Měření teploty ozonové vrstvy pomocí detektoru neutrin  
Jak se klima na Zemi vyvíjí, jak se vyvíjet bude a nakolik ji ovlivňuje člověk, nelze určit z toho, na které straně sporu stojí brilantnější řečníci a komu se povede zlomyslnější satira při zesměšnění oponenta. Můžeme to zjistit pouze na základě stále přesnějších měření a jejich pečlivé analýzy. Občas se stane, že i zařízení budované pro „nepraktický“ základní výzkum přinese pokrok v této, žel tak zpolitizované oblasti.

 

Zvětšit obrázek
Kvazar – galaxie s masivní černou dírou ve svém jádře. Představuje potenciální intenzivní zdroj vysokoenergetických neutrin. Kredit: Don Dixon

V nedávné době jsem se díky psaní rozsáhlejšího cyklu povídání o neutrinech musel podrobně zanořit do této relativně exotické a od praktických aplikací vzdálené oblasti fyziky. Narazil jsem přitom na krásný příklad detektorového systému vybudovaného pro odchyt kosmických neutrin s těmi nejvyššími energiemi. I když jeho základním cílem je hledání odpovědí na astrofyzikální otázky, jež náleží k tomu nejčistšímu základnímu výzkumu, ukázalo se, že je ho možno využít i pro měření spojená se studiem vývoje atmosféry a klimatu.


Už od poloviny devadesátých let se v Antarktidě začal budovat detektorový systém, jehož úkolem je zachycovat neutrina, která k nám přilétají z vesmíru a mají extrémně vysoké energie. Tyto částice, které interagují s hmotou jen velice málo a jejich lapení je tak velkým problémem, nám mohou přinést informace o těch nejenergetičtějších procesech ve vesmíru. Například o těch, které probíhají v aktivních jádrech galaxií, v jejichž nitru se nacházejí černé díry s hmotnostmi milionů sluncí. Abychom je polapili, musíme postavit obrovské detektory.

Zvětšit obrázek
Část základny v Antarktidě, která slouží i detektorovému systému IceCube. (Zdroj IceCube NFS)

Ten, který se staví v Antarktidě, využívá několikakilometrovou tloušťku tamního ledu. Když neutrino prolétá zemskými vrstvami a ledem, může dojít k jeho reakci s hmotou. Při ní vznikají nabité částice s takovou energií, že se pohybují rychlostí větší, než je rychlost světla v daném prostředí a vyvolávají Čerenkovovo záření, které je v průsvitném prostředí antarktického ledu viditelné na dostatečně velké vzdálenosti. Jeho měření je cílem experimentu IceCube. Představuje řadu dlouhých, až do hloubky 2,4 km sahajících kabelů, které na posledním kilometru své délky nesou fotonásobiče zachycující zmíněné Čerenkovovo záření. Tlak v této hloubce led homogenizoval, vytlačil z něho velké bubliny vzduchu a vytvořil tak ideální optické prostředí pro zaznamenávání tajemného modravého Čerenkovova světla. Systém IceCube bude po svém úplném dokončení v roce 2011 monitorovat okolo kubického kilometru ledu (podrobnější článek o detekci neutrin a systému IceCube).

Zvětšit obrázek
Projekt IceCube: detektory jsou umístěny v antarktickém ledu, v hloubce 1,45 až 2,45 km. Pro porovnání - tmavěji stínovaný válec představuje rozměry předcházejícího experimentu AMANDA. Kredit: Department of Nuclear and Particle Physics/Uppsala University

 

Problémem je, že kromě Čerenkovova záření z nabitých částic vzniklých při interakci neutrin pozoruje detektorový systém i velké množství nabitých částic, které vznikají při interakci extremně energetických nabitých částic kosmického záření s atomovými jádry v atmosféře (podrobnější článek o těchto reakcích a částicích, které při nich vznikají). Do hloubky antarktického ledu se z nich dostanou pouze miony. Těch je však tolik, že na milion mionů vzniklých ve sprškách částic, které jsou následkem reakce nabitých částic kosmického záření v atmosféře, připadá pouze jeden mion pocházející z reakce neutrina. Jak ho na tak intenzivním pozadí mionů z kosmického záření identifikovat? Čerenkovovo záření zviditelňuje směr pohybu částice, která ho při průletu prostředím vyzařuje. To umožňuje v měřeních vyselektovat jen miony, které přicházejí od středu Země. Neutrina, která jejich vznik způsobila, totiž proletí i tlustou vrstvou Země, než jenom s malou mírou pravděpodobnosti dojde k jejich interakci s hmotou, zatímco miony z kosmického záření mohou do ledu přilétat výlučně z opačného směru – od povrchu.

Zvětšit obrázek
Jeden ze 4 800 detektorů registrujících Čerenkovovo záření. Je připojený k jednomu z 80 kabelů, jež signál z hloubky ledu přenáší na povrch. Kredit: Uppsala University

 

I když detekční systém není zatím zcela dokončen, neutrina už loví a tedy zaznamenává i velký počet mionů z kosmického záření. Ukázalo se, že právě toto nežádoucí pozadí, kterého by se fyzikové nejraději, pokud by to šlo, zbavili, je velmi zajímavým zdrojem informací o stavu atmosféry nad Antarktidou. Pro tento výzkum je třeba měření z neutrinového detektoru hluboko pod povrchem ledu doplnit o informaci z detektorů, které jsou umístěny na povrchu. Detektorový systém hluboko v ledu zaznamenává miony s velmi vysokými energiemi. Ty vznikají v rozpadech mezonů pí s vysokými energiemi, které jsou produkovány na počátku produkce spršky částic v reakci primární částice kosmického záření. Naopak detektorový systém na povrchu zaznamenává částice s malou energií (elektrony, fotony a miony), které vznikly rozmělněním původní energie zmíněných mezonů pí s vysokými energiemi do produkce velkého počtu částic při jejich sekundárních reakcích s jádry atomů atmosféry.

 

Poměr mezi počtem částic zaznamenaných v povrchovém systému detektorů a počtem těch, které zachytí detektorový systém hluboko pod ledem, závisí na hustotě vzduchu ve střední stratosféře (vrstva mezi 14 km až 26 km), ve které dochází k prvním interakcím primárních částic kosmického záření. Je to velice důležitá část atmosféry, protože obsahuje ozón, který nás chrání před ultrafialovým zářením. Její hustota je nepřímo úměrná její teplotě.

Zvětšit obrázek
Povrchový systém detektorů „IceTop“ pro detekci mionů s nízkou energií. (zdroj IceCube, NFS)

 

Pokud je teplota nízká, hustota příslušné části atmosféry se zvýší. Vzniklé vysokoenergetické mezony pí mají pak vyšší pravděpodobnost, že - ještě předtím než se rozpadnou za vzniku mionu s vysokou energií - narazí do jádra a jejich energie se rozdrolí do spousty nízkoenergetických částic. Detektory v hloubce ledu tak zaznamenají snížený počet mionů s vysokou energií a naopak detektory na povrchu větší počet částic s nízkou energií.


Pokud je teplota vysoká, hustota se zmenší a nastává opačná situace. Vysokoenergetické mezony pí mají menší pravděpodobnost, že se srazí s jádrem v atmosféře a větší pravděpodobnost, že se svého přirozeného rozpadu dožijí beze srážky. Tím vzniká větší počet mionů s vysokou energií, zaznamenávaných detektory hluboko pod ledem, a klesá počet částic s nízkou energií zaznamenaný povrchovými detektory.


Velmi důležité je, že sledujeme poměr mezi různými typy částic produkovaných kosmickým zářením v atmosféře a ne jejich absolutní počet. Částice, které se z vesmíru dostanou přes magnetické pole Země do její atmosféry, musí mít dostatečně velkou energii a většinou tak nepocházejí ze Slunce, ale přicházejí ze vzdáleného vesmíru. Intenzita proto není tak silně závislá na sluneční aktivitě. Přesto se s ní mění. Proč a jakým způsobem tyto změny probíhají i jak by mohly případně ovlivňovat rozsah oblačnosti, jsem psal zde. Změny absolutního počtu primárních částic však nevadí při určování poměru mezi různými typy produkovaných sekundárních částic.

Zvětšit obrázek
Horní graf (a): změny teploty ve stratosféře v období 2007 až 2009 pro různou výšku (atmosférický tlak v dané vrstvě). Jsou zčásti určeny pomocí dat z balónových sond a ve zbývajícím čase pomocí atmosférických dat z družic a počítačových modelů. Střední graf (b): změny počtu částic detekovaných v povrchových detektorech bez korekce a korigované na tlak atmosféry na povrchu (b). Dolní graf (c): počet mionů s vysokou energií naměřený neutrinovými detektory hluboko pod ledem (měřítko nalevo) a z měření vypočtena teplota ozonosféry (měřítko napravo). (Zdroj arXiv:1001.0776v2 [astro-ph.HE])

 

Pokud se nám podaří určit vztah mezi poměrem částic zachycených v obou zmíněných systémech detektorů a změřit jemu odpovídající teplotou stratosféry, můžeme náš obrovský atmosférický teploměr kalibrovat a používat ho na určování teploty ozónové vrstvy. Pro kalibraci se využijí měření teploty atmosféry, která se provádějí pomocí meteorologických balónů. O tato měření se opírají i družice přelétající nad póly a studující stav atmosféry nad Antarktidou. Meteorologické balóny lze ale vypouštět jen za vhodných atmosférických podmínek, proto třeba antarktická polární zima pro ně představuje období nucené nečinnosti. Tehdy se teplota atmosféry nad Antarktidou určuje nepřímo, pomocí analýzy atmosférických údajů z družic, jež se opírají o počítačové modely.


Detektorové systémy projektu IceCube by po kalibraci mohly poskytovat průběžnou informaci o teplotě ozónové vrstvy bez ohledu na počasí a studovat tak nepřerušovaně i její velmi krátkodobé variace. Efektivnost tohoto využití prokázala měření, která provedl detektorový systém AMANDA, předchůdce projektu IceCube.

Zvětšit obrázek
Prudké změny teploty v září a říjnu 2002 a jejich projev v detekci mionů s vysokou energií detektory projektu AMANDA. Nahoře je teplota různých vrstev atmosféry určená jinými metodami a dole průběh naměřeného počtu mionů. (Zdroj arXiv:1001.0776v2 [astro-ph.HE])

V září a říjnu roku 2002 se totiž poprvé podařilo pozorovat velmi drastické, rychlé změny teploty v střední části stratosféry nad jižním pólem. V krátkodobém měřítku jinak relativně stabilní teplota stoupla během týdne až o 60 stupňů a v průběhu zmíněných dvou měsíců pak kolísala v rozmezí desítek stupňů. To dokonce způsobilo rozdělení existující ozonové díry na dvě části. Vliv těchto teplotních změn se výrazně projevil i v počtu mionů s vysokou energií, které detektory hluboko v ledu zachytily. Potvrdily tak dobrou korelaci mezi měřením mionů a teplotou ozonosféry určovanou jinými metodami.


Pokud i další testy prokáží spolehlivost této metody určování teploty ozonosféry, mohl by se projekt IceCube, jehož dobudování se očekává v roce 2011, stát i důležitým nástrojem pro studium atmosférických jevů v oblasti jižního pólu. Pak by se z rušivého pozadí, které lov na vesmírná neutrina komplikuje, stal užitečný zdroj dalších důležitých poznatků. Podrobný odborný článek o této možnosti využití detekčního systému IceCube.


Odpovědi na otázky, spojené s budoucím vývojem klimatu a s faktory, jež ho ovlivňují, neposkytnou ani nejbrilantnější vystoupení „klimaskeptiků“ nebo „oteplovačů“, ale jedině spolehlivá, přesně naměřená a správně interpretovaná data. Ta jedině mohou ukázat, jaké klimatické změny probíhají a co je způsobuje. Příklad projektu IceCube ukazuje, že i experiment, který se zdál být čistě základním, bez jakékoliv aplikace, může být najednou velmi užitečný i při řešení velmi aktuálního a žhavého (nebo chladného :-)) problému. Pochopitelně, že dokud se neprovede řada dalších testů, otevřenou zůstane i otázka do jaké míry bude určování teploty ozonosféry pomocí detektorového systému IceCube spolehlivé a přesné a nakolik budou získaná data doplňovat údaje z meteorologických družic. Je však jasné, že bez snahy „neprakticky“ zkoumat neutrina ze vzdáleného vesmíru, by tu tato možnost nebyla.

 

 

Datum: 23.01.2010 22:54
Tisk článku


Diskuze:

Žádný příspěvek nebyl zadán



Pro přispívání do diskuze musíte být přihlášeni












Tento web používá k poskytování služeb, personalizaci reklam a analýze návštěvnosti soubory cookie. Používáním tohoto webu s tím souhlasíte. Další informace