Zvjezdarnica Zagreb logo

SEVAN CRO Zagreb

sevan_cro_zagreb.jpg

U prosincu 2008. godine instaliran je u Zvjezdarnici Zagreb prvi detektor za kontinuirano bilježenje kozmičkog zračenja u Hrvatskoj, skraćeno nazvan SEVAN CRO Zagreb iz razloga što je dio međunarodne mreže Space Environmental Viewing and Analysis Network (SEVAN) i što je njegovom instalacijom Zvjezdarnica Zagreb postala postaja za opažanje kozmičkog zračenja (Cosmic Ray Observatory Zagreb). Detektor je potpuno samostalna jedinica s mogućnošću slanja podataka putem interneta. Konstruiran je i postavljen u suradnji s Odjelom za kozmičko zračenje (Svemirski okolišni centar Aragat) Alikhanianova instituta za fiziku (Armenija) i Zvjezdarnice Zagreb i uključen je u mrežu instrumenata za praćenje heliosferskih nepogoda: Mreža detektora u srednjim i niskim širinama (voditelj prof. Ashot Chilingarian, Odjel za kozmičko zračenje, Svemirski okolišni centar Aragat, Alikhanianov institut za fiziku), koja je ostvarena u okviru Međunarodne heliofizičke godine (IHY) 2007.-2008. Međunarodna heliofizička godina osmišljena je kao međunarodni program globalnih istraživanja u svrhu boljeg razumijevanja pokretača stanja u svemirskom okolišu i klimi. Jedna od sastavnica programa je United Nations Basic Space Science (UNBSS) Observatory Development Program, namijenjen uspostavi opservatorija i mreže instrumenata u svrhu proširenja spoznaja o globalnim heliofizičkim procesima. Mreža detektora u srednjim i niskim širinama je dio UNBSS programa. SEVAN mreža nastavlja svoju aktivnost i u okviru novog svjetskog programa International Space Weather Initiative (ISWI).

KONSTRUKCIJA DETEKTORA

shema_detektora.jpg

Osnovna shema detektora koji je trokanalni i sastoji se od ukupno 13 plastičnih scintilatora (svaki obujma 50x50x5 cm3), tri fotomultiplikatora, te pratećih elektroničkih sklopova i računala koji nisu prikazani na slici. Pojedini detekcijski kanali odijeljeni su olovom (površine jednog metra kvadratnog i debljine 5 cm). U ovisnosti o pojavi signala (1 – ima signala, 0 – nema signala) redom u pojedinim kanalima, od gornjeg prema donjem, bilježi se:
111 ili 101 – transverzalni prolaz  miona veće energije (~>250MeV)
010 – transverzalni prolaz neutralne čestice
100 – transverzalni prolaz  čestice msnje energije (~<200MeV) zaustavljene u scintilatoru ili u prvom (gornjem) dijelu olovnog apsorbera
110 – transverzalni prolaz čestice manje energije zaustavljene u drugom (donjem) dijelu olovnog apsorbera
001 – bilježenje koso nadolazeće nabijene čestice.

img_9205.jpg

Scintilatori dimnzija 50x50x5 cm

img_9229.jpg

Fotomultiplikator

ZNANSTVENI ASPEKTI

Osnovni poticaj

Galaktičko kozmičko zračenje s energijama do stotine GeV ispunjava međuplanetski prostor jednoliko i izotropno. Uslijed relativističkih brzina ovih čestica, modulacije galaktičkog kozmičkog zračenja udarnim valovima prenose se brzo i mogu se zabilježiti prije nastupanja velike geomagnetske oluje. Jakost geomagnetskih oluja ovisi o magnitudi i prostornoj raspodjeli magnetskog oblaka. Prema tome, promjena intenziteta (toka) galaktičkog kozmičkog zračenja zabilježena detektorima na Zemaljskoj površini (koji zapravo bilježe sekundarno kozmičko zračenje) može dati informaciju o nadolazećim magnetskim oblacima mnogo prije nego li oni dođu na Zemlju i L1 točku (gdje su smješteni sateliti ACE i SOHO). Pojačanje broja miona obično nastupa 2-10 sati prije udarnog vala potaknutog koroninim izbačajem tvari i geomagnetske oluje, pa detektori mogu poboljšati uzbunjivanje vezano uz heliosferske nepogode.

Uvod

Primarno kozmičko zračenje, Sunčevo i galaktičko, u srazu s atomima u Zemljinoj stratosferi producira sekundarno kozmičko zračenje (kaskade). Većina čestica sekundarnog kozmičkog zračenja koje dolaze do morske razine su neraspadnuti mioni. Čestice koje dolaze sa Sunca obično nisu ubrzane do dovoljno visokih energija da bi producirale sekundarne čestice. Praktički svi detektirani mioni nastaju od galaktičkog kozmičkog zračenja.
Kada galaktičko kozmičko zračenje ulazi u naš Sunčev sustav biva otklonjeno Sunčevim (heliosferskim) i Zemljinim magnetskim poljem. Tijekom vremena ta se polja mijenjaju. Nadalje, postoje lokalne promjene u međuplanetskom magnetskom polju (dugoperiodične: Sunčev ciklus aktivnosti; kratkoperiodične: magnetski oblaci nastali Sunčevim bljeskovima). Tijekom Sunčeva maksimuma magnetsko polje Sunca se pojačava; Sunčevi bljeskovi i koronini izbačaji mnogo su češći, stvaraju magnetske oblake i galaktičko kozmičko zračenje je zbog toga više modulirano. Dakle, za pojačane Sunčeve aktivnosti, slabi tok galaktičkog kozmičkog zračenja koje dolazi u Zemljinu atmosferu i nastaje manje sekundarnih čestica. S druge strane, naglo opadanje intenziteta galaktičkog kozmičkog zračenja (Forbushov učinak) vidljivo je na detektoru čestica dok magnetski oblak zahvaća Zemlju. S tim u vezi značajna je primjena detektora kozmičkog zračenja za praćenje heliosferskih nepogoda. Raspodjela stošca gubitka (engl. loss-cone) kozmičkog zračenja obično se opaža obično osam sati prije dolaska udarnog vala vezanog uz glavnu geomagnetsku oluju. Vrlo anizotropna prethodnica Forbushova učinka može se povezati sa stazama čestica koje slijede područje siromašno kozmičkim zračenjem iza međuplanetskog udarnog vala.

Svrha i osnovni ciljevi istraživanja

Glavna svrha mreže SEVAN je prikupljanje podataka u cilju istraživanja korelacije između Sunčeve aktivnosti i toka čestica kozmičkog zračenja, posebno korelacije Sunčevih eruptivnih pojava s intenzitetom i modulacijama toka galaktičkog kozmičkog zračenja. Galaktičko kozmičko zračenje služi kao pokazatelj stanja u heliosferi jer nakon što ono uđe u heliosferu dolazi pod utjecaj međuplanetskih magnetskih oblaka i udarnih valova, koji nastoje otkloniti kozmičko zračenje iz unutarnjeg područja Sunčeva sustava. Na putu do Zemlje magnetski oblak i udarni val mijenja tok galaktičkog kozmičkog zračenja, koje postaje anizotropno. Analizirajući promjene galaktičkog kozmičkog zračenja možemo dobiti informacije o akceleraciji čestica na udarnom valu unutar heliosfere i rasvijetliti dinamiku golemih magnetskih ustrojstava u heliosferi. Detektor kozmičkog zračenja može se upotrijebiti za bilježenje stošca gubitka energetskih čestica koje bježe iz plazme vezane uz Forbushov učinak. Iz ovih informacija moguće je zaključiti o veličini i orijentaciji Sunčevih izbačaja. Podaci dobiveni mrežom detektora i nadopunjeni simulacijom fizičkih pojava upotrebljavaju se za ustanovljavanje veličine udarnog vala i jakosti magnetskog polja u međuplanetskom izbačaju mase. Također daju podatke o mehanizmima akceleracije čestica velikih energija u udarnim valovima nastalim bljeskovima i koroninim izbačajima tvari.
Pojave Sunčevih energetskih čestica i geomagnetske oluje igraju značaju ulogu za nastanak heliosferskih nepogoda koje mogu utjecati ne samo na tehničke već i biološke sustave. S te točke gledišta, moguće je detaljno (a također i na različitim vremenskim skalama) istražiti koleracija stanja u Zemljinoj svemirskoj okolini s klimatskim i biološkim čimbenicima.
Detektori čestica omogućuju predviđanje i uzbunjivanje vezano uz mnoge uvjete stanja Zemljine svemirske okoline i time poboljšavaju predviđanje heliosferskih nepogoda i uzbunjivanje. Pomoću detektora na zemaljskoj površini moguće je  predvidjeti nadolazeću magnetsku oluju satima prije nego što koronini magnetski izbačaji dođu do magnetometara na satelitima. Ujedno dobivamo i korisne podatke za identifikaciju glavnih izvora pogrešaka u predviđanju geomagnetskih oluja.

Primjena istraživanja

Ekstemni uvjeti u Zemljinoj svemirskoj okolini koji su najčešće povezani sa Sunčevim bljeskovima i koroninim izbačajima tvari, mogu poremetiti satelite, ometati komunikacije i utjecati na navigaciju. Čestice velikih energija prodiru u elektroničke komponente uzrokujući promjene u elektronskim signalima koje mogu rezultirati lažnim naredbama unutar letjelice. Najopasniji učinci mogu trajno uništiti integrirane krugove i spojeve. Ovaj problem posebno je akutan za računala na satelitima. Pojačanja parazitskih električnih struja na Zemljinoj površini koje su potaknute geomagnetskim olujama, uzrokuju pojačanu koroziju u plinovodima (posebno onih koji se pružaju u smjeru sjever-jug i na višim širinama), a mogu također poremetiti elektroenergetske sustave. Postoje i zdravstveni rizici za astronaute u svemirskim misijama i pilote koji često lete u avionima na većim visinama. Dakle, heliosferske nepogode (engl. Space Weather) veoma su bitne za različite aspekte svemirskih i zemaljskih aktivnosti. Čestice velikih energija dolaze sa Sunca mnogo ranije (oko pola sata do jednog sata) nego li glavni dio čestica srednjih energija koje su najopasnije za elektroniku i astronaute. Tok čestica velikih energija je vrlo malen i ne može se mjeriti s dovoljnom točnošću na letjelicama. Međutim, on se može kontinuirano mjeriti zemaljskim detektorima i još pouzdanije s mrežom detektora kozmičkog zračenja.
S promjenama toka kozmičkog zračenja (kratkoperiodičnim i vezanim uz ciklus Sunčeve aktivnosti) mogu se dovesti u vezu i promjene klimatskih faktora te bioloških sustava.
Detaljnije o projektu i detektoru može se saznati na izvornim internetskim stranicama projekta SEVAN:

http://crd.yerphi.am/space_environmental_viewing_and_analysis_network

Mnogi materijali, uključujući i prezentacije, kao i linkove korisne za edukaciju, dostupni su na stranicama Odjela za kozmičko zračenje (Svemirski okolišni centar Aragat, Alikhanianov institut za fiziku):

http://crd.yerphi.am/

FOTO-GALERIJA: IZRADA DETEKTORA

IZRADA DIJELOVA
dsc02890_1.jpg01.jpg05.jpg07.jpg
MONTIRANJE DETEKTORA
img_9194.jpgimg_9199.jpg
INSTALACIJA ELEKTRONIČKIH DIJELOVA
img_9231.jpgimg_9234.jpgimg_9238.jpgimg_9290.jpgguk_12-xii-2008_zvj_armenci_detektor_18.jpg
Gagik Hovsepyan, Institu za fiziku Jerevan, Armenija
guk_12-xii-2008_zvj_armenci_detektor_13.jpg
Karen Arakelyan, Institu za fiziku Jerevan, Armenija
guk_12-xii-2008_zvj_armenci_detektor_11.jpg