Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 40 – vyšlo 3. října, ročník 3 (2005) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

40/2005

Hledání antihmoty – experiment Bess-Polar

Petr Kulhánek

Hledání 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 je náplní mnoha experimentů z poslední doby. O antihmotě jsme již podrobněji psali v čísle 20/2005. Astronomové stále váhají, zda by přece jen někde v hlubinách vesmíru nemohly existovat ostrovy látky z antihmoty. Řada experimentů na hranici atmosféry Země potvrdila výskyt antiprotonů. Jde ale o sekundární částice vzniklé až v naší atmosféře při interakci částic kosmického 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.  s částicemi atmosféry. Nejlepším úlovkem by byl objev antihélia. To přirozenou cestou v naší atmosféře vzniknout nemůže. Objev jednoho jediného atomu antihélia by znamenal existenci antihmoty ve vesmíru. To se však dosud v žádném experimentu nepodařilo.

Antihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů. Kosmické záření – proud 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. Polární kasp – trychtýřovitá oblast v blízkosti magnetických pólů planety, kterou pronikají jako obrovským vírem nabité částice do atmosféry. Název pochází z anglického „cusp“ (roh, cíp). Částicový spektrometr – zařízení, které měří hmotnosti a energie částic. Nejjednodušší jsou spektrometry nabitých částic, jejichž dráhu lze ovlivnit magnetickým polem a ze zakřivení trajektorie určit hmotnost či energii částice. Výsledkem měření částicovým spektrometrem je zpravidla statistické rozdělení energií částic.

Experiment Bess-Polar

Zajímavým experimentem z poslední doby (kromě připravovaného experimentu AMS 2) je balónový experiment Bess-Polar (Balloon-borne Experiment with a Superconducting Spectrometer Polar), který proběhl na konci roku 2004 v Antarktidě. Proč balónové experimenty? Při hledání primárních částic antihmoty musíme co nejvíce vyloučit vliv atmosféry, s jejímiž částicemi antihmota anihilujeAnihilace – 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.. Experiment Bess-Polar byl nesen balónem ve výšce kolem 39 km, kde je tlak atmosféry menší než jedno procento tlaku při hladině moře a její vliv je proto velmi malý. Antarktida nebyla k vypuštění balónu volena náhodou. Za normální situace je Země chráněna před tokem nabitých částic z vesmíru magnetosférou. Existují však dvě místa, říká se jim polární kaspyPolární kasp – trychtýřovitá oblast v blízkosti magnetických pólů planety, kterou pronikají jako obrovským vírem nabité částice do atmosféry. Název pochází z anglického „cusp“ (roh, cíp)., kterými mohou nabité částice proniknout do větší hloubky. Primární antiprotony a ostatní antičástice by teoreticky měly pronikat kaspy do horních vrstev atmosféry právě nad polárními oblastmi.

Trasa experimentu Bess-Polar v Antarktidě.

Nahrávka výšky a tlaku pořízená při letu balonu.

Balón s experimentem byl vypuštěn 13. prosince 2004, obletěl jižní pól, a přistál 21. prosince 2004. Experiment navazuje na řadu úspěšných experimentů Bess prováděných od roku 1993. Poprvé byl při tomto letu použit nový částicový spektrometr, který je výrazně lehčí než předchozí typ. Let trval 8 dní v průměrné výšce 39 km a celkem bylo detekováno 900 milionů částic. Zdrojem energie byly solární panely o rozloze odpovídající ploše fotbalového hřiště. Experiment je společným úsilím japonských a amerických vědců z mnoha institucí, především pak z laboratoře KEKKEK – japonská Národní laboratoř pro fyziku vysokých energií. Založena byla v roce 1971, umístěna je v Tsukubě v Japonsku. Největším urychlovačem je KEKB (KEK B factory, továrna na B mezony obsahující b nebo anti-b kvarky). Jde o nesymetrický elektron-pozitronový kolider složený ze dvou prstenců (3,5 GeV a 8 GeV). Maximální tok částic je 10³⁴ cm⁻²s⁻¹. Obvod obou prstenců je 3 016 m. a z 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..

Před startem, nafukování balónu. Spektrometr Polar je umístěn
nad konstrukcí se slunečními panely.

Bess těsně po startu. Záběr letící gondoly se slunečními panely a spektrometrem.

Spektrometr Polar

Základem spektrometru Polar je tenkostěnný supravodivý magnet, který ovlivní pohyb nabité částice. Uvnitř magnetu je pole o velikosti 0,8 T. Magnet má speciální konstrukci, která umožnila mimořádně nízkou hmotnost, pouhých 25 % hmotnosti magnetu používaného při předchozích letech. Spektrometr měří tzv. rigidituRigidita – energie částice vztažená na její náboj. Udává se ve voltech. Číselná hodnota určuje napětí potřebné k zabrzdění nabité částice (W_k = QU). R částic, ze které je možné určit hmotnost částice podle vztahu

m = QRc⁻²(c²/v² − 1)^1/2.

Rychlost částic se měří pomocí plastových scintilátorů TOF (Time of Flight). Jde o čítače na obou stranách detektoru, ze kterých je možné zjistit, za jakou dobu částice prolétla detektorem. Další čítač je navíc uvnitř detektoru. Uvnitř magnetu je komora JET pro proměřování trajektorií částic s přesností 140 μm a dvě komory IDC (Inner Drft Chamber) s rozlišením 130 μm. Spektrometr má dále Čerenkovův detektorČerenkovův detektor – detektor částic využívající kužele Čerenkovova záření za nabitou částicí pohybující se v daném prostředí nadsvětelnou rychlostí. Bývá součástí detektorů na velkých urychlovačích. Často se využívá k detekci elektronů nebo mionů v podzemních nádržích naplněných vodou. Stěny nádrží jsou pokryty fotonásobiči detekujícími světelný kužel. Jinou variantou jsou aerogelové Čerenkovovy detektory umísťované na sondách. Dalším typem detektoru je speciální pozemský dalekohled, který sleduje Čerenkovovo záření vznikající v atmosféře ze sekundárních spršek kosmického záření. , kde bylo sledováno Čerenkovovo zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. nabitých částic v aerogeluAerogel – vysoce porézní látka vyrobená z kapalného gelu odpařením kapalné složky za nadkritické teploty a tlaku. Aerogely jsou průhledné, charakterizuje je mimořádně nízká hustota, pevnost a vynikající tepelně izolační vlastnosti..

Schéma spektrometru Polar.

Skutečný spektrometr Polar montovaný v NASA GFSC.

Vědecké cíle projektu

Existence primárních nízkoenergetických protonů by mohla podpořit teorii existence miniaturních (primordiálníPrimordiální černé díry – černé díry, které by měly mít rozměry elementárních částic a mohly by vznikat v raných fázích vývoje vesmíru. Jestliže existují, měly by díky Hawkingovu vypařování intenzivně zářit. Současné experimenty již vyloučily, že by těchto objektů mohlo být být více než 300 v krychlovém světelném roku. Otevřená je možnost existence větších primordiálních objektů. Není totiž vyloučeno, že už v průběhu velkého třesku vznikaly černé díry středních hmotností (desítky Sluncí).) černých děr. Ty by měly emitovat antiprotony při tzv. Hawkingovu vypařování. V experimentu bylo pořízeno 2,14 terrabytů dat, která se nyní postupně zpracovávají. Další let podobného typu je plánován na rok 2007, kdy je očekáváno maximum sluneční aktivity.

První výsledky z experimentu: Spektrum protonů a antiprotonů.
Na svislé ose je převrácená hodnota rychlosti, na vodorovné rigiditaRigidita – energie částice vztažená na její náboj. Udává se ve voltech. Číselná hodnota určuje napětí potřebné k zabrzdění nabité částice (W_k = QU)..

experiment	Bess-2000	Bess-Polar
centrální magnetické pole	1 T	0,8 T
vnitřní průměr	0,83 m	0,76 m
životnost kapalného He	5 dní	přes 10 dní
celková hmotnost	2 400 kg	1 900 kg
spotřeba	900 W	420 W
zdroj energie	Li baterie	solární články
energie antiprotonů	0,18÷4,2 GeV	0,1÷4,2 GeV
maximální rigidita	200 GV	240 GV

Klip týdne: Hurikán Katrina

Dne 29. srpna 2005 zdevastoval hurikán Katrina, který dosáhl nejvyššího pátého stupně Saffirovy-Simpsonovy škály, americké město New Orleans ležící na pobřeží Mexického zálivu. Animace, kterou Vám dnes přinášíme, poodhaluje některé jeho taje. První část animace je složenina meteorologických snímků (z "Terra and Aqua" satelitů NASA) pořízených v období od 24. do 31. srpna 2005 přístrojem MODIS (Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer). Na druhé části animace je vidět postup bouře a teplotu vody. Hurikán potřebuje ke svému vzniku a zesílení vodu alespoň 28 °C teplou. Veškerá vodní plocha žluté, oranžové nebo červené barvy tuto podmínku splňuje. Třetí část animace ukazuje, kolik srážek v kterých místech za období od 23. do 30. srpna z hurikánu Katrina napršelo. Žlutá barva znamená 40 mm srážek, červená 80 mm. Poslední část animace je řez strukturou bouře dne 28. srpna 2005. Data struktury deště jsou získána pomocí přístroje TMI (Tropical Microwave Imager) sondy TRMM. Modrá barva reprezentuje oblasti, kde napršelo alespoň 6 mm srážek, zelená nejméně 13 mm, žlutá 25 mm a červená přes 50 mm za hodinu. Zdroj NASA. (avi, 7 MB)

Odkazy