Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 17 – vyšlo 18. dubna, ročník 6 (2008) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

17/2008

Detektory temné hmoty

Miroslav Havránek

Věda minulého století nám ukázala svět ve zcela jiném světle, než jsme byli zvyklí. Mezi jedno z nejfantastičtějších poznání patří fakt, že ve vesmíru vůbec není dominantní hmota v takové formě, jakou známe ze zkušenosti, ale temná hmotaTemná 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.. Otázka o existenci temné hmoty není nová. První vědecky doložené úvahy o existenci temné hmoty podal švýcarsko-americký astrofyzik Fritz Zwicky již v roce 1933. Patrně nejpřesvědčivější důkazy o její existenci podává studium pohybu hvězd a 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.. Složení temné hmoty však neznáme. Máme ale řadu teorií, které je možné experimentem podpořit nebo vyloučit. Zaměřme se nyní na ty teorie, které je možné experimentálně testovat.

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. WIMP – 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. SUSY – 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.

Slabě interagující částice

Na světě existuje velké množství komplikovaných detektorů částic (hlavně na urychlovačích), které jsou schopny měřit vlastnosti většiny známých částic v širokém spektru energií. Pro kalibrační účely těchto detektorů se běžně používá 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.. Žádný z detektorů však nenašel něco, co by bylo možné označit jako částice temné hmoty, přestože patrně tyto částice skrz detektory procházejí. Proč tomu tak je? Důvody mohou být hned dva. Prvním z nich může být fakt, že částice temné hmoty interagují buď jen gravitační a slabou interakcí, nebo jen gravitační interakcí. Dalším důvodem může být chybná představa o povaze temné hmoty. Jedním ze slibných kandidátů na částice temné hmoty jsou velmi hmotné slabě interagující částice WIMPsWIMP – 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.. Přímá detekce částic temné hmoty je založena na tom, že částice slabě zainteraguje v detektoru. Ale co je WIMP? Nepatří do „zvěřince částic“ standardního modeluStandardní model – současný obecně přijímaný model částic a interakcí. Obsahuje kvarky, leptony, polní částice jednotlivých interakcí (fotony, gluony, W⁺,  W⁻, Z⁰) a Higgsovu částici jakožto zdroj hmotnosti ostatních částic a narušení symetrie elektroslabé interakce. Součástí modelu není gravitační interakce. Standardní model je vybudován na základě kvantové teorie pole., na kterém je vybudována současná částicová fyzika.

Elementární částice ze kterých je podle standardního modelu vytvořena hmota ve vesmíru.

Odpověď je možná v teorii supersymetrie (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.), která by měla vyřešit i některé problémy standardního modeluStandardní model – současný obecně přijímaný model částic a interakcí. Obsahuje kvarky, leptony, polní částice jednotlivých interakcí (fotony, gluony, W⁺,  W⁻, Z⁰) a Higgsovu částici jakožto zdroj hmotnosti ostatních částic a narušení symetrie elektroslabé interakce. Součástí modelu není gravitační interakce. Standardní model je vybudován na základě kvantové teorie pole.. Ze supersymetrických partnerů se nabízí nejlehčí SUSY částice – neutralino – mix supersymetrických partnerů Z bosonu (zina), Higgsova bosonuHiggsovy 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. (higgsina) a fotonuFoton – 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. (fotina). 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. by měla být stabilní částice o hmotnosti 10 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. až 10 TeV, která neinteraguje elektromagneticky ani silně. Tyto požadavky neutralino splňuje. Neutralino by mělo s hmotou interagovat pružným rozptylem na atomových jádrech, který je způsoben slabou interakcí. Nevíme, jestli teorie supersymetrie je správná – dosud žádná supersymetrická částice nebyla pozorovaná. Tuto otázku možná zanedlouho zodpoví urychlovač 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., kde by při vysokoenergetických srážkách mělo docházet k produkci supersymetrických částic. Pokud však supersymetrické částice existují a tvoří chybějící hmotu, pak nám to zodpoví mnohé otázky z částicové fyziky a kosmologie. Například jak moc byla narušena symetrie mezi SUSY částicemi a SUSY antičásticemi v raných stádiích vesmíru. Částice temné 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. také nemusejí vůbec interagovat slabou interakcí, ale pouze gravitační interakcí. Zde je prostor pro experimentování. WIMP také není jediným kandidátem na temnou hmotu.

WIMP se vlivem slabé interakce rozptyluje na atomových jádrech.

Experiment CDMS

CDMS II (Cryogenic Dark Matter Search – Hledání temné hmoty detektory s nízkou teplotou) je experimentem pro hledání částic temné 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.. Na výzkumu se podílejí organizace CALTECHCALTECH – California Institute of Technology, prestižní americká univerzita, která vznikla v roce 1921. Založil ji chemik Arthur A. Noyes spolu s významným fyzikem Robertem A. Millikanem. Předchůdcem byla Throopova univerzita z roku 1891. Univerzita sídlí v kalifornské Pasadeně. Univerzita zajišťuje provoz JPL (Jet Propulsion Laboratory) americké NASA, analyzuje data ze Spizerova vesmírného dalekohledu a spravuje hanfordskou část detektoru gravitačních vln LIGO., FermilabFermilab – komplex urychlovačů ve Spojených státech, ve státě Illinois. Fermilab byl založen v roce 1967, prvním ředitelem se stal Robert Wilson, vynálezce mlžné komory. V roce 2011 zde byl ukončen provoz druhého největšího urychlovače světa – Tevatronu. K nejvýznamnějším objevům patří objev kvarku „b“ (1977), kvarku „t“ (1995) a tau neutrina (2000). Fermilab se zabýval výzkumem „b“ a „t“ kvarku, výrobou a výzkumem antivodíku, narušením CP symetrie, zkoumáním platnosti CPT symetrie a výzkumem řady dalších vlastností hmoty a antihmoty za vysokých energií., 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. a dále několik amerických univerzit. CDMS II je nástupcem předchozího projektu CDMS I. Experiment je umístěn asi 700 m pod zemí v Soudanské podzemní laboratoři v Minnesotě. Umístění detektoru bylo zvoleno kvůli eliminaci vlivu 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.. Stínění přirozeného pozadí tvoří dvojice polyetylenových vrstev (45 cm a 10 cm ) mezi kterými je 9 cm běžného olova a 4,5 cm radioaktivně čistého olova. Polyetylén slouží jako neutronový moderátor. Toto stínění však není stoprocentní.

Olověné cihličky slouží jako stínění detektoru před všudypřítomnou radiací
přirozeného pozadí. Zdroj: CDMS.

Předpokládaný účinný průřezÚčinný průřez – vhodný způsob vyjádření pravděpodobnosti, že ostřelující částice bude jistým způsobem interagovat s částicí terče. V podstatě jím zobrazujeme každou částici terče jako určitou malou plochu nastavenou dopadajícím částicím. Všechny částice, které směřují na tuto plochu, interagují. Pravděpodobnost interakce tedy roste s velikostí účinného průřezu. reakce WIMPsů s detektorem je však velmi malý (asi 10^–43 cm²). Hustota temné hmoty v našem okolí je přibližně 0,3 GeV/cm³, čemuž by měl odpovídat i počet zaznamenaných událostí v experimentech – jedna zaznamenaná událost za den na kilogram hmoty detektoru. Deponovaná energie jedné částice by se měla pohybovat v řádu jednotek 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., což způsobí velmi slabý signál v detektoru. Pro měření takto nízkých energií je nutno výrazně zredukovat tepelný šum detektoru, a v maximální míře odstínit 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. a záření radioaktivního pozadí. Vlastní detektory tvoří třicet 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). a germaniovýchGermanium – 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. válců o průměru 7,5 cm a tloušťce 1 cm. Pracovní teplota je 50 mK. Princip detekce WIMPsů je velmi sofistikovaný. WIMP, který zainteraguje v detektoru, způsobí vznik mnoha fononůFonon – kvazičástice vibrací krystalové mříže, vibrační kvantum šířící se krystalovou mříží. Pomocí fononů lze popisovat šíření zvukových vln v pevných látkách. Samotný název fonon vznikl jako analogie k fotonu. Foton je částicí elektromagnetického pole, fonon je kvazičásticí netlumeného zvukového pole v pevné látce.. Na povrchu detektoru jsou umístěny hliníkovéHliník – Aluminium, velmi lehký kov bělavě šedé barvy, velmi dobrý vodič elektrického proudu, široce používaný v elektrotechnice a ve formě slitin v leteckém průmyslu a mnoha dalších aplikacích. Hliník byl objeven roku 1825 dánským fyzikem Hansem Christianem Oerstedem. elektrody a na nich velmi tenké wolframové elektrody. Hliník je při pracovní teplotě v supravodivém stavu. Interakcí fononu s Cooperovým párem v hliníku způsobí rozpad Cooperova páruCooperův pár – vázaný pár fermionů (elektronů, neutronů či protonů) s boso­novými projevy. V případě elektronů vede na supravodivé vlastnosti některých materiálů za nízkých teplot. U nukleonů je vazba velmi silná a jedná se o klíčový proces zodpovědný za mnoho vlastností atomových jader.. Vazebná energie Cooperova páru je asi 10^–4 eV – určuje přirozenou citlivost detektoru (současná elektronika ji však nedokáže plně využít). Pro křemíkové a plynové detektory jsou to jednotky resp. desítky eV. Volné 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. difundují z hliníku do wolframu, který je ve stavu těsně pod kritickou teplotou supravodivosti. Elektrony, které přejdou z hliníku, způsobí „ohřátí“ wolframových elektrod a tím jejich výraznou změnu ve vodivosti.

Křemíkový detektor se strukturou elektrod na povrchu, které slouží pro detekci fononůFonon – kvazičástice vibrací krystalové mříže, vibrační kvantum šířící se krystalovou mříží. Pomocí fononů lze popisovat šíření zvukových vln v pevných látkách. Samotný název fonon vznikl jako analogie k fotonu. Foton je částicí elektromagnetického pole, fonon je kvazičásticí netlumeného zvukového pole v pevné látce..

Vnitřek kryostatu, kde budou umístěny křemíkové a germaniové detektory
při teplotě 50 mK. Zdroj: CDMS.

Tyto detektory se nazývají TES (Transition Edge Sensors). Změny vodivosti však nejsou natolik velké, aby je bylo možno zesílit a vyhodnotit standardní elektronikou, proto zde bylo použito zařízení SQUID (Superconducting Quantum Interference Device). SQUID měří magnetické účinky proudu, který prochází wolframovými elektrodami. SQUID ke své funkci využívá Josephsonova jevuJosephsonův jev – jev, při kterém dva supravodiče oddělíme tenkou vrstvou izolantu tak, aby Cooperovy páry mohly tunelovat izolantem. Rozhraním poteče elektrický proud, jehož velikost závisí na vnějším magnetickém poli a teplotě. Využívá jej například senzor magnetického pole SQUID (Superconducting Quantum Interference Device). Součástka založená na Josephsonově jevu se nazývá Josephsonův spoj., citlivost se pohybuje okolo 10^–15 tesla. Pro srovnání indukce magnetického pole Země je v řádu 10^–5 tesla. SQUID se mimo jiné používá ke zkoumání elektromagnetické aktivity živých organismů. CDMS II zaznamenává mnoho falešných událostí způsobených hlavně přirozenou radiací, avšak pomocí sofistikovaných metod (analýza signálu z protějších stran detektoru, data ze simulací...) lze většinu těchto událostí vyloučit. Podle posledních zpráv CDMS II nedetekoval ani jednu částici, která by mohla být kandidátem na temnou hmotu.

Závislost ionizačního zisku na deponované energii. Ionizační zisk je zde definován jako poměr amplitudy a integrálu výstupního impulzu detektoru. V červeně vymezené oblasti by se měly nacházet události způsobené částicemi temné hmoty. NAHOŘE: „surová“ naměřená data. DOLE: filtrovaná data – vyloučení událostí na povrchu detektorů způsobených přirozenou radiací. Zdroj CDMS.

Jiné experimenty

Zajímavé výsledky poskytl experiment DAMA (DArk MAtter) umístěný v podzemní laboratoři v Gran Sasso, 1 400 metrů pod povrchem Země. Jeden z detektorů projektu DAMA tvoří přibližně 100 kg scintilačních NaI krystalů. Vzhledem k nízké předpokládané rychlosti částic temné hmoty (stovky km/s) by měly být snadno měřitelné denní a roční variace počtu detekovaných částic. Scintilační NaI detektor tyto variace skutečně zaznamenal jako události, kde deponovaná energie byla nižší než 6 keV. Vzhledem k umístění detektoru je tato skutečnost těžko vysvětlitelná pomocí „standardních“ 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. (protonProton – 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., sekundární mionyMion – těžký elektron, hmotnost má 207 m_e. Střední doba života je přibližně 2×10⁻⁶ s. Těžký elektron se rozpadá na stabilní elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino. Mion se vyskytuje v sekundárních sprškách z kosmického záření. Mion byl objeven C. Andersonem v kosmickém záření za pomoci mlžné komory v roce 1936....). Tyto události mohly být způsobeny částicemi temné hmoty. Zatím však chybí potvrzení jiným experimentem. Jiným kandidátem na temnou hmotu jsou axiony – částice souvisící s narušením 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.. Na jejich objevení je rovněž zaměřena řada experimentů, mezi něž patří například experiment ADMX v LLNLLLNL – Lawrence Livermore National Laboratory, slavná laboratoř patřící Kalifornské univerzitě. Založena byla v roce 1952. Jedním ze základních cílů bylo zajištění jaderné bezpečnosti USA. Dnes se podílí na experimentech z mnoha vědních oborů. nebo CASTCAST – CERN Axion Solar Telescope, experiment hledající částice temné hmoty (axiony) v evropském středisku jaderného výzkumu CERN. Jde vlastně o dalekohled určený pro pozorování axionů vznikajících v nitru Slunce. Silný magnet o indukci 9 T a délce 10 m by měl některé sluneční axiony konvertovat zpět na RTG fotony, které je možné zachytit detektory. Dalekohled funguje od roku 2003 s nulovým výsledkem. v 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..

Členové sdružení Aldebaran před experimentem CAST. Jeho hlavní část tvoří supravodivý magnet z urychlovače LHC, v jehož 8 T magnetickém poli by se měly axiony ze Slunce přeměnit na rentgenové fotony. Zdroj: AGA.

Samostatnou skupinu tvoří experimenty, které zkoumají pohyby 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.. Na základě těchto měření je možné určit rozložení temné 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. v okolí těchto objektů. Dalším možným způsobem zkoumání temné hmoty je analýza pozorovaného tvaru vzdálených galaxií, který je deformován gravitačním působením mezilehlé temné hmoty. Projektů pro výzkum temné hmoty je mnoho (desítky) a další stále přibývají. V těchto experimentech však i neúspěch znamená informaci, která vede k omezení některých vlastností temné hmoty. Zdá se, že v nejbližší době temná hmota ztratí některé ze svých mnoha tajemství.

Světlo vzdálených galaxií je deformováno gravitačním působením hmoty.
Zdroj: Martin Kornmesser & Lars Lindberg Christensen, ST-ECF

Klip týdne: Mapa temné hmoty

Mapa temné hmoty. Temná hmota obklopuje galaxie a kupy galaxií. Její existenci navrhl Fritz Zwicky v roce 1933. Jde o neznámé částice interagující s ostatní hmotou především gravitačně a pravděpodobně také slabou interakcí. Celkově tvoří temná hmota 23 % veškeré hmoty a energie ve vesmíru. V animaci si prohlédněte rozložení temné hmoty určené z přehlídky oblohy COSMOS. Výpočet rozložení temné hmoty se provádí na základě deformací viditelných obrazů způsobených průchodem paprsku hmotným prostředím. V animaci je patrné pořizování mapy pomocí HST a nakonec si prohlédněte výslednou rotující mapu temné hmoty v rozsahu prostorového úhlu 1,5°×1,5° do hloubky 6,5 miliardy světelného roku. Zdroj: HST, 2007. (mpeg, 10 MB).

Odkazy