Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 19 – vyšlo 13. května, ročník 9 (2011)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Spektrometer AMS 02 je pripravený na štart

Michal Marčišovský

Spektrometer AMS-02 je časticový spektrometer určený na precízne meranie zloženia a energií kozmického žiareniaKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. 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 5 300 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. a je logickým nasledovníkom predchádzajúcich balónových experimentov (napríklad BESS, CAPRICE) a vesmírnych detektorov ako PAMELA (AB 34/2006, 39/2009) a FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10 až 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 několikrát prodloužena, observatoř je stále funkční (2024)., ktoré nepochybne prekoná svojimi schopnosťami. Otcom projektu je Samuel Ting, pôvodom z MITMIT – Massachusetts Institute of Technology, prestižní americká univerzita v massachusettském Cambridge. Univerzita byla založena Williamem Bartonem Rogersem v roce 1861. Skládá se z pěti škol a jedné koleje. Přestože jde o soukromou univerzitu, je podporována i státem. Spravuje livingstonskou část detektoru LIGO., nositeľ Nobelovej ceny za fyziku od roku 1976 za objav novej častice J/Ψ, viazaného stavu charm a anticharm kvarku. Túto cenu zdieľa s Burtonom Richterom zo SLACuSLAC – Stanford Linear Accelerator Center, středisko s několika urychlovači, nejznámějším je přes 3 kilometry dlouhý lineární urychlovač patřící Stanfordově univerzitě v Kalifornii, podle něhož je centrum SLAC pojmenováno. Urychlovač je v provozu od roku 1962. V současnosti je středisko přejmenováno na „SLAC National Accelerator Laboratory“ a je jednou z deseti národních laboratoří Spojených států. ktorý novú časticu objavil zároveň na druhej strane kontinentu a inom urýchľovači, a dnes je ona doba priekopníkov známa ako novembrová revolúcia v časticovej fyzike. Od roku 1995 Samuel Ting presadzuje AMS a stojí v čele projektu, ktorý sa medzičasom stal projektom medzinárodnej kolaborácie 64 inštitútov z 16 krajín.

AMS 02 logo

ISS – International Space Station, mezinárodní vesmírná stanice. Od roku 1993 je společným projektem americké NASA, Ruska, Kanady, evropských států sdružených v kosmické agentuře ESA a Japonska. První modul byl vynesen v roce 1998, první posádka na stanici byla v roce 2000. V roce 2008 byl k ISS připojen evropský výzkumný modul Columbus. V roce 2011 byl instalován víceúčelový americký modul Leonardo a v roce 2021 zatím poslední ruský modul Nauka. V roce 2011 letěl k ISS poslední raketoplán. Od té doby zajišťují styk se stanicí lety ruských lodí Sojuz, v poslední době se přidaly lodi Crew Dragon soukromé společnosti SpaceX. Na ISS operuje stálá posádka.

Kosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. 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 5 300 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.

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.

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.

Ako overenie funkčnosti technológií použitých pri konštrukcii spektrometru bol postavený zmenšený model nazvaný AMS-01 ktorý letel v roku 1998 na palube raketoplánu misie STS-91 a 10 dní naberal dáta. Je to v podstate variácia na princípy veľkých detektorov častíc ako ich poznáme z fyziky vysokých energií. Konštrukciou a fyzikálnym programom je AMS-02 podobný experimentu PAMELA ktorý dopĺňa a vylepšuje. Spotreba energie 2÷2,5 kW je moc veľká na to, aby AMS existovalo samostatne ako družica, z praktických dôvodov bolo rozhodnuté že bude nainštalovaný na ISSISS – International Space Station, mezinárodní vesmírná stanice. Od roku 1993 je společným projektem americké NASA, Ruska, Kanady, evropských států sdružených v kosmické agentuře ESA a Japonska. První modul byl vynesen v roce 1998, první posádka na stanici byla v roce 2000. V roce 2008 byl k ISS připojen evropský výzkumný modul Columbus. V roce 2011 byl instalován víceúčelový americký modul Leonardo a v roce 2021 zatím poslední ruský modul Nauka. V roce 2011 letěl k ISS poslední raketoplán. Od té doby zajišťují styk se stanicí lety ruských lodí Sojuz, v poslední době se přidaly lodi Crew Dragon soukromé společnosti SpaceX. Na ISS operuje stálá posádka..

Porovnanie experimentov PAMELA a AMS/02. Akceptancia (rozmedzie uhlov, v ktorých môžu byť častice úspešne identifikované) je pre experiment PAMELA rovna 20,5 cm²sr a pre AMS-02 je akceptancia 950 cm²sr (e⁺) nebo 4 500 cm²sr (p, He, He). Zdroj: AMS-02.

Fyzikálny program

Fyzikálny program AMS-02 bol plánovaný na 3 roky, na konci mal raketoplán detektor priviesť spať na Zem po vyčerpaní zásob supratekutého héliaHelium – 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.. Potom čo NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen prezidentem Eisenhowerem 29. července 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších. rozhodla o uložení raketoplánov k večnému spánku, AMS bol moc veľký a ťažký (6 700 kg) k transportu na Zem a kolaborácia AMS nahradila supravodivý magnet pôvodným nesupravodivým Nd₂Fe₁₄B solenoidom z AMS-01, a tak predĺžila životnosť experimentu na aspoň 10 rokov. Fyzikálny program zahrnuje:

Hľadanie 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 jej zdrojov vo vesmíre

Z pozorovaní je dnes zrejmé, že blízky viditeľný vesmír je tvorený hmotou, nepozorujeme anihilačnéAnihilace – 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. fotónyFoton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. Kvantování energie poprvé zavedl Max Planck při pokusech o vysvětlení záření černého tělesa. Albert Einstein dal těmto kvantům reálný význam v roce 1905 při vysvětlení fotoelektrického jevu. Samotný název foton poprvé pro tuto částici použil až americký fyzikální chemik Gilbert Lewis v dopise časopisu Nature z roku 1926. pochádzajúce z oblasti našej superkopy galaxií, a to vylučuje jej prítomnosť v kozmologicky významných množstvách. Toto pozorovanie sa však nedá a priori extrapolovať na celý Vesmír a nemôžeme vylúčiť existenciu domén primordiálnej antihmoty.

Väčšina teórií baryogenézyBaryonová látka – látka složená převážně z baryonů, tj. částic tvořených třemi kvarky. K nejvýznamnějším zástupcům baryonů patří proton a neutron, které jsou součástí jader atomů. Nejpodstatnější složkou baryonové látky je atomární látka, volných baryonů je ve vesmíru málo. Odhaduje se, že baryonová složka tvoří 5 % celkové hmoty-energie ve vesmíru. však nepredpovedá výskyt oblastí primordiálnej antihmoty v našom vesmíre, niektoré alternatívne teórie však pripúšťajú jej existenciu. Dáta z AMS pomôžu medzi nimi vybrať. Zatiaľ však uspokojujúca teória baryogenézy nebola zostavená, pretože modely vyžadujú nezachovanie baryónového čísla (rozpad protónuProton – 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.) alebo dostatočne veľké narušenie CP symetrieCP invariance – levopravá symetrie kombinovaná se symetrií částice – antičástice. Označení CP pochází z anglických slov „charge“ a „parity“. Základní otázkou je, zda experiment připravený podle zrcadlového obrazu z antičástic by fungoval shodně s původním experimentem. Narušení CP symetrie v přírodě prokázali James Cronin a Val Fitch v roce 1964 v experimentech s rozpadem kaonů., ktoré by vysvetlili prevahu hmoty, a to je v rozpore s pozorovaniami časticovej fyziky.

Ak by tieto antihmotné domény existovali, difundovali by z nich antičastice, ktoré by časom dosiahli do okolia ZemeZemě – 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. Mohorovičiæovým 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.. Keďže produkcia antihélia alebo ťažších prvkov je zanedbateľná pri interakciách obyčajnej hmoty, pozorovanie jadier antihélia v spektre kozmického žiareniaKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. 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 5 300 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. prinesie dôkaz existencie antihmotných oblastí vo vesmíre. Za posledné dekády experimentovania však ťažšie antijadrá pozorované neboli, avšak AMS-02 má o 3 rády väčšiu citlivosť v tejto oblasti ako predchodca AMS-01.

Nedostatok antihmoty a asymetriu pri produkcii hmoty a antihmoty sa snažia skúmať tiež experimenty na urýchľovači 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.. AMS-02 bude zaujímavé doplnenie týchto experimentov.

Temná hmota

Aj v tejto oblasti AMS konkuruje a doplňuje experimenty na 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.. Kozmologické pozorovania sú konzistentné s výskytom temnej 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. ako hlavnej zložky matérie vo Vesmíre. Očakáva sa, že temná hmota je studená a je zložená z WIMPWIMP – zkratka z Weakly Interacting Massive Particle, vážný kandidát na částice temné hmoty. Mělo by jít o reliktní superpartnery z období po Velkém třesku, kterým fyzikální zákony zabránily v následném rozpadu. Wimpy by měly s běžnou látkou interagovat gravitační a slabou interakcí. Jsou usilovně hledány v několika desítkách experimentů, tři z nich mají nenulový signál, jehož interpretace je zatím nejasná.. Najlepší kandidát súčasnej časticovej fyziky na WIMP je najľahšia supersymetrickáSUSY – SUSY (SUper SYmmetry), supersymetrie, symetrie mezi fermiony a bosony, která by se měla projevovat při vysokých energiích. Ke každému fermionu by měl existovat superpartner, který je bosonem, a naopak ke každému bosonu by měl existovat superpartner, který je fermionem. Názvy superpartnerů tvoříme příponou „ino" pro bosony a předponou „s“ pro fermiony. Tedy například foton – fotino, elektron – selektron. Přestože se tyto superpartnery zatím nepodařilo experimentálně pozorovat na urychlovači LHC, představuje supersymetrie významnou ingredienci v teorii superstrun. častica - LSP, stabilné neutralinoNeutralino – nejlehčí supersymetrická částice. Mělo by jít o směs kvantových stavů higsina, zina a fotina (superpartneři Higgsovy částice, Z⁰ a fotonu). Tento nejlehčí superpartner se nemůže samovolně rozpadat a měl by ve vesmíru přetrvat až dodnes. Je nejvážnějším kandidátem na částice temné hmoty.. AMS poskytne nepriame pozorovania existencie temnej hmoty prostredníctvom anihilácieAnihilace – 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. neutralín kde sa očakávajú produkty antiprotón, pozitrón a kvantá gama. Výskyt týchto produktov anihilácie spôsobí odchýlky od hladkého energetického spektra pozadia bežných procesov. Ďalší potenciálne zaujímavý kanál anihilácie neutralín obsahuje antideuterón v konečnom stave, v niektorých SUSYSUSY – SUSY (SUper SYmmetry), supersymetrie, symetrie mezi fermiony a bosony, která by se měla projevovat při vysokých energiích. Ke každému fermionu by měl existovat superpartner, který je bosonem, a naopak ke každému bosonu by měl existovat superpartner, který je fermionem. Názvy superpartnerů tvoříme příponou „ino" pro bosony a předponou „s“ pro fermiony. Tedy například foton – fotino, elektron – selektron. Přestože se tyto superpartnery zatím nepodařilo experimentálně pozorovat na urychlovači LHC, představuje supersymetrie významnou ingredienci v teorii superstrun. modeloch ich očakávaný tok o niekoľko rádov prevyšuje pozadie.

V posledných rokoch pribúdajú dôkazy anomálneho prebytku pozitrónovPozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932. v kozmickom žiareníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. 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 5 300 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. (viz napríklad PAMELA), ktoré je možné interpretovať buď ako príspevok blízkych astrofyzikálných zdrojov (napríklad pulzaryPulzar – 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.) alebo ako anihiláciu častíc temnej hmoty v galaktickom haluGalaktické haló – oblast obklopující nejnápadnější část galaxie. U spirálních galaxií jde o prostor kulového tvaru opsaný galaktickému disku. Halo je tvořeno řídkou mezihvězdnou látkou a nacházejí se v něm kulové hvězdokupy vázané gravitačně na mateřskou galaxii. Koncentrace látky v halo se snižuje s rostoucí vzdáleností od roviny galaxie a od jejího jádra. Všeobecně uznávaným předpokladem dnes je, že temná látka obklopující galaxie je rozložena také do tvaru halo.. Presné merania v širokom rozsahu energií sú potrebné na potvrdenie tohto signálu a prípadné odhalenie jeho zdroja.

Medzi ďalšími kandidátmi na temnú hmotu sú napríklad Kaluza-Kleinove bosónyBosony – částice, které mají celočíselný spin, symetrickou vlnovou funkci, nesplňují Pauliho vylučovací princip a podléhají Boseho-Einsteinově statistickému rozdělení. Například jsou to všechny skalární i vektorové mezony, fotony a gluony. Při nízkých teplotách se bosony mohou hromadit v základním stavu., ktoré by sa mali anihilovať najmä na tvrdé pozitróny a elektróny a mali by byť ľahko pozorovateľné.

Sekundárne kozmické žiarenie

Najväčší rozdiel v zastúpení prvkov v kozmickom žiarení a žiarenia pochádzajúceho zo slnečnej sústavy je podiel výskytu ľahkých jadier prvkov typu Li, Be a B. Je to pravdepodobne následok procesu spalácie – fragmentácie ako dôsledku zrážky primárnych ťažkých jadier s medzihviezdnym plynom. Väčšina ľahkých jadier v spektre kozmického žiarenia sú sekundárne častice. Presné meranie ich spektra pomôže porozumieť ich propagácii v Galaxii.

Medzi nestabilnými izotopmi prítomnými v kozmickom žiarení má významné postavenie izotop ¹⁰Be, pretože je najľahší a má polčas rozpadu zrovnateľný s dobou udržania častice v magnetickom poli Galaxie. Pomer ¹⁰Be/⁹Be sa môže využiť na odhad stredného veku žiarenia.

Exotická fyzika

AMS bude hľadať aj strangelety – hypotetické častice, viazané stavy viacerých up, down a strange kvarkovKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce.. Ak táto nová forma hmoty existuje, môže byť stabilná a je možné ju pozorovať. Strangelety by mali mať veľkú kľudovú hmotnosť a malý pomer náboja ku hmotnosti.

Štúdium kozmického žiarenia

AMS bude študovať procesy tvorby, urýchľovania, propagácie kozmického žiareniaKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. 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 5 300 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. Vesmírom a jeho interakcie v heliosféreHeliosféra – oblast magnetického vlivu Slunce. Heliosféra není kulová, jak by se mohlo zdát z jejího názvu. Je od Slunce v různých směrech různě vzdálená, zhruba 110 až 160 au. Uvnitř heliosféry se nachází plazma slunečního větru. Heliosféra končí hraniční vrstvou, jejíž vnější část se nazývá heliopauza.. Očakáva sa, že viac ako 10 rokov aktívnej činnosti a veľká štatistika meraní nám prinesú nové poznatky o tomto fenoméne.

Kozmické žiarenie je jednou z prekážiek k letu na MarsMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila. s ľudskou posádkou. Väčšina štúdií na nižších energiách sa odohrávala na balónových experimentoch s krátkou dobou merania. Dlhá doba života AMS umožní merania dlhodobých variácii toku v širokom rozmedzí energií.

Vybavenie detektora

AMS detektor sa skladá z viacerých subdetektorov plniacich rôzne funkcie ktoré dohromady tvoria funkčný celok schopný merať náboj, smer, energiu, hmotnosť a druh prichádzajúcich častíc v širokom rozmedzí energií zhruba od 500 MeVElektronvolt – 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=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. až po niekoľko TeV a identifikáciou častíc až do ZProtonové číslo Z – udává počet protonů v atomovém jádře prvku. ~ 30. Dôležitým parametrom kde AMS predčí ostatné experimenty, je akceptancia spektrometru, alebo rozmedzie uhlov, v ktorých môžu častice nalietavať a byť úspešne identifikované. Detektor AMS-02 je časticový spektrometer s veľkou uhlovou akceptanciou a rozsahom merateľných energií častíc.

Transition Radiation Detector – TRD

TRD slúži na separáciu ľahkých a ťažkých častíc pri rovnakom odmeranom náboji a hybnosti, konkrétne na rozpoznanie medzi ľahkými elektrónmi-pozitrónmi a protónmiProton – 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.. Prechodové žiarenie vzniká pri prechode relativistickej nabitej častice rozhraním médií s rozdielnou permitivitou, jeho charakteristické spektrum tvoria fotónyFoton – základní kvantum energie elektromagnetického záření, polní částice elektromagnetické interakce. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. Kvantování energie poprvé zavedl Max Planck při pokusech o vysvětlení záření černého tělesa. Albert Einstein dal těmto kvantům reálný význam v roce 1905 při vysvětlení fotoelektrického jevu. Samotný název foton poprvé pro tuto částici použil až americký fyzikální chemik Gilbert Lewis v dopise časopisu Nature z roku 1926. s energiou niekoľko keVElektronvolt – 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=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. a jeho intenzita je závislá na relativistickom gama faktore prelietavajúcej častice. Pri rovnakej energii bude mať pozitrón podstatne väčší gama faktor a teda vyprodukuje viac fotónov ako protón. Na detekciu röntgenovských fotónov slúži niekoľko tisíc detekčných trubičiek umiestnených v 20 vrstvách, fungujúcich v Geigerovom móde naplnených zmesou Xe/CO₂. Obdobný detektor TRT funguje v experimente ATLASATLAS – A Toroidal LHC ApparatuS, detektor pro urychlovač LHC s hmotností 7 000 tun umístěný 100 metrů pod zemí. Jde o multifunkční detektor, který je mj. schopen detekovat Higgsovy bosony. Délka zařízení je 44 metrů, magnetické pole cívky vychylující nabité částice 2 T..

Time-of-Flight Counters – ToF

ToF slúžia ako trigger experimentu a zároveň fungujú ako hodoskop (meranie rýchlosti častíc pomocou časových intervalov príchodu signálu) a diskriminátor smeru letu častice (zdola hore a naopak). Dohromady ich tvoria 4 vrstvy scintilátorov zoskupených v 2 mechanických štruktúrach – horný a dolný ToF. Anti-koincidenčné scintilátory sú rozmiestnené okolo kremíkového detektoru dráh vo vnútri a vetujú častice letiace šikmo na osu prístroja alebo zo strany.

Ring Imaging Cherenkov detector – RICH

RICH je navrhnutý na separovanie nabitých izotopov kozmického žiarenia pomocou merania rýchlosti častíc s vysokou presnosťou. Detektor pozostáva z dvojitého dielektrického radiátoru (aerogel a NaF), v ktorých nastáva emisia kužeľa Čerenkovovho svetlaČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. pri prelete nabitej častice s rýchlosťou prevyšujúcu fázovú rýchlosť svetla v materiáli. Emitované fotóny sú detekované maticou fotonásobičov, otvárací uhol kužeľa svetla priamo udáva rýchlosť častice. Počet Čerenkovových fotónov je úmerný náboju častice.

Kremíkový tracker – STD

Kremíkový detektor dráh častíc meria polohu a zakrivenie dráh nabitých častíc v magnetickom poli permanentného magnetu. STD má 8 vrstiev obojstranných mikrostripových detektorov ktoré umožňujú presné meranie polohy zásahov a následnú rekonštrukciu dráhy. Zakrivenie dráhy určuje hybnosť, smer vychýlenia dráhy náboj. STD môže tiež detegovať gama fotóny prostredníctvom ich konverzie na pár opačne nabitých stôp e⁺e^–.

ECAL

K deštruktívnemu meraniu energie častíc (najmä e⁺ a e^–) slúži elektromagnetický kalorimeter, prekladaných vrstiev scintilačných vlákien a olova ako radiátoru. Častica prechádzajúca hustý olovený radiátor vyprodukuje spŕšku sekundárnych častíc, veľkosť spŕšky a deponovaná energia v scintilačných vláknach sú úmerné energii primárnej častice. Vlákna sú usporiadané striedavo vo vrstvách na seba kolmých smeroch a dávajú aspoň čiastočnú informáciu o 3D tvare spŕšky. Kalorimeter tiež slúži ako fotónový trigger.

Záver

Pôvodne mal byt experiment vynesený na obežnú dráhu v roku 2005, problémy s raketoplánmi však odsunuli štart. Detektor bol nakoniec zostavený v laboratóriu CERNCERN – Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire, Evropské centrum jaderného výzkumu. Komplex urychlovačů a laboratoří na pomezí Švýcarska a Francie založený v roce 1954. Na výzkumu se podílí 22 členských zemí včetně České republiky. K největším objevům patří detekce polních částic slabé interakce, příprava antivodíku a vytvoření kvarkového-gluonového plazmatu, pralátky, z níž vznikal vesmír. V současné době je zde vybudován největší urychlovač světa – Large Hadron Collider, který byl po závadě na jednom z magnetů opětovně spuštěn na konci roku 2009. V roce 2012 byl na LHC objeven Higgsův boson, poslední částice standardního modelu. V CERNu byl také vynalezen a poprvé použit Web., kde bol pri kalibrovaní vystavený protónovým a elektrónovým zväzkom začiatkom roku 2010. V marci a apríli prebehlo vákuové a tepelné testovanie v simulátore v centre ESTEC (European Space Research and Technology Centre) v Holandsku a 26. augusta 2010 bol AMS-02 na palube C-5 premiestnený do Kennedyho vesmírneho strediska a čaká na vypustenie. Štart STS-134 je naplánovaný na „nie skôr“ ako 16. mája 2011 O 12:56 svetového času.

Odkazy