Vliv kosmického záření na střídání dob ledových

Jiří Hofman, 7. února 2005

Téměř přesně před rokem jsme v našem Bulletinu psali o vlivu sluneční aktivity na pozemské podnebí v posledních stoletích. V tomto čísle se zaměříme na podnebí v mnohem delším časovém období. Rozhlédneme se až čtvrt milionu let zpátky do historie. Pro výzkum korelace podnebí s tokem kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. lze opět využít měření obsahu izotopu berylia 10Berylium 10 – radioaktivní izotop berylia (4 protony, 6 neutronů), který vzniká při interakci atmosféry s kosmickým zářením. Poločas rozpadu je 1,52×10⁶ let. Tento izotop podléhá beta rozpadu a mění se na bór 10. Prvek berylium byl objeven Nicholasem Louisem Vauquelinem v roce 1797. Zásoby tohoto prvku na Zemi se odhadují na 400 000 tun, celkem je známo 8 izotopů. vytvářeného při dopadu kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. do atmosféry. Zajímat nás ale bude tentokrát závislost na kosmickém zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. obecně, nikoli jen na záření přicházejícím ze SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, ve vesmíru vcelku běžná hvězda tzv. hlavní posloupnosti. Je od naší Země 150 milionů km daleko, její průměr činí 1 400 000 km. Teplota na povrchu dosahuje 5 780 K, v centru 15 milionů K. Září výkonem 4×10²⁶ W. Spálí při tom 700 milionů tun vodíku každou sekundu..

Doba ledová a stávající teorie

Příčina střídání dob ledovýchDoba ledová – chladnější období v dlouhoperiodických změnách klimatu charakteristické růstem polárního ledu i horských ledovců. Zvýšená ledová pokrývka je v dobách ledových zdokumentována na severoamerickém a evropském kontinentu. Ze známých period jde o 41 000 let a 100 000 let, pravděpodobně budou existovat i delší periody. Poslední doba ledová skončila před 10 000 lety.  s relativně teplými obdobími je stále zahalena tajemstvím. Nejvíce přijímané teorie předpokládají, že k periodickým změnám klimatu dochází díky pravidelným změnám parametrů oběžné dráhy Země kolem Slunce. Jde především o stáčení perihélia (perioda 21 000 let), precesi rotační osyPrecese – obecně pohyb osy setrvačníku po kuželové ploše vlivem vnějších sil. V astronomii tak označujeme kuželový pohyb zemské osy s periodou 25 725 roků (tzv. Platonský rok). Pohyb osy způsobují kombimované síly Slunce, Měsíce a planet. Díky tomuto pohybu byla Polárkou egyptské civilizace hvězda Thuban ze souhvězdí Draka. (26 000 let), změnu sklonu zemské osy (41 000 let), změnu excentricity dráhy (96 000 let) a změnu roviny dráhy neboli inklinace (100 000 let). Tyto cykly jsou doprovázeny změnami zahřívání Země Sluncem.

Dosud platí za nejpřijímanější teorii změn klimatu teorie srbského matematika a astrofyzika Milutina Milankoviče z roku 1920. Milankovičova teorie byla založena jen na třech periodických změnách: precesiPrecese – obecně pohyb osy setrvačníku po kuželové ploše vlivem vnějších sil. V astronomii tak označujeme kuželový pohyb zemské osy s periodou 25 725 roků (tzv. Platonský rok). Pohyb osy způsobují kombimované síly Slunce, Měsíce a planet. Díky tomuto pohybu byla Polárkou egyptské civilizace hvězda Thuban ze souhvězdí Draka., změně sklonu zemské osy a změně excentricity. Velmi dobře vysvětluje pozorované cykly o periodě 41 000 let. Jenže zalednění podléhá hlavně cyklům o délce 100 000 let. Aby teorie mohla vysvětlit tuto periodu, musela se přijmout hypotéza o nelineárním vlivu ohřívání na klima. Vážnou výtkou je i fakt, že ohřívání kolísá jen v řádu desetiny procenta. Teorie má ale i další nedostatky. Například není pozorován předpovězený cyklus o délce 400 000 let. Zejména rozdíl mezi opravdu velkým zaledněním před 400 000 lety a dneškem. Navíc z Milankovičova modelu plyne dvojité maximum u 100 000 letého cyklu, ale nové analýzy s vysokým rozlišením nic podobného neprokázaly. A konečně, model má vážné problémy s kauzalitou. Zahřívání, které mělo způsobit konec předposledního zalednění přišlo až po roztání ledovců.

Milutin Milankovič (1879-1958)

Doba ledová a kosmické záření

V červnu loňského roku přišla trojice vědců Jasper Kirkby (CERN), Augusto Mangini (Heidelbergská univerzita) a Richard Muller (Kalifornská univerzita v Berkeley) s novou myšlenkou, že střídání dob ledových nezpůsobují změny v zahřívání Země Sluncem, ale změny v množství kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku., které na naší planetu dopadá. Za pravděpodobného prostředníka pak považují působení kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. na oblačnost.

Svoji teorii podepřeli jak astrofyzikálními, tak klimatologickými záznamy. Pro odhad toku kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. za poslední statisíce let posloužil rozbor podílu berylia 10Berylium 10 – radioaktivní izotop berylia (4 protony, 6 neutronů), který vzniká při interakci atmosféry s kosmickým zářením. Poločas rozpadu je 1,52×10⁶ let. Tento izotop podléhá beta rozpadu a mění se na bór 10. Prvek berylium byl objeven Nicholasem Louisem Vauquelinem v roce 1797. Zásoby tohoto prvku na Zemi se odhadují na 400 000 tun, celkem je známo 8 izotopů. v usazeninách na oceánském dně. Pro odhad teploty ve stejném období využili naměřené přírůstky krápníků v jeskyních rakouských Alp a severního Ománu.

Určování toku kosmického záření

Poté, co se kosmické zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. přiblíží k Zemi, střetává se s jádry atomů atmosféry a způsobuje spršky druhotně vytvořených částic. Kromě mnoha jiných částic vznikají také izotopy uhlíku 14 a berylia 10Berylium 10 – radioaktivní izotop berylia (4 protony, 6 neutronů), který vzniká při interakci atmosféry s kosmickým zářením. Poločas rozpadu je 1,52×10⁶ let. Tento izotop podléhá beta rozpadu a mění se na bór 10. Prvek berylium byl objeven Nicholasem Louisem Vauquelinem v roce 1797. Zásoby tohoto prvku na Zemi se odhadují na 400 000 tun, celkem je známo 8 izotopů.. Uhlík 14 je známý tím, že se pomocí něho datují archeologické nálezy. Berylium 10Berylium 10 – radioaktivní izotop berylia (4 protony, 6 neutronů), který vzniká při interakci atmosféry s kosmickým zářením. Poločas rozpadu je 1,52×10⁶ let. Tento izotop podléhá beta rozpadu a mění se na bór 10. Prvek berylium byl objeven Nicholasem Louisem Vauquelinem v roce 1797. Zásoby tohoto prvku na Zemi se odhadují na 400 000 tun, celkem je známo 8 izotopů. s řádově delším poločasem rozpadu 1,52×10⁶ let se však neúčastní koloběhu v živých organismech, ale postupně se ukládá například v ledovcích a na dně moří. Pomocí jeho koncentrace se dá odvodit tok kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. v dané epoše až několik set tisíc let nazpět. Problémem je, že díky nestejnoměrnému transportu se tento izotop ukládá někde víc a někde méně. Proto se koncentrace berylia 10Berylium 10 – radioaktivní izotop berylia (4 protony, 6 neutronů), který vzniká při interakci atmosféry s kosmickým zářením. Poločas rozpadu je 1,52×10⁶ let. Tento izotop podléhá beta rozpadu a mění se na bór 10. Prvek berylium byl objeven Nicholasem Louisem Vauquelinem v roce 1797. Zásoby tohoto prvku na Zemi se odhadují na 400 000 tun, celkem je známo 8 izotopů. normalizuje ke koncentracím thoria 230 (poločas rozpadu asi 76 000 let), které je součástí řetězce produktů rozpadu uranu 238.

Určování teploty a časové škály

Teplota v určitých časových obdobích se dá zjistit pomocí parciálních koncentrací kyslíku 18 v mořském uhličitanu vápenatém CaCO₃, například korálech. Atom O 18 je oproti O 16 těžší, takže se hůře uvolňuje z moře do atmosféry a navíc se snadněji váže do krystalické mřížky v CaCO₃. Tato metoda byla na přelomu 80. a 90. let 20. století použita pro sestavení časového měřítka. V roce 2000 Gideon Henderson (Oxfordská univerzita) a Niall Slowey (Texaská A&M univerzita) zjistili, že tato hojně využívaná škála obsahuje systematické chyby, které způsobují její posunutí až o 10 000 let. Díky tomu se nová teorie ještě více přiblížila k realitě střídání dob ledovýchDoba ledová – chladnější období v dlouhoperiodických změnách klimatu charakteristické růstem polárního ledu i horských ledovců. Zvýšená ledová pokrývka je v dobách ledových zdokumentována na severoamerickém a evropském kontinentu. Ze známých period jde o 41 000 let a 100 000 let, pravděpodobně budou existovat i delší periody. Poslední doba ledová skončila před 10 000 lety. .

J. Kirkby, A. Mangini a R. Muller doplnili tuto metodu o měření růstu krápníků v jeskyni Hoti v severním Ománu a v alpské jeskyni Spannagel. Růst stalagmitů v obou jeskyních je velmi citlivý na změny klimatu. V ománské jeskyni Hoti krápníky rostou jen pokud vlhké monzuny přinášejí dostatek vláhy. To nastává v teplejších obdobích, kdy se rozšíří tropický pás. V alpské jeskyni Spannagel je situace trošku jiná. V této vysokohorské jeskyni je v současnosti průměrná teplota (1,5 ± 1) °C. Když ale teplota klesne pod nulu, krápníky přestanou růst.

Korelace mezi tokem kosmického záření a teplotními změnami

Na následujícím grafu jsou fialově vynesena období růstu krápníků v jeskyni Spannagel a zeleně v jeskyni Hoti. Jakékoli korelace s ohřevem severní polokoule od Slunce (vlivem známých změn parametrů dráhy) na horní části grafu nejsou průkazné. Krápníky by měly růst v období maxim předávané energie, rostou však v některých případech i v období minim. Naopak koincidence růstu krápníků s tokem kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. v dolní části grafu je zřejmá, zejména pokud se vezmou v úvahu opravy časové škály určované z měření koncentrací O 18.

Neméně zajímavá je i frekvenční analýza naměřených koncentrací Be 10Berylium 10 – radioaktivní izotop berylia (4 protony, 6 neutronů), který vzniká při interakci atmosféry s kosmickým zářením. Poločas rozpadu je 1,52×10⁶ let. Tento izotop podléhá beta rozpadu a mění se na bór 10. Prvek berylium byl objeven Nicholasem Louisem Vauquelinem v roce 1797. Zásoby tohoto prvku na Zemi se odhadují na 400 000 tun, celkem je známo 8 izotopů.. Srovnání se dvěma zdánlivě nesouvisejícími veličinami dopadá nad očekávání dobře. Analýza koncentrací Be 10 ukazuje dvě hlavní periody, zhruba 100 a 40 tisíc let dlouhé. Podobné periody se našly i v datech parciálních koncentrací O 18 v CaCO₃. Analýza historie geomagnetického pole sice ukazuje jen hlavní cyklus o periodě 100 000 let, ale protože se předpokládá, že vedlejší kratší cyklus byl potlačen chybou jeho měření, neznamená to automaticky neshodu.

Tok kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. dopadajícího na Zemi je v krátkém měřítku desítek až stovek let ovlivněn především sluneční aktivitou. Vliv jedenáctiletého slunečního cyklu je velmi dobře známý. Způsobuje změnu magnetosféry Slunce, která slouží jako přirozená propust pro kosmické záření přicházející z oblastí za hranicemi sluneční soustavy. Známá je také souvislost Malé doby ledové s obdobím Maunderova minimaMaunderovo minimum – období odpovídající zhruba rokům 1645 až 1715, kdy sluneční skvrny byly výjimečně vzácné a sluneční cyklus byl velmi potlačen. Časově odpovídá takzvané Malé době ledové, kdy se prokazatelně alespoň severní polokoule Země ochladila. Podle posledních výzkumů se Slunce v té době zřejmě zvětšilo a zpomalila se jeho rotace.. V řádu desítek tisíc let jsou pak dominantní zejména změny geomagnetického pole. Předpokládá se, že změny v oběžné dráze Země okolo Slunce mohou ovlivňovat geodynamo a tak i geomagnetické pole, které tvoří ochranný štít proti slunečnímu větru. V ještě delším měřítku, přes 10 miliónů let, je tok kosmického záření ovlivňován mezihvězdnými procesy, například přechody sluneční soustavy přes spirální ramena Galaxie. Také výbuch blízké supernovy dokáže tok kosmického záření na čas velmi zvýšit.

J. Kirkby, A. Mangini a R. Muller ze zjištěných podobností vyvozují, že existuje důvod domnívat se, že tok dopadajícího kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. a magnetické pole Země se částečně mění s frekvencemi příslušejícími k oběhu Země kolem Slunce. Dále se domnívají, že hlavní 100 000 letý cyklus může být způsoben buď změnou excentricity oběžné dráhy Země kolem Slunce, nebo změnou roviny oběhu Země okolo Slunce (tzv. inklinace dráhy). Případná změna orientace roviny oběhu Země kolem Slunce by měla vliv na klima, pokud tok kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. závisí výrazněji na heliografické šířce. Měření sondy Ulysses ale ukázala, že závislost je jen poměrně malá. Kratší 41 000 letý cyklus je pak zřejmě důsledkem periodických změn sklonu zemské osy.

Poslední věcí, kterou je ještě nutno vysvětlit, je jak tok kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. může ovlivňovat klima. V úvahu přicházejí čtyři způsoby: a) vytváření kondenzačních jader ionty, b) mrznutí podchlazených vodních kapek v důsledku elektrických jevů, c) přímé efekty na bouřkové elektrické procesy a d) vliv na globální elektrický obvod Země. Bohužel, tyto způsoby vyžadují ještě mnoho výzkumu, abychom mohli některé z nich vyloučit nebo jiné s určitostí potvrdit.

Bonus: Animace „Projekt Pierre Auger“

Dosud největším projektem pro sledování kosmického záření je projekt Pierre Auger pojmenovaný podle objevitele spršek kosmického záření (1938). Observatoř bude obsahovat 24 fluorescenčních dalekohledů a 1 600 detekčních stanic pokrývajících území 3 000 km². Jako vhodné místo byla zvolena Argentina, oblast Pampa Amarilla, což je polovyprahlá planina v blízkosti města Malaragüe. Do projektu je zapojena i Česká republika. V animaci vidíte spršku částic zachycenou sítí detektorů Auger, která vznikla rozpadem protonu s extrémní energií 10¹⁹ eV. Žlutě jsou znázorněny fotony, fialově elektrony a pozitrony a červeně miony. Ty jsou nejpronikavější a dopadají až na povrch Země. Zdroj: Sergio Sciutto, program AIRES, University of Chicago.

Odkazy