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 hmota. 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 galaxií. 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, není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá známým gravitačním zákonům a množství pozorované hmoty. Tvoří několikanásobek hmotnosti atomární látky galaxií a 23 % hmoty vesmíru. Prozatím je mnoho možností, co všechno by mohlo být temnou hmotou. Dosud ji však neumíme přímo detekovat. Termín zavedl v roce 1933 F. Zwicky poukázáním na neklesající rychlost oběhu hvězd ve vnějších oblastech galaxií – oběh zde musí způsobovat něco, co není vidět, odtud pojmenování "temná hmota". WIMP – 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. Wimpsy jsou usilovně hledány v několika desítkách experimentů. SUSY – SUperSYmmetry, symetrie mezi fermiony a bosony, která by se měla podle standardního modelu projevovat při energiích částic nad 1019 GeV. Ke každému fermionu by měl existovat superpartner, který je bosonem, a naopak ke každému bosonu by měl existoval superpartner, který je fermionem. Názvy superpartnerů tvoříme příponou "ino" pro bosony a předponou "s" pro fermiony. Tedy například foton – fotino, elektron – selektron. |
| 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 záření. 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 WIMPs. Přímá detekce částic temné hmoty je založena na tom, že částice slabě zainteraguje v detektoru. Ale co je WIMP? Nepatří do "zvěřince částic" standardního modelu, 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 (SUSY), která by měla vyřešit i některé problémy standardního modelu. Ze supersymetrických partnerů se nabízí nejlehčí SUSY částice – neutralino – mix supersymetrických partnerů Z bosonu (zina), Higgsova bosonu (higgsina) a fotonu (fotina). WIMP by měla být stabilní částice o hmotnosti 10 GeV 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 LHC, 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 hmoty 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 hmoty. Na výzkumu se podílejí organizace CALTECH, Fermilab, MIT 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 záření. 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 průřez 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 keV, 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 záření a záření radioaktivního pozadí. Vlastní detektory tvoří třicet křemíkových a germaniových 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 fononů. Na povrchu detektoru jsou umístěny hliníkové 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 páru. 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 elektrony 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 fotonů. |
 |
| 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 jevu, 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 záření (proton, sekundární miony...). 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 symetrie. Na jejich objevení je rovněž zaměřena řada experimentů, mezi něž patří například experiment ADMX v LLNL nebo CAST v CERNu.
 |
| 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 galaxií. Na základě těchto měření je možné určit rozložení temné hmoty 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. |
Kosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. Při interakci s atmosférou vzniká sprška mnohdy milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 1020 eV. Sprška z takové částice zasáhne na hranici atmosféry plochu o velikosti 1 km2 a na zemském povrchu se rozšíří na mnoho desítek km2. Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.
Standardní model – jedná se o standardní model elementárních částic (leptonů a kvarků), které interagují prostřednictvím elektromagnetické, slabé a silné interakce. Interakčními částicemi jsou fotony, intermediální bosony Z, W+ a W− a gluony. Součástí teorie jsou dosud neobjevené Higgsovy bosony způsobující narušení symetrie v teorii.
SUSY – SUperSYmmetry, symetrie mezi fermiony a bosony, která by se měla podle standardního modelu projevovat při energiích částic nad 1019 GeV. Ke každému fermionu by měl existovat superpartner, který je bosonem, a naopak ke každému bosonu by měl existoval superpartner, který je fermionem. Názvy superpartnerů tvoříme příponou "ino" pro bosony a předponou "s" pro fermiony. Tedy například foton – fotino, elektron – selektron.
Neutrina – leptony, které nemají elektrický náboj. Neinteragují ani silně ani elektromagneticky, proto látkou většinou procházejí. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy.
Higgsovy částice – částice, které se objevují ve sjednocené teorii elektromagnetické a slabé interakce (tzv. elektroslabé interakce) standardního modelu. Částice zde zajišťují nenulovou hmotnost intermediálních částic slabé interakce a způsobují narušení symetrie elektroslabé interakce při energiích nižších než 100 GeV. Částice jsou pojmenovány podle skotského fyzika Petera Higgse. Tento mechanismus nazýváme Higgsův mechanismus a je aplikovatelný i na jiné částice.
Foton – polní částice elektromagnetické interakce, kvantum elektromagnetického záření. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = hf, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění.
Fonon – 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.
Elektron – 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 P. Dirac v roce 1928 a objevil C. Anderson v roce 1932.
Proton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10−27 kg (938 MeV) a elektrickýn 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.
Mion – těžký elektron, hmotnost má 207 me. 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.
Elektronvolt – 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) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT).
Cooperův pár – vázaný pár elektronů s opačným spinem a směrem pohybu. Celý pár se chová jako boson a může vytvářet Boseův-Einsteinův kondenzát. V každém energetickém stavu jich může být libovolný počet.
Josephsonův jev – je, při kterém dva supravodiče oddělíme tenkou vrstvou izolantu tak, aby Cooperovy páry mohly tunelovat skrz izolant. Rozhraním poteče elektrický proud, jehož veliksot závisí na vnějším magnetickém poli a teplotě. Využívá jej například senzor magnetického pole SQUID.
Účinný 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.
CP invariance – levopravá symetrie kombinovaná se symetrií částice – antičástice. Označení CP pochází z anglických slov "charge" a "parity". Narušení CP symetrie v přírodě prokázali J. V. Cronin a V. Fitch v roce 1964 v experimentech s rozpadem kaonů.
LHC – Large Hadron Collider. Urychlovač protonů na energie 14 TeV. Buduje se v komplexu laboratoří CERN v tunelu po urychlovači LEP II. Předpokládané uvedení do zkušebního provozu je v roce 2007, první experimenty by měly být prováděny v roce 2008.
CALTECH – 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.
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 současné době je zde největší urychlovač světa – Tevatron. K nejvýznamnějším objevům patří objev charmonia (částice J/Ψ) kvarku b (1977), kvarku t (1995) a tau neutrina (2000). V současnosti se Fermilab zabývá výzkumem t kvarku, výrobou a výzkumem antivodíku, zkoumáním platnosti CPT invaraiance a výzkumem řady dalších vlastností hmoty a antihmoty.
MIT – Massachusetts Institute of Technology, prestižní americká univerzita v americkém Cambridge, skládající se z pěti škol a jedné koleje. Založena byla v roce 1861.
