Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 32 – vyšlo 21. srpna, ročník 7 (2009) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

32/2009

Ve Fermilabu testují zbrusu nový detektor temné hmoty

Petr Kulhánek

Existence dosud nenalezených částic temné hmoty je jedním z ústředních problémů současné fyziky. Na základě rozboru pohybu galaxií v kupách poukázal na její existenci Fritz Zwicky již v 30. letech 20. století. Ke stejnému závěru došla Vera Rubinová v 60. letech 20. století na základě rozboru pohybu hvězd na periferii galaxií. Dnes se odhaduje, že ve vesmíru by mělo být přibližně pětkrát více temné hmoty než hmoty atomární. Temná hmota by měla podle současných znalostí tvořit 23 % celkové hmoty a energie ve vesmíru. Existuje řada kandidátů na částice temné hmoty (wimpyWIMP – 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., 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., ...), většina z nich by měla interagovat s ostatními částicemi jen slabou interakcí a samozřejmě jako celek také gravitačně. O problematice temné hmoty jsme v Aldebaran bulletinu již několikrát referovali (AB 29/2003, AB 40/2004, AB 19/2005, AB 36/2006, AB 10/2007, AB 25/2007, AB 17/2008). V americkém Fermilabu nyní zprovoznili detektor, který je založen na zcela odlišném principu než dosavadní detektory a který by mohl přinést v dohledné době zajímavé výsledky.

Fermilab – 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. 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. CCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.)

Scintilační a magnetické experimenty

Na zemi (respektive v podzemí) je dnes několik desítek experimentů hledajících temnou hmotu. Ve většině případů jde o různé scintilační detektory, které reagují na zpětný ráz atomového jádra způsobený slabou interakcí částice temné hmoty (konkrétně wimpuWIMP – 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.) s tímto jádrem. V detektoru by se měl objevit záblesk, který zesílí fotonásobič. Na tomto principu fungují například detektory DAMA, CDMS, Edelweiss a další. Jsou schopné detekovat jen relativně hmotné (v porovnání s protonem ) částice temné hmoty. Druhá skupina se snaží hledat jiný druh částic, tzv. 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., pomocí jejich přeměny na rentgenové fotony v silném magnetickém poli. Jde například o experimenty ALPS, ADMX 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.. Žádný z uvedených experimentů dosud nepřinesl prokazatelnou a opakovatelnou detekci částic temné hmoty.

Experiment DAMIC ve Fermilabu

O zcela novou koncepci detekce se pokusili Juan Estrada a Ben Kilminster v americkém Fermilabu. Jejich detektor je, tak jako všechny ostatní, v podzemí, kde již neruší běžné částice interagující s látkou standardním způsobem (elektromagneticky a silně). Jádrem detektoru je vylepšená CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) matice, kterou důvěrně známe z digitálních fotoaparátů. Pokud částice temné hmoty interaguje s vnitřní částí CCD detektoru, vznikne charakteristický záznam (světlý rozmazaný bod). Detektor tohoto typu je citlivý i pro částice temné hmoty s hmotností nižší, než je hmotnost protonuProton – 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.. Nový detektor, který se jmenuje DAMIC (Dark Matter in CCD's), posunul hranice pro hledání částic temné hmoty k nižším hmotnostem, a jsou proto do něho vkládány velké naděje.

Detektor je umístěn 100 metrů pod zemí v komoře postavené z deseti tun olověnýchOlovo – Plumbum, těžký toxický kov, který je znám lidstvu již od starověku. Má velmi nízký bod tání a je dobře kujný a odolný vůči korozi. Je součástí barviva – olovnaté běloby, žlutý chroman olovnatý je známý jako chromová žluť. Zvyšuje oktanové číslo paliva. Velmi čistý PbS je citlivým detektorem infračerveného záření a využívá se při výrobě fotografických expozimetrů a fotočlánků. cihel, které by ho měly dostatečně odstínit od mionůMion – 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. a dalších 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.. Ke stavbě byl využit konec tunelu NuMI (Neutrinos at the Main Injector), který slouží k detekci oscilace neutrin generovaných interakcí hlavního protonového svazku s terčíkem. V podzemním tunelu je udržováno bezprašné prostředí. Šum CCD čipu je redukován na minimum, zařízení je chlazeno na teplotu –150 °C. Zdá se, že závody o nalezení částic temné hmoty vrcholí. Objevu se můžeme dočkat na velkých urychlovačích (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., TevatronTevatron – synchrotron postavený ve Fermilabu v Batávii, ve státě Illinois. Do zprovoznění LHC v CERN šlo o největší urychlovač tohoto typu na světě, protony a antiprotony byl schopen v  prstenci o obvodu 6,3 km urychlit až na energii 1 TeV. Šlo o kolider, jehož vstřícné svazky měly v těžišťové soustavě energii 1,96 TeV. Tevatron byl dostaven v roce 1983 a stál 120 milionů USD. Další velkou investicí byl hlavní injektor za 290 milionů USD přidaný v letech 1994 až 1999. Provoz Tevatronu byl ukončen v roce 2011.), na scintilačních detektorech (DAMA, CDMS), v magnetických detektorech (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., ALPS, ADMX), na kosmických sondách (PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013.) nebo nově v CCD detektorech (DAMIC). Doufejme, že záhada temné hmoty bude brzy rozřešena a dočkáme se odpovědi na základní otázku: „Jaký je náš vesmír?“

NuMI (Neutrinos at the Main Injector) tunel, na jehož konci je měřena oscilace neutrin v experimentu MINOS (Main Injector Neutrino Oscillation Search). Zde je také umístěn nový experiment DAMIC. Zdroj: Fermilab.

Experiment DAMIC: Napravo je patrná stavba z olověných cihel. Zleva doprava: Kevin Kuk (technik), Juan Estrada (fyzik), Herman Cease (inženýr) a Ben Kilminster (fyzik). Zdroj: Fermilab.

Vakuová pumpa pro experiment. Patrné je olověné stínění pumpy. Zdroj: Fermilab.

Hodinové expozice chlazeným CCD. Na povrchu (nahoře) jsou patrné rovné stopy mionů, 100 metrů pod zemí (uprostřed) zůstávají jen klikaté stopy elektronů a pod olověným stíněním (dole) mizí stopy většiny běžných částic). Zdroj: Fermilab.

Odkazy