Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 20 (vyšlo 16. května, ročník 3 (2005)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Hledání antihmoty – experiment AMS 2

David Břeň

Až do první čtvrtiny minulého století nikdo netušil nic o existenci antihmotyAntihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů.. Od „odvození“ vyzařovacího zákona Maxem Planckem v roce 1900 uběhlo 25 let, než Werner Heisenberg formuloval svojí kvantovou mechaniku. O rok později vyšla na svět vlnová mechanika Erwina Schrödingera. Rovnice používané těmito teoriemi byly však nerelativistické. Tento nedostatek byl odstraněn zavedením relativistického popisu energie částice. Důsledkem toho byla formulace Kleinovy-Gordonovy rovnice popisující částice se spinemSpin – vlastní (vnitřní) rotační moment částice souvisící s Lorentzovou symetrií. Pro částici v centrálním poli se přirozeným způsobem skládá s momentem hybnosti. Částice s nenulovým spinem se mohou chovat jako elementární magnetické dipóly μ, aniž by měly elektrický náboj. Takové částice reagují na vnější magnetická pole. s = 0. V roce 1926 Paul Dirac odvodil slavnou Diracovu rovnici popisující částice se spinemSpin – vlastní (vnitřní) rotační moment částice souvisící s Lorentzovou symetrií. Pro částici v centrálním poli se přirozeným způsobem skládá s momentem hybnosti. Částice s nenulovým spinem se mohou chovat jako elementární magnetické dipóly μ, aniž by měly elektrický náboj. Takové částice reagují na vnější magnetická pole. s = 1/2. Při odvozování této rovnice mu vyšla jako jedno z řešení existence částic se zápornou energií. Jeho genius se projevil (mimo mnohé jiné) v tom, že tato řešení nezavrhl jako nefyzikální. Naopak zavedl prostor záporných stavů, tzv. Diracovo moře, a chybějící místo v tomto moři pak interpretoval jako antičástici. Analogickou úvahu dnes běžně známe z oblasti polovodičů, kde se díry chovají jako „částice“ nesoucí kladný náboj.

Antihmota

Rovnováha mezi hmotou a antihmotou ve vesmíru. Zdroj: University of Vienna.

Antihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů.

Anihilace – proces zániku částice a antičástice, při kterém se obě přemění na záření. O existenci antičástic poprvé teoreticky uvažoval Paul Adrien Maurice Dirac v roce 1928.

Leptony – skupina částic, mezi které patří elektron, těžký elektron (mion) a supertěžký elektron (tauon) a jejich neutrina (elektronové mionové a tauonové). Tyto částice nepodléhají silné interakci, ale jen slabé a elektromagnetické (pokud jsou nabité).

Hadrony – částice složené z kvarků. Dělíme je na mezony složené z kvarku a antikvarku a baryony složené ze tří kvarků různých barev. Název je odvozeninou z řeckého hadros (silný, těžký). K nejznámějším mezonům patří piony, k nejznámějším baryonům neutron a proton.

Kosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.

Čerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí.

Temná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou.

Elektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.

Hledání antihmoty

Představa Diracova moře je dnes již sice přežitá, ale existence antičástic byla experimentálně mnohokrát potvrzena. Paul Dirac předpověděl jako první existenci antielektronu neboli pozitronu již v roce 1928 a experimentálně byl nalezen v roce 1932 Carlem D. Andersonem. Existence antihmotyAntihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů. (tj. každá částice, nejen elektrony, má svoji antičástici) byla předpovězena Diracem ještě v roce 1931.

Od té doby byla provedena celá řada experimentů, hledajících antihmotuAntihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů. jak v laboratořích, tak i při pozorování kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. z vesmíru. Přirozeně také byla nastolena otázka, zda ve vesmíru nemohou existovat rozsáhlejší oblasti, kde by se látka skládala pouze z antičástic. Představa, že se ve vesmíru vyskytují oblasti, kde se z antimlhovin rodí antihvězdy kolem kterých obíhají antiplanety se dnes již považuje za přežitou, ale nic nebrání tomu, aby antihmotaAntihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů.  v některých místech existovala v menším množství. Hledání jader antiatomů je přirozené začít mimo naší atmosféru. Experimenty se především orientují na hledání jader antihélia. Samotné antiprotony totiž mohou vznikat při interakci vysoceenergetických protonů s hmotou a nevypovídají tak nic o primárních zdrojích antihmotyAntihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů. ve vesmíru.

Jeden z prvních déletrvajících experimentů proběhl v roce 1992 z 16. na 17. července, kdy byla do horních vrstev atmosféry, do výšky 36 km, vynesena balónem aparatura IMAX (Isotope Matter-Antimatter Experiment). Zařízení měřilo spektrum částic kosmického záření (protony, antiprotony, deuterium, He 3, He 4). Měření probíhalo přibližně šestnáct hodin a mělo mimo jiné prokázat nejen existenci antičástic, ale i složitějších uskupení. Nejslibněji se jevil teoreticky nejstabilnější atom antihelia, ten však bohužel nebyl nalezen.

Nadějně se jeví program probíhající od roku 1998, v rámci něhož byl vynesen v červnu 1998 raketoplánem Discovery na oběžnou dráhu detektor AMS-01 (Alpha Magnetic Spectrometer). Cílem měření je detekce vysoce energetických částic. Experiment je úzce zaměřený na částicovou fyziku. Je vedený laureátem Nobelovy ceny Samuelem Tingem z Massachusettského technického institutu (MIT). Dne 25. října 2005 má být na oběžnou dráhu vynesen další detektor pro tato měření, AMS-02, který se stane součástí Mezinárodní kosmické stanice (ISS).

Experiment AMS-02

ISS

Umístění spektrometru na mezinárodní kosmické stanici ISS. Zdroj: CERN.

Cílem experimentu AMS-02 je poskytnout vysoce přesné statistické měření energie nabitých částic a jader s rigiditouRigidita – energie částice vztažená na její náboj. Udává se ve voltech. Číselná hodnota určuje napětí potřebné k zabrzdění nabité částice (Wk = QU). od 0,5 GV do několika TV. Experiment tak umožní přesné hledání antihmoty (antihelia) a temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. ve vesmíru a studium vlastností kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.. Konstrukce detektoru byla dokončena v roce 2004. Co vše by měl detektor umět?

AMS je především supravodivý magnetický spektrometr, který bude měřit na palubě ISS spektrum energie jednotlivých nabitých částic kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. do několika TeV, vysokoenergetické γ záření až do energie několika set GeV a to vše s vysoce přesnou lokalizací zdroje. To poskytne doposud nejcitlivější výzkum kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. vzhledem na výskyt jader z antihmotyAntihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů. a nepřímé studium původu temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou..

Předchozí verze detektoru (AMS-01) pracovala během desetidenního letu raketoplánu v červnu 1998. AMS-02 byl dokončen v roce 2004 a má být nainstalován na ISS v říjnu 2005. Výsledky experimentu budou průběžně předávány ke zpracování rychlostí 2 Mbit/s. Celé zařízení má hmotnost 6 700 kg a na oběžné dráze bude pracovat po dobu tří let.

AMS-02 sestává z dvacetivrstvého radiačního detektoru průchodu částic TRD (Transition Radiation Detector), který rozliší protony a antiprotony od pozitronů a elektronů v rozsahu energií 1,5÷300 GeV. Čtyři scintilační vrstvy TOF (Time of Flight) poskytnou přesné měření času letu (~120 ps) a změny energie částic. Supravodivý magnet zajistí ohyb dráhy magnetických částic v ohybové rovině, kterou bude procházet magnetický indukční tok 0,8 T·m2. Měření energie bude doplněno nezávislým měřením elektromagnetickým kalorimetrem ECAL z olověných a plastikových vláken, který odliší leptonyLeptony – skupina částic, mezi které patří elektron, těžký elektron (mion) a supertěžký elektron (tauon) a jejich neutrina (elektronové mionové a tauonové). Tyto částice nepodléhají silné interakci, ale jen slabé a elektromagnetické (pokud jsou nabité). od hadronůHadrony – částice složené z kvarků. Dělíme je na mezony složené z kvarku a antikvarku a baryony složené ze tří kvarků různých barev. Název je odvozeninou z řeckého hadros (silný, těžký). K nejznámějším mezonům patří piony, k nejznámějším baryonům neutron a proton. a umožní měření energie elektronů, pozitronů a záření gama v rozsahu 1,5 GeV až 1 TeV. Osm vrstev křemíkového detektoru dráhy Tracker měří polohu dráhy s přesností 10 μm v ohybové rovině a 30 μm mimo ni. Prstencový čítač Čerenkovova zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. RICH (Ring Imaging Cerenkov Counter) měří rychlost (s relativní přesností 0,1 %) částic nebo jader a jejich náboj. Tato informace společně s měřením ohybu dráhy poskytne přesnou hodnotu hmotnosti částic a jader.

AMS-02

Detektor AMS-02. Zdroj NASA.

Experiment AMS, který bude probíhat na ISS ve výšce cca 370 km nad Zemí, rozšíří hranice částicové fyziky 21. století. Tato jedinečná výzkumná mise usiluje o porozumění fundamentálním otázkám původu a struktury vesmíru, které jsou společné fyzice, astrofyzice a kosmologii. Ačkoliv AMS má za primární cíl hledat antihmotuAntihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů.temnou hmotuTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou., bude jako první magnetický spektrometr ve vesmíru také sbírat informace o částicích z hvězd, galaxií a dalších kosmických zdrojů vzdálených miliony světelných let.

Na návrhu a konstrukci tohoto zařízení se podílelo přes 450 inženýrů a fyziků z více než 50 institucí v 16 státech světa.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage