V nedávném článku jsme detailně rozebíraly naše znalosti vlastností galaktického kosmického záření a současného výzkumu v této oblasti, jak byly prezentovány na konferenci ICHEP 2024. Článek se zaměřoval hlavně na výsledky spektrometru AMS-02, který pracuje na mezinárodní kosmické stanici ISS. V tomto článku se podíváme na kosmické záření ještě vyšších, ba i těch nejvyšších pozorovaných energií.

Barely s vodou, které fungují jako mionové detektory. Je vidět anténa, která umožňuje přenos získaných dat (zdroj Pierre Auger Observatory).

Ty dosahují hodnot v řádu až 100 EeV (10²⁰ eV = 10¹¹ GeV). To odpovídá energii v řádu jednotek joulů. Jedna částice tak stačí k realizaci makroskopického množství energie. Připomeňme, EeV je exaelektronvolet a 1 GeV (gigaelektronvolt) je zhruba klidová energie protonu. Jeden proton kosmického záření tak nese energii, která by stačila k produkci 10¹¹ dalších protonů.

Spektrum kosmického záření

Pro energie částic vyšší, než je hodnota 10 GeV (10¹⁰ eV) klesá intenzita (tok) částic kosmického záření exponenciálně (viz obrázek). A to je zhruba hranice, kde už dominuje galaktické kosmické záření a úplně mizí vliv slunečního kosmického záření. V oblasti od energií okolo petaelektronvoltu (PeV = 10¹⁵ eV = 10⁶ GeV) nejspíše začíná přechod k dominanci extragalaktického kosmického záření. Přesné určení tohoto přechodu mezi galaktickým kosmickým zářením a tím extragalaktickým a jeho přesného průběhu je stále otevřenou otázkou. Navíc je sice kosmické záření dominantně tvořeno protony, a podíl těžších prvků je omezený, ale těžší prvky nesou celkově vyšší celkovou energii. Pro vysoké energie tak může růst podíl těžších jader. Hraniční energie, kdy u protonů mizí ty galaktické, je okolo 100 PeV (10¹⁷ eV = 10⁸ GeV). U těžších jader z galaktického záření to pak může být jiné a dáno jejich nábojem.

V tvaru spektra se pak přechod mezi různými zdroji kosmického záření bude projevovat změnami směrnice ve tvaru spektra v logaritmickém grafu. Pozorujeme tak první a druhé koleno, kdy se pokles zrychlí. První koleno (Knee) je v oblasti mezi 10¹⁵ až 10¹⁶ eV a druhé zhruba u energie 10¹⁸ eV. Naopak u kotníku (Ankle), který je například u energie 10¹⁹ eV, se pokles intenzity s energií zpomalí. Jde jen o zpomalení nebo zrychlení exponenciálního poklesu. Ten probíhá pořád. Protože by v klasickém logaritmickém grafu byly změny tvaru exponenciální křivky špatně viditelné, pro lepší zobrazení v se v grafu tok násobí mocninou (nejčastěji třetí) energie.

Fluorescenční teleskopy Observatoře Pierra Augera (zdroj Pierre Auger Observatory).

Ještě před energií 10²⁰ eV se pravděpodobně projevuje tzv. GZK (Greisen-Zatsepin-Kuzmin) limita. Jde o interakci jader kosmického záření s fotony reliktního záření při energii protonů, kdy v těžišťové soustavě stačí energie na produkci pí mezonu (excitaci protonu na rezonanci delta). Pokud tak má proton extragalaktického kosmického záření vyšší energii, než je GZK limita, tak v interakcích s fotony reliktního záření ztrácí energii tak dlouho, než se jeho energie dostane pod ni. Pokud máme těžší jádro, než je proton, tak s fotonem interagují jeho jednotlivé nukleony a celková energie jádra pak je i po ztrátě energie interakcemi s fotony reliktního záření může mít stále větší energii, než je GZK limita pro proton. V tomto případě však může dojít i k excitací celého jádra s extrémně vysokou energií fotonem reliktního záření. Energie protonu může být nad GZK limitou v případě, že vzdálenost zdroje není dost velká, aby interakce s reliktním zářením stihly jeho energii dostatečně snížit. Současné představy o zdrojích takto extrémně energetických protonů však tuto možnost nepředpokládají.

Pokles intensity (toku) částic kosmického záření s růstem jeho energie. Jde o oblast v řádu větším než stovky MeV, kde už vliv slunečního větru a jeho magnetického pole klesá, žlutě je oblast ještě ovlivněná slunečním kosmickým zářením, modrá je oblast dominance galaktického kosmického záření a fialová pak s dominancí extragalaktického kosmického záření. Jsou ukázány hranice, kde klesá intenzita na hodnotu, kdy hustota částic s energií vyšší klesá pod hodnotu jedna na čtverečný metr a rok a 1 částice na kilometr čtverečný kilometr a rok. (Zdroj Wikipedie).

Jak pozorovat částice kosmického záření s extrémními energiemi

Do energie zhruba okolo 10¹⁴ až 10¹⁵ eV lze realizovat pozorování balóny a družicemi. Ty mohou mít plochy (akceptanci) v řádu jednotek metrů čtverečných. Spektrometr AMS sice patří k největším vesmírným zařízením pro studium kosmického záření, ale zato je velmi komplexní pro přesnou identifikaci jednotlivých jader a velmi přesné určení energie. To snižuje i akceptanci, takže hraniční dostupné energie jsou u něj nižší.

Naopak, pro detekci spršky sekundárních částic vytvořenou interakcí primární částice musí být její energie dostatečně vysoká, aby byla vytvořená sprška pozorovatelná buď světelným efektem v atmosféře nebo miony sekundárního kosmického záření dopadajícími na zemský povrch. K tomu musí energie primární částice překročit energii 10¹³ až 10¹⁴ eV.

Připomeňme, že při srážkách protonů či jader kosmického záření s atomovými jádry v atmosféře dojde k tříštivé reakci. Při ní se jádro roztříští a protony a neutrony, které jej tvoří, získají i velmi vysokou energii. Zároveň se přeměnou části kinetické energie produkují mezony nebo dokonce při dostatku energie dvojice protonu a antiprotonu či neutronu a antineutronu. Jelikož část částic emitovaných v tříštivé reakci má i velmi vysoké energie, mohou způsobovat další tříštivé reakce. Dostáváme tak rozvíjející se spršku částic interagujících silnou interakcí, které se označují společným názvem hadrony. O vzniklé spršce částic tak mluvíme jako o hadronové spršce. Nabité mezony pí, které v hadronové spršce vznikají, se rozpadají za vzniku mionů. Součástí spršky produkované jádry kosmického záření v atmosféře jsou tak i miony. Ty interagují jen velmi málo a dopadají tak až na zemský povrch.

Čím je energie vyšší, tím je i rozvoj spršky mohutnější a oblast zemského povrchu zasažená miony rozsáhlejší. Naopak pravděpodobnost zasažení jednotkové plochy za časovou jednotku částicí se stále vyšší energii velmi rychle klesá. Při cestě za stále vyšší energií je tak třeba pokrýt co největší plochy zemského povrchu. V rámci finančních úspor pak je u takových velmi rozsáhlých detekčních systémů nízká hustota detektorů. Takové systémy tak nemohou detekovat menší spršky vznikající interakcí primární částice s nižší energií pokrývající menší plochu. Je tak zasažen příliš malý počet detektorů, který neumožňuje určit přesnou energii primární částice. Sestava detektorů mionů, jejich rozmístění a plocha, kterou pokrývají, je tak dána rozsahem energií primárních částic, které chceme studovat. Výhodou tohoto typu detektorů je, že mohou pozorovat neustále, nezávisle na počasí a denní době.

Srovnání spektra kosmických částic pozorovaných přístroji HiRes (fluorescenční teleskopy) a AGASA (mionové detektory) se dramaticky lišila. Experiment HiRes pozoroval GZK limitu, u experimentu AGASA spektrum nevykazovalo dramatický pokles v dané oblasti (zdroj arXiv:astro-ph/0703099v2).

Dalším typem detektorů kosmického záření velmi vysokých energií jsou fluorescenční teleskopy. Nabité částice ve spršce ionizují vzduch a excitované stavy v dusíku pak vyzařují fluorescenční světlo. Intenzita a tvar světelné stopy spršky jsou dány energií primární částice a tím, zda šlo o proton či těžší jádro. Pro pozorování světelných stop spršek se využívají speciální teleskopy. Nevýhodou je, že pozorování je možné pouze v noci a za velmi dobrého počasí.

Postupně se vybudovaly systémy mionových detektorů i těch fluorescenčních, které měly potenciál dosáhnout na částice s energiemi blížícími se až oblasti GZK limity. Největším systémem mionových detektorů před Observatoří Pierra Augera byl AGASA (Akeno Giant Air Shower Array). Skládal se ze 111 scintilačních detektorů a 27 mionových detektorů rozmístěných na ploše 100 km². Jím měřené spektrum nevykazovalo dramatickou změnu tvaru spektra (rychlosti exponenciálního poklesu) v oblasti GZK limity.

Největším fluorescenčním detekčním systémem byl HiRes (High Resolution Fly´s Eye), který pracoval v Západní poušti v americkém Utahu v letech 1997 až 2006. Prototyp tohoto zařízení, který testoval použité technologie pracoval před tím v letech 1993 až 1996. Koeficient využití systému, který mohl pozorovat jen v bezměsíčných nocích, byl okolo 10 %. Jeho předchůdce Fly´s Eye pozoroval dne 15. října 1991známou částici s extrémní energii nazvanou Oh-My-God s energií odhadnutou na hodnotu okolo 300 EeV (3∙10²⁰ eV). Jde o nejeenergetičtější částici, která byla doposud pozorována. Systém poprvé pozoroval příznaky existence GZK limity.

The Fly´s Eye zrcadla – předchůdce HiRes (zdroj Universita Utah).

V měřeních popsané dvojice zařízení se tak objevil zásadní rozpor. Zatímco observatoř AGASA GZK limitu nepozorovala, zařízení HiRes ji ve spektru mělo. Bylo jasné, že u jednoho nebo obou typů detekčních sestav je problém v určování energie částic, energetické kalibraci. Pro vyřešení tohoto problému bylo nutné postavit zařízení nové, které by pozorovalo stejné spršky oběma metodami současně.

Detekční systém Observatoře Pierra Augera

Pro vyřešení problémů s rozdílnými výsledky fluorescenčních a mionových detekčních sestav kosmického záření velmi vysokých energií se tak vybudovala Observatoř Pierra Augera pojmenovaný podle fyzika, který spršky sekundárního kosmického záření objevil. Observatoř Pierra Augera je v Argentině na planině Pampa Amarilla a zaujímá plochu okolo 3000 km². Ta je pokryta barely s vodou, které fungují jako Čerenkovovy detektory. Miony sekundárního kosmického záření se pohybují rychlostí, která je téměř rychlostí světla ve vakuu a přesahuje rychlost světla ve vodě. Vyzařují tak ve vodě detektoru Čerenkovovo záření, které je zaznamenáno. Počet mionů ve spršce je úměrný energii primární částice.

Jsou zde tři různé plochy s různou hustotou detektorů. Základní je zmíněných 3000 km², kde jsou od sebe barely s vodou ve vzdálenosti 1500 m. Uvnitř této plochy je v blízkosti stanice fluorescenčních teleskopů Coihueco plocha 23,5 km², kde je vzdálenost detektorů 750 m a další plocha se vzdáleností detektorů 433 m, která má rozměr 1,9 km². Celkově je u této observatoře 1660 mionových detektorů.

Rozmístění barelů s mionovými detektory a umístění fluorescenčních detektorů a směry jejich pozorování. Zobrazeny jsou také místa umístění a směry pohledu fluorescenčních teleskopů. U místa Coihueco je doplňkový systém fluorescenčních teleskopů HEAT pro méně energetické spršky a také místo s vyšší hustotou barelů AREA zaměřený na nižší energie částic (zdroj prezentace Alexeye Yushkova na ICHEP 2024).

Stanice s fluorescenčními teleskopy jsou čtyři a v každé je šest teleskopů. Ve stanici Coihueco jsou pak další tří teleskopy, které se dívají takovým směrem, aby zachytily spršky s nižší energií nad plochou s vyššími hustotami mionových detektorů. Dobudováním oblastí hustěji osazených mionovými detektory se původní dolní limita detekce spršek s vysokou efektivitou snížila z řádu log(E) = 18,5 na log(E) = 17,5 a pro nejvyšší hustotu až na log(E) =16,5. Zatímco mionové detektory mají koeficient využití 100 %, u fluorescenčních je to pouze okolo 15 %. Jak bylo zmíněno, pracují pouze v bezměsíčných nocích s dobrým počasím.

Možnost souběžného pozorování i spršek s nižšími energiemi primárních částic umožňují překryv s pozorováním jiných detekčních sestav zaměřených na nižší energie a přesnější určení přesného tvaru celého spektra.

Vyřešení problémů s tvarem spektra kosmického záření extrémních energií

Observatoř Pierra Augera umožňuje společné pozorování fluorescenční stopy spršky v atmosféře i spršku sekundárních mionů dopadajících na zemský povrch.

Klíčovým úkolem Observatoře Pierra Augera bylo současné pozorování stejných spršek systémem fluorescenčních teleskopů a mionovými detektory. Takto bylo možné vyřešit problémy s energetickou kalibrací a rozdíly ve spektrech pozorovaných pomocí flouorescenčních a mionových detektorů. Získání přesného tvaru spektra kosmických částic pomohlo i zlepšené modelování vzniku a průběhu spršky, které umožňují i zpřesněné údaje o vysokoenergetických srážkách získané na urychlovači LHC. I když svazek protonů urychlených LHC má pořad o několik řádů nižší energie, než jakých mohou dosahovat protony kosmického záření.

Observatoř Pierra Augera tak umožnila získat detailní tvar spektra kosmického záření pro energie překračující hodnotu 10 PeV (10¹⁶ eV = 10⁷ GeV). S vysokou pravděpodobností potvrdila existenci GZK limity, pozoruje propad toku kosmického záření v příslušné oblasti energií. Podobné změny spektra mohou být způsobeny i hraniční energií příslušného kosmického zdroje záření. I když by nejspíše nebyly asi tak dramatické. Může jít také o kombinaci vlivu konce spektra zdroje a interakci s prostředím (GZK limita). Přesná měření také ukázala výrazné změny v průběhu spektra, které mohou být spojeny s uplatněním nového zdroje nebo s tím, že se mění chemické složení kosmického záření, Celkovou vysokou energii mají těžká jádra, takže ve spektru daného zdroje mizí se zvyšováním energie postupně protony a potom lehčí jádra a zůstávají jádra těžší.

Spektrum kosmického záření s energií vyšší než 10 PeV v logaritmickém měřítku určené Observatoří Piera Augera, Tok je vynásoben třetí mocninou energie. Je vidět šest oblastí s různou směrnicí v logaritmickém grafu, která ukazuje změny ve zdrojích kosmického záření. Poslední velmi vysoká směrnice je způsobena propadem toku částic spojeným pravděpodobně s GZK limitou. (Zdroj: prezentace Alexeye Yushkova na ICHEP 2024).

Velice důležitým úkolem další analýzy je studium složení kosmického záření a jeho změn s energií, tedy odlišení protonů, lehkých jader a jader těžších (železa). Porovnává se průběh spršky získaný pomocí fluorescenčních teleskopů, a hlavně, v jaké hloubce v atmosféře bylo její maximum. Pro danou energii se průběh spršky a hloubka jejího maxima liší u protonů a těžkých jader. Při analýze experimentálních dat se vychází z podobností rozdílů spršek pro lehká a těžká jádra v simulacích pomocí modelů interakcí vysokoenergetických částic a těch experimentálních. Začíná se využívat umělá inteligence, která se nacvičí v rozeznávání různých jader na simulacích a pak se pustí na experimentální data.

Závislost střední hodnoty hloubky maxima spršky v atmosféře na energii, čárami různého typu jsou ukázaný výsledky pro protony a železa pro různé modely využívané pro simulaci. Různými značkami jsou ukázány experimentální výsledky získané různými detektorovými sestavami: fluorescenční teleskopy pro nižší energie je HEAT a pro vyšší energie FD, mionové detektory pro nižší energie AREA a vyšší SD (zdroj: prezentace Alexeye Yushkova na ICHEP 2024).

Příkladem takových studií je studium závislosti střední hloubky maxima spršky v atmosféře na energii spršky. Ukazuje se, že okolo energie 5 EeV (5∙10¹⁸ eV), kde je Ankle – Kotník, se hodnota střední hloubky maxima spršky začíná posunovat od té, která by měla být pro protony směrem k těžším jádrům (železu). Je vidět, že postupně protony mizí a zůstávají těžká jádra.

Podobným studiem předpokládaného chemického složení a průběhu spektra kosmického záření lze vysvětlit změny chování spektra v té nejenergetičtěji oblasti. Druhé koleno (2nd knee) je dozvukem přechodu od dominance galaktického k extragalaktickému kosmickému záření, je způsobeno vymizením těžkých jader galaktického záření, jejichž maximální energie je maximální energie protonů galaktického záření vynásobena nábojem těžšího jádra.

Část fluorescenčních teleskopů observatoře The Telescope Array (zdroj The Telescope Array).

Chování mezi druhým kolenem a dalším Kotníkem (Ankle) není zatím vysvětleno a o samotném Kotníku už jsme psali, že vzniká postupným vymizením protonů při dosažení jejich maximální energie u extragalaktických zdrojů. Propad (Suppression) pak může být kombinací interakce kosmického záření s reliktním zářením (GZK limitou) nebo hranicí energie zdrojů extragalaktického záření. Pro přesné stanovení reálného důvodu a podstaty propadu bude potřeba další pozorování.

The Telescope Array – detekční sestava na severní polokouli

Observatoř Pierra Augera je na jižní polokouli. Na severní polokouli je observatoř The Telescope Array, která vznikla spojením experimentálních skupin kolem fluorescenčního zařízení HiRes a mionové sestavy AGASA. Nachází se v americkém státě Utah a má 507 povrchových detektorů mionů, které jsou od sebe vzdáleny 1200 m a pokrývají plochu 700 km². V tomto případě se používají místo Čerenkovových detektorů organické scintilační detektory. Zároveň má observatoř tři stanice s fluorescenčními teleskopy. Je tedy více než třikrát menší než Observatoř Pierra Augera, ale přidává velmi důležitou informaci o kosmickém záření velmi vysokých energií dopadajících na severní polokouli.

Sestava scintilačních detektorů využívaných v observatoři The Telescope Array (zdroj The Telescope Array).

Rozpory v popisu spršky částice s extrémní energií

Při simulacích průběhu hadronové spršky v atmosféře se využívají programy vytvořené na základě studia srážek protonů a jader na velkých urychlovačích. Ovšem energie těchto srážek je i pro ten největší urychlovač LHC stále nižší, než je tomu u srážek jader kosmického záření s těmi nejextrémnějšími energiemi. Je tak pochopitelné, že pozorujeme rozdíly mezi simulacemi a experimentem. Jedním z nich je pozorovaný vyšší počet mionů. Při zpracování se tak některé parametry spršky musí překalibrovat podle systematiky experimentálních pozorování. Nové experimenty na LHC, vylepšení modelů hadronových srážek a simulačních programů by mohly přispět ke zpřesnění identifikace chemického složení částic kosmického záření s extrémní energií.

Vysoká statistika pozorování spršek s velmi vysokou energií by mohla přinést pokrok při pozorování anomálií oproti standardnímu průběhu spršky při velmi vysokých energií a případné nalezení projevů exotické nové fyziky.

Multispektrální obraz aktivní galaxie Centaurus A (NGC 5128). Tato galaxie by díky své blízkosti mohla být významným zdroje částic kosmického záření extrémně vysoké energie (zdroj X-ray: NASA/CXC/SAO; Optical: Rolf Olsen; Infrared: NASA/JPL-Caltech)

Anizotropie ve směru příletu primárního kosmického záření

I v případě extragalaktického kosmického záření je směr jeho pohybu ovlivněn magnetickým polem. Je sice slabší, než je to galaktické, ale vzdálenosti jsou naopak extrémně velké, takže působí na nabitou částici mnohem delší dobu. Ze směru příletu jader kosmického záření tak nelze určit polohu jejich zdroje. Směr by se mohl zachovat u protonů s těmi nejvyššími energiemi a ty nám dávají možnost přímé identifikace zdroje ze směru svého příletu. Je však třeba mít jistotu, že jde o protony, těžší ionty s větším nábojem ovlivňuje magnetické pole více. O nalezení zdrojů kosmického záření s extrémní energií a pozorování asymetrie v jejich příletu se snažila studie využívající pozorování částic s energií větší než 32 EeV (32 x 10¹⁸ eV) pomocí Observatoře Pierra Augera v průběhu sedmnácti let. Z tuto dobu se podařilo zachytit celkově 2635 takových částic.

Nepodařilo se ztotožnit žádné pozorované částice s konkrétními zdroji. I když se pozoruje jistá anizotropie spojená s oblastí Centaurus A, který je nejbližší radiovou galaxií s velmi aktivním galaktickým jádrem, galaktickou černou dírou v jádře. Připomeňme, že právě aktivní galaxie se považují mimo supernovy či splynutí neutronových hvězd za potenciální zdroje kosmického záření s vysokými energiemi. V dané oblasti se pozoruje jistý nadbytek případů extrémně energetických částic kosmického záření oproti izotropnímu rozložení. Je to ale pořád na úrovni zhruba čtyři standardní odchylky čili nepříliš průkazné. Potvrzení nebo vyvrácení Centaura A jako zdroje kosmického záření extrémních energií tak potřebuje větší statistiku.

Ani snaha o nalezení korelace mezi pozorovanými záblesky gama s vysokou energií či jinými vysokoenergetickými událostmi ve vesmíru nebyla zatím úspěšná. Také jasná korelace s polohami aktivních jader galaxií, které by mohly být zdroji kosmického záření s extrémní energií, nebyla nalezena. Jako příklad takových studií může sloužit srovnání směrů, ze kterých přilétají ionty s extrémně vysokou energií zaznamenané Observatoří Pierra Augera a The Telescope Area a vysokoenergetická neutrina zaznamenaná detektorovými systémy ANTARES a Ice Cube, viz obrázek.

Izotropní vůči rozložení naší galaxie je i záření s nižšími energiemi, které má však energii vyšší, než je 5 EeV. To ukazuje na extragalaktický původ těchto částic.

Rozložení případů detekce částic kosmického záření s energií vyšší než 52 EeV: žlutá kolečka jsou detekce The Telescope Array (TA), modrá kolečka Observatoř Pierra Augera (Auger), červený čtvereček je detekce neutrina s extrémní energií systémem ANTARES (ANT) a kosočtverec a křížek detekce neutrin systémem ICE Cube (IC). (zdroj: prezentace Alexeye Yushkova na ICHEP 2024).

Pozorování extrémně energetického záření z vesmíru

Světelné stopy spršek kosmického záření je možné pozorovat z vesmíru, pokud umístíme na oběžnou dráhu vhodnou družici s odpovídajícím dalekohledem. Pokud bude družice pozorovat noční polokouli a při vhodném směřování, může v tomto případě být v principu detektorem kosmického záření s extrémními energiemi ještě mnohem větší část atmosféry.

Kosmická sonda, která se připravuje a měla by testovat možnosti takových pozorování je NUSES (Neutrinos and Seismic Electromagnetic Signals). Tato sonda bude mít přístroje pro přímou detekci kosmického záření nižších energií, slunečního nebo galaktického původu, a také pozorování světelných stop spršek sekundárního kosmického záření. Bude se zaměřovat hlavně na Čerenkovovo záření vznikající v případě elektromagnetické spršky vznikající při dopadu fotonu gama s extrémně vysokou energií.

Při vysoké energii fotonů dochází k jeho interakci s prostředím formou produkce páru elektronu a pozitronu v elektrickém poli atomových jader. Elektrony a pozitrony s velmi vysokou energií produkují v elektrickém poli atomových jader fotony brzdného záření s velmi vysokou energii. Postupně se tak produkuje rostoucí počet elektronů, pozitronů a fotonů. Dostáváme elektromagnetickou spršku. Elektrony a pozitrony v této spršce mají rychlost větší, než je rychlost světla ve vzduchu a emitují tak Čerenkovovo záření. Takto vzniklé světlo pak můžeme z družice pozorovat.

Elektromagnetickou spršku může produkovat i neutrino (antineutrino) s velmi vysokou energií, které v interakci vyprodukuje elektron nebo pozitron s velmi vysokou energií nebo předá svou energii elektronu při průchodu atmosférou. Elektron či pozitron s velmi vysokou energií produkuje stejnou elektromagnetickou spršku, jakou produkuje foton s velmi vysokou energií. Na pozorování neutrin a fotonů gama s extrémní energií, stejně jak protonů a iontů, z vesmíru se teprve připravujeme. Současný stav zkoumání fotonů gama a neutrin s velmi vysokou energií si rozeberme v některém z příštích článků.

Barely mionových detektorů byly v roce 2016 nahoře doplněny křemíkovými dráhovými detektory (zdroj Pierre Auger Observatory).

Závěr

Observatoř Pierra Augera přinesla dramatický pokrok v pozorování částic kosmického záření s velmi vysokou energií. Podařilo se vyřešit rozpor v určování energií částic s velmi vysokou energií a jimi vytvořených spršek při pozorování fluorescenčními teleskopy a mionovými detektory. Observatoř Pierra Augera poskytla relativně velmi přesný popis spektra kosmického záření s energií přesahující 10¹⁷ eV (10⁸ GeV). Pozorování Observatoře Pierra Augera umožnila snížit systematické nejistoty předchozích experimentálních zařízení a provést jejich energetickou kalibraci. Naměřené spektrum velice dobře navazuje a překrývá se s předchozími měřeními. Dostáváme tak velmi přesný popis spektra galaktického a extragalaktického kosmického záření. Byla pozorována řada zlomů v průběhu spektra (kolena a kotníky) a předběžně se daří identifikovat i jejich původ a vysvětlení. Spektrum je zakončeno propadem, za nímž pravděpodobně stojí i interakce protonů i těžších jader s reliktním zářením (GZK limita).

V dalších letech můžeme čekat další zpřesnění, Observatoř Pierra Augera by měla fungovat nejméně do roku 2035. Probíhá jeho neustálé vylepšování. Barely s mionovými detektory dostávají novou elektroniku, scintilační detektory, radioanténu. U části barelů, které jsou od sebe vzdáleny 750 m na ploše 23,5 km², se přidají podzemní mionové detektory pro zpřesnění popisu spršky. Tato vylepšení by měla přispět ke zpřesnění určení chemického složení kosmického záření s velmi vysokou energií a pochopení vlastností hadronových spršek.

Na základě zkušeností s využíváním Observatoře Pierra Augera a The Telescope Array se připravují plány na vybudování další generace detekčních sestav, které by zajistily dostatečnou statistiku pro detailní studium poklesu toku částic s extrémně vysokou energií okolo 100 EeV (10²⁰ eV). Zlepšení modelů a programů simulujících průběh hadronové spršky v atmosféře umožní určovat chemické složení kosmického záření s takto vysokou energií. Navýšení statistiky by mohlo pomoci určit původ kosmického záření s vysokými energiemi a identifikovat jejich zdroje. Velmi důležité bude intenzivní pozorování fotonů gama a neutrin a jejich společná analýza s pozorováním iontů s velmi vysokými energiemi. K této problematice se vrátíme v příštím podrobném článku.

Přednáška o záblescích gama z roku 2019 pro Pátečníky. Záblesky gama vznikají v procesech, které by mohly být i zdrojem kosmického záření vysokých energií.