Kosmické záření nepřestává fyziky překvapovat ani po více než sto letech od svého objevu. Může totiž dosahovat energií milionkrát vyšších než nejlepší urychlovače částic, které má lidstvo k dispozici. Navíc zdroje těchto obřích energií jsou dosud neznámé. K rozřešení záhady bylo po celém světě vybudováno několik špičkových fyzikálních zařízení, například observatoř Pierra Augera v Argentině. Na výzkumu se však významně podílí i řada kosmických observatoří a v poslední době se začínají prosazovat rovněž specializované detektory kosmického záření na nízké oběžné dráze. V blízké době tedy můžeme očekávat spoustu nových zcela nových informací, ale i odpovědi na otázky staré mnoho desetiletí.

Objev kosmického záření

Ke konci 19. století byla již dobře známa skutečnost ionizace vzduchu. Po objevu radioaktivity francouzským fyzikem Henri Becquerelem se obecně věřilo, že právě tento fenomén ionizaci vzduchu způsobuje. Jenže koncem prvního desetiletí 20. století se našly první náznaky poukazující na nesprávnost této hypotézy.

V roce 1909 měřil německý fyzik a kněz Theodor Wulf míru ionizace vzduchu na Eifellově věži v Paříži. S překvapením zjistil, že radiace nahoře na vyhlídce slavné věže je vyšší než dole na ulici. O dva roky později prováděl podobná měření italský fyzik Domenico Pacini, jenž pro změnu sledoval míru radiace nad a pod vodní hladinou. Také on dospěl k neintuitivnímu závěru, když byla zjištěná míra radiace pod vodou nižší než nad vodou, což již dalo hypotéze pozemského původu ionizace vzduchu dosti zásadní trhlinu.

Definitivní důkaz provedl rakouský fyzik Victor Hess, který se domníval, že dosavadní poznatky nejsou dostatečné a je třeba provedení testu ve vyšší nadmořské výšce. Horolezectví neprovozoval, a jelikož byla v té době letecká doprava v plenkách, využil dlouho známý a spolehlivý dopravní prostředek – balon. Aby mohl vystoupat do plánovaných 3 – 5 kilometrů, rozhodl se pro užití balonu naplněného vodíkem. V tehdejším Rakousko–Uhersku sídlila velká chemička vyrábějící vodík v Ústí nad Labem, proto štýrský vědec startoval své lety právě odtud.

Hessovo měření neproběhlo ani zdaleka bez problému, on a jeho asistenti nebyli dobře adaptováni na vysokou nadmořskou výšku a neměli s sebou ani dýchací přístroje, proto při dosažení pěti kilometrů málem omdleli, nicméně nakonec se jim podařilo měření dokončit a ve zdraví se vrátit dolů. Zjištěná ionizace odpovídala čtyřnásobku hodnoty z úrovně mořské hladiny, zdroj se tedy musel nalézat mimo Zemi, někde v kosmickém prostoru. V roce 1914 potvrdil Hessovy výsledky německý fyzik Werner Kolhörster. Victor Hess proto roku 1936 obdržel Nobelovu cenu za fyziku.

Zkoumání vlastností kosmického záření

Výzkum tohoto fenoménu se však od dob Hessových nezastavil, naopak pokročil mílovými kroky kupředu. Tak například samotný termín kosmické záření pochází od nositele Nobelovy ceny z roku 1923 Roberta Millikana (oceněn za objev elementárního náboje). Millikan provedl celou řadu měření ve vysokých nadmořských výškách i pod vodou, na jejichž základě předpokládal, že je toto záření tvořeno převážně vysoce energetickými gama fotony. Původ kosmických částic spatřoval ve fúzi atomů vodíku na těžší prvky v mezihvězdném prostoru, přičemž sekundární elektrony se podle jeho soudu tvořily Comptonovým rozptylem v atmosféře.

Jak však v roce 1927 při plavbě z Indonésie do Evropy prokázal nizozemský fyzik Jacob Clay, intenzita kosmického záření je v oblastech kolem rovníku nejnižší a směrem k zemským pólům se zvyšuje, což jasně dokazuje, že částice kosmického záření musí být ovlivňovány magnetickým polem Země. Nemohlo tedy jít o fotony, které magnetické pole necítí, ale o nějaký typ částic s elektromagnetickým nábojem. A když navíc o dva roky později objevili Walther Böthe a Werner Kolhörster částice kosmického záření pronikající 4 centimetry silnou vrstvou zlata, znamenalo to konec veškerých nadějí pro Milikanovu hypotézu, nic podobného by totiž fotony vznikající fúzí vodíku nedokázaly.

Počátkem 30. let předpověděl slavný italský fyzik Bruno Rossi rozdíl mezi intenzitou kosmického záření dopadajícího ze západu a z východu, závisející na náboji příslušných částic. A skutečně, o několik let později experimenty tento efekt naměřily, přičemž větší intenzita kosmického záření přichází ze západu, což značí částice s kladným nábojem. Další výzkumy do konce druhé světové války prokázaly, že jde o protony, které tvoří naprostou většinu (asi 85 %) částic kosmického záření. Zbytek jsou jádra helia (14 %) a jádra těžších prvků, tzv. HZE jádra (1 %) – hlavně uhlík, kyslík, hořčík, křemík, železo nebo olovo. Zanedbatelnou část primárního kosmického záření potom tvoří elektrony a částice antihmoty – pozitrony a antiprotony.

Občas dochází ke srážkám jader uhlíku a kyslíku s atomy mezihvězdné hmoty, čímž vznikají jádra lithia, beryllia a boru, prvků s atomovými čísly 3, 4 a 5. Menší část lithia sice vznikla již v prvotní nukleosyntéze těsně po vzniku vesmíru, ale většina atomů lithia a téměř všechen bor a beryllium by jinak neexistoval. Až tedy budete příště poslouchat debaty o plánované těžbě lithia nebo když budete obdivovat krásný smaragd, vzpomeňte si, že nic z toho bychom zde neměli nebýt kosmického záření.

Vzhledem k výše uvedenému musíme ještě zmínit, že kosmické záření je v podstatě nesprávný název, jelikož termín záření se obvykle používá spíše pro záření elektromagnetického původu, nikoliv pro proud částic. Nicméně jedná se o již natolik zažitý a zavedený výraz, že je jeho změna vysoce nepravděpodobná, proto se jej budeme nadále držet i my.

Sekundární spršky kosmického záření

Vraťme se ale ještě ke skladbě kosmického záření. Možná jste si totiž povšimli, že jsem hovořil o primárním kosmickém záření. Existuje tedy něco jako sekundární kosmické záření? Ano a jako první jej zachytil právě Bruno Rossi při svých výzkumech v roce 1934, když zaznamenal zvláštní shody ve výsledcích Geigerových–Müllerových čítačů umístěných poměrně daleko od sebe. Předpokládal proto, že primární kosmické záření dopadající do atmosféry interaguje s částicemi vzduchu za vzniku sekundárních částicových spršek. Dále se však tímto efektem nikterak intenzivně nezabýval.

Mezitím prováděli německý fyzik Erich Regener a sovětský specialista Sergej Nikolajevič Vernov první balonové testy ve vysokých výškách, Vernov dokonce až v rekordní hladině 13,6 km. Jeho německý souputník měřil také ve značných hloubkách pod vodou, jejich zásluhou disponujeme detailními informacemi o změnách ionizace vzduchu a vody v nebývalém rozmezí hodnot. K objasnění sekundárního kosmického záření však nepřispěli, neboť se jej pro své výzkumné zájmy snažili spíše odfiltrovat.

Proto jsme si museli počkat až do roku 1937, kdy spršky nezávisle na Rossim objevil francouzský fyzik Pierre Auger, kterého tento jev velmi zaujal a brzy mu dokázal přijít na kloub. Když vysokoenergetické částice přilétající z kosmu vstupují do atmosféry Země, dochází k interakcím s atomy přítomnými ve vzduchu vysoko nad povrchem, zejména se dvěma nejpočetnějšími prvky dusíkem a kyslíkem.

V jejich důsledku vzniká množství částic, typicky neutrony, piony a kaony (následně se rozpadající na elektrony), pozitrony, fotony, miony (těžší „sourozenci“ elektronů) či neutrina. Produkty původní reakce se v atmosféře šíří ve směru letu původní částice s odchylkou maximálně zhruba jednoho stupně. Občas dopadnou až na povrch, neutrina a miony lze dokonce mnohdy zachytit i pod povrchem.

Detailní fyzikální popis spršek kosmického záření podali ještě v roce 1937 Walter Heitler z Německa a jedna z vůdčích osobností indické vědy Homi Bhabha. Otec indického jaderného programu a autor slavného a velmi často misinterpretovaného výroku o úspěšné jaderné fúzi za 20 let se bohužel do historie zapsal i svou předčasnou smrtí. Bhabha totiž tragicky zahynul 24. ledna 1966 při nárazu letadla Boeing 707 Air India do masivu Mont Blancu ve francouzských Alpách, čímž se zařadil mezi nejslavnější oběti leteckých neštěstí.

Energetické spektrum kosmického záření

Kosmické záření se vyskytuje v celé škále energií, přičemž vcelku pochopitelně lze říci, že čím nižší energie, tím častěji můžeme příslušné částice detekovat. Nižší a střední energetické hladiny pro nás nejsou až zas tolik významné, zdaleka nejzajímavější je záření o vysokých a zejména ultravysokých energiích. Zatímco nejvýkonnější urychlovač částic LHC v CERNu na hranici Švýcarska a Francie umí urychlit protony a další jádra na energii cca 14 TeV (10¹³ eV), z kosmického prostoru k nám přilétají částice o energiích až 10²⁰ eV. Událost s prozatím nejvyšší detekovanou energií 3 x 10²⁰ eV byla zaznamenána v říjnu 1991 a fyzikální komunita ji zná pod výstižným jménem „Oh My God Particle“.

Ačkoliv tedy lidé dokáží vytvořit vysoké hodnoty energií, příroda to ovládá ještě deset milion krát lépe. Jak a kde dochází ke vzniku a urychlování těchto částic nikdo neví, jedná se o další z velkých nevyřešených problémů současné fyziky. V roce 1966 vypočítali Kenneth Greisen, Vadim Kuzmin a Georgij Zacepin horní limit (GZK limit) pro protony kosmického záření přilétající k nám ze vzdálenějších galaxií. Podle nich by neměly překročit energii zhruba 5 x 10¹⁹ eV, což je dáno jejich interakcí s částicemi reliktního záření. Nicméně některé částice kosmického záření mají i vyšší energie, což se fyzikové v minulosti snažili vysvětlit mnoha různými způsoby.

První stopu může poskytnout samotný GZK limit, který se uplatňuje pouze u protonů přilétajících ze vzdálenosti nejméně zhruba 160 milionů světelných let. A jak se v poslední době ukazuje, za události s nejvyššími energiemi mohou zodpovídat hlavně jádra těžších prvků, v takovém případě GZK limit v původní verzi neplatí a mezi teorií a pozorováním žádný zásadní rozpor nemusí existovat. Tvoří ovšem kosmické záření o ultravysokých energiích převážně protony? Na tom se bohužel prozatím experimenty neshodují. Spor se podařilo částečně vyřešit v roce 2017, když se ukázalo, že dvě největší observatoře používají různé modely pro vysvětlení pozorovaných dat, přičemž jedna z nich navíc nemá dostatečnou statistiku pozorování. Definitivní objasnění však dosud chybí.

Někteří se domnívají, že záření pochází z horizontu 160 milionů světelných let, což zní sice lákavě, naneštěstí však v této oblasti neznáme žádný možný zdroj takto energetických částic. Další vědci argumentují ve prospěch špatné interpretace experimentů, zatímco nejodvážnější fyzikové postulují modifikace speciální teorie relativity či spekulují, že extrémně energetické kosmické záření tvoří neutrina, jež se posléze srážejí s reliktními antineutriny za vzniku nabitých částic, které pozorujeme.

Nejpravděpodobnějším původcem ultraenergetického kosmického záření se dlouho zdála jádra aktivních galaxií se supermasivními černými dírami, v jejichž magnetických polích lze dosáhnout požadovaných energií. V roce 2007 došlo k publikaci dat podporujících tvrzení o původu částic s velmi vysokými energiemi v aktivních galaktických jádrech. Naneštěstí novější pozorování předních observatoří zabývajících se kosmickým zářením původní údaje spíše nepodporují. Odkud k nám vysoce energetické částice kosmického záření přilétají tedy dosud nevíme.

Zdroje kosmického záření

Jaké však máme znalosti o původu kosmického záření obecně? Zdá se, že jeho rozprostření na obloze je dosti izotropní, ze všech směrů přichází zhruba stejné množství částic. Nejvýraznější odchylku od přesné izotropie pozorujeme u částic s nízkými energiemi (do 10¹¹ eV), což je ovlivněno zářením ze Slunce. Zde navíc spatřujeme periodické změny související se slunečním cyklem. Množství kosmického záření dopadajícího do horních vrstev zemské atmosféry proto závisí na aktivitě Slunce, magnetickém poli Země a energii částic kosmického záření.

Pokud bychom se chtěli zaobírat tokem částic a četností jejich pozorování, můžeme zhruba říci, že částic o energii jedné miliardy eV (10⁹ eV) lze na jednom metru čtverečním zemského povrchu zachytit za jedinou sekundu zhruba tisíc. U energie 10¹² eV jde o zhruba jednu částici na m² a sekundu. U částic o energii 10¹⁶ eV je to na metru čtverečním už jen několik událostí za rok a pro nejenergetičtější částice (10²⁰ eV) dokonce pouze zhruba jedno pozorování na metr čtvereční za století. To ilustruje známý graf ukazující závislost mezi energií a četností částic.

Nezanedbatelnou část kosmického záření o nižších energiích tvoří vcelku logicky částice vyvržené naším Sluncem, ostatně sluneční vítr je složen zejména z elektronů, protonů a jader helia. Tímto slunečním kosmickým zářením se však nadále zabývat nebudeme, neboť sluneční fyzika by vydala na samostatný článek. Dnes se budeme soustředit pouze na tzv. galaktické a extragalaktické kosmické záření přicházející k nám z jiných částí kosmického prostoru.

Při snaze o určení zdrojů galaktického a extragalaktického kosmického záření nám komplikuje situaci fakt, že naprostá většina částic přenáší elektrický náboj, mohou je tedy výrazně ovlivňovat magnetická pole v naší Galaxii případně kdekoliv jinde ve vesmíru. Vcelku jistí jsme si alespoň tím, že nejenergetičtější částice nepocházejí z Mléčné dráhy, kdyby tomu tak totiž bylo, musely by ve výrazně větším množství přicházet z roviny Galaxie. Avšak pokud platí GZK limit, neměly by přilétat ani z příliš velkých kosmologických vzdáleností.

Potenciální zdroje můžeme v zásadě rozdělit do třech hlavních skupin. Do první řadíme velmi rozměrné struktury jako například galaxie či obří oblaka mezihvězdného plynu. Zde může docházet k postupnému urychlování částic mechanismem popsaným koncem 40. let Enricem Fermim. Zjednodušeně řečeno se tady částice opakovaně setkávají s pohybujícími se oblaky kosmického plazmatu, což jim může pomoci dosáhnout energie až zhruba 10²⁰ eV.

Druhou množinu tvoří zdroje s velmi extrémním fyzikálním prostředím, v nichž často probíhají náhlé katastrofické děje. Sem lze zařadit černé díry či neutronové hvězdy a jejich akreční disky, aktivní galaktická jádra nebo zdroje gama záblesků, ať už jde o cokoliv. Všimněte si, že ve všech případech jde o víceméně velmi kompaktní objekty, kde se částice urychlují jednorázově. Při vhodném nastavení parametrů je tu možné dosáhnout energií dokonce vyšších než 10²⁰ eV.

Už ve 30. letech minulého století uvažovali velikáni světové astrofyziky Fritz Zwicky a Walter Baade o původu kosmického záření v mohutných výbuších supernov, zatímco další slavný astronom téhož období Horace Babcock navrhoval speciální typ proměnných hvězd. Počátkem 50. let objevil japonský astronom Jošitaka Sekido kosmické záření pocházející ze známé Krabí mlhoviny nacházející se v souhvězdí Býka.

Od té doby se podařilo identifikovat i některé další zdroje kosmického záření. Až na druhý pokus usvědčili odborníci dlouho předpokládaného původce – supernovy, nejjasnější exploze ve vesmíru. První objev z roku 2009 vzápětí zpochybnily údaje z družice PAMELA. Avšak již roku 2013 další kosmická observatoř Fermi supernovy jako původce kosmického záření definitivně potvrdila. Podíl supernov na veškerém produkovaném kosmickém záření je však dosud neznámý.

Poněkud složitější je situace s aktivními galaktickými jádry. V roce 2009 byly pozorovány částice o velmi vysokých energiích u nichž se zdálo, že snad pocházejí z oblasti poblíž jedné z nejznámějších a nejbližších rádiových galaxií Centaurus A. Emise kosmického záření z jádra této aktivní galaxie ale nejsou dosud spolehlivě doloženy, potvrzení vyžaduje další a detailnější pozorování. Roku 2018 zveřejnili odborníci nová data naznačující, že by blazar (aktivní galaktické jádro s výtryskem směřujícím k Zemi) TXS 0506+056 snad mohl být zdrojem kosmického záření.

Třetí kategorie se vyznačuje dosti exotickými a dosud neověřenými fyzikálními procesy. Mluví se o různých supersymetrických částicích, které předpovídají některé fyzikální modely. Vznikat by mohly zejména na počátku vesmíru při určitých speciálních dějích, například srážkách topologických defektů (magnetické monopóly, kosmické struny…) a dosahovat energií až kolem 10²⁴ eV. Jejich rozpad může způsobit tvorbu dalších částic s energiemi kolem 10²⁰ eV, třeba právě protonů dopadajících následně (nejen) na Zemi.

Nejzajímavější dosud nezodpovězenou otázkou zůstává původ kosmického záření s extrémně vysokými energiemi, vědci by velmi rádi znali přesné fyzikální procesy urychlující částice na takto vysoké energetické hladiny. Naneštěstí víme zatím poměrně málo. Výše jsme si řekli, že přesnou lokaci zdroje komplikují magnetická pole s nimiž částice po cestě interagují a naše detektory je tedy často zachytí ve zcela jiném směru, než odkud původně na svou cestu vylétly.

To platí v zásadě pro celé spektrum galaktického a extragalaktického kosmického záření, ačkoliv u nižších energií pochopitelně dokážeme identifikovat jako původce části záření Slunce. Poněkud překvapivý je ovšem fakt, že relativně dobře umíme identifikovat i směr odkud přiletěly ultraenergetické částice, tedy právě ty pro nás nejzajímavější. Disponují totiž energií natolik extrémní, že je ani magnetická pole příliš neovlivní, což umožňuje alespoň přibližnou lokalizaci konkrétního zdroje daných částic. Díky tomu lze chovat naději, že se o původu ultraenergetického kosmického záření v nejbližších letech dozvíme řadu nových informací.

Důsledky a efekty

Kosmické záření má nezanedbatelný dopad na řadu pozemských událostí, ale i přímo na lidskou populaci. Z jedné třetiny přispívá k průměrné radiační expozici (3 mSv), která se však se stoupající nadmořskou výškou právě vlivem částic z kosmu zvyšuje. Proto jsou pochopitelně obyvatelé měst ve vyšší nadmořské výšce (Tibet, Bolívie, Peru…) vystaveni vyšším dávkám radiace. Piloti a další personál leteckých společností pracující dlouhodobě na dálkových linkách mohou vlivem kosmického záření ročně obdržet až 2,2 mSv dodatečného záření, což radiační expozici zvyšuje až na dvojnásobek.

Zajímavý je také vliv na atmosféru Země. Kosmické záření ovlivňuje například její chemismus, když ionizuje atomy uhlíku a kyslíku, což způsobuje celou řadu chemických reakcí. Zejména má ale vliv na množství radioaktivního uhlíku ¹⁴C, jehož je v atmosféře nejméně posledních 100 000 let přibližně stále stejné množství. To mimo jiné umožňuje využívat metodu radiokarbonového datování.

Spekulovalo se také o vlivu dopadajícího kosmického záření na bouře, konkrétně vznik blesků. Podle současných znalostí se zdá, že kosmické záření skutečně může odpovídat za spuštění některých výbojů, nicméně dřívější představy o spuštění úplně všech blesků na Zemi sprškami sekundárních částic se v tuto chvíli nezdají dostatečně prokázané.

Ještě kontroverznější je potenciální souvislost mezi kosmickým zářením a změnami klimatu. Objevily se názory, které dávají do souvislosti změny počtu částic dopadajících z kosmu v důsledku kolísání intenzity slunečního větru s rychlostí tvorby oblaků v atmosféře. Podrobnější studie nicméně dosud neprokázaly jakoukoliv prokazatelnou souvislost mezi kosmickým zářením přicházejícím z naší Galaxie a změnami oblačnosti na Zemi, a doložen není ani jiný vliv na klima. Navíc je Henrik Svensmark, hlavní zastánce těchto modelů, kolegy často kritizován za špatnou práci s daty. Další experimenty jsou tudíž nutností.

A poněkud zdrženlivě se musíme postavit rovněž k nápadům, že by snad kosmické záření mohlo způsobit či alespoň ovlivnit velká masová vymírání, kterých bylo v historii života na naší planetě nejméně pět. Jejich příčina obvykle není známa, proto nejen biologové často vymýšlejí nejrůznější, občas bizarní, teorie, náhlý pokles jedinců i druhů vysvětlující.

Jak například tvrdí Adrian Mellot a Michail Medveděv, údajné 62 milionů let dlouhé cykly v počtech mořských druhů korelují s pohybem Země, respektive Sluneční soustavy vůči rovině Mléčné dráhy. Naše soustava totiž není vzhledem ke galaktické rovině ve stálém postavení, někdy putuje poněkud nad ni, jindy pod ni. S tím souvisí vyšší míra vystavení kosmickému záření. A podle Mellota a Medveděva snad právě to způsobilo nárůst rakovinného bujení a zvýšenou frekvenci mutací a tím i masové vymírání v ordoviku, či poněkud menší vymírání mořských živočichů v pliocénu.

Naopak poměrně spolehlivě máme prozkoumáno, jak kosmické záření ovlivňuje elektroniku. Za běžných podmínek se sice nejedná o velký problém, nicméně se stále se zvyšující hustotou procesorů začínají firmy vyrábějící procesory (zejména Intel) uvažovat o konstrukci detektorů kosmického záření zabudovaných do procesorů. V případě problému způsobeného kosmickou částicí by se automaticky opakoval poslední příkaz před touto událostí.

Když už jsme u oblasti počítačů, mnohé z vás by patrně zajímalo, že kosmické záření může mít negativní dopad i na vyvíjené a s velkou nadějí očekávané kvantové počítače. Aby totiž mohly kvantové počítače správně fungovat, musí být co nejlépe izolovány od vlivu okolního prostředí. Je tedy pravděpodobné, že kvantové počítače bude třeba proti částicím z kosmu speciálně stínit.

Ještě výraznější efekt se ovšem projeví v případě elektroniky pracující ve vyšších nadmořských výškách, zejména pak v kosmickém prostoru. Kosmické záření má pochopitelně negativní vliv na bezpilotní sondy, například v roce 2007 velmi pravděpodobně způsobilo poruchu na slavné sondě Cassini–Huygens a o tři roky později poškodilo ještě slavnější Voyager 2.

Opomenout pochopitelně nelze ani obtíže, které hrozí při kosmických letech lidské posádce, hlavně při dlouhodobých misích mimo magnetické pole Země. Toto téma by však vydalo na celý samostatný článek, snad se k němu někdy v budoucnu vrátíme, hlavní motiv dnešního textu je však jiný, proto se prozatím spokojíme pouze s jednoduchým prohlášením, že jde o významný problém.

Detekce kosmického záření

Pro pozorování kosmického záření nám mohou posloužit dva základní způsoby – přímý a nepřímý. Výrazně vyšší zastoupení v experimentech po celém světě, historických i současných, nalezla dosud metoda nepřímá, proto si jí dovolím začít.

Stojí na pozorování sekundárních spršek, obvykle pozemskými teleskopy či sítěmi detektorů rozmístěnými často na velké ploše. Existují sice určité výjimky, kdy se spršky sledují i z oběžné dráhy Země, prozatím to však není běžná praxe. V každém případě má tento postup významnou výhodu v možnosti měření extrémně energetických částic, je však o něco méně přesný než přímá metoda.

Chceme-li použít nepřímou techniku, pak zkoumáme buď částice sekundárních atmosférických spršek, nebo elektromagnetické záření těmito sprškami emitované. Zaměřme se nejprve na první kanál, spršky sekundárních částic.

Historicky se užívaly zejména dva typy částicových detektorů známé jako mlžná a bublinková komora. Mlžnou komoru objevil v roce 1911 Charles T. R. Wilson (Nobelova cena 1927), dříve šlo o velmi rozšířenou technologii, dnes má upotřebení spíše pro demonstrační a popularizační účely, její konstrukce je totiž poměrně jednoduchá. Ve vědeckém bádání byla vytlačena dokonalejší bublinkovou komorou objevenou roku 1952 Donaldem Glaserem (Nobelova cena 1960), skvělým fyzikem, který později zaznamenal vynikající výsledky také v molekulární biologii.

V dnešní době se však již prosadily modernější postupy. Nejčastěji se využívá plastových scintilátorů vložených mezi kovové pláty. Jako alternativu či doplnění scintilačních detektorů fyzikové mnohdy aplikují pozorování částic ve vodě a to v kapalném i pevném skupenství. V takovém případě se uplatňuje Čerenkovovo záření vznikající při šíření signálů nadsvětelnou rychlostí v daném médiu. Pozor! Nejedná se o rozpor se speciální teorií relativity, ta totiž hovoří o limitu pouze u rychlosti světla ve vakuu, v jiném prostředí se některé částice dokáží pohybovat rychleji než fotony.

V případě sledování elektromagnetického záření vzniklého při atmosférických sprškách se užívají dva hlavní postupy. Prvním jsou Čerenkovovy teleskopy, vhodné zejména tehdy, zajímá-li nás především kosmické záření nižších energií. V tomto případě se využívá Čerenkovovo záření vzniklé při nadsvětelném šíření signálů ve vzduchu. Velkou nevýhodou těchto přístrojů jsou malá zorná pole a krátká doba aktivity, efektivní jsou totiž pouze za jasných bezměsíčných nocí, výhodou je naopak velmi dobrá schopnost rozlišit mezi skutečným kosmickým zářením a nezajímavým šumem pozadí.

Pro bádání nad vysokými energiemi se více hodí druhá metoda, která využívá světlo z fluorescence dusíku vzniklé při excitaci tohoto prvku ve vzduchu pohybujícími se částicemi. Rovněž tato varianta funguje pouze za jasných nocí. Nedávno se však objevila další technika, při níž zachytáváme radiové vlny emitované atmosférickými částicovými sprškami. S ohledem na její stále lepší a lepší přesnost a rovněž na uplatnění pro detekci událostí s vysokou energií má potenciál stát se vhodnou náhradou sledování fluorescenčního světla.

V případě přímé metody pozorujeme vlastní částice primárního kosmického záření a to za pomoci přístrojů umístěných obvykle buď v kosmickém prostoru, nebo na balonech létajících do velmi vysokých výšek atmosféry (kolem 35 km). Výhodu tohoto postupu představují velmi přesné výsledky, nevýhodu to, že je přímá detekce dosti obtížná pro záření nad určitou energetickou hladinou. Těchto částic totiž přilétá velmi málo a kosmické či balonové experimenty mají malou sběrnou plochu.

Základní techniku dodnes používanou při přímé detekci vyvinuli američtí fyzikové Robert Fleischer, Paul Price a Robert Walker. Při prvním kroku se musí složit dohromady několik vrstev tenkého čirého plastu, které jsou potom přímo vystaveny kosmickému záření. Jakmile projde detektorem částice přilétající z kosmického prostoru, jaderný náboj způsobí narušení chemické vazby a v plastu dojde k ionizaci. Ta je kvůli vysoké rychlosti přilétající částice v horní části plastové vrstvy menší, ale jak se částice zpomaluje, ionizace se naopak zvyšuje. Současně jsou plastové desky napuštěné v roztoku hydroxidu sodného, jenž pomalu rozpouští povrch plastových desek známou stálou rychlostí.

Principem metody je skutečnost, že hydroxid sodný rozpouští plast vyšší rychlostí podél trajektorie částice, tedy tam, kde došlo k ionizaci materiálu. Výsledkem jsou vyleptané kuželovité jamky, které jsou následně důkladně zkoumány pod mikroskopem. Důležité je, že po vynesení parametrů jamky do grafu lze přesně rozpoznat jádro jakéhokoliv známého prvku a podle toho identifikovat i další vlastnosti, například energii, procházející částice.

Dnes se už pochopitelně používají i jiné způsoby. Podobně jako u přímé metody, rovněž zde našly široké uplatnění kupříkladu scintilační nebo Čerenkovské detektory. Detailnější popis jednoho z experimentů najdete ve starším příspěvku Dušana Majera.

Pozemní výzkum

Nejvýznamnější světový experiment pro výzkum kosmického záření jsme zde již několikrát zmínili. Jedná se o observatoř Pierra Augera, pojmenovanou podle francouzského průkopníka výzkumu této oblasti a navrženou v roce 1992 fyziky Jamesem Croninem (Nobelova cena 1980 za objev narušení CP symetrie) a Alanem Watsonem. Na provozu zařízení a vědeckých operacích se přímo podílí asi 100 institucí z celého světa, mezi nimi také Fyzikální ústav Akademie věd ČR, Univerzita Karlova v Praze a Univerzita Palackého v Olomouci.

Observatoř vybudovaná v letech 2004–2008 se nachází v argentinské pampě nedaleko města Malargüe v provincii Mendoza na ploše 3 000 km² (srovnej s Lucemburskem – 2586 km² a Libereckým krajem – 3163 km²), aby bylo možné zachytit alespoň jednu extrémně energetickou částici ročně.

Po celém území je rozmístěno 1 600 povrchových Čerenkovských detektorů válcovitého tvaru, ve kterých se nachází 1,2 metru vysoký sloupec vody. Každý z nich má vlastní solární panel a anténu, přičemž bez zajímavosti není nutnost speciální konstrukce chránící zařízení proti okolo chodícím a otírajícím se jedincům skotu. Do prostoru nad plochu observatoře se dívají ještě soustavy fluorescenčních detektorů navržených tak, aby mohly vidět ultrafialové záření vzniklé při reakci dopadajících částic kosmického záření s částicemi atmosféry. Tyto jsou umístěny do čtyř souborů, každý z nich po šesti teleskopech, přičemž i na nich mají podíl čeští vědci, konkrétně odborníci z Astronomického ústavu Akademie věd ČR.

Svou konstrukcí se observatoř Pierra Augera podobá experimentu v Haverah Parku v hrabství Severní Yorkshire na severovýchodě Anglie, který byl také tvořen Čerenkovskými detektory. Ty zde ovšem nepokrývaly plochu 3 000 km², ale „pouze“ 12 km². I přesto zde vědci z univerzity v Leedsu za 20 let provozu zaznamenali celou řadu pozoruhodných událostí, včetně několika ultraenergetických částic.

Experiment svou velikostí analogický k observatoři Pierra Augera najdeme v USA ve státě Utah. Což je výhodné, neboť díky tomu specialisté disponují daty z obou zemských polokoulí. Americká laboratoř pokrývající plochu 768 km² se nazývá Telescope Array Project, dokončena byla roku 2007 a kromě amerických institucí se na ní podílejí také partneři z Japonska, Jižní Koreji, Ruska a Belgie.

Povrchové detektory jsou od Argentinského projektu poněkud odlišné, nepracují na principu detekce Čerenkovova záření, jedná se o sendvičovou konstrukci, kdy je mezi dvěma kovovými deskami tvořícími štít umístěn plastový scintilátor o tloušťce 1,2 cm a ploše 3 m. Projdou-li detektorem částice ze sekundární spršky kosmického záření, dojde k produkci fotoelektronů, které jsou následně zachyceny fotonásobiči. Naopak soustavou fluorescenčních detektorů jsou si Argentinská i Americká observatoř dosti podobné, avšak i zde jisté rozdíly najdeme. Telescope Array Project má pouze tři stanice, přičemž každá obsahuje 12–14 dalekohledů dívajících se nad prostor pozemních detektorů.

Obdobný experiment nalezneme též v Japonsku, nazývá se Akeno Giant Air Shower Observatory (AGASA) a leží, jak už název napovídá nedaleko města Akeno v prefektuře Jamanaši na ostrově Honšú. Celková rozloha observatoře je 100 km² a skládá se ze 111 povrchových detektorů a 27 detektorů, jejichž hlavním cílem je pozorovat miony ze sekundárních částicových spršek.

Z dalších zařízení jmenujme především dnes již nefungující High Resolution Fly‘s Eye Cosmic Ray Detector v západním Utahu. Částici s dosud nejvyšší zaznamenanou energií objevil právě tento přístroj. V Rusku nedaleko západního cípu jezera Bajkal, nejhlubšího a nejobjemnějšího sladkovodního jezera na světě, bychom našli experiment TAIGA, dříve nazývaný Tunka skládající se z 133 fotonásobičů rozmístěných na ploše 1 km² a několika menších přístrojů lokalizovaných ve stejné oblasti. A zapomenout nesmíme ani na detektory s jiným primárním výzkumným zaměřením, které nám však mohou poskytnout o kosmickém záření cenné informace. Jedná se například o velkou neutrinovou observatoř IceCube na jižním geografickém pólu Země.

Balonový výzkum

Jakýsi mezistupeň mezi kosmickým výzkumem a povrchovými experimenty představují balonové detektory, jejichž tradice sahá více než sto let zpět. Jak jsme si už totiž řekli, právě ve vodíkovém balonu Victor Hess kosmické záření objevil, lépe řečeno potvrdil jeho kosmický původ.

Z moderních výzkumů je patrně nejvýznamnější Cosmic Ray Energetics and Mass Experiment (CREAM), na němž se kromě několika amerických univerzit a agentury NASA podílejí také fyzikální laboratoř v Grenoblu ve Francii a univerzity z Jižní Koreji a Mexika.

Mezi roky 2004 a 2016 proběhlo 7 úspěšných letů. Obvykle se startuje z americké polární základny McMurdo umístěné na Rossově ostrově nedaleko pobřeží Antarktidy. Okružní lety trvají většinou kolem jednoho měsíce a balon dosahuje výšek přes 30 kilometrů.

Experiment CREAM má tři základní cíle. Prvním je vysvětlit tzv. koleno v grafu ukazujícím závislost četnosti částic na energii. Dále vědce zajímá zda se mění či měnilo složení kosmického záření v průběhu času a konečně třetím úkolem je zjistit, jestli vysvětluje vznik kosmického záření nezávisle na sobě více různých mechanismů. Aby šlo program splnit, může CREAM měřit kosmické záření až do energie 10¹⁵ eV, tedy do těsné blízkosti zmíněného kolena, kde lze zkoumat třeba zastoupení jader jednotlivých prvků a jejich případnou změnu předpovídanou některými modely.

Zařízení projektu CREAM musí vydržet vysoké rozmezí teplot. Ty mohou být na Antarktidě velmi nízké, zvláště v období polární noci, ale rovněž dosti vysoké, což způsobuje vysoké albedo (odrazivost) povrchu. Špičková technika experimentu CREAM posloužila jako základ vesmírného detektoru ISS–CREAM, o němž si více povíme v příští podkapitole.

Nad Antarktidou létal v závěsu pod heliovým balonem také Japonsko–Americký přístroj BESS, který sice zkoumal kosmické záření, avšak s poněkud užším zaměřením. Soustředil se převážně na částice antihmoty, ať už kvůli samotné antihmotě a jejím vlastnostem, nebo pro její souvislost s vývojem vesmíru a narušením symetrií.

Opomenout nelze ani další zajímavý balonový experiment propojený s Antarktidou nazvaný Advanced Thin Ionization Calorimeter (ATIC). Podobně jako u zařízení BESS, taktéž zde měla svůj podíl NASA, konkrétně Goddardovo kosmické středisko, ale i další instituce z USA, Číny, Ruska a Německa. V průběhu tří úspěšných letů ze stanice McMurdo pozoroval ATIC množství částic kosmického záření a jak se ukázalo, našel přebytek vysokoenergetických elektronů. Jejich původce není znám, víme však, že musí ležet vcelku blízko naší soustavě, nejvíce 3 000 světelných let, jinak by totiž elektrony ztratily energii při srážkách s fotony. Předpokládá se, že by zdrojem mohly být některé pulsary, odvážnější hypotézy však hovoří i o srážkách částic temné hmoty.

Z čistě evropských projektů stojí za pozornost magnetický spektrometr PERDaix, jenž startoval na balonech BEXUS z raketové základny Esrange nacházející se poblíž města Kiruna v severním Švédsku. Experiment německé DLR realizovaný ve spolupráci s univerzitou ve městě Cáchy měl za úkol nejen zkoumat zdroje kosmického záření, ale třeba i získat nové informace o slunečním cyklu, který jsme již více rozebírali v jednom z minulých článků.

Kosmický výzkum

Vzhledem k tomu, že fenomén kosmického záření známe již více než sto let, patrně příliš nepřekvapí, že se jeho zkoumáním již zabývala celá řada observatoří v kosmickém prostoru. Obvykle ale mimo svůj hlavní vědecký program. První pokusy tak proběhly u slavných letů s jiným hlavním zaměřením, kupříkladu u sond Voyager 1 a 2. Přitom ani dnes není podobný výzkum zcela neobvyklý, kosmické záření jakožto vedlejší úkol zkoumají mimo jiné sluneční sonda SOHO či Fermiho gama teleskop.

A výsledky nejsou nezajímavé. O potvrzení supernov jako zdrojů kosmického záření jsme si řekli už výše. Na sondách Voyager se kosmické záření použilo jako jeden z indikátoru překročení heliopauzy. Došlo k němu ve chvíli, kdy palubní detektory obou sond zaznamenaly významně zvýšený výskyt vysokoenergetických částic pocházejících z galaktických zdrojů a současně prudce snížený počet nízkoenergetických částic pocházejících ze Slunce.

I přes tyto úspěchy vědci jasně cítili, že musí přijít experimenty, které mají užší zaměření, ideálně jen na kosmické záření. Jakýmsi předstupněm je částicový detektor AMS-02 umístěný na Mezinárodní vesmírné stanici od roku 2011. Svou konstrukcí i určením navazuje na podobný přístroj AMS-01 letící do kosmického prostoru v červnu 1998 na raketoplánu Discovery při misi STS-98.

AMS-02 má čtyři hlavní vědecké cíle – pozorování a výzkum antihmoty, hledání částic temné hmoty, pátrání po hypotetických částicích zvaných strangelety a konečně průzkum kosmického záření. Vědci sice doufají, že AMS-02 by mohl naznačit také něco o původu kosmického záření a způsobu jeho šíření v mezihvězdném prostoru, hlavním úkolem je však pochopit vliv těchto částic na přístroje a zejména těla astronautů při dlouhodobých kosmických letech.

Podle vedoucího projektu, slavného amerického fyzika čínského původu Samuela Tinga, spatřil detektor za prvních 18 měsíců provozu 25 miliard událostí. Mnoho z nich byly elektrony a jejich antičástice pozitrony, které jsou obzvláště zajímavé. AMS-02 totiž potvrdil nevysvětlený přebytek pozitronů s vysokými energiemi v kosmickém záření, což je v souladu s představou anihilace částic temné hmoty ve vesmíru. Nicméně zmíněnou přemíru pozitronů lze vysvětlit i jinými mechanismy, získaná data nejsou zatím dostatečně průkazná.

Teprve nedávno vnesla do problému trochu světla Fermiho gama observatoř, když objevila halo kolem nedalekého pulsaru Geminga (nachází se překvapivě v souhvězdí Blíženců a je vzdálen 815 světelných let). Jak bylo zjištěno, dochází zde k urychlování elektronů a pozitronů interakcí se zářením pulsaru, což by mohlo vysvětlit celou pětinu vysokoenergetických pozitronů zaznamenaných na AMS-02.

Neméně zajímavé jsou antičástice protonů – antiprotony, které AMS-02 rovněž zkoumá a u nichž také objevil pozoruhodnou vlastnost. Antiprotony kosmického záření mají totiž průměrně šestkrát vyšší energii než protony kosmického záření, což naznačuje jejich vznik při odlišných energetičtějších procesech. Také tato záhada však dosud čeká na uspokojivou odpověď.

Byly či jsou v kosmickém prostoru rovněž družice zaměřené primárně na studium kosmického záření? Ano, byť nepatří mezi zrovna hojně zastoupený typ kosmických fyzikálních experimentů. Pomineme-li několik cubesatů, pak je jedním z mála projektů stojících za zmínku PAMELA, modul pro výzkum kosmického záření a antihmoty umístěný na větší družici Resurs-DK1.

Experiment PAMELA vynesla do kosmického prostoru raketa Sojuz-FG v červnu 2006, vědecká fáze poté probíhala až do ukončení provozu o deset let později. Podobně jako AMS-02, rovněž PAMELA odhalila přebytek pozitronů v kosmickém záření, což by mohlo potvrzovat anihilaci částic temné hmoty. Jak jsme si však řekli výše, celá záležitost se dá vysvětlit také pomocí pulsarů. A navíc PAMELA nepozorovala přebytek antiprotonů taktéž předpovídaný většinou modelů temné hmoty.

Naopak nedostatek antiprotonů pozorujeme v zemské atmosféře při interakci kosmického záření s částicemi naší atmosféry. Zde údaje z detektoru PAMELA potvrdily dřívější návrhy hovořící o výrazném snížení toku antiprotonů vlivem Van Allenových radiačních pásů. Kosmické záření setkávající se s atomy atmosféry Země vytváří antineutrony, které se brzy rozpadají na antiprotony a ty potom anihilují s protony. Měření observatoře PAMELA přitom jasně ukazují, že pokud by v okolí Země chyběla antihmota vzniklá vlivem kosmického záření, docházelo by k těmto anihilacím zhruba tisíckrát méně často.

Pravděpodobně nejvýznamnějším přístrojem určeným ke zkoumání kosmického záření umístěným v současnosti na oběžné dráze Země je již zmíněný ISS–CREAM, pokračovatel balonových experimentů CREAM. V srpnu 2017 jej vynesla raketa Falcon 9 při misi CRS-12. Oproti svým předchůdcům má výraznou výhodu v tom, že může nasbírat podstatně více užitečných dat s primárním zaměřením na kosmické záření o vyšších energiích (kolem 10¹⁵ eV). Mezi hlavní úkoly patří pozorování jader těžších prvků než vodík, sledování interakcí částic kosmického záření s mezihvězdným prostředím a pokus o určení blízkých zdrojů kosmického záření, existují-li nějaké. Sekundárním cílem je potom pátrání po temné hmotě.

Připravovala se rovněž mise Evropské kosmické agentury EUSO zaměřená na výzkum kosmického záření a neutrin o vysokých energiích, avšak roku 2004 dostala z finančních důvodů stopku. Projekt sám se nicméně podařilo zachránit, když se transformoval na JEM–EUSO. To už však pod vedením Japonské kosmické agentury, kvůli čemuž se změnilo i plánované umístění detektoru z evropského modulu Columbus na japonský modul Kibó. JEM–EUSO by měl, na rozdíl od observatoře ISS–CREAM, studovat kosmické záření nejvyšších energií (kolem 10²⁰ eV). Tři Fresnelovy čočky o průměru 2,65 metru budou namířeny k povrchu Země a sledovat interakci kosmického záření se zemskou atmosférou i spršky sekundárních částic. Start měl podle původních představ proběhnout v roce 2017, došlo ale k několika odkladům a současný stav projektu není znám.

Podobné zaměření uvidíme také u ruského detektoru K–EUSO s plánovaným umístěním na modulu Rassvět a startem možná v roce 2025. K-EUSO by měl také měřit kosmické záření extrémních energií, přičemž odborníci chtějí za rok získat přibližně čtyřikrát vyšší statistiku než observatoř Pierra Augera. Navíc K-EUSO pochopitelně umožní pozorovat celou oblohu, nikoliv jen jižní polokouli. Bude tedy možné podrobně prozkoumat, zda a jak se liší kosmické záření přicházející z obou hemisfér.

Z pozorování Telescope Array Project a Pierre Auger Observatory se zdá, že je rozložení částic s nejvyššími energiemi dosti asymetrické. Jestli jde o skutečný jev, nebo jen artefakt měření, bude možné díky novým kosmickým přístrojům spolehlivě ověřit. Vědci také potřebují nezávisle otestovat přítomnost 20 stupňů velké horké skvrny s vyšším výskytem ultraenergetického kosmického záření z dat Telescope Array Project i další anizotropie v kosmickém záření o extrémních energiích a určení možné korelace s blízkými extragalaktickými velkorozměrovými strukturami či útvary v Mléčné dráze.

Závěr

Kosmické záření, zvláště to o velmi vysokých energiích, je jedním z nejzajímavějších fyzikálních fenoménů. Jeho pochopení je klíčové pro možnost budoucích dlouhodobých letů lidské posádky mimo magnetické pole Země, ale nezapomínejme ani na základní fyzikální výzkum. Ultraenergetické částice nám mohou povědět mnoho zajímavých informací o extrémních prostředích v nichž vznikají a jsou urychlovány, jakož také o některých podivuhodných astrofyzikálních a částicových procesech. S novými moderními experimenty si můžeme oprávněně klást vysoké cíle a doufat ve vyřešení některých záhad v nejbližším desetiletí.

Použité a doporučené zdroje

JEM-EUSO – http://jem-euso.roma2.infn.it/
ISS-CREAM – https://cosmicray.umd.edu/iss-cream/
PAMELA – https://pamela.roma2.infn.it/
AMS-02 – https://ams02.space/
Pierre Auger Observatory – https://www.auger.org/
Telescope Array Project – http://www.telescopearray.org/
TAIGA – https://taiga-experiment.info/
CREAM – https://cosmicray.umd.edu/cream/
ATIC – https://cosmicray.umd.edu/atic-home
High Resolution Fly‘s Eye Cosmic Ray Detector – http://www.cosmic-ray.org/
AGASA – http://www-akeno.icrr.u-tokyo.ac.jp/AGASA/
Fermi Gamma-ray Space Telescope – https://fermi.gsfc.nasa.gov/

Zdroje obrázků

https://astronomy.com/-/media/Images/News%20and%20Observing/News/2021/01/cosmicrays.jpg?mw=600
https://cerncourier.com/wp-content/uploads/2012/07/CCpac1_06_12-635×373.jpg
https://scx1.b-cdn.net/csz/news/800a/2012/1_1911_1912_hess_ballon.jpg
https://www.sciencehistory.org/sites/default/files/styles/rte_full_width/public/rte/millikancomptonrome.jpg?itok=vvfSxJDs
https://science.nasa.gov/science-pink/s3fs-public/styles/image_gallery_scale_960w/public/atoms/Nucleosynthesis2_WikipediaCmglee_1080_0.jpg?itok=3oUbxDmj
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7a/Bruno_B_Rossi.jpg
https://www.foronuclear.org/wp-content/uploads/2020/05/7DC-1-854×465.jpg
https://homibhabhafellowships.com/images/homi_j_bhabha_20100719.jpg
http://www.inr.ac.ru/a/history/7/z3.jpg
https://history.aip.org/phn/Photos/greisen_kenneth_a1.jpg
https://www.iac.es/sites/default/files/styles/color/public/images/project/Imagen%20JAPP.jpg?itok=nFKjQqjU
https://media.springernature.com/lw685/springer-static/image/art%3A10.1007%2Fs12210-019-00764-1/MediaObjects/12210_2019_764_Fig1_HTML.png
https://www.hap-astroparticle.org/img/cosmic-rays_web-thumbnail.jpg
https://cerncourier.com/wp-content/uploads/2019/11/Interstellar.jpg
https://www.nasa.gov/sites/default/files/pia17563-full.jpg
https://cdn.eso.org/images/newsfeature/eso1221a.jpg
https://cpb-us-e2.wpmucdn.com/sites.uci.edu/dist/c/442/files/2012/12/MSSMBrokenEnglish.jpg
https://cds.cern.ch/record/2019742/files/anisotropia2.png
https://kickasstrips.com/wp-content/uploads/2020/11/Travel-highest-cities-in-the-world-1024×592.jpg
https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/WoY2VTwTMjBhFEq9NMKCUB-1200-80.jpg
https://astronomy.com/-/media/Images/Magazine%20Articles/2020/07/ask22.png?mw=600
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b2/Cassini_Saturn_Orbit_Insertion.jpg
https://voyager.jpl.nasa.gov/assets/images/news/main_release_pia21839_voyager_still.jpg
https://media.springernature.com/full/springer-static/image/art%3A10.1038%2Fnature07948/MediaObjects/41586_2009_Article_BFnature07948_Fig1_HTML.jpg
https://www.fzu.cz/sites/default/files/2021-05/Mlzna_komora_FZU.jpg
https://www.hardhack.org.au/sites/default/files/Telescopev2.gif
https://physics.okstate.edu/images/images/benton-rpl-CR39-LET.gif
https://www.researchgate.net/profile/Germano-Guedes-2/publication/264860156/figure/fig1/AS:296034010976265@1447591416936/The-detector-systems-of-the-Pierre-Auger-Observatory-the-black-dots-denote-the-1660_Q640.jpg
https://astro.uchicago.edu/depot/images/highlight-080224-3_large.jpg
https://archive.unews.utah.edu/wp-content/uploads/2021/04/MD-SD300dpi-scaled.jpg
https://alchetron.com/cdn/high-resolution-flys-eye-cosmic-ray-detector-f60e7b5f-56df-4aba-87d6-f00a2092830-resize-750.jpeg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e0/CREAM_3.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e2/Cream2.jpg/800px-Cream2.jpg
https://www.usap.gov/videoclipsandmaps/images/mcmurdo-from-ob-hill.jpg
https://stratocat.com.ar/globos/fotos/besspbar05b.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4b/GLAST_on_the_payload_attach_fitting.jpg
https://www.nasaspaceflight.com/wp-content/uploads/2016/05/Z2GFSG.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/23/Geminga_by_Chandra_and_Spitzer.jpg
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1d/PAMELAonResurs-DK.jpg
https://blogs.sw.siemens.com/wp-content/uploads/sites/2/2019/09/spacex-crs-12-1.jpg
https://ideas.no/wp-content/uploads/2017/09/gf.jpg
https://www.researchgate.net/profile/A-Santangelo/publication/281076155/figure/fig2/AS:284588057350145@1444862488549/Conceptual-view-of-the-whole-JEM-EUSO-system_Q320.jpg