Slovensk as v JEM-EUSO experimente

Slovensko je lenom JEM-EUSO kolaborcie od roku 2008. K stavu Experimentlnej Fyziky Slovenskej Akadmie Vied (EF SAV) sa v roku 2015 pridala Technick Univerzita v Koiciach (TUKE).

V prpravnej fze JEM-EUSO experimentu je EF SAV zodpovedn za viacero loh, z ktorch hlavn s vvoj modelu UV pozadia na nonej strane Zeme a urenie operanej efektvnosti JEM-EUSO experimentu. Skupina z TUKE sa venuje najm vvoju metd na rozpoznanie spok v meraniach JEM-EUSO experimentu.

Pri odhade operanej efektvnosti experimentu sa uruje podiel asu poas ktorho bude detektor monitorova UV iarenie z celkovho asu strvenho na orbite. Pretoe slnen svetlo v UV oblasti registrovanej detektorom intenzitou prevyuje intenzitu UV iarenia tvorenho UHECR spkami pribline o 7 rdov, nie je mon sledovanie UHECR eventov na dennej strane Zeme. Na nonej strane Zeme obmedzuj merania rzne alie faktory ako Mesan svetlo (v maxime o rd vyia intenzita ako intenzita UV iarenia tvorenho UHCER), umel osvetlenie (mestsk svetl, nad rozsiahlmi aglomerciami merania nebud mon), blesky, polrne iary, vplyv Juhoatlantickej anomlie a UV pozadie generovan airglow iarenm, zodiaklnym a hviezdnym svetlom. Vetky tieto efekty musia by zahrnut do modelu operanho cyklu experimentu.

Pri rozpoznvan spok vytvorench asticami s ultra vysokmi energiami sa hadaj a optimalizuj metdy na rozpoznanie asticovch spok v meraniach JEM-EUSO a ostatnch EUSO prekurzor detektorov. Cieom je njs metdu, po aplikcii ktorej, sa s o najvou presnosou podar zrekontruova parametre primrnych astc s ultra vysokmi energimi.




Model UV pozadia - EF SAV

Spky astc v atmosfre, ktor boli vyvolan UHECR, zanechvaj pri svojej ceste cez atmosfru stopu z UV fotnov. Tie sa v experimente JEM-EUSO vyuvaj na ich registrciu. Kee sa jedn o vemi nzky poet fotnov, je vemi dleit uri ostatn zdroje svetla, ktor mu takto pozorovanie ovplyvni, teda vytvraj pre experiment neiadce pozadie. V rmci kolaborcie JEM-EUSO sa v Koiciach na Oddelen kozmickej fyziky (OKF) EF zaoberme odhadom tohoto pozadia.

Hlavnm zdrojom svetla na Zemi je Slnko. Intenzita slnenho iarenia mnohonsobne prevyuje intenzitu s akou iaria spky astc preto me samotn meranie prebieha len v noci. Navye, Slnko mus by dostatone hlboko pod horizontom (~18). Takisto Mesiac znemouje pozorovania a preto je nutn mera len cez bezmesan noci. alm faktorom, ktor brni pozorovaniu je mestsk osvetlenie. Hustota populcie a teda mestskch svetiel je na niektorch miestach na Zemi tak vysok, e detektor bude musie by poas preletu nad tmito miestami vypnut (alebo aspo jeho asti, ktor sa pozeraj na vek mest).

Okrem tchto zdrojov pozadia, ktor znemouj samotn pozorovanie existuj alie, ktorch intenzita ovplyvuje meranie, ale nemus mu nutne zabrni. Medzi tieto zdroje patria hviezdne svetlo, zodiaklne svetlo a airglow iarenie. Svetlo hviezd a zodiaklne svetlo prichdza na Zem spoza detektora (je nad detektorom), dopad na atmosfru a zemsk povrch odkia sa odra a tak sa dostva do detektora. Tieto zdroje s pomerne dobre znme. Je pri nich ale dleit ohodnoti vplyv atmosfry a rozlinch typov zemskch povrchov, ktor pre ne tvoria odrazov plochu.

Poslednm zdrojom je airglow iarenie. Ide o vyarovanie samotnej nonej atmosfry. Toto iarenie je produkovan rozlinmi chemickmi procesmi, ktorch hlavnm hnacm motorom je Slnko. Slnen iarenie na dennej strane spsobuje vznik rozlinch inov a rozpad molekl atmosfry. Tie interaguj navzjom alebo s ostatnmi asticami atmosfry a niektor s reakci produkuj svetlo. Pri prechode na non stranu niektor s tchto reakci pretrvvaj alej a ich iarenie vytvra pozadie pre experiment. Hlavnm zdrojom tohto pozadia pre JEM-EUSO je vrstva atmosfry vo vke medzi 80 a 120 km, kde sa produkuj UV fotny s vlnovmi dkami 250-500 nm. Zdroj iarenia je teda pod experimentom, ktor teda pozoruje priamu a aj odrazen zloku (podobne ako pri zodiaklnom svetle a svetle hviezd). Aj v tomto prpade je nutn bra do vahy vplyv atmosfry a rozlinch typov zemskch povrchov. Airglow je navye pecifick tm, e nie je kontantnm zdrojom. Jeho intenzita je premenliv poas noci, aj poas roka a men sa v zvislosti na geografickej polohe. Taktie maj na jeho intenzitu vplyv kozmick poasie a rozlin prdenia a vlny, ktor prebiehaj v atmosfre.

Na OKF pracujeme na vvoji komplexnho modelu, ktor by vyie spomenut efekty dokzal popsa a tm umonil experimentu JEM-EUSO pripravi sa na podmienky merania.


Airglow nad horizontom, zachyten z Medzinrodnej vesmrnej stanice. Credit:Johnson Space Center


Rozpoznvanie spok - TUKE

Atmosfrick spky s pozorovan JEM-EUSO detektorom ako jasn bod pohybujci sa medzi snmkami zaznamenanmi detektorom. Viditenos tohoto bodu sa zniuje s rastcou intenzitou UV pozadia.Temporlne rozlenie detektora je v rde mikroseknd (tandardne 2.5 s). Snmkovanie celej plochy ohniskovej plochy detektora (320000 foto-senzitvnych pixelov) s tmto intervalom vyaduje bitov rchlos prenosu pribline 10 GB/s. Schma spaov, ktor vykonva tzv. online analzu dt, zniuje tok dt produkovan detektorom na prenosov rchlos 250 kB/s alokovan pre JEM-EUSO detektor na Medzinrodnej vesmrnej stanici ISS. Algoritmy vykonvan spami s implementovan pomocou aplikane pecifickch integrovanch obvodov a programovatench logickch pol.

Zskan dta bud spracovan tzv. offline analzou dt. Cie tejto analzy je odhad smeru, alebo rekontrukcia, prchodu a energie primrnej astice. Proces rekontrukcie je typicky rozdelen do troch zkladnch krokov: vber vzoru pixelov spky, rekontrukcia smeru prchodu a posledn krok - rekontrukcia hbky maximlnej produkcie astc v spke (Xmax) a energie primrnej astice kozmickho iarenia.

Prv z tchto krokov, vber vzoru pixelov spky, segmentuje pozorovan obrazov dta na prznaky odpovedajce spkam a pozadiu. Tto fza rekontrukcie je potrebn aj v prpade, e cieom rekontrukcie je rozpoznvanie inch fyziklnych javov ako len spok. Metda segmentcie je spravidla prispsoben pecifikm rozpoznvanho vzoru. Metdy musia presne a spoahlivo vybra spku z pozorovanch snmok aj v prpade malho zenitovho uhla (projekcia spky na ohniskov plochu detektora je krtka iara alebo len jasn bod) a pri vysokej intenzite pozadia.

Presn urenie smeru prchodu primrnej astice je potrebn pre dosiahnutie primrnych cieov experimentu. Vedeck poiadavky misie vyaduj, aby chyba odhadu bola menej ako 2.5 pri spkach so zenitovm uhlom 60. Kee JEM-EUSO je len jeden detektor, ktor bude pozorova atmosfru v nadir mde (alebo maximlne 30 naklonenom mde) priame urenie zenitovho uhla nie je mon. Zenitov uhol je uren v algoritme vyuvajcom znalosti o vvoji spky v ase a predpokladu znmej rchlosti pohybu frontu spky (uvauje sa rchlos svetla). alm dostupnm podstatnm dajom vyuitm v rekontrukcii je priblin smer prchodu fotnov pre kad fotomultipliktor ohniskovej plochy detektora. To umouje uri spolon rovinu detektora a spky, taktie tieto uhly (resp. vektory leiace na spomenutej rovine) s vyuvan pre identifikciu bodov spky.

Rekontrukcia energie primrnej astice vyuva vvoj pozorovanej intenzity spky v ase a priestore, ktor je prepotan na poet fotnov vyuitm znmych vlastnost detektora. Hbka maximlnej produkcie me by uren dvoma metdami. Prv metda vyuva znmy smer vektora smerujceho k maximu produkcie astc spky a pozciu dopadu spky na zemsk povrch zskan z odrazu erenkovho iarenia od zemskho povrchu. V prpade, e odraz erenkovho iarenia nie je dostupn hbka maximlnej produkcie je uren hadanm analytickho popisu vvoja intenzity spky, ktor zodpoved pozorovanm dtam. Znma pozcia maxima umouje odhad profilu spky popisujceho zvislos potu elektrnov od atmosfrickej hbky. Finlne poet sekundrnych elektrnov umouje vpoet energie primrnej astice vyuitm Gillerovej parametrizcie spok.


Prklad asticovch spok s zenitov uhlom voi atmosfre 30 a 75 stupov.
Zlen pohad z ohniskovej plochy detektora z celho asovho priebehu spky.