Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 40 – vyšlo 11. října, ročník 17 (2019) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

40/2019

Gravitino může být blíže, než si myslíme

Dana a Rudolf Mentzlovi

Gravitino jistě nepatří mezi částice, které si našly pevné místo v povědomí národa. Dokonce se dá konstatovat, že i v řadách odborné veřejnosti se najde jen málo vědců, které v noci budí živé sny o této částici. Snad je to tím, že doposud nebyl objeven ani gravitonGraviton – hypotetická polní částice gravitační interakce, která by měla smysl, pokud by gravitace byla popsatelná kvantovou teorií. Graviton by měl mít spin 2. Našimi současnými prostředky není detekovatelný., a proto není hřích považovat jeho superpartneraSuperpartner – supersymetrický partner částice. Teorie supersymetrie SUSY vyžaduje, aby za vysokých energií ke každému fermionu existoval odpovídající boson a naopak. Název bosonu se z fermionu vytvoří předponou s- (elektron – selektron, kvark – skvark). Opačný převod (boson → fermion) přidává koncovku -ino (graviton – gravitino, foton – fotino). Zakončení názvu částice neutrino je historickým reliktem a koncovka nemá nic společného se supersymetrií. za přelud z říše pohádek pro dospělé. Poslední úvahy pánů Krzysztofa A. Meissnera z Varšavské University a Hermanna Nicolaie z Ústavu Maxe PlanckaMPI – Max Planck Institute, největší síť vědeckých ústavů v Německu s po­boč­kami v mnoha velkých městech. Zahrnuje celkem 80 ústavů, jde o německou obdobu naší Akademie věd. v Postupimi však zvedly zájem natolik, že proběhly i bulvárem. Jistě svou roli sehrál odkaz na mediálně přitažlivou temnou hmotuTemná 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.. V pozadí však stojí i jiné skutečnosti.

Umělecké ztvárnění srážky energetické částice s vrchními vrstvami atmosféry a distribuce její energie mezi další částice. Důsledkem je sprška urychlených částic zachycovaná pozemními detektory. Zdroj: L. Bret/Novapix/ASPERA.

Gravitino – fermionový protějšek (tzv superpartner) gravitonu. Doposud nebyl objeven ani graviton, ani gravitino, jehož existence plyne z teorie supersymetrie (SUSY). 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. GZK mez – energetická mez (5×1019 eV), nad kterou by neměly existovat protony kosmického záření pocházející ze vzdáleností přes 50 Mpc, protože bude jejich energie rozptýlena interakcí s fotony reliktního záření. Tuto mez nezávisle spočítali v roce 1966 Kenneth Greisen, Vadim Kuzmin a Georgiy Zatsepin.

Kosmické záření včera a dnes

Odkud k nám přichází kosmické zářeníKosmické 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., je otázka, kterou si kladou vědci již od dob Victora Hesse, jenž objevil toto záření při svých balónových experimentech. Vždy, když se podařilo najít jakési vysvětlení pro nejenergetičtější paprsky, přišli pozorovatelé s ještě vyššími naměřenými hodnotami. A tak postupně padly teorie o jejich původu ze supertěžkých radioaktivních prvků, z meziproduktů nukleosyntézy, ze supernov, ze Slunce, neuspěla ani Alfvénova cyklotronová teorie dvojhvězd… Dnes se uvažuje o tom, zda by za kosmickým zářením nemohl stát podobný mechanizmus, který ohřívá sluneční koronuKorona – atmosféra Slunce, v níž pohyb částic dominantně ovlivňuje gravitace a magnetické pole. Hranice mezi koronou a slunečním větrem se nazývá Alfvénův povrch. Teplota korony dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických siločar. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slu­neč­ní­ho světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z mezi­pla­ne­tár­ní­ho prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů. (viz AB 09/2016). Již teď je však jasné, že i pokud se tento zdroj potvrdí, nedokáže vysvětlit všechno.

Největší problém je ztotožnit zachycenou částici s jejím zdrojem. Nabité částice neustále mění v elektrických a magnetických polích směr a není jasné, odkud přilétají. Od konce šedesátých let však máme k dispozici alespoň jedno kritérium omezující prostor, kde hledat. Všudypřítomné reliktní zářeníReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí). představuje pro energetické 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. odporující prostředí, které jejich let brzdí. FotonyFoton – 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. reliktního záření jsou sice velice chladné, ale protony letící rychlostí světla vnímají díky Dopplerově jevuDopplerův jev – změna frekvence vlnění při vzájemném pohybu zdroje a pozorovatele. Přibližuje-li se pozorovatel ke zdroji, naměří vyšší frekvenci, než když se vzdaluje. Může jít o zvukové, elektromagnetické i jakékoli jiné vlnění. Jev poprvé popsal rakouský matematik a fyzik Christiaan Doppler (1803–1853), který část svého krátkého života strávil jako profesor pražské Polytechniky, předchůdkyni dnešního ČVUT v Praze. jejich vlnovou délku posunutou do energetické části spektra. Právě srážky s takovými fotonyFoton – 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. protony brzdí. Ukazuje se, že protony s energiemi nad 6×10¹⁹ 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), 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. nemohou díky tomuto mechanizmu přilétat z větší dálky, než 50 MpcParsek – pc, paralaktická sekunda, astronomická jednotka vzdálenosti. Jde o vzdálenost, ze které je vidět střední vzdálenost Země-Slunce (jedna astronomická jednotka) pod úhlem jedné obloukové vteřiny. Měří se kolmo k zornému paprsku. Číselně je 1 pc = 30×10¹² km, což je zhruba 3,26 světelného roku. Často používanými násobky jsou kiloparsek (kpc) a megaparsek (Mpc).. Tato hranice se nazývá GZK mezGZK mez – energetická mez (5×10¹⁹ eV), nad kterou by neměly existovat protony kosmického záření pocházející ze vzdáleností přes 50 Mpc, protože bude jejich energie rozptýlena interakcí s fotony reliktního záření. Tuto mez nezávisle spočítali v roce 1966 Kenneth Greisen, Vadim Kuzmin a Georgiy Zatsepin.. Při hledání zdrojů velmi energetických částic tedy nemá smysl pátrat ve větší vzdálenosti. Problém je, že v této oblasti nejsou zdroje, které by dokázaly vysvětlit, proč některé částice mají energie v řádu až 10²⁰ eV. Krzysztof Antoni Meissner a Hermann Nicolai navrhují, že hledané zdroje tu jsou, pouze je nevidíme. Mohlo by jít právě o gravitinaGravitino – fermionový protějšek (tzv superpartner) gravitonu. Doposud nebyl objeven ani graviton, ani gravitino, jehož existence plyne z teorie supersymetrie (SUSY)..

Graf poklesu rychlosti energetických částic vlivem interakce s reliktním zářením. Po překročení GZK meze mají částice prakticky stejné rychlosti. Zdroj: Aldebaran.

Interakce

Podle současných představ lze chování vesmíru popsat čtyřmi základními druhy sil. Dvě z nich známe z běžného života. GravitaceGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají. se stará o to, aby Země obíhala kolem Slunce a abychom se na té Zemi udrželi. Elektrický proud, magnetické pole, ale také tření nebo chemické vazby, to vše je důsledek elektromagnetického působeníElektromagnetická interakce – interakce působící na všechny částice s elektrickým nábojem. Má nekonečný dosah, mezi tělesy ubývá s druhou mocninou vzdálenosti. Polními částicemi jsou fotony, které vytvářejí mezi nabitými tělesy elektromagnetické pole. Nemají elektrický náboj, mají nulovou klidovou hmotnost a spin rovný jedné. Teorie elektromagnetické interakce se nazývá kvantová elektrodynamika (QED).. V jádru atomu pak nalezneme ještě další dvě síly, nazývané ne příliš vynalézavě, silnáSilná interakce – interakce krátkého dosahu, přibližně 10⁻¹⁵ m. Silná interakce je výběrová, působí jen na částice s barevným nábojem, tj. kvarky. Polními částicemi silné interakce jsou gluony (z anglického „glue“ = lepit, lepidlo). Gluony spojují kvarky do větších celků, tzv. hadronů. Nejznámější jsou proton a neutron složený ze tří kvarků. Silná interakce je odpovědná za soudržnost atomárního jádra. Polní částice mají barevný náboj a proto mohou působit samy na sebe. Barevný náboj na malých vzdálenostech (při vysokých energiích) slábne a kvarky se chovají jako volné částice. Hovoříme o tzv. asymptotické volnosti kvarků. Teorií silné interakce se nazývá kvantová chromodynamika (QCD). a slabáSlabá interakce – interakce s konečným dosahem, který je přibližně 10^–17 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). síla. Protože sám pojem síla je problematický, korektně se mluví o gravitační, elektromagnetické, silné a slabé interakci. Panuje přesvědčení, že tyto interakce jsou jen krajními, nízkoenergetickými limitami jedné jediné interakce. Ve světě velkých energií, jaké tu byly v prvních okamžicích vzniku vesmíru, se všechny tyto síly projevovaly jako jediná síla, které podléhaly všechny částice. Jak vesmír chladl, jednotlivé síly se oddělovaly, až situace dospěla do dnešního stavu.

Oddělování interakcí po vzniku vesmíru. Zdroj: Aldebaran.

V současnosti je prokázána spojitost pouze mezi elektromagnetickou a slabou interakcí. V letech 1983 a 1984 se ve středisku jaderného výzkumu 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. podařilo při vstřícných srážkách protonových svazků dokázat, že při vysokých energiích (270 GeV) skutečně tyto dvě interakce splývají v jedinou, tzv. elektroslabou interakci. Jsou-li naše představy správné, při energiích, které zatím nedokážeme vyrobit, by se měla podobným způsobem k elektroslabé interakci připojit i silná a nakonec i gravitační interakce. Ten poslední případ se však potýká s několika zádrhely. Kromě opravdu vysokých energií tu přibyl ještě požadavek supersymetrieSUSY – 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..

Supersymetrie

Nejhrubší taxonomie mikrosvěta dělí částice do dvou hlavních větví. Nepřesně, nicméně o to intuitivněji, můžeme částice rozlišovat podle toho, zda tvoří hmotu, či jen zprostředkovávají vzájemné působení mezi jejími částmi. V první skupině nalezneme například elektrony a kvarky (z nichž jsou složeny protony a neutrony), ve druhé třeba fotony. Chování částic v první skupině popisuje Fermiho-Diracova statistika, proto o nich mluvíme jako o fermionechFermiony – částice, které mají poločíselný spin, vlnová funkce je antisymetrická, splňují Pauliho vylučovací princip a podléhají Fermiho–Diracovu statistickému rozdělení. Patří mezi ně všechny leptony, kvarky a baryony – například elektron, neutrino, proton a neutron. Při nízkých teplotách fermiony obsazují stavy postupně, až po tzv. Fermiho mez.. Druhou skupinu popsali pánové Bose a Einstein, tyto částice nazýváme bosonyBosony – 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.. Z běžného života známe boson jediný – foton. Na první pohled se chová jinak. Například na rozdíl od elektronů, kterých je ve vesmíru stále stejně (pomineme-li exotické procesy jako třeba anihilaceAnihilace – 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.), mohou fotony vznikat a zanikat, o čemž se přesvědčíme jednoduchým pokusem zahrnujícím světlotěsnou komoru a lustr s vypínačem. Foton zprostředkovává silové působení mezi elektricky nabitými částicemi. Jiné bosony (gluonGluony – intermediální (polní, výměnné) částice silné interakce, která působí na hadrony a je krátkého dosahu. Tato interakce spojuje kvarky v mezony a baryony, udržuje pohromadě neutrony a protony v atomovém jádře a způsobuje některé rychlé rozpady elementárních částic. Celkem známe 8 gluonů. Tyto polní částice jsou nositeli barevného náboje (náboje silného interakce). Tím se silná interakce odlišuje od elektromagnetické a slabé interakce., higgsHiggsovy částice – částice, které se objevují ve sjednocené teorii elektromagnetické a slabé interakce (tzv. elektroslabé interakce) standardního modelu. Částice a jim odpovídající Higgsovo pole zde zajišťují nenulovou hmotnost polních částic slabé interakce a způsobují narušení symetrie elektroslabé interakce při energiích nižších než 100 GeV. Částice jsou pojmenovány podle skotského fyzika Petera Higgse. Tento mechanizmus nazýváme Higgsův mechanizmus a je aplikovatelný i na jiné částice. Existence Higgsovy částice byla s největší pravděpodobností potvrzena v červenci 2012 na dvou detektorech urychlovače LHC v CERNu. O Higgsově částici se často hovoří jako o Higgsově bosonu, Higgsově poli či jen higgsi., Z a W) jsou zodpovědné za silnou a slabou interakci. Doposud neobjevený boson způsobující gravitaci má připraveno jméno gravitonGraviton – hypotetická polní částice gravitační interakce, která by měla smysl, pokud by gravitace byla popsatelná kvantovou teorií. Graviton by měl mít spin 2. Našimi současnými prostředky není detekovatelný..

Stále neprokázaná teorie supersymetrie předpokládá, že každá částice ze světa fermionů má svého (super)partnera ve světě bosonů a naopak. Ačkoli žádný superpartner nebyl dosud objeven, názvosloví tu už je. Každý superpartner k fermionu získá předponu "s-": elektron – selektron, kvarkKvarky – 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. – skvark nebo třeba neutrino – sneutrino. Poslední jmenovaný příklad je poněkud nešťastný, protože koncovka "-ino" je přisuzována superpartnerům bosonů: foton – fotino, higgs – higgsino nebo graviton – gravitino. Matematicky se fyzikální symetrie opírají o symetrie v transformacích. V případě supersymetrie vyústí tyto symetrie ve spárování částic a jejich superpartnerů. Někdy jsou požadavky na symetrie ještě ostřejší a mluvíme o rozšířené supersymetrii. Krzysztof Antoni Meissner a Hermann Nicolai ve svých úvahách využívají supersymetrii rozšířenou na maximální počet symetrií, které by ještě mohly dávat fyzikální smysl. Mluví se o tzv. N = 8 supersymetrii.

Gravitino, N = 8 supersymetrie a pozorované skutečnosti

Podle tohoto popisu vesmíru by mělo existovat 48 fermionů a osm velmi těžkých gravitin nebo antigravitin. Jejich hmotnost by měla dosahovat hodnoty 2×10¹⁸ 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=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K., což atakuje hranici Planckovy hmotnostiPlanckovy škály – charakteristické rozměry získané kombinací fundamentálních konstant (gravitační, Planckovy a rychlosti světla). Planckova délka vychází 10⁻³⁵ m, Planckův čas 10⁻⁴³ s, Planckova hmotnost 10⁻⁸ kg a Planckova energie 10¹⁹ GeV. – 2,435×10¹⁸ 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=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.! Tím exotické vlastnosti gravitin nekončí. Kromě vysoké hmotnosti by měla také interagovat silně a nést zlomkový elektrický náboj. Protože jsou stabilní a nerozpadají se, je zřejmé, že bychom s nimi při popisu vesmíru měli počítat. Kdyby byla jejich hustota v mezihvězdném prostoru pouhých 10⁻¹³m⁻³ (jedna částice na 10 000 km³), bylo by snadno uvěřitelné, že dosud nebyla detekována, ačkoli mají elektrický náboj. Přitom by byla úhrnná hmotnost dostatečná, aby vysvětlila gravitační jevy spojované s temnou hmotouTemná 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..

Naskýtá se otázka, jak by takové částice ovlivnily chování hvězd. Díky jejich silnému (barevnému) a elektrickému náboji by na to měla gravitina nárok. Podle předběžných odhadů by hvězdy měly na svých drahách gravitina zachytávat a zvyšovat tak svou hmotnost až o jednu tisícinu, což je v souladu s pozorováním výskytu temné hmoty. Zároveň by to však byla tak malá hustota gravitin (jedno gravitino na 10²² protonů), že by podstatně nezasahovala do hvězdného vývoje. Přesto tu dochází k jednomu zajímavému jevu. Gravitina budou v odporujícím prostředí pomalu migrovat ke středu hvězdy. Jejich hustota se sice mnohonásobně zvýší, přesto však zůstane dostatečně nízká na to, aby se gravitina (a antigravitina) nepotkávala.

Situace se dramaticky změní, když hvězda projde fází supernovy a následně se začne smršťovat do neutronové hvězdyNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.. Vzdálenosti se zmenšují, některá (tzv. tripletová) gravitina se začnou vázat s kvarky a svou již tak velkou hmotnost ještě dramaticky navýší. Nakonec se zmenší i vzdálenosti mezi gravitiny natolik, že dojde k anihilacím párů gravitino a antigravitino. Energie, která se přitom uvolní, řádově dobře odpovídá nejenergetičtějším kosmickým sprškámSekundární sprška – kužel mnoha částic letících směrem k zemi z oblasti interakce primární částice kosmického záření s atmosférou. Spršky kosmického záření objevil italský fyzik Bruno Rossi v roce 1934, rozsáhlé spršky detekoval o čtyři roky později francouzský fyzik Pierre Auger.. Protože částice urychlené v jádrech neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. by svou energii rozpustily již v tělese hvězdy, přepokládá se, že na Zemi registrujeme pouze anihilace, ke kterým došlo v kůře hvězdy, kam by je mohla zanášet její rychlá rotace. Tento mechanizmus by dokázal vysvětlit i dopady vysoce energetických iontů uhlíkuUhlík – Carboneum, chemický prvek, tvořící základní stavební kámen všech organismů. Sloučeniny uhlíku jsou jedním ze základů světové energetiky, kde především fosilní paliva jako zemní plyn a uhlí slouží jako energetický zdroj pro výrobu elektřiny a vytápění, produkty zpracování ropy jsou nezbytné pro pohon spalovacích motorů a silniční dopravu. Výrobky chemického průmyslu na bázi uhlíku jsou součástí našeho každodenního života ať jde o plastické hmoty, umělá vlákna, nátěrové hmoty, léčiva a mnoho dalších., dusíkuDusík – Nitrogenium, plynný chemický prvek tvořící hlavní složku zemské atmosféry. Patří mezi biogenní prvky, které jsou základními stavebními kameny živé hmoty. Tento plyn popsal jako první Němec Carl Wilhelm Scheele v roce 1777. Poté co bylo zjištěno, že je kyselina dusičná odvozena od dusíku, pro něj Chaptal navrhl název nitrogéne, což znamená ledkotvorný, který se udržel v latinském označení nitrogenium. a kyslíkuKyslík – Oxygenium, plynný chemický prvek, tvoří druhou hlavní složku zemské atmosféry. Je biogenním prvkem a jeho přítomnost je nezbytná pro existenci většiny živých organizmů na naší planetě. V atmosféře tvoří plynný kyslík 21 objemových %. Kromě obvyklých dvouatomových molekul O₂ se kyslík vyskytuje i ve formě tříatomové molekuly jako ozon O₃. Produkty hoření se nazývají oxidy, dříve kysličníky. Kyslík je třetím nejhojnějším prvkem ve vesmíru..

Autoři teorie Krzysztof Antoni Meissner a Hermann Nicolai pózují u busty
Alberta Einsteina. Zdroj: Welt der Physik.

A je to opravdu tak?

Autoři studie na mnoha místech upozorňují, že jejich práce je ještě nezralá, pouze ve stádiu návrhu. Mnoho faktorů zatím není známých, nebo je třeba je propočítat. Přesto kvalifikované odhady přinášejí zajímavé shody s pozorováním. V GZK poloměru 50 MPc je 10⁷ galaxiíGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny. V centrech většiny galaxií se nacházejí obří černé díry., v každé řádově 10⁸ neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 M_S (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 10¹⁷ kg m⁻³ dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století., což je 10¹⁵ potenciálních generátorů vysokoenergetických záblesků. Předběžně odhadovaný počet dopadů na Zem koresponduje s naměřenými hodnotami. Nejvíce zdrojů by mělo být v galaktických nadkupách, což datům také odpovídá. Pokud zevrubné rozbory teorii potvrdí, nezbude než čekat na detekci ještě energetičtější částice, která naše představy opět rozvrátí.

Odkazy