Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 39 (vyšlo 9. října, ročník 7 (2009)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Experiment PAMELA – první výsledky

Miroslav Havránek

PAMELA je název sondy pro výzkum částic a zejména antičástic kosmického záření. Sonda startovala dne 15. června 2006 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. a bude pokračovat ve svém letu nejméně do prosince 2009. V den vydání tohoto bulletinu tedy sonda obíhá okolo Země již 1211 dní. Bližší detaily k vybavení této sondy jsou uvedeny v bulletinu AB 34/2006. Za dobu činnosti provedla sonda PAMELA množství vědecky hodnotných měření, kterými se budeme zabývat v dnešním bulletinu.

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.

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.

pamela

Schéma jednotlivých částí sondy PAMELA. Částice kosmického záření proletí nejprve trackeremTracker – 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. (detektorem stop často doplněným magnetickým spektrometremMagnetický spektrometr – zařízení, vychylující v příčném magnetickém poli částice podle jejich měrného náboje do různých směrů.) a poté se zabrzdí v kalorimetruČásticový 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.. Sonda také obsahuje několik scintilačních detektorů sloužících k přesnému měření průletu částice detektorem a ke zjištění směru, ze kterého přilétla.

pamela2

Fotografie sondy spolu s vývojovým týmem vědců. Zdroj: PAMELA Homepage.

Antihmota ve vesmíru

Současná měření ukazují, že antihmota se ve vesmíru vyskytuje pouze ve formě jednotlivých částic a nikoliv ve formě makroskopických objektů. Ve vesmíru mohou antičástice vznikat při vysokoenergetických procesech v magnetosférách pulzarůPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe., konkrétně konverzí gama fotonů na elektron-pozitronové páry. Dalším zdrojem antičástic jsou srážky vysokoenergetických částic kosmického záření s mezihvězdnou hmotou nebo s naší atmosférou. Zatím hypotetickým zdrojem 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. antihmoty je anihilace nebo rozpad částic 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 takto vyprodukovaných antičástic je ale o několik řádů nižší než množství normálních částic kosmického záření. Otázka proč je v pozorovatelném vesmíru více hmoty než antihmoty, je jedním z hlavních témat současné vědy. Fyzikové věří, že v raných fázích vesmíru bylo zastoupení hmoty a antihmoty téměř vyvážené. Ovšem slovo téměř zde má zcela zásadní význam. V průběhu vývoje vesmíru částice hmoty a antihmoty postupně anihilovalyAnihilace – 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.. Na miliardu částic antihmoty připadala miliarda a jedna částice hmoty. Díky této drobné nesymetrii se antihmota přeměnila na elektromagnetické záření a zůstal pouze malý přebytek obyčejné hmoty, ze které jsme stvořeni. Otázkou zůstává, zdali opravdu všechna primordiální antihmota anihilovala. Pokud v raných fázích vesmíru proběhla inflace, část antihmoty se mohla separovat dříve, než stihla anihilovat s normální hmotou a vytvořit struktury hvězd a galaxií z antihmoty. Takovéto ostrovy antihmoty se ale mohou nacházet jen v oblastech vesmíru, které nejsou kauzálně spojeny s naším pozorovatelným vesmírem. Pokud tyto ostrovy antihmoty leží v pozorovaném vesmíru, pak je můžeme identifikovat pomocí detekce lehkých antijader, jako je například antihelium. Tato myšlenka je založena na analogii mezi složením baryonové hmoty ve vesmíru (74 % vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish. a 25 % heliaHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi.), kde dominuje hmota, a složením baryonové antihmoty ve vesmíru, kde dominuje antihmota. Antijádra helia ale v kosmickém záření zatím nebyla objevena.

Přebytek pozitronů

Za prvních jeden a půl roku měření PAMELA detekovala více než jednu miliardu částic. Po filtraci naměřených dat bylo identifikováno 151 672 elektronů a 9 430 pozitronů v rozsahu energií 1,5÷100 GeVElektronvolt – 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), teraelektronvolt TeV (1012 eV) nebo petaelektronvolt PeV (1015 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kBT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.. Závislost relativního počtu pozitronů na energii je znázorněna na obrázku níže.

 Podíl pozitronů

Vlevo: graf znázorňuje podíl počtu pozitronů a celkového počtu elektronůElektron – 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.pozitronůPozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932. v závislosti na energii částic. Červené body odpovídají datům z PAMELY, černá křivka odpovídá teoreticky očekávaným údajům. Vpravo: typická událost detekovaná sondou, kdy pozitron o energii 92 GeV proletí nejprve dráhovým detektorem (trackeremTracker – 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.) a poté vytvoří elektromagnetickou spršku (elektron-pozitronové páry a fotony) v  kalorimetru sondy. Zdroj: PAMELA Homepage.

Počet naměřených pozitronů o energii 10 GeV a výše převyšuje teoreticky očekávané hodnoty produkce pozitronů v důsledku srážek částic kosmického záření s mezihvězdnou látkou. Tento přebytek pozitronů zatím nebyl uspokojivě vysvětlen. Tři možná vysvětlení jsou publikována v první analýze dat z PAMELY [2]. Prvním možným vysvětlením je přítomnost blízkého pulzaru, který produkuje pozitrony procesem popsaným výše. Žhavým kandidátem je pulzar Geminga (PSR J0633+1746) v souhvězdí Blíženci, který je vzdálen 800 světelných roků od Země [3]. Tuto hypotézu je možné potvrdit analýzou úhlového rozdělení detekovaných částic a určit, ze kterého směru částice pocházejí. Přebytek pozitronů může být způsoben také anihilací částic temné hmoty. Jednalo by se tak o úplně první důkaz existence temné hmoty částicové povahy. Ovšem je také možné, že naše znalosti o šíření kosmického záření mezihvězdným prostorem jsou chybné a že přebytek pozitronů je způsoben naším nepochopením mechanizmů rozptylu částic kosmického záření v mezihvězdném plynu.

crabboth

Dva rozdílné pohledy na Krabí mlhovinu – v oboru záření gama a ve viditelné části spektra. Dvojice pulzarů (Krabí pulzar a Geminga) jsou na obrázku dobře patrné. Jde o nejjasnější zdroje záření gama v okolí Země. Zdroj: NASA.

Zkoumání radiačních pásů Země

Zemské magnetické pole zakřivuje dráhy elektricky nabitých částic nízkoenergetické složky kosmického záření. Magnetické pole Země lze v prvním přiblížení uvažovat za dipólové. Nabité částice rotují kolem magnetických silokřivek a v polárních oblastech se odrážejí (jev magnetického zrcadla). Takto zachycené částice vytvářejí okolo Země radiační (Van AllenovyVan Allenovy pásy – jsou tvořeny nabitými částicemi (elektrony, protony a ionty O+, He+) zachycenými magnetickým polem Země ve vzdálenosti 1,2 až 7 RZ. V polárních oblastech se odrážejí efektem magnetického zrcadla. Pásy existují dva, vnější složený především z elektronů a vnitřní obsahující kromě elektronů i hmotnější částice, především protony s vysokou energií. Částice v pásech pronikavě září. Jejich energie je od 1 keV do 100 MeV. Nejenergetičtější elektrony se nazývají zabijácké elektrony (killer electrones) a mechanizmus jejich vzniku není zcela jasný. Vnitřní pás objevil James Van Allen z Univerzity v Iowě na základě měření družic Explorer 1 a 3, vnější detekovala sonda Luna 1. Oba pásy jsou mimořádným nebezpečím jak pro kosmické sondy, tak pro člověka.) pásy. Radiační pásy se dělí na vnější a vnitřní. Toto rozdělení je dáno různými hmotnostmi elektronů a protonů. Protony dominují ve vnitřním radiačním pásu a elektrony ve vnějším. Sklon oběžné dráhy sondy PAMELA vzhledem k rovníku je 70 stupňů, prochází tedy oblastí vnějšího radiačního pásu blízko magnetických pólů a také částí vnitřního radiačního pásu v oblasti Brazílie, kde se hranice tohoto pásu nachází abnormálně nízko. Sondou PAMELA byla detekována přítomnost obou radiačních pásů. Na obrázku níže je vidět prostorová závislost počtu detekovaných protonů o energii větší než 36 MeV a elektronů o energii větší než 2,5 MeV. Hlubší analýzou těchto dat bude možné zjistit časový vývoj těchto radiačních pásů a také studovat vliv sluneční aktivity na tyto útvary. Datum startu sondy bylo mimo jiné zvoleno i s ohledem na blížící se začátek nového slunečního cykluSluneční cyklus – přibližně jedenáctiletý základní cyklus v životě Slunce. Během něho se periodicky mění počet slunečních skvrn i samotný sluneční výkon. Poprvé o něm pro nás napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla. Švýcarský astronom Rudolf Wolf (1816–1893) dopočetl sluneční aktivitu zpětně až do poloviny 17. století a cyklus z let 1755 až 1766 označil jako první. V roce 2010 Slunce podle tohoto značení zahájilo 24. cyklus činnosti., který bohužel doposud nenastal, avšak variace v počtu detekovaných částic v závislosti na intenzitě slunečního větruSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou Sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v cm3. Částice vylétávající v polárním směru mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera. byly sondou prokázány.

Radiační pásy

PAMELA, van Alenovy pásy

Nahoře: vnější a vnitřní radiační pás okolo Země. Dole: počet detekovaných částic v závislosti na poloze sondy na oběžné dráze. Červená skvrna odpovídá vnitřnímu radiačnímu pásu Země. Zdroj: PAMELA Homepage.

Závěr

Jak měření, tak analýza dat pořízených sondou PAMELA stále probíhá. Již z předběžných výsledků se dá usoudit, že mise sondy PAMELA je velmi úspěšná a přináší nová, neznámá fakta. Spolu s výsledky z balónových experimentů, ze sondy FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10÷300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla v roce 2013 prodloužena do roku 2018. a z experimentů AMS 01, AMS 02 přispěje nejen k přímě detekci primárního kosmického záření, ale také k lokalizaci jeho zdrojů.

Animace týdne: Van Allenovy radiační pásy

Van Allenovy radiační pásy (avi/xvid, 7 MB)

Van Allenovy radiační pásy. Pásy jsou tvořeny nabitými částicemi (elektrony, protony a ionty O+, He+) zachycenými v okolí Země ve vzdálenosti 1,2 až 4 RZ magnetickým polem Země. V polárních oblastech se odrážejí efektem magnetického zrcadla. Pásy existují dva, vnější složený především z elektronů a vnitřní obsahující hmotnější částice. Částice v pásech pronikavě září. Jejich energie je od 1 keV do 100 MeV. Nejenergetičtější elektrony se nazývají zabijácké elektrony (killers electrons) a mechanizmus jejich vzniku není zcela jasný. Pásy objevil James van Allen z University of Iowa na základě měření družic Explorer 1 a 2. Jsou mimořádným nebezpečím jak pro kosmické sondy, tak pro člověka. Zdroj: YouTube. (avi/xvid, 7 MB)

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage