Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 9 – vyšlo 12. března, ročník 19 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Od egyptských pyramid k mionovému tomografu

Petr Kulhánek

Zkoumání vnitřní struktury látky za pomoci elementárních částic se v průběhu 20. století stalo naprostým standardem. Svým způsobem sem patří i zobrazovací metody založené na rentgenovém záření (proudu fotonů s vysokými energiemi). Neutronová difraktometrieDifrakce – ohyb. Skládání mnoha vln do maxim a minim charakteristické vlnové délky. Zdrojem skládaných vln může být okraj malého otvoru, hrana překážky nebo periodická struktura (například krystalová mřížka). umožňuje sledovat stavbu krystalických struktur díky tomu, že neutrony mají i vlnové vlastnosti a na periodické struktuře dochází k jejich ohybu. Z ohybového obrazce se potom vyhodnocuje krystalografické uspořádání. Dalším příkladem může být elektronový mikroskopElektronový mikroskop – mikroskop, který k zobrazení předmětů využívá vlnových vlastností svazku elektronů. Elektron se chová podobně jako světlo, jeho vlnová délka je ale výrazně kratší a tak je možné sledovat menší předměty než za pomoci světla. Elektronový mikroskop byl vynalezen v roce 1931 E. Ruskem., bez něhož si dnes už práci v některých typech laboratoří nedokážeme představit. Všechny tyto technologie jsou závislé na zdroji určitého druhu částic (fotonů, neutronů nebo elektronů). V poslední době se stále častěji provádí výzkum vnitřní struktury rozměrných objektů za pomoci mionůMion – těžký elektron, hmotnost má 207 me. Střední doba života je přibližně 2×10−6 s. Těžký elektron se rozpadá na stabilní elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino. Mion se vyskytuje v sekundárních sprškách z kosmického záření. Mion byl objeven C. Andersonem v kosmickém záření za pomoci mlžné komory v roce 1936. – těžkých elektronů. Jde v tuto chvíli o jedinou metodu, Pro níž nemusíme konstruovat zpravidla drahý zdroj elementárních částic. Neustálý přísun mionů na zemský povrch totiž zajišťuje interakce 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 Victorem 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 Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. s horní vrstvou atmosféry. Při srážkách částic kosmického záření s atomy a molekulami atmosféry ve výšce deset až patnáct kilometrů vzniká obrovské množství mionů. Na povrchu Země jich za každou minutu dopadá 10 000 na každý metr čtvereční. Využití těchto mionů pro detekci vnitřní struktury nejrůznějších vzorků se stává hitem posledních let.

Sekundární spršky kosmického záření

V horních vrstvách atmosféry vznikají ve výšce 10 až 15 kilometrů sekundární sprš­ky kosmického záření (tzv. Augerovy spršky). Jsou zdrojem intenzivního toku mionů na zemském povrchu (10 000 mionů na metr čtvereční za minutu), který lze využívat v různých technologiích. Zdroj: National Nuclear Laboratory, Velká Británie.

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 Victorem 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 Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.

Mion – těžký elektron, hmotnost má 207 me. Střední doba života je přibližně 2×10−6 s. Těžký elektron se rozpadá na stabilní elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino. Mion se vyskytuje v sekundárních sprškách z kosmického záření. Mion byl objeven C. Andersonem v kosmickém záření za pomoci mlžné komory v roce 1936.

Mionová spektroskopie – experimentální technika, při které je na vzorek vysílán svazek mionů s preferovanou orientací spinu (spinově polarizovanými miony). Pohyb spinu mionu přináší informace o prostředí, kterým mion právě prolétá. Jde o techniku podobnou magnetické rezonanci (ať jaderné nebo elektronové).

Mionová tomografie – zobrazovací technika využívající tok mionů ze sekundárních spršek kosmického záření. Miony procházejí objektem a jejich tok se mění na dutinách a kompaktních tělesech. Je-li objekt obložen mionovými detektory, stačí v několika úhlech vyhodnotit změny toku mionů a počítačově vytvořit třírozměrnou mapu nehomogenit uvnitř objektu. Metoda připomíná klasickou rentgenovou tomografii. Poprvé byla použita při hledání neznámých prostor v pyramidách.

Miony

Elektron existuje ve třech variantách: jako běžný stabilní elektronElektron – 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., těžký elektron neboli mionMion – těžký elektron, hmotnost má 207 me. Střední doba života je přibližně 2×10−6 s. Těžký elektron se rozpadá na stabilní elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino. Mion se vyskytuje v sekundárních sprškách z kosmického záření. Mion byl objeven C. Andersonem v kosmickém záření za pomoci mlžné komory v roce 1936. a supertěžký elektron neboli tauonTauon – supertěžký elektron, hmotnost má 3 484 me. Jde o nestabilní částici se střední dobou života 3×10−13 s. Rozpadá se na své lehčí dvojníky (elektron nebo mion) a neutrina. Byl objeven v roce 1977 Martinem Perlem.. Těžký elektron objevil v sekundárních sprškách kosmického záření vynikající americký experimentátor Carl David Anderson. Bylo to v roce 1936 – v roce, kdy přebíral Nobelovu cenuNobelova cena – je udílena švédskou Královskou akademií věd jednou ročně v pěti kategoriích: za fyziku, chemii, fyziologii a medicínu, literaturu a za úsilí o mír. Cena je hrazena z Nobelovy nadace, kterou založil Alfréd Nobel, vynálezce dynamitu, v roce 1895. První cena za fyziku byla udělena v roce 1901 Wilhelmu Roentgenovi za objev rentgenového záření. Nobelova cena činí 8 milionů švédských korun, tj. 23 milionů českých korun a uděluje se vždy 10. prosince při výročí smrti Alfreda Nobela. za objev pozitronuPozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932. z roku 1932. Obě částice objevil za pomoci stop, které zanechávají v mlžné komoře. Mion má hmotnost přibližně rovnou 207 hmotnostem elektronu a je nestabilní. Jeho střední doba života je dvě mikrosekundy. Rozpadá se slabou interakcíSlabá interakce – interakce s konečným dosahem, který je přibližně 10–18 m. Působí pouze na levotočivé kvarky a leptony. Polními částicemi jsou vektorové bosony W+, W a Z0 se spinem rovným jedné. Hmotnosti částic jsou v rozmezí (80÷90) GeV. Typickým slabým procesem je například beta rozpad neutronu. Teorie slabé interakce se nazývá kvantová flavourdynamika (QFD). na běžný elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino.

Miony dopadají na zemský povrch jedině díky relativistickým efektům. Za dvě mikrosekundy by totiž k povrchu nedoletěly ani v případě, že by putovaly nejvyšší možnou rychlostí – rychlostí světla. Z pohledu pozorovatele na povrchu Země dochází k dilataci času a střední doba života rychle letících mionů se zmnohonásobí – proto mají dostatek času doletět na zemský povrch. Z hlediska souřadnicové soustavy spojené s mionem se sice nemění doba života, ale zato se zkrátí vzdálenost, kterou mion musí k povrchu uletět. Dopad mionů na zemský povrch je krásným příkladem fungování Einsteinovy speciální relativity.

Energetické miony reagují s běžnou látkou méně než jiné běžné částice, velká část z nich prolétne i mnohapatrovou budovou. Všude přítomný tok mionů (10 000 jedinců na metr čtvereční za minutu) je pro některé experimenty extrémně rušivý. Proto se často laboratoře s detektory 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. či neutrinNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. umísťují hluboko pod zemí. Nejhlubší evropská laboratoř je v blízkosti francouzského městečka Modane, v hloubce 1 700 metrů pod horou Fréjus Peak. Největší podzemní laboratoř na světě v italském Gran Sasso má nad sebou 1 500 metrů zeminy. Takové množství horniny spolehlivě odstraní naprostou většinu mionů a do podzemních laboratoří projdou jen neutrina a částice temné hmoty.

Carl David Anderson (1905–1991)

Carl David Anderson, objevitel pozitronu a těžkého elektronu (mionu), vysvětluje princip identifikace částic v mlžné komoře. Za objev pozitronu získal Nobelovu cenu za fyziku v roce 1936. Zdroj: archiv Kaliforského institutu technologií.

Pátrání v pyramidách

Neustálý tok mionů přicházejících z oblohy proniká překážkami na povrchu Země. Platí obecné pravidlo: čím kompaktnější překážka, tím více mionů pohltí či rozptýlí. Nejúčinnější jsou v tomto smyslu jádra těžkých prvků, například olova, uranu či plutonia. Ale zatím zůstaňme při zemi a konstatujme jen, že kámen pohltí více mionů než vzduch. Amerického částicového fyzika Louise Alvareze v šedesátých letech 20. století napadlo, že by takto bylo možné hledat skryté místnosti v pyramidách. V jedné ze spodních komor Rachefovy pyramidy v Gíze umístil mionový detektor a prokázal, že v pyramidě nejsou žádné další větší dutiny. Ty by se totiž projevily zvýšeným tokem mionů oproti okolí. V roce 1968 získal Louiz Alvarez Nobelovu cenu za objev řady částicových rezonancí (velmi krátce žijících elementárních částic).

Rachefova pyramida

Rachefova pyramida. V Egyptě ji vybudoval ji král Rachef, základna má 215 metrů, výška je 136 metrů. Je jen nepatrně menší než Cheopsova pyramida. Před pyramidou je známá Velká sfinga, obří socha ležícího lva s hlavou panovníka. Louis Alvarez v této pyramidě konal první pokusy s mionovým zobrazováním vnitřní struktury pyramid. Zdroj: Wikipedia/CC BY-SA 3.0.

Metoda poprvé použitá Alvarezem byla úspěšná u Cheopsovy pyramidy – největší egyptské pyramidy považované za jeden ze sedmi divů světa. Kolaborace „Scan Pyramids Mission“ vědců z Egypta, Japonska a Francie využila tok mionů k zobrazení vnitřní struktury pyramidy. Tým použil několika druhů detektorů, zejména plastové scintilátory, které jsou standardem v detekci těchto částic. V roce 2016 byla připravena pro zamýšlený výzkum speciální chemická emulze. Emulzi vyvinuli v japonské Nagojské univerzitě, kde mají s detekčními emulzemi bohaté zkušenosti a patří ke světové špičce v jejich vývoji. Emulze připomíná fotografický film, v němž jsou zaznamenávány stopy mionů, a snadno lze vyhodnotit směr, ze kterého přilétly. Vědci emulzi uložili na několik míst v nejníže umístěné komoře Cheopsovy pyramidy. Z dvojrozměrných obrazů pořízených v různých místech byla počítačem rekonstruována třírozměrná vnitřní struktura pyramidy. Kromě známých komor byla v roce 2017 objevena do té doby neznámá dutina o délce 30 metrů. Již dříve se na základě dispozic místností v pyramidě uvažovalo o tom, že by podobná komora měla v pyramidě existovat. Na první pohled se zdálo, že do nově objevené místnosti nebude možné vkročit bez použití vrtáků či jiné destruktivní techniky. Nagojský tým ale také objevil strukturu podobnou chodbám, které by mohly v budoucnosti přístup do nové místnosti zajistit. Metoda se rychle šíří. V současnosti je mionový detektor také umístěn pod známou pyramidou Slunce v mexickém Teotihuacánu. Jde o třetí největší pyramidu na světě a druhou největší ve střední Americe. V Mexiku probíhal také další ojedinělý neúspěšný pokus o zobrazení vnitřní struktury aktivního vulkánu – samozřejmě opět za pomoci všude přítomného toku mionů.

Ve stínu Slunce a Měsíce

Měsíc i Slunce odstíní kosmické záření, takže ze směru, kde se nacházejí, přichází snížený tok jak primárních částic kosmického záření, tak částic ze sekundárních spršek, které vznikají až v atmosféře. Vodní neutrinové detektory jsou citlivé na miony vznikající interakcí neutrin s vodou i na miony ze sekundárních spršek, takže ve směru Měsíce a Slunce „vidí“ mionový stín, jinými slovy snížený tok mionů pozadí. Měsíc je k Zemi blíže než Slunce, proto je jeho stín je ostřejší. Mionový stín vrhaný Měsícem byl pozorován neutrinovým detektorem IceCube už v roce 2008. IceCube je největším neutrinovým detektorem vůbec, fotonásobiče zamrzlé v antarktickém ledu zaujímají objem jednoho kilometru krychlového (viz AB 38/2019). Ukázalo se, že mionový stín není neužitečný jev, jak by se mohlo na první pohled zdát, ale lze ho velmi dobře zužitkovat ke kalibraci úhlové rozlišovací schopnosti detektoru pro různé energie. V současnosti se úhlové rozlišení takto zjišťuje rutinně. Mionový stín Slunce byl prokázán v roce 2015 mexicko-americkým detektorem HAWC (High-Altitude Water Cherenkov Observatory) a v roce 2019 podrobně zobrazen detektorem IceCube.

Mionový stín způsobený Měsícem

Mionový stín způsobený Měsícem. Takto zobrazil detektor IceCube v roce 2010 stín v toku mionů způsobený přítomností Měsíce. Barvy jsou kódovány podle toku mionů (červená nejvyšší, modrá nějnižší). Skutečná velikost a poloha Měsíce je označena bílým kroužkem (průměr 0,5°). Východ je vlevo, západ vpravo. Zdroj: IceCube Col.

Mionový tomograf a kontejnerové lodě

Současná globalizace obchodu vede k přepravě zboží ve velkém. Oceány brázdí kontejnerové lodě, u nichž je obsah kontejnerů v podstatě nekontrolovatelný, neboť otevírání jednotlivých boxů není možné. Běžné detekční metody jsou u robustních ocelových kontejnerů neúčinné a například malá schránka s plutoniem určeným pro konstrukci jaderných zbraní je nezjistitelná. Nějakou dobu se uvažuje o využití mionů ze sekundárních spršek kosmického záření. Mionový tok je totiž výrazně stíněn atomy s velkými jádry (olovem, uranem, plutonium atd.), takže by mionové detektory byly schopné schránku se strategickým materiálem objevit, aniž by došlo k otevření kontejneru. Práce dosavadních detektorů byla ale natolik pomalá, že by paralyzovala světový trh snad ještě více než pandemie covidu-19. Italská skupina vědců z Katánské univerzity našla pod vedením profesora Francessca Riggiho pravděpodobně schůdné řešení. Vícevrstvé scintilační detektory umístěné nad a pod kontejnerem umožní pomocí počítače rychle vyhodnotit i drobné změny v toku mionů. Následná počítačová 3D rekonstrukce je schopná dle úvodních testů objevit olověnou schránku o velikosti pouhých 20 centimetrů. Metoda je v podstatě analogií klasické tomografie, která rekonstruuje obraz z několika rovin. Nová mionová tomografie je sice zatím v plenkách, ale v budoucnosti by mohla zabránit pašování strategických materiálů ve velkoobjemových kontejnerech. Technologie by jistě našla uplatnění i v dalších oblastech lidské činnosti.

Typická kontejnerová loď ZIM New York

Typická kontejnerová loď ZIM New York. Loď byla postavena v roce 2002 a pluje pod Hongkongskou vlajkou. Na loď se vejde 4 800 normalizovaných kontejnerů na zboží (6×2,4×2,4 m), dlouhá je 294 metrů a šířku má 32 metrů. Foto: Patrick Denker.

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage