, tako da izvor, koji pridonosi glavnini UHECR-a iznad te energije, mora bitiunutar 500 Mpc udaljenosti od Zemlje. Što je veća energija protona, to bliže morabiti izvor. Za protone energije E≈3 · 1020 eV izvor bi trebao biti unutar polumjeraod ∼50 Mpc.[10]

7

1. UVOD

1.2.4 Izvori kozmičkog zračenja

Unutar Mliječnog puta neki od izvora kozmičkih zraka su eksplozije supernova.Kada određena zvijezda eksplodira i postane supernova, njen materijal se izbacinadzvučnim brzinama, što stvara udarni val koji ubrza čestice. Neke od tih ubrza-nih jezgri mogu dobiti vrlo velike kinetičke energije.

Izvan Mliječnog puta neki od izvora kozmičkih zraka su objekti poput kolapsi-rajućih masivnih zvijezdi i aktivnih galaktičkih jezgri (engl. active galactic nucleus,AGN).

1.2.5 Detektori kozmičkog zračenja

Kontinuirana promatranja kozmičkog zračenja su moguća s nizom detektora čestica(engl. particle detector arrays, PDA) na površini Zemlje. Detektori PDA koristevelike spremnike vode u kojima nabijene čestice stvaraju Čerenkovljevu svjetlost.Korisni su za pretraživanje neba jer imaju veliki kut opažanja (engl. field of view,FoV). Međutim, kako imaju malu osjetljivost ne mogu se koristiti za potvrdu de-tekcije izvore. KASCADE-Grande, Tibet III i Tunka-133 su primjeri PDA.

Sekundarne čestice u velikim pljuskovima u atmosferi stvaraju i fluorescentnusvjetlost. Ona se može opažati detektorima na površini Zemlje ili iz satelita. Tak-vim eksperimentima mogu se opažati događaji iz područja ultra visokih energija(engl. ultra high energy, UHE) i ekstremno visokih energija (engl. extremely highenergy, EHE).

KASCADE-Grande

KASCADE-Grande eksperiment je bio aktivan do 2013. godine. Služio je za pro-učavanje sastava kozmičkih zraka i hadronskih interakcija u energijskom rasponuod 1016 do 1018 eV.[11]

Tibet III

Tibet III Air Shower Array se nalazi u Tibetu na 4300 m nadmorske visine, aprostire se na 50000 m2. Sastoji se od 789 plastičnih scintilatora.[12]

Tunka-133

Eksperiment Tunka-133 smješten je u Sibiru na visoravni Tunka. Prostire se napodručju od 1 km2. Pokriva energije do 1 EeV.[13]

8

1. UVOD

Pierre Auger Observatory

Pierre Auger Observatory je hibridni detektor koji se nalazi na visoravni PampaAmarilla u Argentini. Prostire se na 3000 km2, a sastoji se od 1600 vodenih sprem-nika i 24 fluorescentna detektora. Fluorescentni detektori rade samo za vedrih noći,a površinski detektori promatraju bez obzira na atmosferske uvjete. Koristi se zadetekciju visokoenergijskih kozmičkih zraka.[14]

JEM-EUSO

JEM-EUSO (Japanese Experiment Module - Extreme Universe Space Observatory)bit će postavljen na JEM dijelu Međunarodne svemirske postaje u 2017. godini.Promatrat će bljeskove u Zemljinoj atmosferi od ultra visokoenergijskih kozmičkihzraka s energijama većim od 1019 eV. Osnovni element senzora je vrlo brza i velikaleća teleskopa s vrlo širokim vidnim poljem. Slika 1.6 prikazuje osnovni princippromatranja s teleskopom JEM-EUSO.[15]

Slika 1.6: Teleskop JEM-EUSO će opažati bljeskove pljuskova čestica uatmosferi iz svemira s Međunarodne svemirske postaje. Izvor: [15].

9

.

“Man must rise above the Earth, to the top of the atmosphere and beyond,

for only thus will he fully understand the world in which he lives.”

Socrates

Poglavlje 2

γ-zrake

Davno prije nego što su eksperimenti mogli detektirati γ-zrake iz kozmičkih izvora,znanstvenici su znali da bi trebali postojati izvori tako visokenergijskih fotona.Procesi u kojima se stvaraju γ-zrake uključuju interakciju kozmičkih zraka sa me-đuzvjezdanim plinom, eksplozije supernova te interakciju visokenergijskih elektronas magnetskim poljem.[16]

2.1 Elektromagnetski spektar

Gotovo sve naše informacije o svemiru dolaze od proučavanja elektromagnetskog(engl. electromagnetic, EM) zračenja, od radiovalova do γ-zraka. Granice poje-dinih dijelova spektra su stvar dogovora. Uobičajeno je visokoenergijske fotone,s energijom većom od 100 eV, kao što su γ-zrake i X-zrake, opisivati s njihovomenergijom u eV-ima. Fotone s srednjim energijama opisujemo s njihovom valnomduljinom, a fotone s dugim valnim duljinama (> 0,5 mm) s njihovom frekvencijom.Slika 2.1 prikazuje elektromagnetski spektar.

4 1 Astrophysical Information

1.1 Carriers of Information

Here we shall discuss the different information carriers that make their way toour astronomical instruments from the depths of space, allowing us to observethe Universe from a distance: electromagnetic radiation, of course, but also matterparticles and other signals, such as neutrinos and gravitational waves, associatedwith other interactions than the electromagnetic interaction.

1.1.1 Electromagnetic Radiation

Electromagnetic radiation plays a crucial role, carrying virtually all the informationwhich constitutes our knowledge of the Universe, and upon which modern astro-physics is built. This is certainly not a consequence of any fundamental physicallaw – neutrinos propagate more readily in space than photons – but is rather aconsequence of the historical role played by the human eye. This organ is far richerand more elaborate than the organs of the other senses. Without any technical aids,the naked eye can gather, and transcribe for the brain, information originating fromobjects as distant as the Andromeda Galaxy (M31), three million light-years (about1 Megaparsec) away.

Production of electromagnetic (EM) radiation is very directly related to thewhole range of physical conditions prevailing in the emitter, including the natureand motion of particles, atoms, molecules or dust grains, and also the temperature,pressure, presence of a magnetic field, and so on. No electromagnetic wavelengthis privileged, each energy domain being associated with one or several classes ofobject. Electromagnetic radiation will be studied in greater detail in Chap. 3.

The terms describing the different regions of the EM spectrum, and given inTable 1.1, have arisen through practical usage. They are rather arbitrary, being linkedhistorically to the various methods of detection, and in particular, have no well-defined limits. Moreover, it is common practice to describe high-energy photons(&100 eV), such as ”- and X-ray photons, in terms of their energy (in eV), those

Table 1.1 The electromagnetic spectrum. Note: The main divisions illustrated here have beenfurther subdivided, once again in a somewhat arbitrary way: soft X-rays (1–10 nm), extremeultraviolet (10–90 nm), far ultraviolet (90–200 nm), near ultraviolet (200–300 nm), near infrared(0.8–15 !m), far infrared (15–200 !m), submillimetre (0.2–1 mm), then radiofrequencies bywavelength (millimetre, centimetre, . . . , kilometre) or by frequency (UHF from 3 GHz to 300 MHz,VHF from 300 MHz to 30 MHz, . . . , down to ULF from 3 000 Hz to 300 Hz)

1 nm 1 µm 1 mm 1 m

106 104 102 10-4 10-6

Wavelength

Energy [eV]

γ

1 10-2

X Ultra-violet

Visible Infra-red

Sub-milli-metre

RadiofrequenciesName

Slika 2.1: Elektromagnetski spektar s prikazom energija i valnih duljina.Izvor: [17].

Tablica 2.1 sadrži energije i valne duljine za pojedina područja elektromagnet-skog spektra.[3] Elektromagnetsko zračenje putuje direktno od izvora, što omogu-

11

2. Γ-ZRAKE

ćava proučavanje izvora. Putanja kojom elektromagnetski val putuje ovisi o zakriv-ljenosti prostora i lokalnoj raspodjeli materije. U neutralnom atomskom obliku,vodik apsorbira sve zračenje ispod Lymanove granice od 91,3 nm. Apsorpcija iraspršenje međuzvjezdane prašine je veće što je kraća valna duljina.

measurements by TUNKA are crucial to detect fine structures in the cosmic ray spectrum[84].

Fluorescence5 experiments can study CRs of the highest energy – the ultra high energy(UHE) and extremely high energy (EHE) regions.

• A recent experiment, still under construction, is the Auger Observatory. It com-bines the air fluorescence technique (3 fluorescence stations, out of 4, have beenbuilt) and ground arrays covering an area of 3000 km2 in Mendoza, Argentina. Bynow, 60% of ground detectors, out of 1600, have been finished.

• The Extreme Universe Space Observatory (EUSO) onboard the International SpaceStation (ISS) will be the first space mission devoted to the investigation of CRs (andneutrinos) of extreme energy (E > 5 · 1019 eV), using the Earth’s atmosphere as agiant detector. EUSO will observe the fluorescence signal looking downward with60o full field of view (FoV). EUSO is planed to have more than 200000 photosensors[329].

1.1.2 γ-rays

Electromagnetic radiation spectra

The photon, a quantum of electromagnetic (EM) radiation, has been a traditional mes-senger in astronomy. Its straight propagation allows a study of its sources. Nearly all ofour information about the Universe comes from studies of EM radiation, from radio toγ-rays (Table 1.1). γ-rays span over 15 orders of magnitudes in energy spectrum, almost

Region Energy Wavelength

γ-ray E > 100 keV λ < 1 pmPrecisely, E > mec

2 = 511 keV Precisely, λ < λeCOMPTON = 2.43 pm

X-ray 100 eV < E < 100 keV 1 pm < λ < 10 nmultraviolet 10 eV < E < 100 eV 10 nm < λ < 100 nm

visible 1 eV< E < 10 eV 100 nm < λ < 1 µmPrecisely, 1.7 eV < E < 3.2 eV Precisely, 380 nm < λ < 750 nm

infrared 1 meV < E < 1 eV 1 µm < λ < 1 mmmicrowave 0.1 µeV < E < 1 meV 1 mm < λ < 10 cm

radio E < 0.1 µeV λ > 10 cm

Table 1.1: The energy and wavelength ranges for different bands in the EM spectrum.

as much as the rest of the EM spectrum. Therefore, a wide variety of detection techniquesand instruments are necessary for the observation of the γ-ray sky. That naturally leadsto an additional sub-division of the γ-ray spectrum (Table 1.2).

Among all different techniques developed so far for the detection of cosmic γ-rays,two have succeeded in providing the detection of many sources and their spectral mea-surements: space-borne experiments (satellite detectors) and ground-based experiments(Čerenkov telescopes).

5Fluorescence is a phenomenon in which a molecule absorbs a higher-energy photon (usually UV)and re-emits it as a lower-energy photon (usually visible). The energy difference ends up as molecularvibration (heat).

6

Tablica 2.1: Energije i valne duljine EM spektra. Izvor: [3].

Međuzvjezdana plazma apsorbira radiovalove valne duljine od kilometra na više.Inverzni Comptonov efekt povećava energije milimetarskih fotona kroz sudare s re-lativističkim elektronima. Fotoni γ-zraka i X-zraka gube energiju direktnim Comp-tonovim efektom, pri neelastičnom raspršenju na česticama materije. Zračenjekoje dolazi do promatrača ima stoga u sebi otisak i izvora i svemira kroz koji jeputovalo.[17]1.2 Data Acquisition 15

1 GeV

Energy

Infrared mm

Radio

UVXGamma

1990

1980

1970

1960

1950

1900

Vis

ible

Wavelength

1 MeV 1 nm 1 mm 1 m1 µm

Fig. 1.6 The progressive coverage of the electromagnetic spectrum by observation. This coveragewas complete up to GeV by the 1990s, and now extends to TeV

Fig. 1.7 The Galaxy viewed at different wavelengths, from radiofrequencies to ” rays. Space-based and ground-based surveys were carried out to obtain these images, which cover almost thewhole sky. Courtesy of NASA-GSFC, mwmw.gsfc.nasa.gov/mmw-sci.html

sensitive and better designed detectors for the relevant wavelengths, as we shall seein Chap 7.

The importance of wide spectral coverage is to provide a full and quantitativeview of the relevant object, as shown by the example in Fig. 1.7. The photonsobserved in the various spectral regions may be emitted from vastly differentsources; these images of our Galaxy correspond to emission from very hot regions(UV), stars (visible), dust or cold gases, depending on the wavelength. Clearly,in order to make this kind of comparison, the angular resolution or the level ofsensitivity of the various observations should be comparable. The synthesised view

Slika 2.2: Povijesni razvoj promatranja elektromagnetskog spektra. Do1990. godine pokrivenost je bila do GeV područja, a danas se proteže doTeV područja. Izvor: [17].

Zemljina atmosfera predstavlja zadnju prepreku između izvora i promatrača natlu. Donedavno, promatranja su bila ograničena na interval optičkih i radiova-lova. Promatranja iz svemir su uklonila ta ograničenja zbog apsorpcije u Zemljinoj

12

2. Γ-ZRAKE

atmosferi. Izbor valne duljine promatranja danas ovisi o izvoru promatranja i eko-nomskim ograničenjima.

Slika 2.2 prikazuje povijesni razvoj promatranja elektromagnetskog spektra.Od 1960-tih godina stalno se poboljšavaju mjerni instrumenti, koji se koriste zapromatranja na tlu i u svemiru.

Kako bi se dobila potpuna slika o nekom objektu, važno je imati široku spek-tralnu pokrivenost. Na slici 2.3 je prikazan Mliječni put na različitim valnim dulji-nama. Određeni objekti vidljivi su samo u određenom dijelu spektra.[18]

x-ray

optical

near-infrared

infrared

molecular hydrogen

atomic hydrogen

ra d i o c o n t i n u u m ( 4 0 8 M H z )

ra d i o c o n t i n u u m ( 2 . 4 - 2 . 7 G H z )

gamma ray

mid-infrared

Slika 2.3: Mliječni put promatran na različitim valnim duljinama, odradiofrekvencija do γ-zraka. Slike su dobivene promatranjima s tla i izsvemira. Na dnu slike je prikaz u području γ-zraka sa energijom većom od300 MeV. Na desnoj strani slike u području γ-zraka uočljiva su tri sjajnaizvora. To su Rakovica, Geminga i Jedra pulsari. Izvor: [18].

2.2 Otkriće γ-zraka

Francuski fizičar i kemičar Paul Villard je otkrio γ-zrake 1900. godine. Villard jeodmah uočio da se γ-zrake ne otklanjaju u magnetskom polju. Također je prepoz-nao da se γ-zrake razlikuju od X-zraka, jer su imale veću dubinu prodiranja.[19] Tek1914. godine su Rutherford i Andrade potvrdili da se radi o elektromagnetskomvalu s puno manjom valnom duljinom nego kod X-zraka, kada su uočili refleksijuγ-zraka s kristalne površine.[20]

13

2. Γ-ZRAKE

2.3 Spektar γ-zraka

γ-zrake protežu se u energijskom spektru na više od 15 redova veličine, gotovo ko-liko i ostatak elektromagnetskog spektra. Stoga je za promatranje γ-zraka potrebanširok raspon mjernih tehnika i instrumenata. To prirodno dovodi do dodatne po-dijele spektra γ-zraka. Tablica 2.2 prikazuje spektar γ-zraka dogovorno podijeljenu različita energijska područja:

• niske energije (engl. low energy, LE)

• srednje energije (engl. medium energy, ME)

• visoke energije (engl. high energy, HE)

• vrlo visoke energije (engl. very high energy, VHE)

• ultra visoke energije (engl. ultra high energy, UHE)

• ekstremno visoke energije (engl. extremely high energy, EHE)

Region Energy

LE/ME 100 keV < E < 100 MeVHE 100 MeV < E < 100 GeV

VHE 100 GeV < E < 100 TeVUHE 100 TeV < E < 100 PeVEHE E > 100 PeV

Table 1.2: Nomenclature for γ-rays in different energy ranges, according to [483] and[325]; low energy (LE), medium energy (ME), high energy (HE), very high energy (VHE),ultra high energy (UHE), extremely high energy (EHE). G means giga (109 or billion), Tmeans tera (1012 or trillion), and P means penta (1015 or quadrillion).

Space-borne experiments

Satellite-borne detectors use a very efficient γ/hadron separation by using anti-coincidencecounters that completely surround the active detection volume, but they also have verylimited aperture (up to 1 m2, but often just a few cm2). Therefore, the correspondingγ-ray flux is low – the strongest sources produce about one γ-ray per minute only, andthe space-borne γ-ray detectors can observe γ-rays of energies only up to 10 GeV.

Previous γ-ray satellites:

• The Small Astronomy Satellite 2 (SAS-2) was the very first satellite devoted to γ-ray astronomy. It was launched in 1972. and stayed in orbit for six months only.Nevertheless, it gave the first detailed look at the γ-ray sky (in the energy rangefrom 20 MeV to 1 GeV). Its detectors were spark chambers and scintillators.

• The COsmic ray Satellite B (COS-B) was active from 1975 to 1982 in the energyrange 70 MeV – 5 GeV. COS-B made the first complete map of the γ-ray emissionfrom the disc of our Galaxy, and the first detection from an extragalactic object,quasar 3C273.

• The Compton Gamma Ray Observatory6 (CGRO) was a NASA satellite in orbitfrom 1991 to 2000. It consisted of four instruments:

– Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET)

– Compton Telescope (COMPTEL)

– Burst and Transient Source Experiment (BATSE)

– Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE)

CGRO was observing the γ-sky up to 30 GeV and made a dramatic progress in theGeV range: e.g. the discovery of an isotropic distribution of the GRBs. EGRETdiscovered a large number of extragalactic sources, especially blazars as primarysources of HE γ-rays.

6It was named after the American physicist Arthur Holly Compton (1892–1962).

7

Tablica 2.2: Dogovorna podijela energijskih područja spektra γ-zraka.Izvor: [3].

2.4 γ-detektori na satelitima

Za detekciju kozmičkih γ-zraka do sada je razvijeno mnoštvo različitih detekcijskihtehnika. Eksperimenti u orbiti su se pokazali vrlo uspješnim. γ-detektori na sa-telitima koriste vrlo učinkovitu metodu razdvajanja γ-zraka od hadrona, gdje jeaktivni detekcijski volumen potpuno okružen s anti-koincidentnim brojačima. Me-đutim, kako ti detektori imaju malu detekcijsku površinu od svega nekoliko cm2 pado 1 m2, gornji energetski prag im je do 300 GeV.[3]

14

2. Γ-ZRAKE

2.4.1 INTEGRAL

INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) je misija Europ-ske svemirske agencije (engl. European Space Agency, ESA) u suradnji s Sjedinje-nim Američkim Državam i Rusijom, a lansiran je 2002. godine. Originalno je pla-nirano da misija traje 2 godine, ali je INTEGRAL još uvijek atkivan. INTEGRALje vrlo osjetljiv detektor γ-zraka, a istovremeno promatra γ-zrake u energijskomrasponu od 15 keV do 10 MeV, X-zrake u rasponu od 4 keV do 35 keV i vidljivusvijetlost.[21]

2.4.2 Swift

Swift je satelitski opservatorij posvećen proučavanju provala γ-zraka. Lansiranje u svemir 2004. godine. Sadrži tri teleskopa koji zajedno promatraju γ-zrake,X-zrake, ultraljubičaste zrake i vidljivu svijetlost. Burst Alert Telescope (BAT)godišnje otkrije oko stotinu provala γ-zraka, a promatra u području od 15 keV do150 keV. X-ray Telescope (XRT) promatra u području od 0,3 keV do 10 keV. Slikeod XTR se koriste za precizno lociranje izvora. UV/Optical Telescope (UVOT)promatra u području od 170 nm do 600 nm.[22]

2.4.3 Fermi Gamma-ray Space Telescope

Fermi Gamma-ray Space Telescope (slika 2.4) je satelitski opservatorij lansiran2008. godine. Promatra svemir u energijskom rasponu od 10 keV do 300 GeV.Glavni instrument mu je Large Area Telescope (LAT), koji ima superiornu povr-šinu, kutnu razlučivost i vidno polje. Gamma-ray Burst Monitor (GBM) ima vidnopolje nekoliko puta veće od LAT-a. GBM spušta donji prag LAT-a na 10 keV.[23]

Slika 2.4: Svemirski teleskop Fermi. Izvor: [23].

2.5 γ-eksperimenti na površini Zemlje

Na površini Zemlje mogu se posredno detektirati γ-zrake iznad desetak GeV. Postojinekoliko vrsta eksperimenata s različitim pristupima:

15

2. Γ-ZRAKE

• vodeni Čerenkovljevi detektori (npr. MILAGRO)

• solarne elektrane u službi Čerenkovljevih teleskopa (npr. STACEE)

• nizovi detektora za pljuskove čestica u atmosferi (npr. ARGO-YBJ)

• tehnika sampliranja valne fronte (npr. PACT)

• razne kombinirane tehnike (npr. ASHRA)

• Čerenkovljevi atmosferski imaging-teleskopi (npr. MAGIC, HESS i VERI-TAS).

2.5.1 MILAGRO

MILAGRO (Multiple Institution Los Alamos Gamma Ray Observatory) je bioveliki vodeni Čerenkovljevi detektor smješten blizu Los Alamosa u Novom Meksikuna 2600 m nadmorske visine. Njegova jedinstvena sposobnost je bila da neprekidnonadgleda nebo iznad sebe na energijama od 100 GeV do 100 TeV. Slika 2.5 prikazujeshematski presjek detektora MILAGRO. U 2007. godini MILAGRO je prestao sradom.[1]

1. UVOD

Slika 1.11: Shematski presjek detektora MILAGRO. Ovisno o tipu upadnečestice, fotomultiplikator (eng. photomultiplier, PMT) u gornjem ili do-njem dijelu detektira svjetlost. Metoda razdvajanja g-zraka od hadrona jekod MILAGRA bazirana na takvim različitim sposobnostima prodiranja.Izvor: [24].

STACEE

STACEE (Solar Tower Atmospheric Čerenkov Effect Experiment) je koristila ve-liko polje solarnih ogledala koja su bila napravljena za proučavanje solarne energeza vrijeme dana. STACEE ih je koristila po noći za astronomska promatranja.Promatranja su rađena od 2001. do 2007. godine.[25]

ARGO-YBJ

ARGO-YBJ (Astrophysics Research at Ground-based Observatory at Yang BaJing) sadrži niz RPC (eng. Resistive Plate Chamber) detektora koji potpuno po-krivaju područje površine 2000 m2 (slika 1.12). Smješten je na Tibetu na 4300 mnadmorske visine. Pokriva energijski raspon od 100 GeV do 200 TeV.[3]

Slika 1.12: ARGO-YBJ sadrži niz RPC detektora koji pokrivaju područjepovršine 2000 m2. Izvor: [26].

PACT

PACT (Pachmarhi Array of Čerenkov Telescopes) koristi tehniku sampliranja valnefronte. Nalazi se u Pachmarhi u Indiji na nadmorskoj visini od 1075 m. Sastoji se25 malih teleskopa. Svaki teleskop ima 7 zrcala površine 4,5 m2.

15

Slika 2.5: Shematski presjek detektora MILAGRO. Ovisno o tipu upadnečestice, fotomultiplikator (engl. photomultiplier, PMT) u gornjem ili do-njem dijelu detektira svjetlost. Metoda razdvajanja γ-zraka od hadrona jekod MILAGRA bazirana na takvim različitim sposobnostima prodiranja.Izvor: [1].

2.5.2 STACEE

STACEE (Solar Tower Atmospheric Čerenkov Effect Experiment) je koristila ve-liko polje solarnih ogledala koja su bila napravljena za proučavanje solarne energeza vrijeme dana. STACEE ih je koristila po noći za astronomska promatranja.Promatranja su rađena od 2001. do 2007. godine.[24]

16

2. Γ-ZRAKE

2.5.3 ARGO-YBJ

ARGO-YBJ (Astrophysics Research at Ground-based Observatory at Yang BaJing) sadrži niz RPC (engl. Resistive Plate Chamber) detektora koji potpunopokrivaju područje površine 2000 m2 (slika 2.6). Smješten je na Tibetu na 4300 mnadmorske visine. Pokriva energijski raspon od 100 GeV do 200 TeV.[3]

Slika 2.6: ARGO-YBJ sadrži niz detektora RPC koji pokrivaju područjepovršine 2000 m2. Izvor: [25].

2.5.4 PACT

PACT (Pachmarhi Array of Čerenkov Telescopes) koristi tehniku sampliranja valnefronte. Nalazi se u Pachmarhi u Indiji na nadmorskoj visini od 1075 m. Sastoji se25 malih teleskopa. Svaki teleskop ima 7 zrcala površine 4,5 m2.

2.5.5 ASHRA

ASHRA (All-sky Survey High Resolution Air shower detector) nalazi se u MaunaLoa na Havajima. Koristi razne kombinirane tehnike, a sadrži 12 detektora kojipokrivaju nebo s ukupno 80 megapiksela s nizom CMOS senzora. ASHRA imaveliko vidno polje kojim pokriva 77% neba. Osnovna namjena mu je za promatranjavezana uz visokoenergijsku astročestičnu fiziku.[26]

17

“To confine our attention to terrestrial matters

would be to limit the human spirit.”

Stephen Hawking

Poglavlje 3

Astronomija visokoenergijskihγ-zraka

Mjerenjem toka γ-zraka dobivamo mnoštvo važnih informacija o svemiru. γ-zrakese emitiraju iz najvećih prirodnih akceleratora, a pritom ne interagiraju previše usamom izvoru, što omogućava direktan pogled u sam izvor. Svemir je uglavnomtransparentan za γ-zrake ispod 10 GeV, a γ-zrake iznad 10 GeV atenuiraju u ovis-nosti o energiji, što omogućuje ispitivanje karakteristika kozmološkog volumena.

3.1 Visokoenergijska astrofizika

Kako su γ-zrake neutralne, na njih neće utjecati magnetsko polje, pa usmjerujuizravno do pozicije svog izvora. Općenito γ-zrake upućuju na mjesto gdje se događaekstremno ubrzavanje čestica. Energijski dio spektra koji pripada γ-zrakama jenajmanje mjereni dio spektra.[7]

Slika 3.1: Whipple 10-metarski Čerenkovljev atmosferski teleskop na Mo-unt Hopkins u Arizoni, na 2300 m nadmorske visine. Izvor: [1].

19

3. ASTRONOMIJA VISOKOENERGIJSKIH Γ-ZRAKA

Grupa Whipple je 1989. godine, 10-metarskim Čerenkovljevim atmosferskimteleskopom (engl. Imaging Atmospheric Čerenkov Telescope, IACT) detektiralaprvi izvor visokoenergijskih γ-zraka, Rakovicu (Rakova maglica, engl. Crab Ne-bula). Time je započela astronomija visokoenergijskih γ-zraka sa površine Zemlje.Slika 3.1 prikazuje Whipple 10-metarski teleskop. Opservatorij Whipple se nalazina Mount Hopkins u Arizoni, na 2300 m nadmorske visine.[27] Na slici 3.2 je mapaVHE neba u 1990. godini, kada je na njoj bila samo Rakovica.[1]

Slika 3.2: Mapa VHE neba u 1990. godini je imala samo jedan izvor,Rakovicu. Galaktička ravnina je ekvator na mapi neba. Izvor: [1].

Astronomija visokoenergijskih γ-zraka je opservacijska znanost, koja istražujenebo u području γ-zraka visokih energija. Ona je jedno od najaktivnijih područjaastročestične fizike. Visokoenergijska astrofizika i opservacijska kozmologija su dvaglavna područja astronomije visokoenergijskih γ-zraka.

Visokoenergijska astrofizika bavi se najenergetskijim i najsilovitijim procesima usvemiru, pogotovo njihovom netermičkom prirodom. U galaktičke γ-izvore visokihenergija (HE) i vrlo visokih energija (VHE) spadaju pulsari, ostatci supernova imikrokvazari. Izvangalaktički γ-izvori su aktivne galaktičke jezgre (AGN), provaleγ-zraka (GRB), radiogalaksije, zvjezdorodne galaksije i grozdovi galaksija.

Opservacijska kozmologija istražuje nastanak kozmičkih struktura. Tamnu tvar(DM) posredno traži kroz opažanje anihilacijskog zračenja najlakše supersimetričnečestice zvane neutralino.

3.2 Izvori visokoenergijskih γ-zraka

Kozmički visokoenergijski γ-izvori nalaze se u energijskom području od nekolikodesetaka GeV do nekoliko desetaka TeV, a mogu biti galaktički i izvangalaktički.

20


Galaktički izvori mogu biti točkasti, prošireni i difuzni. Svi izvangalaktički izvorisu točkasti.[3]

Nakon otkrića Rakovice otkrivanje novih visokoenergijskih γ-izvora je bilo pri-lično sporo. Do 2000. godine samo 8 novih izvora je otkriveno. Svi izvangalaktičkiizvori su bili blazari, dok se kod galaktičkih izvora radilo o 2 ostatka supernovei pulsaru. Svi su bili otkriveni s Čerenkovljevim teleskopima. Tadašnja genera-cija Čerenkovljevih teleskopa nije imala dovoljnu osjetljivost da otkrije izvore kojiemitiraju ispod 10% toka Rakovice. Za svaku grupu koja se bavila visokoenergij-skim γ-izvorima, Rakovica je bila testni izvor. Promatrani izvori su prihvaćeni kaootkriće ako su imali signifikantnost od 5σ i ako su bili potvrđeni i nekim drugimeksperimentom.[1]

Very-high energy gamma-ray astronomy 27

6 Progress in the first decade of the new millennium

The progress in discovering new VHE gamma-ray emitting sources after the discovery of the Crab nebulawas initially rather slow. Figure 6.1 shows the VHE sky map in the year 2000. Only 8 more sources werediscovered, all of them by imaging Cherenkov telescopes, which became the “workhorse” for the searches.These second-generation Cherenkov telescopes were simply not sensitive enough to observe sources thatemit VHE gamma rays below 10% of the Crab nebula flux. Nevertheless, confidence in the observationtechniques and analysis methods developed. For nearly every group observing on the northern half of theEarth the Crab nebula was the test bench. The number of extragalactic sources found was equal to that ofgalactic ones detected. All extragalactic sources were blazars, while two galactic sources were pulsar windnebulae and two supernova remnants (SNR). The community followed a suggestion of Trevor Weekes thatobserved sources were accepted as discoveries only if their significance exceeded 5 s and all sources onthe sky map were at least confirmed by one other experiment.

o-180

o+180

o+90

o-90

C

rab Ne

bula

Mkn 4

21

PSR 1

706-4

4

Mkn 5

01

Vela

1ES 2

344+

514

1ES 1

959+

650

PKS 2

155-3

04

RX J1

713.7

-3946

-ray sourcesγVHE Blazar (HBL)Pulsar-Wind NebulaSupernova Remnant

E>300 GeV γ-ray sky Year 2000

Fig. 6.1. The VHE (E > 300 GeV) sky map at the year 2000.

6.1 The large third-generation imaging Cherenkov telescopes

As in any emerging area of scientific research, the financing of large detectors is the issue of hard nego-tiations. On the whole, the majority of the astrophysicists and astronomers were still not convinced thatthe new field would really contribute to the fundamental understanding of the relativistic Universe and themeager results of the past times did not justify the diversion of funding from other areas. Nevertheless, theresults from mainly the last decade of the last century made it obvious that new, better telescopes wouldlead to a breakthrough in the field. Also, the stereo-observation technique was generally accepted as theapproach that would reach sensitivities around 1% of the Crab nebula flux within 50 h observation time forachieving a 5-s excess signal. Eventually, four large projects materialized: Cangaroo III, H.E.S.S., MAGICand VERITAS.

It was particularly Germany that was willing to push the development and also to finance it. HeinzVölk convinced the BMBF (Bundesministerium für Bildung und Forschung, the German federal ministryof education and research) to support the construction of the first H.E.S.S. telescope. The Max PlanckSociety then provided major funds for the Heidelberg MPI group of Werner Hofmann and Heinz Völkfor the construction of the four H.E.S.S. telescopes in Namibia, while some time later the BMBF providedmajor funds for the construction of the 17-m diameter MAGIC telescope on La Palma. The BMBF that timeplayed a very supportive role for the revived activity in high energy astroparticle physics. Regrettably, thecompeting plans for a stereoscopic system of seven telescopes, proposed by the VERITAS collaboration,were very much delayed by both the lack of funding and problems with the site approval. While these threeprojects were all pushed by large international collaborations, the Japanese and Australian colleagues trieda somewhat more modest project, dubbed Cangaroo III, and located in Australia.

Slika 3.3: Mapa VHE neba u 2000. godini. Uz Rakovicu, otkriveno je još8 novih VHE izvora. Izvor: [1].

3.2.1 Galaktički izvori

Rakovica

Rakovica (Messier 1, M1) je prvi otkriveni izvor TeV γ-zraka. Nalazi se u zviježđuBik, a od Zemlje je udaljena oko 6500 svjetlosnih godina. Prostire se na 10 svje-tlosnih godina. Rakovica je ostatak eksplozije supernove, koju su zabilježili kineskiastronomi 1054. godine.

U središtu maglice je pulsar s periodom 33.3 ms koji se usporava 36.4 ns nadan. Pulsar isijava dovoljno veliku energije koja uzrokuje neprestano sinkrotronskozračenje okolnog medija. Ubrzani elektroni inverznim Comptonovim procesom izsinkrotronskog zračenja stvaraju visokoenergijske γ-zrake.

21


Rakovica ima stabilan i u usporedbi s ostalim izvorima visok tok visokoener-gijskih γ-zraka u TeV području, zbog čega je standardna svijeća γ-astronomije.Svaki Čerenkovljev teleskop joj posvećuje dio svojih opažanja. Dobro je proučenau cijelom spektru, od radio valova do γ-zraka.[3]

Na slici 3.4 je Rakovice u vidljivom i infracrvenom području kako je vide sve-mirski teleskopi Herschel i Hubble.[28]

Slika 3.4: Rakovica kako je vide Herschel i Hubble. Slika je kombina-cija Hubbleovog vidljivog području i Herschelovog infracrvenog područja.Izvor: [28].

Pulsari

Pulsari su prvi otkriveni kozmički izvori γ-zraka. Otkriveni su satelitskim detekto-rima u području MeV i GeV. Pulsar je brzorotirajuća neutronska zvijezda. Nastajuuglavnom implozijom središta pri eksploziji supernova. Pulsari su izvori sinkrotron-skog zračenja (magneto-bremsstrahlung). Relativističke nabijene čestice (uglavnomelektroni) koje se kreću u snažnom magnetskom polju emitiraju sinkrotronsko zra-čenje. Kontinuirani spektar im se proteže od radiovalova do γ-zraka i jako serazlikuje od spektra crnog tijela.

Magnetari su pulsari s jako snažnim magnetskim poljem. Magnetska polja suim preko 100 T.

22


Galaktička ravnina i galaktičko središte

Galaktička ravnina i galaktičko središte snažni su izvori γ-zraka. Galaktička ravninazamišljeni je krug na nebu zbog najgušće koncentracija zvijezda u galaksiji, a galak-tičko središte je središte Mliječnog puta. Središte je zasjenjeno plinom i prašinompa nije vidljivo optičkim teleskopima, ali to ne pretstavlja problem γ-astronomiji.

Teleskop HESS je 2004. godine napravio detaljno promatranje galaktičke rav-nine i pronašao je osam prethodno nepoznatih izvora TeV.[3]

Svemirski teleskop Fermi je u prethodnim godinama promatrao galaktičko sre-dište u području γ-zraka. Slika 3.5 prikazuje nepoznati izvor γ-zraka u središtuMliječnog puta. Neke modeli za objašnjenje izvora uključuju tamnu materiju uobliku hipotetskih čestica (engl. weakly interacting massive particles). WIMPčestice bi se mogle međusobno sudarati i pritom stvarati γ-zrake. Ta hipoteza jemeđutim upitna, te su potrebna daljna detaljnija ispitivanja.[29]

Slika 3.5: Izvor γ-zračenja u galaktičkom središtu snimljen svemirskimteleskopom Fermi. Na lijevoj slici je galaktičko središte sa svim izvorimaγ-zraka. Na desnoj slici su svi poznati izvori γ-zraka oduzeti, te je preostaoneočekivani izvor γ-zraka. Izvor: [29].

Ostaci supernova

Supernov je snažna eksplozija zvijezde, koja u kratkom periodu može biti sjajnijaod galaksije u kojoj se nalazi. Ostatak supernove (engl. supernova remnant, SNR)je difuzna maglica koja se sastoji od ostataka vanjskih slojeva eksplodirane zvijezde.Ostaci supernova su izvori galaktičkih kozmičkih zraka i galaktički izvori γ-zraka.

Dvije su vrste ostataka supernova: plerioni i ljuskasti tip. Plerioni se rjeđepojavljuju. Kod pleriona zrači i središnje područje i eksplodirajuća jezgra. Onisu mladi ostaci supernova koji sadrže pulsar i često su visokoenergijski γ-izvori.

23


Rakovica je primjer pleriona. Ljuskasti tip ostataka supernova izvor je γ-zraka upodručju ispod TeV.

Mikrokvazari

Mikrokvazari su dvojni sustavi koji se sastoje od jednog kompaktnog objekta i pra-titelja koji je izvor akrecijskog materijala. Kompaktni objekt može biti neutronskazvijezda ili crna rupa, a primjer pratitelja je zvijezda u fazi crvenog diva. Kodmikrokvazara dva relativistička mlaza izlaze u suprotnim smjerovima, a okomitona ravninu akrecijskog diska.

Mikrokvazari su smanjene verzije kvazara. Zbog relativne blizine su važni zarazumijevanje aktivnih galaktičkih jezgri. Snaga mlazova mikrokvazara može bitidostatna za stvaranje ukupnog galaktičkog toka kozmičkih zraka. Prvi mikrokvazarotkriven je 1994. godine.[3]

Slika 3.6: Isti mehanizma može biti odgovoran za mikrokvazare, kvazare imasivne zvijezde koje se urušavaju te kreiraju crne rupe, pri čemu nastajeprovala γ-zraka. Svaki objekt sadrži crnu rupu, akrecijski disk i relativis-tički mlaz čestica. Mikrokvazari i kvazari mogu izbacivati materiju nekolikoputa, a provale γ-zraka samo jednom. Izvor: [30].

24


3.2.2 Izvangalaktički izvori

Provale γ-zraka

Provale γ-zraka (GRB) su najsjajniji objekti u svemiru. Na slici 3.6 je prikaz mi-krokvazara, kvazara i provale γ-zraka. Energijski spektar provala γ-zraka uglavnomje u MeV do GeV području. Te su iznenadne snažne emisije γ-zraka izvangalaktič-kog podrijetla otkrivene 1967. godine.

Satelitski detektori svakodnevno otkrivaju provale γ-zraka. Provale γ-zraka supodijeljene u dugotrajne i kratkotrajne. Dugotrajne traju oko 20 s i imaju perzis-tenciju. Detektirane su do 18 GeV. Perzistencija (engl. afterglow) je iš;ezavajućaemisija u području X-zraka i radiovalova, te ultraljubičastom, optičkom i infracrve-nom području. Kratkotrajne traju oko 0.2 s, manjeg su sjaja i nemaju perzistenciju.

Aktivne galaktičke jezgre

Glavni izvangalaktični izvori visokoenergijskih γ-zraka su aktivne galaktičke jez-gre (AGN). AGN je općenit pojam, a označava postojanje procesa iznimne snageu središnjim područjima određenih galaksija. AGN su vrlo kompaktni objekti sluminozitetom oko 10000 puta većim od okolne galaksije. Pretpostavlja se da jesupermasivna crna rupa u središtu svake aktivne galaktičke jezgre. Aktivne galak-tičke jezgre se klasificiraju iz kuta pod kojim se sa Zemlje vide mlazovi ili ravninatorusa.

Slika 3.7: Mlaz iz galaksije M87 koju je uslikao svemirski teleskop Hub-ble. M87 je divovska eliptična galaksija koja u središtu ima supermasivnucrnu rupu. M87 je najbliži i jedan od najbolje proučenih izvangalaktičkihmlazova. Izvor: [31].

25


Blazari

Blazar je aktivna galaktička jezgra s vremenski vrlo promjenljivim zračenjem izrelativističkih mlazova, od kojih je jedan usmjeren prema Zemlji. Mlaz je uski snopplazme i zračenja koji se kreće relativističkom brzinom od središnje crne rupe. Mlazse može protezati stotinama kiloparseka.[3]

Na slici 3.7 je mlaz iz galaksije M87 koju je uslikao Hubble. Messier 87 (M87) jedivovska eliptična galaksija koja se nalazi u središtu skupa Virgo. Mlaz vidljiv naslici dolazi od sinhrotonskog zračenja. M87 je najbliži i jedan od najbolje proučenihizvangalaktičkih mlazova.

Na mapi neba među izvangalaktičkim izvorima visokoenergijskih γ-zraka prev-ladavaju upravo blazari (slika 3.8).

Slika 3.8: Mapa VHE neba u 2011. godini. Među izvangalaktičkim izvo-rima visokoenergijskih γ-zraka prevladavaju blazari. Izvor: [32].

Egzotični izvori

Egzotični izvori su mogući izvor visokoenergijskih γ-zraka, u kojima visokoenergij-ske čestice nastaju raspadom egzotičnih i iznimno teških čestica izvan standardnogmodela. Te čestice bi morale biti ostaci velikog praska, kao što su hladna tamnatvar ili topološki defekti. U topološke defekte spadaju npr. magnetski monopoli,kozmičke strune, domenski zidovi i kozmičke teksture.

Kandidati za nebarionsku tamnu tvar su aksioni i slabo međudjelujuće masivnečestice (WIMP). WIMP bi se mogao opaziti posredno kroz anihilaciju pri kojojnastaju dvije γ-zrake. Masa WIMP čestica teorijski je predviđena u intervaluizmedu 10 GeV i nekoliko desetaka TeV.

26


Barionsku tamnu tvar moglu bi sačinjavati masivni kompaktni halo-objekti(MACHO). MACHO su masivni tamni objekti poput smeđih patuljaka i crnihrupa.

Zvjezdorodne galaksije

Zvjezdorodne galaksije su nepravilne galaksije u kojima se rađaju nove zvijezde navećem području galaksije. One su očekivani izvori visokoenergijskih γ-zraka, kao iopćenito sva područja u kojima nastaju nove zvijezde (slika 3.9).

Slika 3.9: Zvjezdorodna galaksija M82 uslikana Hubble teleskopom. Ugalaksiji M82 zvijezde se rađaju 10 puta brže nego u Mliječnoj stazi. Izvor:[33].

27

.

“Astronomy compels the soul to look upward

and leads us from this world to another.”

Plato

Poglavlje 4

Čerenkovljevi teleskopi

Teleskopi MAGIC (engl. Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov) suČerenkovljevi atmosferski teleskopi koji se nalaze na Kanarskom otoku La Palma(28.8° N, 17.8° W) na lokaciji opservatorija Roque de los Muchachos, na 2200 mnadmorske visine. Zbog kvalitete i čistoće neba ona je među najboljim promatrač-kim lokacijama na sjevernoj polutci.

4.1 Atmosfera

Opažanje visokoenergijskih čestica koristi kalorimetrijski princip. Za kozmičke vi-sokoenergijske čestice atmosfera je prirodni kalorimetar. Za većinu astronoma at-mosfera otežava opažanja, a za astronome koji opažaju γ-zrake s površine Zemljeatmosfera je prijeko potreban dio detektora.

4.1.1 Ekstinkcija

Ekstinkcija je smanjivanje intenziteta svjetlosti s nebeskog tijela pri prolasku krozatmosferu. Ekstinkcija se javlja zbog apsorpcije i raspršenja u atmosferi. Propor-cionalna je zračnoj masi i atmosferskom tlaku. Raspršenje je glavni uzrok ekstink-ciji. Najkritičnije je Mievo raspršenje. Mievo raspršenje je raspršenje na oblacimai aerosolima, te može biti promjenljivo na vremenskoj skali manjoj od sata.

Ekstinkcija se izražava u magnitudama po zračnoj masi. Zračna masa (engl.airmass) je relativna debljina atmosfere kroz koju prolazi zvjezdana svjetlost, amagnituda je mjera sjaja nebeskog objekta. Zračna masa ovisi o zenitnom kutu.Tako je na primjer, u zenitu, gdje je ZA=0◦, airmass = 1, a za ZA = 60◦ je airmass≈ 2. Prividna magnituda m je sjaj kakav se vidi sa Zemlje, a apsolutna magnitudaM je vlastiti sjaj.

29

4. ČERENKOVLJEVI TELESKOPI

Neki optički teleskopi prate promjenljivu atmosfersku transparentnost (engl.variable atmospheric transmission, VAT) tako što redovito mjere pojednine zvi-jezde poznatog sjaja. Nedostatak primjene ekstinkcijskih koeficijenata za praćenjeatmosferske transparentnosti je što raspoložive vrijednosti predstavljaju prosječnevrijednosti za cijelu noć. Idealni ektinkcijski koeficijenti za Čerenkovljeve teleskopebi bio mjeren na vremenskoj skali jednog opažanja.

Karakteristike atmosfere je moguće i daljinski ispitivanti meteorološkim balo-nima ili aktivnim uređajima na tlu kao što su radar i lidar. Lidar (engl. Lightdetection and ranging) radi na istom principu kao i radar, a sastoji se od lasera imalog teleskopa za detekciju raspršene svjetlosti. Radari mogu opažati veće čes-tice poput kapljica kiše. Lidari su osjetljiviji na manje čestice kakve su kapljicevode od kojih se sastoje oblaci. Lidari mogu mjeriti gustoću atmosfere po visini ikoncentraciju aerosoli kao funciju visine.

4.1.2 Model atmosfere

Kako je atmosfera sastavni dio IACT-a, teleskop je osjetljiv na neočekivane pro-mjene u atmosferi. Kalibracija toka i energije za IACT se oslanja na Monte Carlo(MC) simulacije. Monte Carlo simulacija se sastoji od simulacije pljuskova čes-tica u atmosferi i od simulacije detektora. Simulacija pljuskova je jednaka za sveIACT-e, a simulacija detektora je posebna za svaki eksperiment.

Slika 4.1: Okomita podjela atmosfere. Model atmosfere U.S. Standard1976. Izvor: [34].

30


Atmosfera je tanki omotač oko Zemlje. Sastoji se od ∼78% dušika N2, ∼21%kisika O2, manje od 1% argona Ar i u tragovima ugljičnog dioksida CO2 ∼0.03%,vodene pare H2O od 0 do 4% i ozona O3 od 0 do 0,0012%. Atmosfera se ponašakao idealan plin. Iako su vodena para i ozon tek manji dio atmosfere, igraju važnuulogu u atmosferskoj tranparentnosti.

Za opis atmosfere koriste se približni modeli. Najčešće se koristi model atmo-sfere U.S. Standard 1976. Atmosfera se dijeli na slojeve prema promjeni tempera-ture s visinom (slika 4.1). Najniži je dio troposfera koja sadrži 75% ukupne masezraka i proteže se do visine od oko 20 km. Stratosfera sadrži oko 24% ukupne masezraka i proteže se od 20 do 50 km nadmorske visine. Ozonski omotač se nalazi ustratosferi. Mezosfera je na visini od 50 do 90 km. Termosfera se nakon mezo-sfere proteže do visine od 600 km. Egzosfera je iznad 600 km i sadrži tek ponekumolekulu. Za vrh atmosfere uzima se 1000 km.

U troposferi započinje većina pljuskova četica u atmosferi, gdje i nastaje većinaČerenkovljeve svjetlosti.[3]

4.2 Pljuskovi čestica

Kada visokoenergijske čestice i γ-zrake upadaju u Zemljinu atmosferu, pri sudarus molekulama u atmosferi kreiraju pljusak sekundarnih čestica. Pljusak započinjena visini između 10 i 20 km. U početku pljuska se broj sekundarnih čestica na-glo povećava. Umnožavanjem čestica energija primarne čestice se raspodjeljuje nasekundarne čestice sve dok energija sekundarnih čestica ne postane tako mala daumnožavanje prestaje. Nabijene čestice ionizacijom gube energiju te pljusak pres-taje. Ovisno o energiji primarne čestice, pljusak može dosegnuti tlo ili se zaustavitina velikim visinama. Čerenkovi teleskopi promatraju pljuskove koji prestaju prijenego dosegnu tlo.

Pljuskovi koji nastaju zbog hadrona i oni nastali od γ-zraka i leptona moguse razlikovati po tome kako se razvijaju. Slika 4.2 prikazuje simulirane pljuskovenastale od γ-zrake i od protona. Pljuskovi od hadrona su puno širi od pljuskovaγ-zraka.[1]

4.2.1 Hadronski pljuskovi

Kada je primarna čestica koja započinje pljusak čestica u atmosferi proton ili jezgra,sekundarne čestice su pioni, kaoni, anti-protoni i dijelovi jezgara (slika 4.3). Pioni

31


Very-high energy gamma-ray astronomy 5

interactions, but some of them decay into muons, which can penetrate deeply into ground. Gamma-ray in-duced cascades are much narrower. The dominant multiplication processes in electromagnetic showers iselectron/positron bremsstrahlung, producing gamma rays and e+e� pairs from gamma-ray conversion. Invertical direction, the atmosphere corresponds to 27 radiation lengths and 11 hadronic absorption lengths.Due to the high transverse momentum in hadronic interactions, to multiple scattering and to deflectionsin the magnetic field of the Earth, the showers are widened, facilitating their detection. In case of theCherenkov detector principle, the emission angle of the Cherenkov light is small but still illuminates a largearea at ground, of typically 200–220 meters in diameter. A telescope anywhere in this area can detect anelectromagnetic shower, provided the Cherenkov light intensity is high enough. Further details of the show-ering process can be found in [Weekes 2003] or in numerous publications about calorimetry in high energyphysics experiments.

Fig. 2.2. Simulations of air showers, from left to right: (a) secondaries of a 50 GeV g-ray primary particle, (b) same,but only those secondaries that produce Cherenkov light are plotted. (c) Secondaries of a 200 GeV proton primaryparticle, (d) same, but only those secondaries that produce Cherenkov light are plotted. In all figures, the particle typeof the secondaries is encoded in their track color: red = electrons, positrons, gammas; green = muons; blue = hadrons.Figures courtesy Dario Hrupec (Institut Ruder Bošković, Zagreb), produced using code done by Fabian Schmidt (LeedsUniversity), using CORSIKA.

The air-shower array detectors used in most cases are derivatives of the initial Geiger tube countersand nearly all followed the low active-density array concept. Most advanced detectors used large scintil-lation counters viewed by photomultipliers. These array detectors sampled the shower tail and measuredthe arrival signals in each hit counter, thus allowing to determine the energy and direction of the shower.The active area fraction of the array area covered by detectors was normally below 1% resulting in ratherlarge uncertainties in energy determination and modest angular resolution. A big problem was the preciseangular calibration of the detectors, as no reference source was available. Special variants of the air showerarray detectors tracked the charged particles passing the instruments. It was hoped to determine the inci-dent particle direction from the measurement of a few angular measurements of the secondary tracks inthe shower tail. These measurements, however, provided only a very poor directional determination be-cause most of the secondary particles at the shower tail were of low momentum where multiple scatteringis large. Air-shower arrays have basically a 24 hour up-time and a wide angle acceptance and thus allowthe monitoring of a large fraction of the sky. If the gamma fluxes at high energies were higher, these twofeatures would have made air shower arrays valuable survey devices in searching the sources of gammarays. However, depending on the altitude of the installation, the threshold was very high. At sea level, oneachieved a threshold of around 1014 eV for showers with vertical incidence. For large zenith angle showers,the energy threshold scales with a strong dependence of the zenith angle q of around cos�7 q . The maindeficiency of air shower array detectors, however, is their weak gamma/hadron separation power and thepoor energy and angular resolution at their energy threshold and still quite far above it. Muons might be

Slika 4.2: Simulacija atmosferskih pljuskova. S lijeva na desno redom suprikazani: (a) pljusak od 50 GeV γ-zrake, (b) pljusak od iste γ-zrake, aliprikazan je samo dio pljuska koji stvara Čerenkovljevu svijetlost. (c) Plju-sak od 200 GeV protona, (d) pljusak od istog protona, ali prikazan je samodio pljuska koji stvara Čerenkovljevu svijetlost. Boje označavaju vrstu se-kundarne čestice u pljusku. Crvenom su prikazani elektroni, pozitroni iγ-zrake, zelenom bojom mioni, a plavom hadroni. Izvor: [1].

su nestabilni i raspadaju se

π0 → γ + γ (4.1)

π+ → µ+ + νµ (4.2)

π− → µ− + ν̄µ (4.3)

Ti procesi su glavni razlog nastanka miona i neutrina u pljuskovima. γ-zrake nastaleraspadom neutralnog piona induciraju nove elektromagnetske pljuskove. Dio mionai neutrina nastaje u raspadima kaona

K± → µ± + ν (4.4)

Kaoni mogu stvoriti i pione

K± → π± + π0 (4.5)

32


Slika 4.3: Hadronski pljusak u atmosferi. Pljusak započinje na visiniizmeđu 10 i 20 km. Izvor: [3].

4.2.2 Elektromagnetski pljuskovi

Elektromagnetske pljuskove započinje visokoenergijska γ-zraka (slika 4.4). Ulaskomγ-zrake u polje jezgre stvara se elektron-pozitron par

γ → e+e− (4.6)

Udarni presjek za fotopionsku produkciju

γ + jezgra → hadroni (uglavnom π) (4.7)

je za IACT (100 GeV do 10 TeV) oko 300 puta manji od udarnog presjeka zastvaranje para.

Visokoenergijski elektroni i pozitroni (E > 10 GeV) iz produkcije para svojuenergiju gube uglavnom zakočnim zračenjem (bremsstrahlung) u polju jezgre i takoproizvode sekundarne γ-zrake. Ako su kreirane visokoenergijske γ-zrake (E > 10MeV) ponovno će se stvarati elektron-pozitron parovi. Tako se razvija elektromag-netski pljusak. Veličina pljuska ovisi o energiji primarne γ-zrake.

U zakočnom zračenju nabijena čestica se usporava i pritom gubi energiju u

33


obliku elektromagnetskog zračenja. Stvaranje para je stvaranje elektron-pozitronpara iz γ-zrake kojoj je energija blizu jezgre veća od 1022 keV.

Slika 4.4: Elektromagnetski pljusak razvija se nizom stvaranja elektron-pozitron parova i zakočnim zračenjem. Izvor: [35].

4.2.3 CORSIKA

CORSIKA (engl. COsmic Ray SImulations for KAscade) je detaljna simulacijapljuskova čestica u atmosferi, a koristi Monte Carlo (MC) metodu. Primarne česticemogu biti protoni, lake jezgre, fotoni i ostale čestice, sve do energija 1020 eV. Posje-duje opcije za Čerenkovo zračenje i neutrine. Većina IACT-a koristi CORSIKA-u,a među njima i MAGIC, HESS i VERITAS.

4.3 Čerenkovljevo zračenje

Kada nabijena čestica prolazi dielektričnim medijem brzinom većom od fazne br-zine svjetlosti u tom mediju, razmještaju se elektroni u atomima tog medija. Atomise počnu ponašati kao elementarni dipoli, te dolazi do polariziraje u mediju. Pripovratku u ravnotežno stanje, elektroni polariziranih atoma emitiraju Čerenkov-ljeve fotone. Ako čestica putuje brzinom manjom od fazne brzine svjetlosti, zbogdestruktivne interferencije neće doći do emisije Čerenkovljevih fotona. U slučajunadsvjetlosnih brzina konstruktivna interferencija daje Čerenkovljevo zračenje podkutem θ (slika 4.5).

34


2.1. The atmospheric showers 45

the altitude [135]. Consequently, the refractive index becomes:

n(h) = 1 + n0e− h

h0 (2.9)

where the fluctuations due to the air temperature and the wavelength of the radiationare neglected. According to equation 2.8, β changes along the shower’s path, butcontinuously produces θ values inside an upper limit, which is a little more than 1° inthe lower atmosphere. The emitted electromagnetic waves generate a front that canbe schematized in a disc, with a thickness of only few meters. This also explains thearrival time distribution at the telescope level, which is contained in 10 ns7.

| v 1 | = β1c

|vc | = cn

θ

cos(θ) = 1nβ 2

| v 2 | = β2c

Figure 2.6: Simple sketch of the Čerenkov effect. When a charged particle moves slowerthan the speed of light in the medium, the electromagnetic waves, initiated along its trajec-tory, are not superimposed (left side). Differently, when its velocity exceeds the local speedof light, a surface of constructive interference appears. This effect causes the light to beemitted under an angle θ (right side). (Courtesy of C. Fruck)

Considering the largest shower expansion point at 10 km, the light spreads mainlyin an area of around 50000÷100000m2 at the ground level. As for the shower develop-ment, even the generated Čerenkov light is roughly proportional to the primary energy.However, the flash is very faint, counting only ≈ 4000÷5000 photons per GeV, so adensity of 10 particles in a square meter for a primary 100GeV γ–ray.Another parameter that influences the photons density is the the zenith angle of ob-servation. For high values, the atmosphere thickness along the primary photon pathincreases substantially. This changes the relative distance between the maximum devel-opment of the shower and the ground, spreading the light in a greater area (Fig. 2.7).

The original light spectrum is altered by the mediums transparency (Fig. 2.8). Infact, photons are attenuated by scattering and absorption proportionally to the crossedatmosphere. For instance, photons can be deflected by small air atoms, in a processcalled Rayleigh scattering. The photon intensity reduction can be expressed by thefollowing equation [18]:

dI

dx= −I · 32π

3

3Nλ4(n − 1)2 (2.10)

where N is density of scattering particle and λ is the Čerenkov photon wavelength.

710 ns is a conservative value. The contribution after 6 ns could be considered negligible.

Slika 4.5: Čerenkovljevo zračenje emitira transparentni medij kad se na-bijena čestica kroz njega giba brzinom većom od brzine svjetlosti u tommediju. Izvor: [35].

Čerenkovljev uvjet je

včestica > vsvijetlost ⇒ v >c

n⇒ β > 1

n(4.8)

gdje je n indeks loma za medij. Kada je ispunjen uvjet 4.8, javlja se Čerenkovljevasvijetlost i širi se pod fiksnim kutem θ. U atmosferi Čerenkovljev kut je θ ≈1◦. Nabijena čestica mase mirovanja m emitira Čerenkovljevu svjetlost ako imaenergiju veću od granične energije

Eth = γmc2 =

mc2√1− β2

=mc2√1− 1

n22

(4.9)

U tablici 4.1 su granične Čerenkovljeve energije za tipične čestice u atmosferskompljusku.

Tablica 4.1: Čerenkovljeve granične energije za čestice pljuska. Izvor: [3].

35


4.4 IACT

Današnji Čerenkovljevi teleskopi uglavnom koriste stereo tehniku opažanja i imajuosjetljivost oko 1% toka Rakovice unutar 50h promatranja, a pritom imaju signifi-kantnost od 5σ. Tri velika eksperimenta su MAGIC, H.E.S.S. i VERITAS.

4.4.1 MAGIC

Postoje samo tri sustava Čerenkovljevih teleskopa na svijetu (MAGIC, H.E.S.S. iVERITAS). Među njima, MAGIC ima najniži energijski prag (slika 4.6). Na lokacijiteleskopa MAGIC su se do 2002. godine nalazili njihovi prethodnici, Čerenkovljeviteleskopi HEGRA (engl. High Energy Gamma Ray Astronomy).

Slika 4.6: Teleskopi MAGIC nalaze se na Kanarskom otoku La Palma.Imaju promjer od 17 m, a međusobno su udaljeni 85 m. Objekt u do-njem desnom kutu je kontrolna kućica. Iznad nje u pozadini je vidljiv10-metarski optički teleskop Gran Telescopio Canarias. U gornjem lijevomkutu u pozadini je 2,5-metarski Nordic Optical Telescope. Izvor: [36].

MAGIC je sustav dvaju Čerenkovljeva teleskopa, svaki s promjerom od 17 m ireflektivnom površinom od 236 m2. Teleskopi MAGIC I i MAGIC II koriste kameres 1.039 fotomultiplikatora.

36

“Imagination is more important than knowledge.

Knowledge is limited. Imagination encircles the world.”

Albert Einstein

Poglavlje 5

Obrada i analiza podataka

Obrada i analiza rađene su na podacima ustupljenim od strane kolaboracije MA-GIC. Podaci obuhvaćaju promatranja teleskopa MAGIC u vremenskom rasponuod deset mjeseci, od siječnja do listopada 2014. godine.

5.1 Ovisnost učestalosti okidača o zenitnom kutu

Proučavanje ovisnosti učestalosti okidača (engl. trigger rate) o zenitnom kutuvisokoenergijskih pljuskova među ostalim pridonosi i razumjevanju razvoja plju-skova, omogućava provjeru rada teleskopa, te služi procjeni okomitog toka primar-nih čestica.[37]

Unutar kontrole kvalitete podataka (engl. datacheck) crta se među ostalim iovisnost trigera o kutu za svaku noć i uspoređuje s empirijskim izrazom cosn. Unastavku razvijam jednostavni model koji daje upravo takvu ovisnost.

Kada se opaža pod nekim zenitnim kutom, Čerenkovljevi fotoni prolaze duljiput u atmosferi što je zenitni kut veći. To dovodi do atenuacije signala, te samimtime i do smanjenja učestalosti okidača, što je zenitni kut pod kojim se opaža veći.

Slika 5.1 prikazuje geometriju glavne osi pljuska čestica u atmosferi iniciranogprimarnom kozmičkom zrakom. h je visina prve interakcije protonskih pljuskovaiznad mjesta promatranja, ϑ je zenitni kut, d je udaljenost između teleskopa ifotona koji se promatraju pod zenitnim kutom ϑ, I0 je početni tok zračenja navisini h, a I(ϑ) je atenuirani tok zračenja nakon prolaska kroz atmosferu do mjestapromatranja.

Za visinu h od 20 km, i kut ϑ od 60◦, udaljenost d je 40 km. Polumjer Zemlje Riznosi 6370 km, pa se može zanemariti zakrivljenost Zemlje, jer h

R→ 0. Odnosno

može se pretpostaviti da su atmosfera na visini h i tlo u točki promatranja dvijeparalelne ravnine.

38

5. OBRADA I ANALIZA PODATAKA

h d

I0 I0

I( )

cos hd

Slika 5.1: Geometrija glavne osi pljuska čestica u atmosferi iniciranogprimarnom kozmičkom zrakom (protonom energije između 100 GeV i 10TeV).

Atenuacijski koeficijent β ovisi o visini h i atenuacijskoj duljini λ. Atenuacijskikoeficijent se za valne duljine od 300 do 600 nm mijenja jako malo.[3] Ako sepretpostavi da je atmosfera od visine h do tla homogena, tada su atenuacijskikoeficijent i atenuacijska duljina λ = 1

βkonstantni. Ova pretpostavka je dobra samo

za izvođenje jednostavnog modela ovisnosti okidača o zenitnom kutu. Za MonteCarlo simulacije razvoja pljuskova u atmosferi, koje se koriste pri analizi podataka,uzima se u obzir ovisnost atenuacijskog koeficijenta o visini. Atenuacijska duljinaje duljina na kojoj tok zračenja pada na vrijednost 1

epočetne vrijednosti. Tok

zračenja može se uz pretpostavku konstantnog atenuacijskog koeficijenta izrazitiBouguer-Beer-Lambert zakonom

I(ϑ = 0) = I0 · e−hλ (5.1)

Tok zračenja pod kutem ϑ atenuira kao

I(ϑ) = I0 · e−h

λ·cos(ϑ) (5.2)

Djeljenjem izraza 5.2 s izrazom 5.1 slijedi

I(ϑ) = I(0) · e hλ· · e− hλ·cos(ϑ) = I(0) · e−h(1−cos(ϑ))λ·cos(ϑ) (5.3)

I(ϑ) = I(0) · e−hλ ( 1cos(ϑ)−1) = I(0) ·(

1

e1

cos(ϑ)−1

)hλ

(5.4)

39


Razvojem e1

cos(ϑ)−1 u red, te ako zenemarimo više članove reda, proizlazi

I(ϑ) = I(0) ·(

11+ 1cos(ϑ)−1+...

)hλ

= I(0) · (cos(ϑ))hλ (5.5)

Izraz 5.5 vrijedi u aproksimaciji za male kuteve, gdje je ϑ


sloja prema

T (h) = ai + bi · e−hci i = 3 (5.7)

korištenjem visine h = 20, 9 km.[39] Dobivena je vrijednost od 49,5 g/cm2.

Tablica 5.1: Parametri modela atmosfere U.S. Standard. Izvor: [39].

Iz podataka za debljinu atmosfere 49,5 g/cm2 i atenuacijske duljine λ ≈ 120g/cm2 izračuna se kosinusov eksponent h

λ= 0, 41 iz izraza 5.6.

5.2 Svakodnevna kontrola kvalitete podataka

Svakodnevna kontrola kvalitete podataka opaženih teleskopima MAGIC je u nad-ležnosti hrvatskog dijela kolaboracije MAGIC. Temelji se na noćnom izvještaju od30-tak stranica i 60-tak grafova kreiranih pomoću datacheck makroa i skripti, kojeu pozadini koriste ROOT i paket MARS (engl. MAGIC Analysis and Recons-truction Software). Datacheck makroi za CERN ROOT i MARS nap

Documents

OVISNOST UČESTALOSTI OPAŽENIH VISOKOENERGIJSKIH …zenitnom kutu za Čerenkovljeve teleskope diplomskirad zagreb,2014. sveuČiliŠte u zagrebu prirodoslovno-matematiČki fakultet