Detektory kosmického záření

Kosmické záření poprvé zaznamenal v roce 1912 Viktor Hess, který vynesl v balónu ionizační komoru a s rostoucí výškou zachycoval více ionizujícího záření. V současné době jsou k detekci kosmického záření balóny stále užívány, ale detektory jsou i na družicích a samozřejmě na zemském povrchu.

V nejenergetičtější oblasti jsou však užívány výhradně detektory pozemské, neboť kvůli vzácnosti výskytu takových částic, je třeba stavět detektory s co největší efektivní plochou, abychom měli šanci za rok zachytit aspoň několik částic s energiemi kolem 10²⁰ eV, a tak velké plochy umíme zatím pokrýt jen na zemském povrchu. Pozorujeme tedy vlastně jen spršky sekundárního kosmického záření a podle parametrů těchto spršek určujeme parametry dopadající částice. Na základě analogií s dobře proměřenými experimenty na urychlovačích a na základě analýzy mnohačásticových (Monte Carlo) simulací lze určit energii primárního kosmického záření s přesností na několik procent a navíc lze i odlišit, zda se jednalo o extrémně energetický foton, proton či třeba o těžší jádro.

Sledování spršky sekundárního záření můžeme provádět dvěma způsoby. Jednak můžeme vytvořit na zemi síť detektorů a určovat velikost a tvar spršky a intenzitu a složení v jejích různých částech. K tomuto typu pozorování se používají buď scintilátory, v nichž částice interagují s plastickou hmotou scintilátoru, a tak vznikají záblesky, které jsou registrovány fotonásobičem, anebo vodní čerenkovské detektory, ve kterých částice s rychlostí větší než je rychlost světla ve vodě produkují viditelné čerenkovské záření, které je opět registrováno fotonásobiči. Výhodou těchto detektorů je, že mohou pracovat ve dne v noci, bez ohledu na počasí. Několik experimentů, zaměřených na detekci extrémně energetického kosmického záření, již proběhlo či stále běží - konkrétně je v současné době v provozu síť scintilačních detektorů AGASA v Akeno v Japonsku, scintilátory i vodní čerenkovské detektory fungují i v ruském Jakutsku, měření již skončilo ve Volcano Ranch v USA na scitnilačních detektorech, ukončen je rovněž i experiment s vodními čerenkovskými detektory v Haverah Park ve Velké Británii i australský experiment univerzity v Sydney nazvaný SUGAR, který byl před AUGERem jediným fungujícím detektorem na jižní polokouli a využíval opět sítě scintilačních detektorů.

Druhým typem experimentů je přímé sledování vývoje spršky sekundárního kosmického záření v atmosféře. Nabité částice kosmického záření totiž při svém průletu excitují molekuly v atmosféře a konkrétně nejhojnější molekuly dusíku při svém přechodu zpět do základního stavu vysílají viditelné světlo, které můžeme zaznamenat pomocí teleskopů vybavených rychlými fotonásobiči (fluorescence trvá řádově mikrosekundy). První fungující fluorescenční detektornesl jméno Fly's Eye (Muší oko) a byl umístěn v Utahu v USA. Jeho název dobře ilustruje strukturu takových detektorů - celá obloha je rozdělena na mnoho plošek o velikosti několika málo čtverečních stupňů a každou z nich "má na starosti" jeden z fotonásobičů, resp. systém sestávající se z jednoho zrcadla a příslšného fotonásobiče.

Na stejném místě, kde stál detektor Fly's Eye, dnes funguje jeho následovník - vylepšený detektor s vyšším rozlišením, který byl překřtěn na HiRes.

Fluorescenční detektory mají tu nevýhodu, že mohou pracovat jen za jasných bezměsíčných nocí, a tak je jejich pozorovací čas jen asi desetinový ve srovnání s pozemními detektory scintilačními či čerenkovskými.