|
Čerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. Čerenkovův detektor – detektor částic využívající kužele Čerenkovova záření za nabitou částicí pohybující se v daném prostředí nadsvětelnou rychlostí. Často se využívá k detekci elektronů nebo mionů v nádrži naplněné vodou. Stěny nádrže jsou pokryty fotonásobiči detekujícími světelný kužel. Jinou variantou jsou aerogelové Čerenkovovy detektory umísťované na sondách. Dalším typem detektoru je speciální pozemský dalekohled, který sleduje Čerenkovovo záření vznikající v atmosféře ze sekundárních spršek kosmického záření. Kosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Zdrojem mohou být supernovy, pulzary, aktivní galaktická jádra, atd. Naprostá většina kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. |
 |
| Stavba zrcadla dalekohledu MAGIC-II. |
| Interakce elektromagnetického záření s látkou |
| Elektromagnetické záření interaguje s látkou mnoha způsoby. Jmenujme alespoň některé. Nejznámější z nich je asi fotoelektrický jev, při němž je dopadajícím elektromagnetickým zářením z látky (například z povrchu kovu) vytržena částice. Při vyšších energiích dopadající vlny začíná dominovat Comptonův rozptyl. Tento jev nastává v případě, kdy foton elektromagnetického záření předá část své hybnosti a energie volnému elektronu. Při vysokých energiích kosmického záření pak při interakci s látkou již zcela dominuje tvorba páru částice a antičástice. Při jednoduchém výpočtu lze snadno zjistit, že v důsledku zákonů zachování energie a hybnosti nemůžeme tento jev pozorovat jako samovolnou přeměnu fotonu na dvě volné částice a antičástice. Tento jev ale lze pozorovat v případě rozpadu vysoce energetického fotonu na dvě částice a antičástice v poli jiné, třetí částice, díky níž budou splněny oba zákony zachování. Touto třetí částicí bývá většinou atomové jádro. |
Dalekohled MAGIC-II bude pracovat společně s dalekohledem MAGIC-I. Oba přístroje mají průměr zrcadel 17 m (236 m2) a jsou vyrobeny z čtvercových segmentů o velikosti strany 49,5 cm. V kombinovaném režimu budou mít až třikrát vyšší citlivost než samotný MAGIC-I. Oba přístroje budou samozřejmě spolupracovat se systémem družic, například rentgenovou observatoří Fermi, která je v případě pozorování gama záblesku ihned upozorní na jeho přibližnou polohu na obloze. Tyto kolosy o hmotnosti 60 tun se během 40 sekund otočí směrem k místu, odkud gama záblesk přiletěl. Zachycené Čerenkovovo záření bude soustředěno na soustavu 576 fotonásobičů. Ve vnitřní oblasti detektoru je průměr fotonásobičů 2,5 cm a ve vnější 3,8 cm. Celková kvantová účinnost všech fotonásobičů je 25 až 30 %.
 |
| Detektor umístěný v ohnisku přístroje je složen ze soustavy dvou druhů fotonásobičů, vnitřní mají průměr 2,5 cm a je jich 396, vnější mají průměr 3,8 cm a je jich 180. |
MAGIC-I pracuje od roku 2004 a má za sebou již velké úspěchy ve sledování vysoce energetických gama záblesků z kvazaru 3C 279, kdy se ukázalo, že je vesmír pro fotony s vysokou energií průhlednější, než se očekávalo. Obrovskou výhodou společného pozorování s dalekohledem MAGIC-II je to, že po dopadu gama fotonu do atmosféry bude možné na základě údajů z obou přístrojů zrekonstruovat třírozměrný obraz sekundární spršky vytvořených částic. Proto se také očekává zlepšení poměru signálu oproti šumu a tím také i možnost detekce podstatně slabších zdrojů. U některých zdrojů (trpasličí galaxie Draco a Willman 1) byl pozorován minimální signál gama záření v oblasti nad 100 GeV. V této oblasti spektra by se podle supersymetrických modelů měla projevovat anihilace nejlehčích supersymetrických částic (neutralin ), a proto mohou naměřené hodnoty sloužit k testování jednotlivých supersymetrických teorií.
Protože prahová energie tohoto zařízení je mnohem nižší než energie podobných zařízení (HESS v Namíbii a VERITAS v americké jižní Arizoně), panují mezi fyziky velká očekávání nových poznatků. Zásadní nové objevy pak mohou přinést sledování zdrojů s energiemi nižšími, než je 100 GeV, hlavně díky jedinečné schopnosti velmi rychlého následného zaměření a pozorování zdrojů gama záblesků. Na tomto evropském projektu spolupracuje okolo 150 vědců ze 17 zemí světa, projekt je řízen německým MPI.
 |
| Pohled na dalekohledy MAGIC-I a II. V pozadí je dalekohled Grand Telescopio Canarias. |
 |
| V noci je patrná soustava zaměřovacích laserů. |
Zdroje:
