Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 34 (vyšlo 17. listopadu, ročník 4 (2006)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Experiment PAMELA

Miroslav Havránek

PAMELA (z anglického a Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics) je sonda pro zkoumání 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.. Jejím úkolem je měřit spektrum energie částic a antičástic v kosmickém záření. Rovněž hledá souvislosti v počtech a energiích částic při kosmických událostech, jako jsou například exploze supernov a výrony sluneční hmoty. Tato pozorování by měla pomoci vysvětlit původ částic o vysoké energii. Mezi částice kosmického záření patří především protonyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10−27 kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10−19 C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 1035 let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem., elektronyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932., jejich antičástice a také lehčí jádra. Energie částic kosmického záření může dosáhnout hodnot až 1020 eVElektronvolt – 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., což je energie o sedm řádů vyšší, než jaké energie budou dosahovat protony na největším urychlovači světa LHCLHC – Large Hadron Collider. Urychlovač protonů na nominální energie 14 TeV. LHC byl vybudován ve středisku jaderného výzkumu CERN v tunelu po urychlovači LEP II, který má obvod 27 km. Do zkušebního provozu byl uveden v září 2008, ale zanedlouho došlo k poruše na jednom z magnetů. Urychlovač byl opětovně spuštěn v listopadu 2009. Od března 2010 probíhal fyzikální program na energii 7 TeV. V roce 2012 byl na urychlovači objeven Higgsův boson. Provoz na energiích blízkých nominální probíhá od roku 2015.. Jelikož na zastavení těch nejenergetičtějších částic by bylo potřeba velké množství hmoty, která je pro experiment v kosmu velmi těžko dostupná, tak sonda pokryje „pouze“ energetický rozsah od 50 MeV do několika stovek GeV. Dne 15. června 2006 odstartovala z kazašského kosmodromu BajkonurBajkonur – ruský kosmodrom, ze kterého se v roce 1957 vznesla první umělá družice Země – Sputnik 1 a v roce 1961 startoval první kosmonaut Jurij Alexejevič Gagarin. Po rozpadu Sovětského svazu leží Bajkonur na území nezávislého Kazachstánu, ale Rusko má s tamější vládou dohodu o pronájmu a využívání kosmodromu. Souřadnice kosmodromu: 63°25′ v. d., 47°22′ s. š. raketa typu SOJUZ, která vynesla sondu na eliptickou oběžnou dráhu kolem ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičićovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru.. Její nadmořská výška kolísá v rozmezí 350 až 600 km a inklinace oběžné dráhyInklinace – úhel sklonu oběžné dráhy tělesa k rovině rovníku. je 70°. Takto skloněná oběžná dráha byla vybrána s ohledem na skutečnost, že elektricky nabité částice přicházející z kosmu, jsou odkláněny magnetickým polem Země. Největší toky nabitých kosmických částic jsou v oblasti magnetických pólů Země. V současné době je PAMELA na oběžné dráze a posílá na Zem data rychlostí 10 až 20 GB za den. Sonda je poměrně dobře vybavena pro detekci částic vysokých energií z kosmického záření. Mezi vybavení sondy patří magnetický částicový spektrometrČásticový spektrometr – zařízení, které měří hmotnosti a energie částic. Nejjednodušší jsou spektrometry nabitých částic, jejichž dráhu lze ovlivnit magnetickým polem a ze zakřivení trajektorie určit hmotnost či energii částice. Výsledkem měření částicovým spektrometrem je zpravidla statistické rozdělení energií částic., kalorimetrČásticový kalorimetr – součást částicového detektoru, určená k měření energie částic. Měření energie v kalorimetru je pro částici posledním krokem detekce. Částice deponuje svoji energii do kalorimetru a tím se zastaví nebo rozpadne. Vhodnou volbou materiálu kalorimetru můžeme provést selekci různých druhů částic. V detektorech na urychlovačích se používají elektromagnetické a hadronové kalorimetry., neutronový detektor a scintilační detektory. Na vývoji sondy se podíleli vědci z Itálie, Německa, Ruska, Švédska, USA a Indie.

Částicový kalorimetr – součást částicového detektoru, určená k měření energie částic. Měření energie v kalorimetru je pro částici posledním krokem detekce. Částice deponuje svoji energii do kalorimetru a tím se zastaví nebo rozpadne. Vhodnou volbou materiálu kalorimetru můžeme provést selekci různých druhů částic. V detektorech na urychlovačích se používají elektromagnetické a hadronové kalorimetry.

Částicový spektrometr – zařízení, které měří hmotnosti a energie částic. Nejjednodušší jsou spektrometry nabitých částic, jejichž dráhu lze ovlivnit magnetickým polem a ze zakřivení trajektorie určit hmotnost či energii částice. Výsledkem měření částicovým spektrometrem je zpravidla statistické rozdělení energií částic.

Tracker – sledovač stop, součást částicového detektoru určená k přesnému měření polohy a času průletu částice. Tracker je první část detektoru, se kterou částice interaguje. Částice do trackeru deponuje velmi malou část ze své původní energie. Může jít napoříklad o soustavu několika křemíkových vrstev, ve kterých při průletu nabité částice vznikají elektron-děrové páry. Poloha původní částice je určována z doby driftu elektronů v homogenním elektrickém poli a z rozložení jejich náboje. Tracker je většinou umístěn v magnetickém poli.

WMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010.

Inklinace – úhel sklonu oběžné dráhy tělesa k rovině rovníku.

PAMELA

Fotografie sondy PAMELA. Zdroj: PAMELA

Magnetický částicový spektrometr

Magnetický částicový spektrometr s hmotností 115 kg tvoří jednu z nejhmotnějších částí sondy. Většina jeho hmotnosti připadá na permanentní magnet s magnetickou indukcí 0,4 T. Magnetické pole zakřivuje dráhy elektricky nabitých částic. Magnet je vyroben ze slitiny Nd-Fe-B a vytváří vysoce homogenní pole. Další částí spektrometru je křemíkový trackerTracker – sledovač stop, součást částicového detektoru určená k přesnému měření polohy a času průletu částice. Tracker je první část detektoru, se kterou částice interaguje. Částice do trackeru deponuje velmi malou část ze své původní energie. Může jít napoříklad o soustavu několika křemíkových vrstev, ve kterých při průletu nabité částice vznikají elektron-děrové páry. Poloha původní částice je určována z doby driftu elektronů v homogenním elektrickém poli a z rozložení jejich náboje. Tracker je většinou umístěn v magnetickém poli.. Tvoří jej pixelové detektory v šesti vrstvách. Účinná plocha trackeru je přibližně 140×106 mm. Křemík má tloušťku 300 mikrometrů. TrackerTracker – sledovač stop, součást částicového detektoru určená k přesnému měření polohy a času průletu částice. Tracker je první část detektoru, se kterou částice interaguje. Částice do trackeru deponuje velmi malou část ze své původní energie. Může jít napoříklad o soustavu několika křemíkových vrstev, ve kterých při průletu nabité částice vznikají elektron-děrové páry. Poloha původní částice je určována z doby driftu elektronů v homogenním elektrickém poli a z rozložení jejich náboje. Tracker je většinou umístěn v magnetickém poli. detekuje pouze, zda a kudy proletěla částice.

Křemíkový tracker

Křemíkový tracker – bez permanentního magnetu. Zdroj: PAMELA

Kalorimetr

Kromě polohy a počtu částic potřebujeme znát také jejich energii, kterou měří kalorimetrČásticový kalorimetr – součást částicového detektoru, určená k měření energie částic. Měření energie v kalorimetru je pro částici posledním krokem detekce. Částice deponuje svoji energii do kalorimetru a tím se zastaví nebo rozpadne. Vhodnou volbou materiálu kalorimetru můžeme provést selekci různých druhů částic. V detektorech na urychlovačích se používají elektromagnetické a hadronové kalorimetry.. Při konstrukci sondy, která má být vynesena do kosmu, je důležitá nejen její hmotnost, ale také rozměry. Proto byla pro konstrukci kalorimetru použita kompaktní wolframo-křemíková struktura, kde křemík tvoří citlivé vrstvy. Přestože má wolfram značnou hustotu (19 300 kg/m3), je jeho použití výhodné, protože elektrony mají ve wolframu relativně krátkou radiační délkuRadiační délka – vzdálenost l0, na které částice ztratí 1/e ze své původní energie, která klesá podle vztahu E = E0 exp[−x / l0]. (3,5 mm) a celý kalorimetr tak vychází rozměrově mnohem menší než v případě použití jiného materiálu.

Logo sdružení Aldebaran

Kompaktní wolframo-křemíkový kalorimetr Zdroj: PAMELA

Neutronový detektor

Jako detektor neutronů slouží 36 trubic plněných izotopem helia He 3, které jsou umístěné v nejspodnější části sondy. Okolo každé trubice je polyethylenový moderátor. Detektor je schopen zaznamenat průlety nejen neutronů, ale i protonů. Tato schopnost umožňuje oddělit hadrony od elektronů a zvyšuje tak energetický rozsah detekovatelných částic. Celý systém pro detekci částic obsahuje také několik plastových scintilačních detektorů, které slouží především jako zdroj signálu (takzvaný trigger) pro spuštění načítání dat z částicových detektorů.

Neutronový detektor

Neutronový detektor ve fázi vývoje. Zdroj: PAMELA

Co od PAMELY očekáváme?

Pamela otevírá zcela nové možnosti částicové fyziky, kdy se experiment od pozemských urychlovačů přesune do kosmu, kde je k dispozici mnohem větší energetické spektrum částic než na Zemi. PAMELA naváže na měření prováděná pomocí balónových experimentů. Zkoumání spektra energií částic a antičástic v kosmickém 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. nám může dát podklad nejen pro studium 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., která je přímo detekovatelná sondou, ale i pro studium 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.. Množství temné hmoty je totiž ve vesmíru téměř šestkrát větší než množství hmoty baryonovéBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích. povahy. Složení vesmíru známe z měření fluktuací reliktního záření (COBECOBE – Cosmic Background Explorer, družice NASA vypuštěná v  roce 1989. Pomocí družice bylo zjištěno, že reliktní záření má teplotu 2,73 K a že jde s vysokou přesností o záření absolutně černého tělesa. V roce 1992 družice objevila fluktuace reliktního záření a jeho anizotropii způsobenou naším vlastním pohybem. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°. Činnost sondy byla ukončena v roce 1993., WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010., CBICBI – Cosmic Background Imager. Přístroj určený zejména k pozorování reliktního záření. Je umístěn v Atacamské poušti na planině Llano de Chajnantor ve výšce 5 080 metrů. Jde o soustavu třinácti radioteleskopů o průměru 90 cm na společné montáži. CBI je společným projektem univerzit California Institute of Technology, Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Chicago, Universidad de Chile a observatoře National Radio Astronomy Observatory.), z pozorování , z charakteru velkorozměrové struktury vesmíru (například přehlídky oblohy SDSSSDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m., 2dF GRS2dFGRS (2dF Galaxy Redshift Survey) – projekt, v rámci kterého již byla pořízena spektra více jak 260 000 galaxií pomocí zařízení 2dF (2 degree Field) – unikátního spektrografu připojeného k dalekohledu AAT (Anglo Australian Telescope), který má zrcadlo o průměru 3,9 metru a je umístěn od roku 1974 na observatoři AAO (Anglo Australian Observatory) v Austrálii v nadmořské výšce 1 150 m. Spektrograf pořídí v poli o velikosti 2° naráz spektra 400 objektů.) a dalších experimentů.

Klip týdne

Sprška (gif, 3 MB)

Sprška v atmosféře. Primární částice gama – foton o velmi krátké vlnové délce a energii 1 000 TeV (o dva řády více, než budou mít protony v urychlovači LHCLHC – Large Hadron Collider. Urychlovač protonů na nominální energie 14 TeV. LHC byl vybudován ve středisku jaderného výzkumu CERN v tunelu po urychlovači LEP II, který má obvod 27 km. Do zkušebního provozu byl uveden v září 2008, ale zanedlouho došlo k poruše na jednom z magnetů. Urychlovač byl opětovně spuštěn v listopadu 2009. Od března 2010 probíhal fyzikální program na energii 7 TeV. V roce 2012 byl na urychlovači objeven Higgsův boson. Provoz na energiích blízkých nominální probíhá od roku 2015.) neznámého původu vstupuje do atmosféry Země. Ve výšce asi 14 km nad mořem začíná ztrácet svoji energii interakcí s atmosférou. Zde se uplatňuje zejména vytváření elektron-pozitronových párů a Comptonův rozptylComptonův rozptyl – rozptyl fotonů (zpravidla RTG nebo gama záření) na volných elektronech. Při tomto rozptylu se snižuje energie fotonů. V akrečních discích černých děr probíhá inverzní Comptonův rozptyl, při kterém se nízkoenergetické fotony rozptylují na elektronech s vysokou energií. Při tomto procesu fotony energii získávají a mění se na rentgenové nebo gama fotony.. Na animaci je dobře patrná sprška sekundárních částic, která může být detekována pozemními detektory. Animace byla vytvořena v simulačním programu CORSIKA. Barvami jsou znázorněny jednotlivé typy částic. Zdroj: J. Oehlschläger, R. Engel, Institut für Kernphysik, Karlsruhe.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage