Hledání antihmoty – experiment AMS 2

David Břeň, 16. května 2005

Až do první čtvrtiny minulého století nikdo netušil nic o existenci 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.. Od „odvození“ vyzařovacího zákona Maxem Planckem v roce 1900 uběhlo 25 let, než Werner Heisenberg formuloval svojí kvantovou mechaniku. O rok později vyšla na svět vlnová mechanika Erwina Schrödingera. Rovnice používané těmito teoriemi byly však nerelativistické. Tento nedostatek byl odstraněn zavedením relativistického popisu energie částice. Důsledkem toho byla formulace Kleinovy-Gordonovy rovnice popisující částice se spinemSpin – vlastní rotační moment částice. Přirozeným způsobem se skládá s momentem hybnosti. Každá částice s nenulovým spinem se chová jako malý magnetický dipól μ, který reaguje na vnější magnetická pole. Původ spinu je v symetrii rovnic vzhledem k Lorentzově transformaci. s = 0. V roce 1926 Paul Dirac odvodil slavnou Diracovu rovnici popisující částice se spinemSpin – vlastní rotační moment částice. Přirozeným způsobem se skládá s momentem hybnosti. Každá částice s nenulovým spinem se chová jako malý magnetický dipól μ, který reaguje na vnější magnetická pole. Původ spinu je v symetrii rovnic vzhledem k Lorentzově transformaci. s = 1/2. Při odvozování této rovnice mu vyšla jako jedno z řešení existence částic se zápornou energií. Jeho genius se projevil (mimo mnohé jiné) v tom, že tato řešení nezavrhl jako nefyzikální. Naopak zavedl prostor záporných stavů, tzv. Diracovo moře, a chybějící místo v tomto moři pak interpretoval jako antičástici. Analogickou úvahu dnes běžně známe z oblasti polovodičů, kde se díry chovají jako „částice“ nesoucí kladný náboj.

Rovnováha mezi hmotou a antihmotou ve vesmíru. Zdroj: University of Vienna.

Hledání antihmoty

Představa Diracova moře je dnes již sice přežitá, ale existence antičástic byla experimentálně mnohokrát potvrzena. Paul Dirac předpověděl jako první existenci antielektronu neboli pozitronu již v roce 1928 a experimentálně byl nalezen v roce 1932 Carlem D. Andersonem. Existence 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. (tj. každá částice, nejen elektrony, má svoji antičástici) byla předpovězena Diracem ještě v roce 1931.

Od té doby byla provedena celá řada experimentů, hledajících antihmotuAntihmota – 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. jak v laboratořích, tak i při pozorování kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. z vesmíru. Přirozeně také byla nastolena otázka, zda ve vesmíru nemohou existovat rozsáhlejší oblasti, kde by se látka skládala pouze z antičástic. Představa, že se ve vesmíru vyskytují oblasti, kde se z antimlhovin rodí antihvězdy kolem kterých obíhají antiplanety se dnes již považuje za přežitou, ale nic nebrání tomu, aby antihmotaAntihmota – 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.  v některých místech existovala v menším množství. Hledání jader antiatomů je přirozené začít mimo naší atmosféru. Experimenty se především orientují na hledání jader antihélia. Samotné antiprotony totiž mohou vznikat při interakci vysoceenergetických protonů s hmotou a nevypovídají tak nic o primárních zdrojích 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. ve vesmíru.

Jeden z prvních déletrvajících experimentů proběhl v roce 1992 z 16. na 17. července, kdy byla do horních vrstev atmosféry, do výšky 36 km, vynesena balónem aparatura IMAX (Isotope Matter-Antimatter Experiment). Zařízení měřilo spektrum částic kosmického záření (protony, antiprotony, deuterium, He 3, He 4). Měření probíhalo přibližně šestnáct hodin a mělo mimo jiné prokázat nejen existenci antičástic, ale i složitějších uskupení. Nejslibněji se jevil teoreticky nejstabilnější atom antihelia, ten však bohužel nebyl nalezen.

Nadějně se jeví program probíhající od roku 1998, v rámci něhož byl vynesen v červnu 1998 raketoplánem Discovery na oběžnou dráhu detektor AMS-01 (Alpha Magnetic Spectrometer). Cílem měření je detekce vysoce energetických částic. Experiment je úzce zaměřený na částicovou fyziku. Je vedený laureátem Nobelovy ceny Samuelem Tingem z Massachusettského technického institutu (MIT). Dne 25. října 2005 má být na oběžnou dráhu vynesen další detektor pro tato měření, AMS-02, který se stane součástí Mezinárodní kosmické stanice (ISS).

Experiment AMS-02

Umístění spektrometru na mezinárodní kosmické stanici ISS. Zdroj: CERN.

Cílem experimentu AMS-02 je poskytnout vysoce přesné statistické měření energie nabitých částic a jader s rigiditouRigidita – energie částice vztažená na její náboj. Udává se ve voltech. Číselná hodnota určuje napětí potřebné k zabrzdění nabité částice (W_k = QU). od 0,5 GV do několika TV. Experiment tak umožní přesné hledání antihmoty (antihelia) a temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“. ve vesmíru a studium vlastností kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.. Konstrukce detektoru byla dokončena v roce 2004. Co vše by měl detektor umět?

AMS je především supravodivý magnetický spektrometr, který bude měřit na palubě ISS spektrum energie jednotlivých nabitých částic kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. do několika TeV, vysokoenergetické γ záření až do energie několika set GeV a to vše s vysoce přesnou lokalizací zdroje. To poskytne doposud nejcitlivější výzkum kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km² a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. vzhledem na výskyt jader z 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 nepřímé studium původu temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“..

Předchozí verze detektoru (AMS-01) pracovala během desetidenního letu raketoplánu v červnu 1998. AMS-02 byl dokončen v roce 2004 a má být nainstalován na ISS v říjnu 2005. Výsledky experimentu budou průběžně předávány ke zpracování rychlostí 2 Mbit/s. Celé zařízení má hmotnost 6 700 kg a na oběžné dráze bude pracovat po dobu tří let.

AMS-02 sestává z dvacetivrstvého radiačního detektoru průchodu částic TRD (Transition Radiation Detector), který rozliší protony a antiprotony od pozitronů a elektronů v rozsahu energií 1,5÷300 GeV. Čtyři scintilační vrstvy TOF (Time of Flight) poskytnou přesné měření času letu (~120 ps) a změny energie částic. Supravodivý magnet zajistí ohyb dráhy magnetických částic v ohybové rovině, kterou bude procházet magnetický indukční tok 0,8 T·m². Měření energie bude doplněno nezávislým měřením elektromagnetickým kalorimetrem ECAL z olověných a plastikových vláken, který odliší leptonyLeptony – skupina částic, mezi které patří elektron, těžký elektron (mion) a supertěžký elektron (tauon) a jejich neutrina (elektronové mionové a tauonové). Tyto částice nepodléhají silné interakci, ale jen slabé a elektromagnetické (pokud jsou nabité). od hadronůHadrony – částice složené z kvarků. Dělíme je na mezony složené z kvarku a antikvarku a baryony složené ze tří kvarků různých barev. Název je odvozeninou z řeckého hadros (silný, těžký). K nejznámějším mezonům patří piony, k nejznámějším baryonům neutron a proton. a umožní měření energie elektronů, pozitronů a záření gama v rozsahu 1,5 GeV až 1 TeV. Osm vrstev křemíkového detektoru dráhy Tracker měří polohu dráhy s přesností 10 μm v ohybové rovině a 30 μm mimo ni. Prstencový čítač Čerenkovova zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. RICH (Ring Imaging Cerenkov Counter) měří rychlost (s relativní přesností 0,1 %) částic nebo jader a jejich náboj. Tato informace společně s měřením ohybu dráhy poskytne přesnou hodnotu hmotnosti částic a jader.

Detektor AMS-02. Zdroj NASA.

Experiment AMS, který bude probíhat na ISS ve výšce cca 370 km nad Zemí, rozšíří hranice částicové fyziky 21. století. Tato jedinečná výzkumná mise usiluje o porozumění fundamentálním otázkám původu a struktury vesmíru, které jsou společné fyzice, astrofyzice a kosmologii. Ačkoliv AMS má za primární cíl hledat antihmotuAntihmota – 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 temnou hmotuTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří 50 % hmoty galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování „temná hmota“., bude jako první magnetický spektrometr ve vesmíru také sbírat informace o částicích z hvězd, galaxií a dalších kosmických zdrojů vzdálených miliony světelných let.

Na návrhu a konstrukci tohoto zařízení se podílelo přes 450 inženýrů a fyziků z více než 50 institucí v 16 státech světa.

Bonus: Klip „Mezinárodní kosmická stanice“

Mezinárodní kosmická stanice. Mezinárodní kosmická stanice je společným projektem americké NASA, Kanady, evropských států sdružených v kosmické agentuře ESA, Japonska, Brazílie a Ruska. Projekt vznikl v roce 1993, první základní díl Zarja vynesla sonda Proton (Rusko) v roce 1998. Celá stavba má být vytvořena z 16-ti válcových modulů a dalších součástí (celkem více než 100). Všechny části budou vyneseny na oběžnou dráhu více než 40-ti vesmírnými lety. Po dokončení by měla být Mezinárodní kosmická stanice využívána k přípravám posádek na dlouhodobé lety a k technologickým experimentům za stavu beztíže. Jako zásobovací lodě slouží ruské rakety Progres a dopravu stavebních dílů zajišťují americké raketoplány a ruské lodi Proton. Na animaci vlevo vidíte vizi postupného sestavování celé kosmické stanice. Na klipu vpravo si můžete prohlédnou část postavené kosmické stanice zevnitř.

Odkazy