Najnowsze technologie
w służbie JEM-EUSO
Soczewki Frenela #2

Porównanie JEM-EUSO z największymi eksperymentami naziemnymi.
AGASA

HiRes

AugerTelescope Array

JEM-EUSO

organizacja

Uniwersytet Tokijski

Uniwersytet Utah

współpracamiędzynarodowa

Uniwersytety Tokijski
i Utahwspółpracamiędzynarodowa

lokalizacja

Yamanashi, Japonia

Utah, USA

Argentyna

Utah, USAMiędzynarodowa
Stacja Kosmiczna (ISS)

metoda detekcji

detektory cząstekna pow. Ziemi

naziemny teleskop
fluorescencyjny

lata pracy

1990–2004

1997–2006

2005–

2007–

planowany start 2013

150

500

7000760

1250001(zakończony)obserwowano <1(zakończony)

50 (spodziewanych)
3 (obserwowano)10(spodziewanych)

350–1700(spodziewanych)

Elektronika

Precyzyjne soczewki Fresnela
Podpora powierzchni ogniskowej

apertura

Przysłona

(km²·sr)
Detektory na powierzchni ogniskowej

Soczewki Fresnela
Soczewki Frenela #1

BudowaDetektory na
powierzchni ogniskowej

2.26m

6000 fotopowielaczyt

Zakrzywiona powierzchnia ogniskowa maśrednicę 2.26 m. Światło dochodzące zróżnych miejsc w atmosferze rejestrowane
jest przez ok. 6000 wieloanodowych
fotopowielaczy o powierzchni jednego
cala kwadratowego każdy. Efektywna
powierzchnia światłoczuła typowych
fotopowielaczy stanowiła dotąd około 45%
całkowitej powierzchni. Dzięki współpracy
JEM-EUSO i Hamamatsu Photonics udało
się zwiększyć powierzchnię czynną
fotopowielaczy do 85%.

Parametry misji JEM-EUSO

Szerokie pole widzenia i niewielka waga

wysokość

W teleskopie JEM-EUSO użyte zostaną soczewki Fresnela.
Okrągłe rowki na ich niemal płaskiej powierzchni
pozwalają znacznie zmniejszyć ich ciężar w porównaniu
ze standardowymi soczewkami o określonej krzywiźnie
przy takich samych parametrach optycznych. W
przestrzeni kosmicznej idealnie zastępują grube i ciężkiesoczewki. JEM-EUSO używał będzie dwóch lekko
zakrzywionych dwustronnych soczewek Fresnela
zbudowanych z przepuszczającego ultrafiolet plastiku ijednej soczewki Fresnela z mikrorowkami. Konstrukcja
taka pozwala połączyć najlepszą efektywność z szerokim
polem widzenia. Soczewki centralne będą miały średnicę
2.5 metra i będą składać się z półtorametrowej częścicentralnej i pierścienia soczewek zewnętrznych.

szerokość i długość geograficzna 51°N – 51°S wszystkie długości

rozdzielczość na powierzchniokoło 0.8 km

pole widzenia

efektywny czas pracy

12–25%

apertura (rozmiar na powierzchni Ziemi) 0.2 miliona km²

czas trwania misji

3 (+2) lataśrednica teleskopu

ok. 2.5 mcałkowita masa

~1.9 Tsystem optyczny

dwie dwustronne soczewki Fresnela
i jedna soczewka wysokiej precyzji

zużycie mocy

< 1kW

Iskłada się z 164 modułów i w
sumie zawiera 5904 fotopowielaczy(ponad 200 tys. pikseli)
2.5m

tModuł światłoczułytStartt

Fotopowielacze(na rok)teleskop fluorescencyjny
na orbicie Ziemi

liczba pikseli na powierzchni ogniskowej około 0.2 miliona

około 400 km60°Partnerzy międzynarodowi:Japonia

RIKEN Konan Univ. Fukui Tech. Univ. Aoyama Gakuin Univ. Saitama Univ. NIRS Univ. Tokyo
Tohoku Univ. ICRR, Univ. Tokyo KEK Chiba Univ. NAOJ ISAS/JAXA Kanazawa Univ. Nagoya Univ.
STE Lab., Nagoya Univ. Yukawa Inst., Kyoto Univ. Kyoto Univ. Kobe Univ. Kinki Univ. Hiroshima Univ.
Hokkaido Univ Tokyo Inst. Tech.

USANASA/MSFCUAHFrancja

APC-Paris 7LAL, IN2P3-CNRS

NiemcyMPI MunichUniv. TuebingenWłochy

Univ. Florence Univ. Naples Univ. Palermo Univ. Rome “Tor Vergata”
INOA/CNR IASF-PA/INAF IFSI-TO/INAF INFN

MeksykICN-UNAM

PolskaIPJ CBK PAN Akademia Podlaska Uniwersytet Jana Kochanowskiego
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu JagiellońskiegoRepublika
Korei

Ehwa W. Univ. Yonsei Univ.

Rosja

SINP MSU

Słowacja

Inst. Experimental Physics, KOSICE

Hiszpania

Univ. Alcalá

Szwajcaria

Neuchatel, CSEM

LBL, UCBUCLA Vanderbilt Univ. Univ. Arizona.

Powierzchnia ogniskowa

Moduły pokrywają powierzchnię ogniskową ośrednicy 2.26 m. Każdy z nich ma 6×6 = 36
fotopowielaczy (PMT) - elementów światłoczułych.

Aktywna powierzchnia
PMT stanowi 85% (zkwadratu o boku 26.2mm) i dzieli się na 6×6 =36 pikseli.

częstość EHE

detektory cząstek i teleskop
detektory cząstek i teleskop
fluorescencyjny na pow. Ziemi fluorescencyjny na pow. Ziemi

Uzupełnienie soczewki centralnej soczewkami pierścieniazewnętrznego pozwoliło skonstruować soczewkę o rozmiarachwiększych, niż to możliwe do wytworzenia w pojedynczej maszynie.

Moduł Transportowy (HTV) JapońskiejAgencji Kosmicznej JAXA zabierze JEM-EUSO

Univ. Erlangen

LMU&MPQ
Univ. Turin

UMSNH

Nowa Astronomia - cała ziemska atmosfera gigantycznym Obserwatorium

Kosmiczne Obserwatorium Ekstremalnego Wszechświatana pokładzie Japońskiego Modułu Eksperymentalnego

Dubna JINR

IACETH

Współpraca JEM-EUSO

tSpecjalna rakieta H-IIB Japońskiej Agencji BadańKosmicznych (JAXA) wyniesie ku MiędzynarodowejStacji Kosmicznej japoński statek transportowy HTV.
Dostarczy on na ISS JEM-EUSO, który zostanie
zainstalowany w japońskim module „Kibo”.

BUAP

MPI Bonn

Statek transportowy HTV zbliża się do ISS.

JAPONIAPOLSKA

Computational Astrophysics Laboratory, RIKEN

Zakład Fizyki Promieniowania Kosmicznego
Instytut Problemów Jądrowych im. Andrzeja Sołtana

2-1 Hirosawa, Wako, Saitama 351-0198 Japantel : +81-48-467-9417
fax : +81-48-467-4078
E-mail : jem-euso-staff@riken.jp URL : http://jemeuso.riken.jp/

PL-90-950 Łódź 1, skr. 447, Poland
tel./fax : +48 426786431 E-mail : jem-euso@zpk.u.lodz.pl

July 2009Geneza

JEM-EUSOAGASA

Najwyższe zaobserwowane energie- ponad 1020eV
Rozbłysk gamma ©BeppoSAX TeamRadiogalaktyka ©NRAOInne nieznane obiekty astrofizyczne także mogą być źródłami cząstek o najwyższych energiach.

Fakt zaobserwowania cząstek o energiach znacznie przewyższającychenergię obcięcia GZK jest wyzwaniem dla naszego pojmowania podstaw
fizyki i astrofizyki. Być może niedaleko nas, w odległościach mniejszych niż
50 Mps, znajdują się źródła promieniowania kosmicznego o najwyższychenergiach. Może są to dobrze znane radiogalaktyki (Cen-A i Virgo M-87),
albo obiekty dziś jeszcze nieodkryte. Jeśli żaden z przypadków niepochodzi z kierunku wskazującego na znany obiekt, wówczas rodzić sięmogą wątpliwości co do słuszności szczególnej teorii względności lub
innych fundamentalnych zasad fizyki. Dotychczasowe obserwacje promieniowania najwyższych energii nie dały jednoznacznej odpowiedzi. Zagadka
pochodzenia tych cząstek oczekuje na rozstrzygające obserwacje.

Obserwacja

Promieniowanie ultrafioletowe
wywołane przez wielkie pęki atmosferyczne
Cząstki promieniowania kosmicznego wchodząc w atmosferę ziemską zderzają się z jądrami atomów
atmosfery i w zderzeniach tych produkują liczne elektrony, mezony i fotony gamma. Te wtórne cząstkiprzelatując przez atmosferę produkują kolejne generacje cząstek. Cała ta kaskada nazywa się wielkimpękiem atmosferycznym. Cząstka promieniowania kosmicznego o energii 10²⁰ eV generuje 100
miliardów cząstek docierających do powierzchni Ziemi w obszarze o średnicy 3 km.
Elektrony z wielkiego pęku na swojej drodze napotykają i wzbudzają cząsteczki atmosferycznego
azotu N₂, które natychmiast emitują fotony światła fluorescencyjnego głównie w ultrafioletowej częściwidma. JEM-EUSO wychwytuje to światło i co kilka mikrosekund (milionowych części sekundy)rejestruje obraz poruszającego się pęku, jak ultraszybka cyfrowa kamera video. Narastanie i spadeknatężenia sygnału świetlnego wzdłuż toru pęku pozwala określić energię i kierunek przyjścia cząstki
promieniowania kosmicznego.

Pna romjw ienyż iosz wa
yc n
h e iene kosrg mii icz

Astronomia cząstek najwyższych energii

Tory cząstek naładowanych o niskich energiach są zakrzywiane przez pola magnetyczne Galaktyki i w
przestrzeni międzygalaktycznej. Kierunkowa informacja o pochodzeniu tych cząstek jest zatem gubiona.
Jednakże tory cząstek o najwyższych energiach są zaginane bardzo słabo i zachowują informację o kierunku
pochodzenia. W ten sposób cząstki o najwyższych energiach zaliczają się do kosmicznych nośnikówinformacji astronomicznej obok światła widzialnego, promieniowania X i światła podczerwonego.
Różne obiekty były proponowane jako potencjalne źródła cząstek promieniowania kosmicznego
wysokich energii: do kandydatów zaliczają się supernowe, błyski gamma, aktywne jądra galaktyk, pulsary, atakże zderzające się galaktyki i supermasywne czarne dziury w jądrach radiogalaktyk. Większość jednak z
tych obiektów nie jest w stanie przyspieszyć cząstki powyżej 10²⁰ eV przy pomocy żadnego znanego
mechanizmu. Badacze są zgodni co do tego, że musi istnieć jakiś inny, nieznany mechanizm przyspieszania,a może nawet i innego typu źródło najwyższych energii.

Atmosfera ziemska

neWyzwania
1810 eV

19

10 eV

Fluorescencyjne promieniowanie ultrafioletowe

Działa on jak astronomiczny teleskop. Jednak nie jest skierowany w
przestrzeń kosmiczną, jak zwykle obserwatorium astronomiczne naZiemi, lecz w dół. JEM-EUSO obserwuje Wszechświat patrząc w kierunku
Ziemi. Dla JEM-EUSO atmosfera Ziemi staje się największym detektoremużytym kiedykolwiek w poszukiwaniach odpowiedzi na pytanie otajemnicę pochodzenia cząstek przychodzących z kosmosu. JEM-EUSO
jest nowym typem obserwatorium astronomicznego: teleskopem, który z
Kosmosu patrzy na Ziemię.

2010 eVtTory cząstek o niskich energiach są zakrzywiane
i skręcane przez pola magnetyczne, ale cząstki
powyżej 10²⁰ eV poruszają się po trajektoriach
prawie prostoliniowych, niemal niezmienionych
przez pola magnetyczne. Tym samym zachowująone informację o kierunku ich pochodzenia.

Obserwując Ziemię zMiędzynarodowej Stacji Kosmicznej (ISS)

Eksperyment JEM-EUSO został tak pomyślany, aby definitywnie
rozstrzygnąć problem istnienia, bądź nie, obcięcia GZK i zidentyfikować
na niebie źródła promieniowania kosmicznego najwyższych energii. Wciągu trzech lat obserwacji JEM-EUSO spodziewane jest zarejestrowanieok. 1000 cząstek o energiach powyżej 7×10¹⁹ eV. Ich energie i kierunkibędą mierzone wystarczająco dokładnie, aby określić ich pochodzenie.
Eksperyment JEM-EUSO zostanie dołączony do Japońskiego Modułu
Eksperymentalnego (JEM) na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej (ISS).

Wielki Pęk Atmosferyczny

Wielki Pęk Atmosferyczny

inautrNeGlobalne obserwacje zjawisk świetlnych w atmosferze

Neutrina bardzo słabo oddziałują z materią i nie dotyczy ichobcięcie GZK. Jak dotąd nie zarejestrowano jednak
przypadków wysokoenergetycznych neutrin ze względu nabardzo niską wydajność detektorów o zbyt małej masie.
Neutrina o skrajnie wysokich energiach mogą zostać
zaobserwowane przez JEM-EUSO, gdyż ziemska atmosfera
stanowi tarczę o wystarczająco dużej masie, aby zarejestrować
kilka przypadków rocznie.

JEM-EUSO może rejestrować nocą krótkotrwałe zjawiskarozświetlające atmosferę, jak np. błyskawice, meteory ipoświaty. Błyskawice powstają pomiędzy chmurami aZiemią, lub pomiędzy chmurami. Niezwykłymi
wielkoskalowymi zjawiskami świetlnymi są powstające
wysoko w stratosferze wyładowania zwane niebieskimidżetami („blue jets”), krasnalami („sprites”), elfami(„elves”). Tworzą one strumienie rozciągające się odchmur burzowych do otwartej przestrzeni kosmicznej.
Częstość oraz rozkład geograficzny ich występowaniabędą monitorowane, co pomoże w lepszym zrozumieniu
przyczyn pojawiania się tych tajemniczych zjawisk.
Meteory to niewielkie fragmenty materii skalnej
docierające z kosmosu do naszej atmosfery, w której
spalając się pozostawiają święcące ślady. Obserwacja ich
rozmiarów a także widma fluorescencyjnego pozwoli
nam, jak się spodziewamy, pogłębić naszą wiedzę o ichmacierzystych asteroidach oraz innych źródłach w
Układzie Słonecznym.

Największy zbudowany przez człowieka akcelerator „Wielki
Zderzacz Hadronów” (LHC)
ruszył w 2008 r. Będzie
przyspieszał i zderzał cząstki, aby badać podstawy fizyki.
Promieniowanie kosmiczne o najwyższych energiach, jakiedotąd zostały zaobserwowane, ma energie zderzeń ponadtrzy rzędy wielkości większe niż energie osiągane w LHC.
Dzięki obserwacjom cząstek najwyższych energii przez
JEM-EUSO zakres energii dostępnych dla badań
podstawowych praw fizyki może być znacznie rozszerzony.

tna Międzynarodowej Stacji Kosmicznej badapochodzenie cząstek o największych energiach we Wszechświecie.

Mapa nieba kierunków pochodzenia cząsteknajwyższych energii, jakich możemy sięspodziewać (1000 przypadków JEM-EUSO).
Przypadki grupują się wokół kierunków
wskazującychpołożenia
silnychźródeł
promieniowania kosmicznego najwyższychenergii.

Badania neutrin o najwyższych energiach

Granice energii – poza LHCt

Ziemska atmosfera sfotografowana z pokładu Promu Kosmicznego ©NASARezultaty pracykosmicznego teleskopu JEM-EUSOt

KosmosPulsar ©NASA et al.

JEM-EUSO przy Japońskim Module
Eksperymentalnym „Kibo” na ISSokrążającym Ziemię co 90 minut na
wysokości około 400 km.

Efektywność obserwacji ponad1000 razy większa niż dla AGASA

Aby obserwować bardzo rzadkie przypadki o najwyższych energiach,potrzebna jest wielka powierzchnia obserwacji. Instytut Badań Promieniowania
Kosmicznego Uniwersytetu w Tokio zbudował właśnie w Utah w USAJEM EUSO
400km
eksperyment „Telescope Array” o powierzchni 760 km² – następcę obserwacje pod kątemeksperymentu AGASA. Największa aktualnie działająca aparatura - Pierre Auger
Observatory (PAO) o powierzchni 3500 km² została uruchomiona w 2005 roku
JEM-EUSO
w Argentynie. (Pierre Auger to nazwisko francuskiego uczonego, który odkryłobserwacje pionowe
Wielkie Pęki Atmosferyczne 70 lat temu). Obserwatoria zbudowane na
powierzchni Ziemi mogą obserwować niebo północne lub południowe, żadneAGASA 10kmz nich nie widzi całego nieba.
Auger 50kmNaziemne detektory tych wielkich obserwatoriów osiągnęły już niemal
maksymalne rozmiary, jakie można sobie rozsądnie wyobrazić. Orbitujące obserwatorium, JEM-EUSO, skokowo zwiększy pole obserwacji:jego obszar jest wielkości 100000 – 500000 km² (ponad 1000 razy więcej niż AGASA) dzięki prowadzeniu obserwacji z wysokości 400 km w
szerokim polu widzenia 60°. ISS przelatuje zarówno nad północną, jak i południową półkulą. Równomierne obserwacje całego nieba przypomocy jednego urządzenia pozwalają na poszukiwanie korelacji ze wszystkimi znanymi obiektami astronomicznymi.

Międzynarodowa Stacja Kosmiczna (ISS)

Czy odkryjemy ograniczenia dla teorii względności?
Czy odkryjemy nieznane obiekty (i procesy) astrofizyczne?

Radykalne ograniczenie strumienia cząstek o najwyższych energiach
zostało teoretycznie przewidziane przez Greisena, Zatsepina i Kuzmina(tzw. obcięcie GZK) i wynika z faktu, że Wszechświat wypełnia mikrofalowe
promieniowanie tła (CMB) – najbardziej widoczna pozostałość Wielkiego
Wybuchu. Cząstki (protony) promieniowania kosmicznego o najwyższychenergiach zderzają się z fotonami CMB i tracą energię na drodze rzędu 150mln lat świetlnych (50 Megaparseków), aż ich energia zmniejszy się do
4×10¹⁹ eV (o ile Szczególna Teoria Względności Einsteina obowiązuje dlawszystkich energii, zawsze i wszędzie we Wszechświecie).

Japoński Moduł Eksperymentalny„Kibo” (JEM)t*10²⁰eV jest równoważne 16 dżulom, energii która może ogrzać 1 cm³ wody o ok. 4º C.

Supernowa ©NASA et al.

tTysiące naładowanych cząstek bombardują każdy metr kwadratowy
powierzchni Ziemi w każdej sekundzie. To jest właśnie promieniowaniekosmiczne. Strumień tych cząstek bardzo szybko maleje ze wzrostem ichenergii. Docierający do Ziemi strumień cząstek o energiach powyżej4×10¹⁹ eV powinien być radykalnie zmniejszony, ponieważ takie cząstkitracą energię w zderzeniach z fotonami mikrofalowego promieniowaniatła wypełniającego Wszechświat.
Od pierwszego zaobserwowanego przez Linsleya w 1962 roku
przypadku cząstki o energii 10²⁰ eV* aparatura Uniwersytetu w Tokio
Akeno-Giant-Air-Shower-Array (AGASA) i eksperyment Uniwersytetu Utah
Fly's Eye/HiRes zarejestrowały kilkanaście innych podobnych przypadków.
Pochodzenie cząstek o tak wielkich energiach pozostaje ciągle nieznane ijest fascynującym tematem badań naukowych.

ZagadkaPostępKosmiczne Obserwatorium Ekstremalnego Wszechświatadołączone do Japońskiego Modułu Eksperymentalnego

Ciekawy przykład
zjawiska wyładowania typu
krasnal (sprite),nazywanego ze względu na
kształt „marchewkowym”