Jak je to s „oblakem antihmoty“ v Galaxii.

Vladimír Wagner

ÚJF AVČR Řež a FJFI ČVUT Praha

aneb podrobně o produkci pozitronů v centrální oblasti Galaxie, záření gama a sondě INTEGRAL.

Nedávno zde vyšel překlad paní M. Hromadové příspěvku ze „sciencedaily“ o existenci a podstatě „oblaku antihmoty“ v naší galaxii. Díky překladu i pochopitelným zjednodušením, ke kterým se musel uchýlit překládaný krátký materiál, mi řada podstatných souvislostí nebyla jasná. Pokusil jsem se získat více informací a vytvořit si lepší představu o tomto objevu družice INTEGRAL. Možná, že i pro některé čtenáře budou získané informace zajímavé. Pokusím se je přehledně shrnout, i když předem upozorňuji, že jde o delší rozbor. Třeba ale umožní čtenáři získat představu, jak složité je někdy získat spolehlivé experimentální údaje potřebné k rozhodnutí mezi jednotlivými hypotézami a jak opatrně je třeba postupovat při jejich interpretaci. Snad se mi podaří ukázat, že konstrukce vědců jsou logické a většina z nich má své opodstatnění v experimentálních faktech. Je však třeba přesně oddělovat oblasti, kde se můžeme opřít o pozorování a kde jsou naše pohledy zatím pouze spekulativní. Hned na začátek bych poznamenal, že označení „oblak antihmoty“ jsem v nadpisu použil pouze proto, aby bylo i názvem povídání spojeno s článkem paní M. Hromadové. Já sám bych použil spíše označení oblak pozitronů. Připomínám, že pozitrony jsou partneři elektronů ve světě antičástic. Jsou antičásticemi a tedy i antihmotou, takže na označení oblak antihmoty není nic chybného. Ale přece jen toto označení trochu svádí k představě antihmoty v podobě antiatomů. Uznávám však, že oblak pozitronů není tak lákavý jako oblak antihmoty.

Sonda INTEGRAL (zdroj ESA).

V čem tedy spočívá objev družice INTEGRAL? Tato družice je zaměřena na detekci záření gama s různou energií. Mimo jiné pozoruje i záření, které je vyzařováno při anihilaci elektronu a pozitronu v klidu (vyzařují se dva fotony s energií zhruba 511 keV). Již od počátku sedmdesátých let se pozoruje takové záření přicházející z oblasti v okolí centra naší galaxie. Ve vesmíru se daří pozorovat diskrétní zdroje záření gama, které lze spojit s konkrétními objekty a procesy, ale místa vzniku anihilačních fotonů, přicházejících z oblasti okolo galaktického centra, jsou rozložena relativně homogenně v široké oblasti. Nepodařilo se najít konkrétní diskrétní zdroje pozitronů, jejichž anihilací zachycované fotony vznikají.

Pokud máme na družici detektory s relativně dobrým rozlišením směru příchodu fotonů, tak to může mít dva důvody. První možností je, že jsou zdroje anihilačních fotonů také rozloženy relativně homogenně v prostoru.. To by bylo například v případě, že by pozitrony vznikaly v rozpadu částic temné hmoty. Druhou možností je, že pozitrony vznikají v diskrétních zdrojích. Například v dvojhvězdných systémech, kde je jednou z komponent kompaktní konečné stádium hvězdy v podobě neutronové hvězdy či černé díry. V takové soustavě může docházet k přetoku hmoty z normální hvězdy na kompaktní složku. Vzniká proud plazmy urychlené až na relativistické rychlosti a energie. Interakce této hmoty může být intenzivním zdrojem pozitronů. Pokud jsou k tomu vhodné podmínky, mohou se tyto pozitrony, před tím než se zastaví a anihilují, dostat i do velmi velkých vzdáleností od svého zdroje. Jejich anihilace tak probíhá v široké oblasti a populace takových zdrojů vytvoří z pohledu přístrojů družice, které mají dané rozlišení, širokou homogenní oblast, ze které anihilační fotony přicházejí.

Umělecká představa dvojhvězdy složené z normální hvězdy a kompaktní složky, ve které dochází k přetoku hmoty (zdroj ESA).

Družice INTEGRAL se podařilo zlepšit účinnost detekce anihilačního záření a určení směru jeho příchodu. Z nedávného rozboru dat získaných za čtyři roky práce družice se zjistilo, že oblast vyzařování anihilačních fotonů není symetrická, ale naopak v jednom směru protažená. Než se podíváme na to, jaké důsledky to má pro naše pochopení zdrojů pozitronů zodpovědných za anihilaci, připomeňme si v jakých fyzikálních procesech mohou pozitrony vznikat.

Jak vznikají antičástice a hlavně pozitrony?

Antičástice mohou být produkovány v procesech, při kterých se kinetická energie, kterou mají existující částice, přeměňuje na klidovou energii (Einsteinovým vztahem E=mc² souvisí s klidovou hmotností) nově vznikajících částic. V tomto případě musí vznikat současně dvojice částice a antičástice (výjimkou je jedině situace, kdy se produkují částice, u kterých jsou částice identické s antičásticemi). V našem případě například vzniká pozitron současně s elektronem. Čím mají produkované částice větší klidovou hmotnost, a tedy i klidovou energii, tím větší dostupnou kinetickou energii a tím energetičtější procesy potřebujeme. Elektron a pozitron patří mezi ty nejlehčí částice (jejich hmotnost je téměř dva tisíckrát menší než hmotnost protonu nebo antiprotonu), takže produkce páru elektronu a pozitronu je relativně běžným procesem. Velmi často se produkují páry elektronů při průletu fotonu s dostatečnou energií (musí být větší než dvojnásobek klidové energie elektronu) silným elektromagnetickým polem, které například vytváří atomové jádro. Čím větší energie fotonu, tím větší pravděpodobnost vzniku páru elektronu a pozitronu. K produkci těchto párů může také docházet při srážkách relativistických částic (mají rychlost blízkou rychlosti světla). Například srážka dvojice relativistických elektronů. Pozitrony tak vznikají ve všech procesech, kdy se plazma urychlí na relativistické rychlosti a sráží se s hmotou nebo interaguje s elektromagnetickým polem. Takové procesy jsou běžné v okolí kompaktních objektů, které „nasávají“ hmotu ze svého okolí. Stejně tak se vyskytují pří výbuších supernov nebo jiných explozivních procesech.

Další možností je vznik pozitronu v rozpadech a přeměnách částic. Zde nemusí pozitron (antičástice) vznikat v páru s elektronem, ale jeho současně vznikajícím souputníkem může být jiná částice – elektronové neutrino. Příkladem takového procesu je rozpad mionu. To je částice, která je velice podobná elektronu, pouze je více než dvěstěkrát těžší. Kladně nabitý mion (antimion) se rozpadá na pozitron, elektronové neutrino a mionové antineutrino. Záporně nabitý mion se rozpadá na elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino.

K takovým procesům rozpadu můžeme přiřadit i rozpad beta plus radioaktivního jádra, při kterém se uvnitř jádra přemění proton na neutron a vznikají pozitron a neutrino. Takové pozitronové zářiče (radionuklidy) existují jak na Zemi, tak i vesmíru. Vznikají tam hlavně při výbuších supernov, případně při interakci proudu vysokoenergetických částic s materiálem, kde jsou obsaženy i těžší prvky.

Zatím zmíněné procesy jsou reálně pozorované. Další, pro nás zajímavou možností, je rozpad zatím hypotetických částic, které tvoří tzv. temnou hmotu ve vesmíru. Obsáhlý rozbor tohoto fenoménu už na Oslovi vyšel. Existence temné hmoty je v poslední době jasně prokazována zkoumáním reliktního záření a dalšími astrofyzikálními pozorováními (viz. například zde). Horkým kandidátem na částice, které by mohly tvořit temnou hmotu, jsou například částice předpovídané tzv. supersymetrickými teoriemi. Tyto teorie, které se snaží sjednotit popis interakcí, předpovídají pro každou nám známou částici (leptony, kvarky a částice interakcí) tzv. supersymetrického partnera, který je mnohem těžší. Připomínám, že leptony jsou elektron, mion, tauon a příslušná neutrina, z kvarků jsou pak složeny třeba protony a neutrony. Těžší supersymetrické částice se lehce rozpadají (přeměňují) na lehčí supersymetrické částice. Jejich rozpad na „normální“ částice má však jen velmi malou pravděpodobnost. Pokud supersymetrické částice opravdu existují, vznikaly ve velkém množství v ranných, velmi horkých a hustých stádiích vývoje vesmíru. Ty těžší se velice rychle rozpadly (přeměnily) na ty lehčí, až nakonec všechno skončilo u té nejlehčí z nich. Ta se může rozpadat pouze na „normální“ částice. Ovšem tento rozpad je velmi málo pravděpodobný, takže téměř všechny tyto částice se zachovaly. Pokud existují, vyplňují vesmírný prostor podobně jako známé reliktní fotony nebo případně i reliktní neutrina. Ať už tvoří temnou hmotu supersymetrické částice nebo nějaký jiný typ částic, mohly by se rozpadat prostřednictvím páru elektronu pozitronu. Případně, pokud mají tyto částice své antihmotné partnery (temnou hmotu by pak tvořila směs částic a antičástic), mohla by jejich anihilace probíhat za vzniku páru pozitronu a elektronu. Stejně jako rozpad by byla anihilace supersymetrických částic za vzniku „normálních“ částic velmi málo pravděpodobná. Znovu připomínám, že existence temné hmoty je velmi dobře experimentálně doložená. To, jaké částice ji tvoří a zda mohou být zdrojem pozitronů, však nevíme.

Možné zdroje pozitronů jsme si rozebrali. Podívejme se teď na samotnou družici INTEGRAL.

Vypuštění družice INTEGRAL (zdroj ESA)

Detekce záření gama a družice INTEGRAL.

Družice INTEGRAL byla vypuštěna v roce 2002 ruskou raketou Proton. Patří svou hmotností více než čtyři tuny a pětimetrovou délkou mezi velmi velké družice. Pro nás je zajímavé, že se jedná o naší evropskou sondu realizovanou organizací ESA a na jejím vývoji i využití se podílí i vědci z České republiky. Jejím hlavním úkolem je detekce záření gama přicházejícího z vesmírných zdrojů. Kromě dvojice detektorů záření gama má také možnost detekovat záření v rentgenové a optické oblasti. Nalezení optických a rentgenových protějšků zdrojů záření gama by mělo přispět k jejich identifikaci a objasnění jejich podstaty. Právě na optickém systému přímo pracovali čeští fyzikové. U samotného měření záření gama je pro spolehlivé ztotožnění s viditelným a rentgenovým protějškem, a tím i identifikaci zdroje záření gama, velmi důležité co nejpřesnější určení směru příchodu tohoto záření. Nutné je co nejlepší úhlové rozlišení přístroje, což není u tohoto typu záření jednoduché. Pro nalezení procesu, ve kterém záření gama vzniká, je zase důležité co nejpřesněji určit spektrum tohoto záření. Oba tyto požadavky lze současně splnit jen velmi těžko. Proto jsou na palubě družice INTEGRAL dva systémy pro detekci záření gama. Jedním je spektrometr s označením SPI (SPectrometer on Integral). Je určen k velice přesnému měření energetického spektra záření gama (relativní energetické rozlišení je 0,15 %). Jeho úhlové rozlišení je horší. Druhým systémem je zobrazovací jednotka s označením IBIS (Imager on Board the Integral Satellite). U ní je to s energetickým rozlišením horší. Naopak úhlové rozlišení je velmi dobré. Tedy velmi dobré na záření gama. Dosahuje velikosti o něco menší než je polovina úhlového rozměru Měsíce v úplňku na obloze. V následujících odstavcích budu popisovat detekci záření gama, detektory, které se použily, a metody, kterými se dosahuje potřebných parametrů. Ten, komu stačí znát výsledek, může přeskočit k další části a dozvědět se, co vlastně družice INTEGRAL naměřila.

Oba hlavní přístroje pro detekci záření gama na palubě družice INTEGRAL (zdroj ESA)

Detektory záření gama a systémy na družici INTEGRAL

Fotony záření gama interagují s hmotou třemi možnými procesy. Prvním je fotoefekt. Za vysvětlení tohoto procesu dostal Nobelovu cenu Albert Einstein. V tomto případě se celá energie fotonu předá elektronu v atomovém obalu. Druhou možností je rozptyl fotonu na elektronu (říká se mu Comptonův rozptyl). V tomto případě se elektronu předá pouze část energie. Třetím je produkce páru elektronu a pozitronu, která může nastat v případě, že je energie fotonu větší než dvě klidové energie elektronu. O tomto jevu je už zmínka v části věnované možnostem vzniku pozitronu. Ve všech třech případech máme v konečném stavu pohybující se nabité částice (elektrony nebo pozitrony). Ty pak mohou ionizovat nebo excitovat atomy v materiálu, kterým se pohybují. Před zastavením předají svou kinetickou energii detektoru a ta se v konečném důsledku přeměňuje na elektrický signál úměrný této energii. Nejlepší případ z pohledu určení energie fotonu je fotoefekt, kdy má elektron celkovou energii původního fotonu. Při Comptonově rozptylu získá elektron jen část energie fotonu, rozptýlený foton může vyletět z detektoru ven. Při vzniku páru elektronu a pozitronu se část energie rovná dvěma klidovým energiím elektronu spotřebuje na produkci tohoto páru. Ta se sice v podobě dvojice fotonů záření gama při anihilaci pozitronu znovu uvolní, ale oba nebo některý z těchto fotonů může z detektoru bez interakce vyletět.

Detail germániových detektorů spektrometru SPI (zdroj ESA).

V současnosti se převážně používají dva typy detektorů záření gama. V polovodičových detektorech nabitá částice, v našem případě elektron vytvořený fotonem, produkuje při průletu pracovním objemem dvojice elektronu a díry. Pro produkci jedné dvojice je třeba relativně malá energie. Jestliže se elektron (pozitron) v detektoru úplně zastaví a celá jeho kinetická energie se spotřebuje na produkci zmíněných párů, bude jich relativně hodně. Jejich počtu odpovídá i sebraný náboj a velikost elektrického pulzu, který vytvoří elektronika detektoru. Přesnost určení energie je tak velmi vysoká.

Druhým typem detektorů jsou detektory scintilační. V jejich případě prolétající vzniklý elektron excituje atomy nebo molekuly scintilačního materiálu. Ty při vybíjení vyzařují světlo. To se detekuje a převádí na elektrický signál. Na produkci jednoho fotonu scintilačního světla je třeba mnohem více energie než pro produkci páru elektronu díry v předchozím případě. Energetická rozlišovací schopnost scintilačních detektorů je tak více než o řád horší než u polovodičových detektorů.

Spektrometr SPI na sondě INTEGRAL (zdroj ESA).

Systém spektrometru SPI na sondě INTEGRAL se skládá z devatenácti polovodičových detektorů z krystalů z velmi čistého germania (tzv. HPGe detektory). Jistou nevýhodou je, že tyto detektory pracují při velmi nízké teplotě (menší než -180^oC). Tento typ detektorů byl vybrán právě pro své velmi dobré energetické rozlišení. Detekuje se záření gama v oblasti energií od 15 keV do 10000 keV. Energie záření gama vznikajícího při anihilaci pozitronu tak leží spolehlivě v rozsahu spektrometru. Rozlišení takových detektorů se testuje pomocí radioaktivního zářiče ⁶⁰Co, který má linku s energií zhruba 1332 keV. Jedná se radioizotop, který se využívá i v tzv. kobaltových bombách používaných v boji s nádory. Jako kalibrační zdroj ho používá každé pracoviště, kde se pracuje s gama zářením. Rozlišení detektorů družice INTEGRAL je standardní a má hodnotu 2 keV pro zmíněnou energii. To je zhruba relativní rozlišení už zmíněných 0,15 % a tedy velice pěkná hodnota.

Typické spektrum záření gama s úzkými linkami, které získáme při testování germaniových detektorů. Pozadí je tvořeno většinou při Comptonově rozptylu (měření zářiče ²⁴Na v našem ústavu). Pomocí stejného zdroje probíhalo i testování úhlového rozlišení spektrometru SPI (zdroj C.E.S.R. Toulouse, Francie)

Úhlové rozlišení je hlavně dáno počtem detektorů (máme tak pouze 19 buněk). V případě záření gama nelze použít klasické zobrazovací prvky, jako jsou čočky a zrcadla, známé u optických dalekohledů. Zobrazování tak je třeba řešit jiným způsobem. Před detektory je ve vzdálenosti 1,7 m umístěna „kódovací“ maska z 3 cm tlustého wolframu. Jedná se o mozaiku složenou z nepravidelně rozložených stínicích prvků z wolframu (je jich 63) a prázdných prvků (je jich 64) stejného tvaru. Wolfram je vybrán proto, že právě těžké prvky dobře pohlcují záření gama. Pokud máme jeden zdroj záření, tak z toho, které detektory a jak jsou zastíněny maskou, lze určit směr, odkud záření přichází. Pokud je zdrojů více a jsou v různých směrech, musí se průběh stínění analyzovat a směry i intenzity zdrojů se získávají pomocí matematického rozboru pozorovaných signálů z detektorů. Z bočních stran je spektrometr stíněn olovem. Sestava umožňuje rozlišení dva úhlové stupně při zobrazovaném poli 16 stupňů. Připomínám, že rozměr měsíce v úplňku je 30 úhlových minut, tedy půl úhlového stupně.

Systém zobrazovací jednotky IBIS je složen ze dvou vrstev scintilačních detektorů. Jedna vrstva je z velmi tenkých (2 mm) buněk CdTe o rozměru 4×4 mm (16834 prvků) a druhá z tlustších (30 mm) buněk z CsI o rozměru. 9×9 mm (4096 prvků). Mozaika masky z wolframu je tentokrát složitější a je umístěna 3,2 m před detektorem.

Zobrazovací jednotka IBIS – detektorová část (zdroj ESA)

Celý „gama dalekohled“ je také obklopen „tubusem“ z olova, který intenzivně pohlcuje záření gama přicházející z boku a zajišťuje pasivní stínění před zářením gama z boku. Aktivním stínění je zajištěno pomocí vhodně umístěných scintilačních detektorů z krystalů BGO. Pokud se na nich objeví signál, bylo jasné, že foton záření gama přichází z nesprávného směru a nezaznamenává se. I přes velkou péčí, která je u obou přístrojů stínění věnována, je boj s pozadím velmi složitý. Jde hlavně o záření gama vznikající interakcí kosmického záření. Toto pozadí pak ztěžuje analýzu a zhoršuje přesnost určení směrů odkud záření přichází.

Zařízení pro detekci rentgenového záření družice INTEGRAL (zdroj ESA).

Co vlastně družice INTEGRAL zjistila?

Jak bylo zmíněno, týkají se nové výsledky studia anihilačního záření přicházejícího z centra Galaxie. Úhlový rozměr oblasti, ze které přichází záření gama pocházející z anihilace pozitronů, je zhruba šestnáct úhlových stupňů. V dřívějších měřeních vypadalo rozložení anihilace symetrické a nepodařilo se odlišit jednotlivé diskrétní zdroje. Zdroje se jeví jako difusní, homogenně rozložené. Bylo také možné odhadnout, že počet anihilací pozitronů v této oblasti je zhruba 1,5 × 10⁴³ za sekundu. To by se mohlo zdát velmi hodně, ale musíme si uvědomit v jak obrovském objemu se tyto pozitrony nacházejí. Oblast zahrnuje jádro naší galaxie a má rozměr zhruba 3 kpc (okolo 10000 světelných let). Dostáváme tak, že v prostoru o objemu krychlového kilometru nastávají jen jednotky anihilací za rok. Hustota pozitronů je tak malá, že by se asi opravdu nehodila k případnému praktickému využití.

Mapa oblohy zobrazující záření v oblasti energie anihilačních fotonů pořízena pomocí spektrometru SPI, získaná na základě prvních dlouhodobějších měření. Zobrazení je v galaktických souřadnicích – střed Galaxie je uprostřed (zdroj ESA).

Připomeňme si, jak mohou pozitrony anihilovat. Anihilaci pozitronu v klidu většinou předchází vznik pozitronia. Takový elektromagneticky vázaný systém už byl podrobněji popsán v jiném článku. Byl také objasněn rozdíl mezí para a orthopozitroniem. Při anihilaci v klidu vznikají v dominantní části případů dva fotony. Každý má energií, která je rovna klidové energii elektronu a tedy i pozitronu. Její hodnota je už zmíněných zhruba 511 keV. To vyplývá čistě ze zákonů zachování energie a hybnosti. Jestliže jsou elektron a pozitron při anihilaci v klidu, je celková hybnost nulová. Dva vzniklé fotony se tak musí pohybovat přesně v opačném směru a velikost jejich hybnosti musí být stejná, aby celková hybnost byla nulová jako na počátku. Jestliže mají fotony stejnou hybnost, mají i stejnou energii. Energie elektronu a pozitronu na počátku je čistě dvojnásobek klidové hmotnosti elektronu (1022 keV) a ta se na polovinu rozdělí mezi dva fotony. V případě orthopozitronia se však uplatňuje zákona zachování momentu hybnosti (spinu) a vznikají tři fotony (blíže vysvětleno zde). Celková energii se rozdělí mezi všechny tři fotony a dostaneme spojité spektrum vyzařovaného záření gama. Tento jev má daleko menší pravděpodobnost než anihilace parapozitronia. Proto je doba života ortopozitronia o tři řády delší. Tak to probíhá ve vakuu. Pokud je však orthopozitronium v hustějším prostředí, je vysoká pravděpodobnost, že bude anihilovat s volným elektronem z okolního prostředí a opět vzniknou dva fotony s energií 511 keV. Poměr mezi intenzitou linky záření gama se zmíněnou energií a spojitým spektrem, vznikajícím z rozpadu orthopozitronia, nám může ledacos říci o tom, v jakém prostředí se pozitrony vyskytují.

Pokud má pozitron relativně malou kinetickou energii, ztratí relativně brzy ionizací atomů prostředí energii a anihiluje popsanými způsoby v klidu. Pokud je jeho kinetická energie vyšší, zvyšuje se pravděpodobnost, že bude anihilovat za letu. V tomto případě může být energie vzniklých fotonů větší než 511 keV. Zároveň mohou pozitrony s velmi vysokou energií produkovat brzdné záření s energií v oblasti záření gama. Je tedy užitečné srovnat intenzitu linky s energií 511 keV a kontinuální spektrum s nižší i vyšší energií, abychom si udělali představu, jestli se pozitrony produkují s vysokou či nižší energií a kolik se jich rozpadá v podobě orthopozitronia

Rozložení anihilace pozitronů z poslední analýzy měření za čtyři roky práce sondy INTEGRAL pomocí spektrometru SPI (vlevo), Rozložení dvojhvězd, složených z normální hvězdy (zdroj G. Weidenspointner et al.)

Díky pozadí a použité metodě zobrazování je analýza získaných dat náročná. Zpřesnění rozložení zdrojů anihilačních pozitronů se tak dosahuje nejen stále větší statistikou experimentálních dat, které postupně přicházejí z družice INTEGRAL. Postupně se také vylepšují metody a získávají zkušeností se zpracováním naměřených dat. Proto se nyní analýzou dat získaných za čtyři roky práce sondy INTEGRAL zjistila už zmíněná asymetrie v rozložení směru příchodu anihilačních fotonů gama. Družice může současně pozorovat rentgenové záření a díky němu lze identifikovat řadu zajímavých objektů. Zdrojem takového záření jsou i zmíněné relativně staré dvojhvězdné systémy, kde je jednou složkou je relativně málo hmotná normální hvězda, ze které je hmota strhávána kompaktní složkou. Tou je neutronová hvězda nebo černá díra. Právě při přetoku z normální hvězdy na kompaktní složku získá hmota ve formě plazmy velmi vysokou rychlost a nastávají procesy, při které se vytváří rentgenové záření a mohou se produkovat dříve popsanými způsoby i pozitrony. O těchto systémech se, podobně jako o supernovách či klasických novách, uvažovalo jako o zdrojích pozitronů již dříve.

Asymetrické rozložení produkce ahihilačních fotonů je dost neobvyklá a proto je zajímavé, že podobná asymetrie se objevuje i v rozložení popsaných dvojhvězdných systémů. Velmi silně se tím zvyšuje pravděpodobnost, že právě ony jsou za pozitrony v centru Galaxie zodpovědné. Problémem zatím zůstává, že neznáme mechanismus, jak by se pozitrony dostaly ven z dvojhvězdy a získaly pozorované homogenní rozložení.

Jaké další informace o zdroji pozitronů máme? Z porovnání intenzity linky s energií 511 keV a spojitého spektra s vyšší energií víme, že dominantní část pozitronů anihiluje v klidu a měla při svém zrodu relativně nízké energie. To vylučuje jako zdroj částice temné hmoty s vysokou klidovou hmotností. Elektron a pozitron mají velmi nízké klidové hmotnosti, takže energie pozitronů vznikajících z rozpadu nebo anihilace částic temné hmoty by musela být velmi velká. Nejvhodnějšími kandidáty na temnou hmotu by měly být nejlehčí s tzv. supersymetrických částic. Jejich klidová hmotnost by však měla být vysoká (jejich hledání na budoucím urychlovači LHC viz například zde). Jako zdroj pozorované anihilace je vylučuje i to, že by se asi nedalo vysvětlit jejich asymetrické rozložení.

Popsanými pozorováními se sice pořád ještě s konečnou platností otázka zdroje pozitronů v centru galaxie nevyřešila, ale pravděpodobnost, že to jsou popsané dvojhvězdné systémy, velmi vzrostla. Naopak akcie temné hmoty v tomto případě klesají velmi nízko. Závěry jsou tak stejné jako v kratším příspěvku přeloženém M. Hromadovou. Doufám však, že si čtenář, díky podrobnějšímu popisu, udělal lepší představu o měřeních a úvahách, na kterých jsou založeny. Snad se nebude příliš zlobit, že jsem je popsal tak detailně. Konečné rozřešení otázky zdroje pozitronů by mohla přinést družice GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope) jejíž vypuštění plánuje NASA v tomto roce. Ta bude mít díky použití polovodičových křemíkových stripových detektorů směrové rozlišení mezi 0,5 až 5 úhlovými minutami.

Umělecká představa sondy GLAST (zdroj NASA).

A úplně na závěr – kde se rodí chemické prvky?

A úplně na závěr bych si dovolil ještě dokumentovat možnosti spektrometru SPI a užitečnost studia oblohy v jednotlivých energiích záření gama. Od tématu pozitronů se vlastně ani tak moc nevzdálíme. Radioaktivní jádro ²⁶Al se přeměňuje rozpadem beta s produkcí pozitronu na jádro ²⁶Mg. Jeho doba života je zhruba 740 tisíc let. To vypadá jako velmi dlouhá doba, ale z hlediska života hvězd i naší Sluneční soustavy je velmi krátká. Pokud tedy pozorujeme v daném záření gama s energií 1809 keV, které vyzařuje jádro ²⁶Mg vznikající při rozpadu hliníku ve vybuzeném stavu, můžeme říci, že se díváme na místa, kde se právě teď produkují nové chemické prvky. Můžeme tedy identifikovat kolébky rozmanitosti chemického složení budoucích planet. A protože je jasné, že spolu s radioaktivním hliníkem vzniká i stabilní izotop tohoto prvku, díváme se i na zdroje surovin pro letecký průmysl nějaké budoucí civilizace. Družice INTEGRAL se dívá i na další zdroje nutné pro technickou civilizaci. Tentokrát jde o železo, které vidí v podobě rozpadu radioizotopu ⁶⁰Fe, který má dobu života zhruba 1,5 milionu let a rozpadá se s vyzářením elektronu na jádro kobaltu. Dostáváme tak možnost studovat oblasti intenzivní produkce chemických prvků a identifikovat jejich zdroje. Pro členy budoucích civilizací bude možnost si dát v nějaké velmi vzdálené budoucnosti svoji plechovku piva, narazit sud či otočit pípu. Materiály pro výrobu těchto užitečných zařízení budou k dispozici.

---