| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
GLAST – nové okno do vesmíru v gama oboru
Filip Přibyl
Observatoř GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) připravovaná americkou 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. je projekt umožňující lidstvu pozorovat energie, které dosud žádná jiná sonda či družice nebyla schopná detekovat. Hlavní náplní pozorování budou zdroje gama záření o vysokých energiích (od 10 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=kBT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. do více než 300 GeV). Observatoř GLAST by se měla stát následovníkem slavné gama observatoře COMPTONCOMPTON – Compton Gamma Ray Observatory (CGRO), první obří družice NASA určená pro výzkum gama záření, hmotnost měla 17 tun a na oběžnou dráhu ji vynesl raketoplán Atlantis 5. 4. 1991. Mise byla ukončena 4. 6. 2000 navedením družice do zemské atmosféry, kde shořela. Přesnost určení polohy zdroje gama záření činila několik stupňů. Družice byla pojmenována po americkém fyzikovi Arthuru Comptonovi, nositeli Nobelovy ceny za fyziku, a to za výzkum rozptylu vysoce energetických fotonů na elektronech. Právě tento mechanizmus sloužil k detekci gama záření na všech čtyřech přístrojích družice., jejíž detektor EGRETEGRET – Energetic Gamma Ray Experiment Telescope, gama dalekohled na palubě družice Compton (1991-2000). Detekce probíhala v rozsahu 20 MeV až 30 GeV se zorným polem 80°. Dnes se často využívá katalog 271 bodových gama zdrojů objevených tímto přístrojem. dosáhl až k energiím 30 GeV. NASA připravuje tuto významnou observatoř ve spolupráci s Americkým ministerstvem energetiky, samotnou družici vyvinula společnost General Dynamics a přístroje vědecká střediska z Francie, Německa, Itálie, Švédska, Japonska a Spojených států. Start této družice je naplánován na začátek léta 2008.
|
NASA – 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. GLAST – Gamma-ray Large Area Space Telescope, kosmický dalekohled pro obor gama, v roce 2008 se stal následovníkem slavné gama observatoře Compton. Projekt USA. Rozsah detekovaného záření: 10÷300 GeV. V srpnu 2008 byla observatoř přejmenována na Fermi (podle významného italského kvantového fyzika). COMPTON – Compton Gamma Ray Observatory (CGRO), první obří družice NASA určená pro výzkum gama záření, hmotnost měla 17 tun a na oběžnou dráhu ji vynesl raketoplán Atlantis 5. 4. 1991. Mise byla ukončena 4. 6. 2000 navedením družice do zemské atmosféry, kde shořela. Přesnost určení polohy zdroje gama záření činila několik stupňů. Družice byla pojmenována po americkém fyzikovi Arthuru Comptonovi, nositeli Nobelovy ceny za fyziku, a to za výzkum rozptylu vysoce energetických fotonů na elektronech. Právě tento mechanizmus sloužil k detekci gama záření na všech čtyřech přístrojích družice. |
Mapa oblohy v gama oboru pořízená přístrojem EGRET na observatoři COMPTON.
Cíle mise
Jedním z cílů je pochopení mechanizmů urychlení částic v pulzarechPulzar – 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., v aktivních jádrech galaxiíAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary. a v obálkách supernovSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.. Tato problematika je klíčem k vyřešení záhad kolem formování výtrysků hmoty vznikajících u černých děrČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují., úniku rotační energie z neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (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. a dynamiky rázových vln v obálkách supernov. Všechny tyto děje vedou ke vzniku částic s vysokými energiemi a k produkci záření gama.
Dalším úkolem bude pořízení mapy oblohy v gama oboru. Ta se bude skládat především z opticky neidentifikovaných zdrojů a plošných gama emisí. Sledování změn intenzity těchto zdrojů gama záření je nejlepší metodou k pochopení jejich podstaty. Observatoř GLAST bude vybavena i pro pozorování gama zábleskůGRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy., náhlých vzplanutí, která pozorujeme přibližně jedenkrát denně. Jejich původ není dosud znám, v některých případech může jít o spojení dvou neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2,2 až 3 MS (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. nebo o kolaps velmi hmotné hvězdy do černé díryČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují..
V neposlední řadě bude GLAST zkoumat i mysteriózní 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.. Malcoln Fairbairn z CERNuCERN – 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. a Timur Rashba z RASRAS – Royal Astronomical Society, Královská astronomická společnost. Anglická vědecká společnost založená v roce 1820. navrhli experiment využívající pravidelných zákrytů kvazaruKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty. 3C 279 SluncemSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. Lokální magnetické pole na povrchu Slunce fotony kvazaru zkonvertuje na axionyAxion – hypotetická částice temné hmoty, málo hmotný, slabě interagující boson se spinem 0 postulovaný kvantovou chromodynamikou. Souvisí s nepozorováním narušení CP symetrie v silné interakci. Je jedním z kandidátů na temnou hmotu. Měl by vznikat v období krátce po Velkém třesku., které Sluncem projdou. Na druhé straně zkonvertuje magnetické pole Slunce axiony zpět na gama fotony, které by měla detekovat observatoř GLAST.
Gama fotony s vysokou energií snadno procházejí látkou. Proto bude možné v tomto oboru nahlédnout i do nitra aktivních jader galaxiíAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary. a studovat vývoj extrémně hmotných černých děrČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.. Důležité bude i studium raných fází vývoje vesmíru a testování našich hypotéz o supersymetriiSUSY – 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., kvantové gravitaciKvantová gravitace – teorie pokoušející se spojit zákony kvantové mechaniky se současnou teorií gravitace, obecnou relativitou. Zdá se, že nejblíže cíli jsou tzv. teorie strun., kosmických strunáchKosmické struny – hypotetické lineární gravitační objekty, které by měly vznikat v raných fázích vesmíru jako topologické defekty při narušení symetrie. nebo o vypařování prvotních černých děrPrimordiální 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)..
Údaje o observatoři
Observatoř GLAST bude mít na palubě dva dalekohledy. Nepředstavujte si ale dalekohled s klasickým zrcadlem. Takovým zrcadlem by gama fotony s extrémními energiemi prošly. Spíše jde o mnohavrstvé detektory. První z nich se nazývá LAT (Large Area Telescope). Jde o 16 vrstev wolframuWolfram – Wolframium, šedý až stříbřitě bílý, velmi těžký a mimořádně obtížně tavitelný kov. Hlavní uplatnění nalézá jako složka různých slitin, v čisté formě se s ním běžně setkáváme jako s materiálem pro výrobu žárovkových vláken. Wolfram byl objeven roku 1781 švédským chemikem Wilhelmem Scheelem. , ve kterých se promění gama foton v elektron-pozitronový pár. ElektronyElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. a pozitronyPozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932. vyzáří další 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. a ty se přemění v další elektron-pozitronové páry. Vznikne tak celá kaskáda elektronů a pozitronů, jejichž trajektorie je možné sledovat v přesných křemíkovýchKřemík – polokovový prvek, hojně se vyskytující v zemské kůře. Slouží jako základní materiál pro výrobu polovodičových součástek nebo položek pro pěstování nanostruktur. Oxid křemičitý je základní surovina pro výrobu skla a významná součást keramických a stavebních materiálů. Objev křemíku je připisován švédskému chemikovi J. Jacobu Berzeliovi (1824). detektorech. Z naměřených dat je možné určit energii původní částice i směr, ze kterého přilétla.
Druhým detektorem je GBM (Glast Burst Monirtor). Jde o scintilační detektor určený ke sledování gama zábleskůGRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy.. Obsahuje dvanáct sodíkovoSodík – Natrium, nejběžnější prvek ze skupiny alkalických kovů, hojně zastoupený v zemské kůře, mořské vodě i živých organizmech. Sodík je měkký, lehký a stříbrolesklý kov, který lze krájet nožem. Volný kov se poprvé podařilo připravit roku 1807 siru Humphry Davymu.-jódovýchJód – Iodum, prvek za skupiny halogenů, tvoří tmavě fialové destičkovité krystalky. Je to důležitý biogenní prvek, jehož přítomnost v potravě je nezbytná pro správný vývoj organizmu. Jód je velmi vzácný prvek, který se v přírodě vyskytuje pouze ve sloučeninách. Byl objeven roku 1811 francouzským chemikem Barnardem Courtoisem. (NaI) scintilačních detektorů pro nízké energie a dva vizmutovoVizmut – Bismuthum, patří mezi těžké kovy, které jsou známy lidstvu již od starověku. Slouží jako součást různých slitin, používá se při výrobě barviv a keramických materiálů.-germaniovéGermanium – vzácný polokovový prvek, nalézající největší uplatnění v polovodičovém průmyslu. Objevil jej roku 1886 německý chemik Clemens A. Winkler a pojmenoval jej podle své vlasti. Využívá se při výrobě tranzistorů, integrovaných obvodů a světlovodné techniky. (BiGe) detektory pro vysoké energie. Detektor GBM je schopen rozpoznat gama záblesk ze dvou třetin oblohy!
Observatoř GLAST bude moci pozorovat pole o velikosti 2,5 steradiánu a její citlivost bude padesátkrát větší než u detektoru EGRETEGRET – Energetic Gamma Ray Experiment Telescope, gama dalekohled na palubě družice Compton (1991-2000). Detekce probíhala v rozsahu 20 MeV až 30 GeV se zorným polem 80°. Dnes se často využívá katalog 271 bodových gama zdrojů objevených tímto přístrojem.. Observatoř GLAST bude schopna detekovat zdroje s průměrem od 30 obloukových vteřin do 5 obloukových minut. Navíc tato mise není příliš drahá. Na oběžnou dráhu bude vynesena za pomoci rakety Delta II 2920H-10. Observatoř bude kroužit ve výšce 550 km nad Zemí se sklonem dráhy 28,5°. Mise byla navržena na období pěti let a je možné ji případně prodloužit až na deset let.
Detektory na observatoři GLAST
Klip týdne: GLAST
GLAST. Gama observatoř GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) je nástupcem slavné observatoře COMTPON. Detektory gama záření jsou obdobné konstrukce jako detektory na velkých urychlovačích částic. Observatoř GLAST má dva detektory. Prvním je detektor LAT, který se skládá z mnoha vrstev sledujících kaskádu elektrono-pozitronových párů vznikajících při průchodu gama fotonů látkou. Jde o obdobu elektromagnetického kalorimetru využívaného u velkých urychlovačů. Druhým detektorem je scintilační detektor GBM určený k pozorování gama záblesků. V klipu si nejprve prohlédnete lineární urychlovač částic SLAC ve Stanfordu, a poté oba dva detektory LAT a GBM na observatoři GLAST. Observatoř GLAST je schopna detekovat fotony až do energie 300 GeV a sledovat tak nejenergetičtější procesy ve vesmíru. Zdroj: NASA (wmv, 17 MB).
Odkazy
