V této úvodní kapitole se pokusíme nastínit některé metodologické aspekty stavby fyziky a jejího začlenění do kontextu ostatní přírodovědy a vědeckého poznání vůbec. Tyto metodologické poznámky mohou být zajímavé např. pro studenty a zájemce nefyzikálních profesí, kteří si chtějí udělat ucelený obraz o fyzikálních aspektech zkoumání přírody.
1019eV, musí pocházet oblasti bližší než ≈50÷100 Mpc; toto vysvětlit
je obtížné, vhodné blízké zdroje schopné produkovat částice tak velké energii neznáme.
http://astronuklfyzika.
Vpravo: Snižování energie vysokoenergetického
protonového záření interakcí reliktním fotonovým
zářením závislosti uražené vzdálenosti vesmíru.
Vlevo: Energetické spektrum primárního
kosmického záření. Vojtěch Ullmann: Jaderná radiační fyzika. GZK energetická mez *), která pro protony činí
asi 5.10.6.2008 12:13:55]
. Larmorův poloměr kružnice, níž pohyb
probíhá.
Šíření kosmického záření; GZK mez
Směrové rozložení kosmického záření téměř izotropní, což souvisí složitými zakřivenými
drahami nabitých částic magnetických polích rámci galaxie mezigalaktickém prostoru. Částice, které zachycujeme, prošly své cestě Zemi velmi složité zakřivené dráhy, čímž
ze bohužel ztrácí směrová informace zdroji němž vznikly. Pouze nejenergetičtější částice (nad
1019eV) mají dostatečně velký Larmorův poloměr zakřivení (řádově kiloparseky), který umožňoval
jejich přibližnou lokalizaci; jelikož nepozoruje zvýšený počet takových částic přicházejících z
okolí roviny naší Galaxie, mají tyto vysokoenergetické částice pravděpodobně extragalaktický původ. druhé straně tohoto rozboru plyne, částice kosmického záření,
které mají energii vyšší než ≈5.
Obr..1.
Problém zůstává zatím otevřený, očekávají rozhodující výsledky měření velkého počtu spršek kosmického záření
na observatoři AUGER (viz níže). 1.6.
Zakřivení dráhy přímo úměrné náboji částice intenzitě magnetického pole nepřímo
úměrné hmotnosti částice tedy její energii tzv.RNDr..6
vpravo), při němž tyto částice ztrácejí energii obráceným Comptonovým rozptylem.6. Při
dostatečně vysokých energiích vyšších než tzv. Četnost těchto částic nejvyšších energií však velice malá kvantifikace energie
je zde obtížná, takže důsledku statistických fluktuací může být četnost energie této oblasti nadhodnocena. Tyto procesy, spojené značnou ztrátou kinetické energie (cca 2.6 Ionizující záření
reliktním zářením (GZK-mez, viz níže).htm (23 32) [15.1019eV, srážka fotonem reliktního záření vede dokonce produkci pionu reakcemi γ2,7°K p
+ πo, γ2,7°K (neutron potom β-přeměnou změní opět proton elektron neutrino)
**).cz/JadRadFyzika6.
Kromě zakřivené dráhy dochází při šíření nabitých částic kosmického záření jeho
postupným energetickým ztrátám interakcemi fotony reliktního mikrovlnného záření (obr.1.1019eV); pod touto mezí účinný průřez pro tvorbu pionů již velmi malý brzdění
nabitých částic reliktním zářením podstatně pomalejší probíhá již jen obráceným
Comptonovým rozptylem.108eV jednu interakci), jsou
tím intenzívnější, čím částice vyšší energii, což vede tomu, byla energie částice na
počátku jakkoli vysoká (třebas 1020-1022eV), překonání vzdálenosti cca 100-200 Mpc se
postupnými srážkami reliktními fotony vzniku π-mezonů sníží energie hodnotu GZK-
energie (≈5
