Past na antihmotu ve vesmíru

Příprava vesmírného lovu antihmoty

aneb

tentokrát už nejen lehké pozitrony ale antiprotony a těžší antijádra

Vladimír Wagner

ÚJF AVČR Řež a FJFI ČVUT Praha

Vesmírná stanice ISS s předpokládaným místem umístění spektrometru AMS-02 (zdroj NASA)

Úspěchy letů raketoplánu v poslední době opět zvýšily šanci, že se druhá dokonalejší past na antihmotu, kterou je hmotnostní spektrometr AMS-02 (Alpha Mass Spectrometer), přece jen na oběžnou dráhu dostane. Toto zařízení se už připravuje značně dlouho a na mezinárodní vesmírnou stanici ISS mělo původně letět v roce 2005. Po havárii Columbie byl však let odložen a dokonce to vypadalo, že se na něj v programu letů raketoplánů už nedostane. Zda a kdy se spektrometr ve vesmíru objeví je i nyní otevřenou otázkou. V minulém roce 2007 začalo probíhat jeho konečné sestavování v evropské laboratoři pro částicový a jaderný výzkum CERN v Ženevě. Uskutečňuje se jeho intenzivní testování, které by mělo být završeno konečnou komplexní zkouškou. Do začátku příštího roku by spektrometr měl být připraven pro vypuštění do vesmíru. Intenzivně se také hledají možností, jak jej na stanici ISS dopravit.

Kontrola části zařízení AMS-02 po jeho dodání do laboratoře CERN (zdroj CERN).

Hlavním terčem spektrometru AMS je exotika

Hlavní úkoly spektrometru AMS jsou tři. Jde o hledání důkazu existence oblastí z antihmoty v současném nebo alespoň minulém vesmíru, detekce produktů rozpadů či anihilace částic temné hmoty a detailní zkoumání složení a vlastností částic a jader kosmického záření.

Antihmota v našem okolí

Ne, že by ve vesmíru antihmota chyběla úplně, ovšem její výskyt je na úrovni antičástic. Při rozpadu beta plus se produkují pozitrony. Tyto částice, stejně jako řada dalších, mohou také vznikat při srážkách částic a jader urychlených na velmi vysoké energie. Takové částice vznikají v objektech, jako jsou supernovy, akreční disky vznikající při přetoku hmoty na kompaktní objekt nebo aktivní jádra galaxií či quasary. Vysokoenergetické částice a jádra pak tvoří kosmické záření, které pozorujeme ve vesmírném prostoru a dopadá i do atmosféry Země. V jejich srážkách s jádry hmoty pak vznikají páry částice a antičástice. Kromě pozitronů, o kterých se na Oslovi už psalo, tak vznikají antimiony ale i mnohem těžší antiprotony a antineutrony.

Pravděpodobnost, že vzniknou těžší antijádra než je antiproton je však velmi malá. Tím, že antičástice vznikají při vysokoenergetických srážkách, je jejich rychlost velice vysoká. Takže například pro vznik antideuteronu musí nejen vzniknout současně ve stejném místě antiproton a antineutron, ale jejich rychlost musí být navíc zhruba stejně velká a ve stejném směru. Jak řeknou odborníci, musí se nacházet ve stejném místě fázového prostoru. Jen tehdy se mohou tyto částice spojit do antideuteronu. Pravděpodobnost takové události je velice malá (produkce antideuteronů by měla být zhruba o šest řádů menší než produkce antiprotonů). Zatím se antideuterony vznikající při srážkách jader kosmického záření s jádry mezihvězdného plynu nepozorovaly. Citlivost nového spektrometru a délka jeho pobytu na oběžné dráze by měla být dostatečná k tomu, aby tyto antideuterony zaznamenal. Bude jich ovšem jen velmi malý počet. Pravděpodobnost, že shoda místa i rychlostí vznikajících antinukleonů nastane pro tři nukleony, je už malá extrémně. A ani spektrometr AMS-02 neumožní pozorovat izotop ³He pocházející z popisovaných srážek. Pokud budeme ve vesmíru pozorovat antihelium (ať už izotop ³He nebo ⁴He) nebo dokonce těžší antijádro, je to známka, že se děje něco velmi exotického. Podívejme se teď na procesy, ve kterých by tato těžší antijádra vznikat mohla.

Primordiální antihelia a antijádra z antihvězd

Nepozorování záření gama, které by vznikalo anihilací na rozhraní oblastí s antihmotou a s hmotou, je hlavním experimentálním potvrzením toho, že nejméně do vzdálenosti 15 Mpc (zhruba 50 milionů světelných let) nejsou žádné oblasti z antihmoty. Přesto je pořád otevřená možnost, že se ve větším prostorovém měřítku ve vesmíru objevily oblasti, kde asymetrie mezi hmotou a antihmotou byla v opačném směru a zůstala tam po anihilaci antihmota. Pozorování lehkých antijader, jako je například antihelium, by bylo potvrzením takových oblasti s převahou antihmoty. V nich by se totiž v počátečních fázích vývoje vesmíru vytvořilo namísto primordiálního helia primordiální antihelium. Nalezení těžších antijader by bylo známkou, že se taková oblast uchovala, vyvíjela a vznikly tam i hvězdy a supernovy z antihmoty. Jiným způsobem totiž těžší antijádra vznikat nemohou.

Je některá z těchto galaxií z antihmoty? Snímek velmi vzdálených galaxií pořízený pomocí Hubblova vesmírného dalekohledu (zdroj NASA).

Antičástice z anihilace částic temné hmoty

Dnes se zdá být existence temné hmoty experimentálně velmi dobře potvrzena. Na základě měření vlastností reliktního záření by měla v současnosti tvořit zhruba 23 % celkové hmoty ve vesmíru. Jedním z nejnadějnějších kandidátů na částice tvořící temnou hmotu jsou neutrální supersymetrické částice. Teorie, které se snaží sjednotit popis silné, elektromagnetické a slabé interakce, předpovídají existenci partnera ke každé známé částici hmoty a interakce. Ať už se jedná o kvarky (z nich se skládají hadrony, což jsou například i protony a neutrony), leptony (příkladem je třeba elektron a elektronové neutrino) nebo intermediální bozony zodpovědné za interakce (třeba známý foton nebo osmice gluonů). Tito partneři se označují právě jako supersymetrické částice, mají stejný náboj a liší se spinem (jestliže je částice fermion, supersymetrická částice je boson a naopak). Jsou také mnohonásobně těžší než známé částice. To může být také důvod, proč se jejich produkce zatím nepozorovala a bude se hledat na dokončovaném největším urychlovači LHC, o kterém jsem tady nedávno psal.

Těžké supersymetrické částice se rozpadají na lehčí. Ovšem ta nejlehčí z nich se musí rozpadat na známé částice. Takový rozpad je velmi silně potlačen a jeho pravděpodobnost je extrémně malá. Velmi ranný vesmír měl velmi vysokou hustotu energie a supersymetrické částice, pokud opravdu existují, se tam vyprodukovaly. Ty nejlehčí z nich zůstaly a tvoří temnou hmotu. Musí být elektricky neutrální, jinak bychom je díky jejich elektrickému náboji pozorovali. Nevíme, která neutrální supersymetrická částice je nejlehčí, takže se jí obecně říká neutralino.

Reliktní částice temné hmoty mají vzhledem ke své velmi velké hmotnosti nízké rychlosti a tak se koncentrují v galaktickém halo. Pokud jsou těmito částicemi neutralina, mohly bychom pozorovat jejich rozpad nebo vzájemnou anihilaci neutralina a antineutralina. Anihilace při nízkých rychlostech částice a antičástice nastává v klidu. Probíhá různým způsobem a uvolňuje se při ní dosti velká energie daná klidovou hmotností neutralina. Mohou vznikat například páry leptonu a antileptonu. Tak v konečném důsledku dostaneme i pozitrony. Další možností je vznik párů kvarku a antikvarku. Vzniklý kvark a antikvark mají dostatek energie, aby se produkovaly další páry kvarku a antikvarku, které se pohybuji zhruba stejným směrem jako původní kvark a antikvark. Kvarky a antikvarky nemohou zůstat volné a musí se spojovat do hadronů. Dostáváme tak výtrysky těchto hadronů. Mezi nimi jsou i antiprotony a antineutrony. V konečném důsledku pak dostáváme antiprotony.

Vznik dvojice výtrysků částic pozorovaná experimentem DELPHI na urychlovači LEP, který pracoval v laboratoři CERN (zdroj CERN).

Anihilace probíhá v klidu a energie uvolněná anihilací se spotřebuje na produkci hadronů ve výtryscích částic. Energie antiprotonů vznikajících tímto způsobem je tak spíše nižší, než je běžná energie antiprotonů vznikajících ve srážkách jader kosmického záření. Příspěvek antiprotonů z anihilace neutralin z galaktického hala by tak pozměnil pozorované spektrum antiprotonů. Problémem je, že se velmi špatně odhadují některé vlivy interakce kosmického záření s mezihvězdným prostředím (ionizační ztráty a neelastický rozptyl na vodíkových atomech), která vede ke snižování energie antiprotonů z tohoto zdroje a mohou pak ovlivnit odhad množství antiprotonů z anihilace neutralin. Dokud nebudeme mít přesné znalosti o tvaru spektra antiprotonů vzniklých v kosmickém záření, bude pozorování antiprotonů z anihilace neutralin problémem.

Lepší situaci, z hlediska odlišení produktů srážek jader a anihilace neutralin, by se dala dostat detekcí antideuteronů. Jak při srážkách jader kosmického záření, tak i při anihilaci neutralin mohou vznikat současně antiprotony a antineutrony. Pravděpodobnost, že budou mít zhruba stejnou velikost i směr rychlosti je sice velmi malá, ale nenulová. Dominance charakteristické energie (pro antinukleony z anihilace nižší než pro antinukleony ze srážek) však bude pro jednotlivé typy procesů ještě více zvýrazněna. Vydělení případného příspěvku antideuteronů pocházejících z anihilace neutralin by mělo být snadnější. I když by tedy u anihilace neutralin měla být produkce antideuteronů zhruba o čtyři řády menší než produkce antiprotonů, mohla by být šance jejich objevení vyšší.

Složení kosmického záření

Spektrometr AMS nechytá jenom antijádra, ale také jádra naší klasické hmoty. Může proto studovat, jaké je zastoupení jednotlivých jader v kosmickém záření. Dovídáme se tak o složení našeho vesmíru a tedy i informace o tom, jaká jádra vznikají při procesech ve hvězdách ve všech fázích jejich vývoje. Ty jsou totiž hlavním dodavatelem jader, které se následně chytí do naší pasti. Velmi důležité je, že se k nám díky jádrům kosmického záření dostávají informace i o produkci nestabilních jader, která sice mají dlouhou dobu života (statisíce a milióny let), přece jen je však kratší než je stáří Sluneční soustavy (zhruba 5 miliard let). V materiálu ve Sluneční soustavě už tedy nejsou. Vznikají například při výbuších supernov a vysokoenergetické procesy je pošlou ve formě kosmického záření na pouť vesmírem. A tak dorazí až k Zemi.

Jak je chytit a poznat

Jako past na jádra i antijádra nám slouží magnetický hmotnostní spektrometr. Ten je schopen je nejen zachytit, ale identifikovat přesně i jaký úlovek se mu podařil. Využívá se toho, že jádra jsou nabitá a působí na ně magnetické pole. Jejich pohyb v tomto poli závisí i na jejich hmotnosti. Velikost změny pohybu částice nebo jádra v magnetickém poli závisí na poměru mezi hybností a nábojem. Směr této změny závisí na tom, zda je náboj kladný nebo záporný. Jestliže určíme náboj částice, můžeme tak spočítat hybnost. Nabitá částice procházející hmotou ionizuje atomy materiálu a ztrácí tím energii. Tato ztráta energie závisí na kvadrátu náboje této částice a její změření tak umožňuje náboj určit. Pokud známe hybnost a změříme rychlost částice (například z doby letu po definované dráze), můžeme spočítat hmotnost. Známe tedy náboj i hmotnost částice či jádra. Tím i jejich přesnou identifikaci. Známe i hybnost částice a můžeme tak spočítat i její energii.

Raketoplán Discovery při letu STS-91 se spektrometrem AMS-01 (zdroj NASA).

Poprvé se letělo jen krátce – výsledky AMS-01

V roce 1995 vybrala americká organizace DOE (US Department Of Energy) mezinárodní projekt hmotnostního spektrometru AMS. Realizaci měla proběhnout v letech 1995 až 2005 ve dvou fázích. V první byl sestrojen zkušební přístroj, jehož vesmírný let probíhal deset dnů v červnu 1998 na palubě raketoplánu Discovery při letu STS-91. Prototyp přístroje s označením AMS-01 byl menší a používal pro vytvoření magnetického pole klasický magnet s intenzitou pole 0,15 T. Pro určení dráhy letu částic a jader v magnetickém poli magnetu se používalo šest vrstev polovodičových křemíkových dráhových detektorů. Doba letu částice pro určení jejich rychlosti se měřila dvěma vrstvami scintilačních detektorů, jednou před a druhou za magnetem. Na vnitřních stěnách magnetu byly umístěny veto detektory, které identifikovaly částice přilétající z nesprávného směru. Přístroj umožnil určit náboj, poměr mezi hybností a nábojem i rychlost částice nebo jádra. Kombinací těchto určených fyzikálních veličin pak lze určit i hmotnost částice či jádra.

Dráhové křemíkové detektory pro určení dráhy v magnetickém poli (zdroj AMS spolupráce).

Samotný let Discovery byl určen pro zásobování stanice MIR. Pro AMS tým znamenal tento let možnost vyzkoušet koncepci svého přístroje ve vesmírných podmínkách a otestovat jeho schopnost vydržet i náročnou situaci při startu. Po oddělení od stanice MIR bylo využito 90 hodin pro měření pomocí spektrometru AMS. V té době byl raketoplán orientován a nastaven podle požadavků tohoto experimentu. Let v té době probíhal ve výškách mezi 320 až 390 km nad hladinou moře. Vzhledem k relativně krátké době měření bylo celkově uloveno pouze sto milionů částic a jader. V případě antičástic se jednalo o pozitrony a antiprotony. Nepodařilo se zachytit žádná těžší antijádra a byla stanovena pouze dolní limita na jejich výskyt. Energetické spektrum antiprotonů souhlasí s dosavadními výsledky získanými pomocí balónových experimentů. Jeho přesnost je srovnatelná a dobře je doplňuje. Tvar spektra a jeho maximum pro kinetickou energii, která je dvojnásobkem klidové energie protonu, odpovídá tomu, že antiprotony vznikají ve dvojici s protonem při srážkách jader galaktického kosmického záření s jádry mezihvězdného prostředí. To ukazuje, že případný podíl jiného zdroje antiprotonů je velmi malý nebo produkuje antiprotony s energií vyšší než desítka násobků klidové energie protonu. Tam už byla statistika příliš malá, aby je mohl AMS-01 a balónové experimenty pozorovat. Jak už bylo zdůrazněno, je produkce těžších antijader ve srážkách jader kosmického záření velmi málo pravděpodobná. Spektrometr AMS-01 pozoroval téměř tři miliony jader helia ale ani jedno antihelium. Určená limita na maximální možnou přítomnost antihelia je jen o chlup horší než pro nejlepší balónový experiment.

Vesmírná stanice ISS se spektrometrem AMS-02 (zdroj NASA)

Jak vypadá AMS-02

Zkušenosti se spektrometrem AMS-01 umožnily připravit daleko dokonalejší a ambiciosnější spektrometr AMS-02. Jeho srdcem je supravodivý magnet chlazený tekutým heliem (teplota 1,8 K) s intenzitou magnetického pole 0,8 T. Měření dráhy částice či jádra v magnetickém poli zajišťuje pět rovin vylepšených křemíkových dráhových detektorů. Jejich prostorové rozlišení je zhruba desítky mikrometrů. Určují také pomocí ionizačních ztrát energie velikost náboje jádra. Doplňkové rozlišení mezi lehkými částicemi (například elektrony a pozitrony) a těžkými (protony a jádra) se provádí pomocí detektorů přechodového záření, které jsou umístěny před magnetem. V těchto detektorech se využívá toho, že částice vyzařuje světlo při průchodu rozhraním mezi materiály s různým indexem lomu světla. Toto vyzařování je velmi rozdílné pro lehké a těžké částice. Před magnetem je jedna a za magnetem druhá vrstva scintilačních detektorů, které mají velmi dobré časové rozlišení okolo 140 ps a umožňují určit rychlost částice nebo jádra z doby, která uplyne, než proletí vzdálenost mezi vrstvami.Okolo bočních stěn magnetu jsou umístěny opět veto detektory, které identifikují částice letící z nesprávného směru. Za magnetem je pak umístěn systém speciálních scintilačních detektorů, který efektivně pohlcuje a určuje celkovou energii fotonů záření gama, elektronů a pozitronů (elektromagnetický kalorimetr). Celkově tedy spektrometr velice efektivně odliší fotony, elektrony a pozitrony, protony a antiprotony i různá jádra a antijádra. Zároveň také určí jejich energii. Spektrometr by měl pracovat na vesmírné stanici tři roky. Dokonalost přístroje i velká získaná statistika umožní určit velmi přesně energetická spektra antiprotonů a poprvé pozorovat i antideuterony. Případně pozorovat i těžší antijádra, pokud v našem vesmíru existují. Bude studovat velmi detailně chemické a izotopové složení kosmického záření. Navíc bude moci pozorovat energie i směr odkud přicházejí elektrony, pozitrony a vysokoenergetické záření gama a kombinovat tak měření různých složek kosmického záření vznikajícího při vysokoenergetických procesech.

Jedna z rovin scintilačních detektorů pro určení rychlosti pomocí doby letu částice nebo jádra (zdroj AMS spolupráce).

Poletí nebo nepoletí?

Jak bylo zmíněno, měl spektrometr AMS-02 letět už v roce 2005. Připravuje se už od devadesátých let. Přesto však je otázka termínu vypuštění této pasti na antijádra stále otevřená. V současných plánech letů raketoplánů, které má NASA vypracovány, není pro tento přístroj místo. V únoru letošního roku vypracovala NASA zprávu o stavu a předpokládaném průběhu prací pro dokončení přípravy spektrometru AMS-02 pro dopravu na mezinárodní stanici ISS.

Detail předpokládaného umístění spektrometru AMS-02 na stanici ISS (zdroj NASA).

Celková hmotnost spektrometru je sedm tun a objem 51 krychlových metrů. Součástí spektrometru je i tank o objemu 2500 litrů a chladící systém pro dodávku supratekutého helia. Měl by zajistit tříletý provoz spektrometru. Přístrojové vybavení a konstrukce je taková, že i po vyčerpání helia a bez fungování supravodivého magnetu bude možno část měření provádět. Konstrukce je provedena tak, aby mohla být bezpečně a bez úhony raketoplánem dopravena ke stanici ISS a připojena na její konstrukci. Na stanici ISS jsou vyčleněny dostatečné kapacity pro zajištění provozu a sběru dat z tohoto spektrometru.

Konečná montáž spektrometru byla zahájena v srpnu 2007 v speciálně vyhrazené čisté místnosti v laboratoři CERN. V únoru 2008 se dokončovala integrace všech detektorů spektrometru. Hlavní součást systému, která stále čeká na instalaci je magnet. Ten by měl být do laboratoře CERN dopraven v květnu 2008. Součástí kompletování spektrometru je i instalace zařízení, které umožní jeho bezpečnou přepravu raketoplánem a připojení k ISS. To bylo vyrobeno organizací NASA a do laboratoře CERN již bylo dodáno. Proběhla a probíhá i řada testů, které musí prokázat, že spektrometr neohrožuje při své dopravě raketoplán a v průběhu činnosti vesmírnou stanici. Velmi důležité pro plánovanou práci spektrometru je testování detektorů pomocí sekundárního kosmického záření dopadajícího na povrch Země. Pro jejich kalibraci se však hlavně využijí částice a jádra s přesně známou energií připravené urychlovači laboratoře CERN. Intenzivní práce na různých svazcích urychlených částic a jader by měla probíhat v říjnu a listopadu 2008.

Spektrometr AMS-02 při kompletování v laboratoři CERN v listopadu 2007 (zdroj CERN a NASA)

V prosinci 2008 by měl být spektrometr přepraven do laboratoří Evropské kosmické agentury ESA v Holandsku, kde bude ve velkém simulátoru zhruba měsíc podrobován vakuovým a tepelným zkouškám. Jde o test, zda je spektrometr schopen pracovat v podmínkách vesmírného vakua a zda jeho termoregulační systém pracuje správně a zajistí spolehlivou funkci při střídání teplot daném různým ozářením Sluncem v různých místech na oběžné dráze vesmírné stanice. Po úspěšném absolvování zkoušek by měl být spektrometr dopraven v roce 2009 do Kenedyho vesmírného střediska na Floridě. Pokud by to čas dovolil, proběhl by ještě jeden cyklus kalibrací v Evropě těsně před jeho přepravou do Ameriky.

Místo na stanici ISS pro připojení spektrometru, kterým je příhradový nosník S3, je připraveno. Dokáže zajistit požadované zhruba 3 kW elektrické energie a další potřebné podmínky. Kritickým problémem zůstává jeho doprava. V současnosti je v plánech letů raketoplánů maximální prioritou dokončení budování vesmírné stanice ISS a jejího předzásobení pro období, které nastane po ukončení provozu raketoplánů v září 2010. Toto předzásobení je důležité pro zajištění provozu stanice v období do zahájení letu nového dopravního systému a zmenšení závislosti na ruské technice v tomto období. Všechny plánované lety do konce provozu raketoplánů jsou už takto zaplněny a nezbývá v nich místo pro dopravu spektrometru AMS-02. Spektrometr zaplní 43 % kapacity raketoplánu z hlediska hmotnosti a 25 % z hlediska objemu. Případná náhrada části plánovaného zásobního materiálu při nějakém v současnosti plánovaném letu raketoplánu spektrometrem musí být řešena nejpozději v únoru 2009. Případné přidání dalšího letu raketoplánu k těm doposud plánovaným je považováno, jak z finančního tak i z bezpečnostního hlediska, za značně náročné a nežádoucí. Prodloužení provozu raketoplánů by znamenalo i zpomalení vývoje nového dopravního systému, který má raketoplány nahradit. I v tomto případě musí konečné rozhodnutí o takovém letu padnout před únorem 2009. Případné přesunutí dopravy na jiný dopravní systém (ruský, evropský či japonský) by znamenalo nutnost konstrukčních úprav, značně prodražilo celý projekt a posunulo jeho realizaci nejdříve na rok 2013.

Je vidět, že otázka dopravy spektrometru je stále otevřená a lze jen doufat, že se ji podaří vyřešit. Pokud ano, mohla by se v roce 2010 rozběhnout honba za vesmírnou antihmotou. Úspěšné dopravení spektrometru na stanici ISS a jeho provozování by bylo velmi důležité ještě z jednoho hlediska. Jednalo by se o první supravodivý magnet provozovaný ve vesmírném prostoru. Pouze supravodivé magnety mohou dosáhnout tak vysokých intenzit magnetického pole, aby mohlo chránit posádky budoucích vesmírných lodí před kosmickým zářením. O takové možnosti se uvažuje při dlouhodobých meziplanetárních letech. Podrobnější popis vlivu kosmického záření na organismus a možností ochrany před jeho účinkem jsem napsal podrobný článek pro časopis Kozmos, kde by měl v tomto roce vyjít.

Řež 25. 3 2008