Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
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) 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.. 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 m3. 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. 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 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage