PAMELA (z anglického a Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics) je sonda pro zkoumání částic kosmického záření". Jejím úkolem je měřit spektrum energie částic a antičástic v kosmickém záření. Rovněž hledá souvislosti v počtech a energiích částic při kosmických událostech, jako jsou například exploze supernov a výrony sluneční hmoty. Tato pozorování by měla pomoci vysvětlit původ částic o vysoké energii. Mezi částice kosmického záření patří především protony, elektrony, jejich antičástice a také lehčí jádra. Energie částic kosmického záření může dosáhnout hodnot až 1020 eV, což je energie o sedm řádů vyšší, než jaké energie budou dosahovat protony na největším urychlovači světa . Jelikož na zastavení těch nejenergetičtějších částic by bylo potřeba velké množství hmoty, která je pro experiment v kosmu velmi těžko dostupná, tak sonda pokryje „pouze“ energetický rozsah od 50 MeV do několika stovek GeV. Dne 15. června 2006 odstartovala z kazašského kosmodromu Bajkonur raketa typu SOJUZ, která vynesla sondu na eliptickou oběžnou dráhu kolem Země. Její nadmořská výška kolísá v rozmezí 350 až 600 km a inklinace oběžné dráhy je 70°. Takto skloněná oběžná dráha byla vybrána s ohledem na skutečnost, že elektricky nabité částice přicházející z kosmu, jsou odkláněny magnetickým polem Země. Největší toky nabitých kosmických částic jsou v oblasti magnetických pólů Země. V současné době je PAMELA na oběžné dráze a posílá na Zem data rychlostí 10 až 20 GB za den. Sonda je poměrně dobře vybavena pro detekci částic vysokých energií z kosmického záření. Mezi vybavení sondy patří magnetický částicový spektrometr, kalorimetr, neutronový detektor a scintilační detektory. Na vývoji sondy se podíleli vědci z Itálie, Německa, Ruska, Švédska, USA a Indie.
|
Částicový kalorimetr – součást částicového detektoru, určená k měření energie částic. Měření energie je pro částici destruktivní. Částice deponuje svoji energii do kalorimetru a tím se zastaví nebo rozpadne. Vhodnou volbou materiálu kalorimetru můžeme provést selekci různých druhů částic. V detektorech na urychlovačích částic se používají elektromagnetické a hadronové kalorimetry. Částicový spektrometr – zařízení, které měří hmotnosti a energie částic. Nejjednodušší jsou spektrometry nabitých částic, jejichž dráhu lze ovlivnit magnetickým polem a ze zakřivení trajektorie určit hmotnost či energii částice. Výsledkem měření částicovým spektrometrem je zpravidla statistické rozdělení energií částic. Tracker – sledovač stop, součást částicového detektoru určená k přesnému měření polohy a času průletu částice. Tracker je první část detektoru, se kterou částice interaguje. Částice do trackeru deponuje velmi malou část ze své původní energie. Tracker je většinou rozdělen na několik vrstev a je umístěn v magnetickém poli. WMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 0,3° a citlivostí 20 µK. Zrcadlo sondy má rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části je nižší než 95 K. Data sondy jsou nejdůležitějším zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR. Inklinace – úhel sklonu oběžné dráhy tělesa k rovině rovníku. |
 |
| Fotografie sondy PAMELA. Zdroj: PAMELA. |
| Magnetický částicový spektrometr |
Magnetický částicový spektrometr s hmotností 115 kg tvoří jednu z nejhmotnějších částí sondy. Většina jeho hmotnosti připadá na permanentní magnet s magnetickou indukcí 0,4 T. Magnetické pole zakřivuje dráhy elektricky nabitých částic. Magnet je vyroben ze slitiny Nd-Fe-B a vytváří vysoce homogenní pole. Další částí spektrometru je křemíkový tracker. Tvoří jej pixelové detektory v šesti vrstvách. Účinná plocha trackeru je přibližně 140×106 mm. Křemík má tloušťku 300 mikrometrů. Tracker detekuje pouze, zda a kudy proletěla částice.
 |
| Křemíkový tracker – bez permanentního magnetu. Zdroj: PAMELA. |
| Kalorimetr |
Kromě polohy a počtu částic potřebujeme znát také jejich energii, kterou měří kalorimetr. Při konstrukci sondy, která má být vynesena do kosmu, je důležitá nejen její hmotnost, ale také rozměry. Proto byla pro konstrukci kalorimetru použita kompaktní wolframo-křemíková struktura, kde křemík tvoří citlivé vrstvy. Přestože má wolfram značnou hustotu (19 300 kg/m3), je jeho použití výhodné, protože elektrony mají ve wolframu relativně krátkou radiační délku (3,5 mm) a celý kalorimetr tak vychází rozměrově mnohem menší než v případě použití jiného materiálu.
 |
| Kompaktní wolframo-křemíkový kalorimetr Zdroj: PAMELA. |
| Neutronový detektor |
Jako detektor neutronů slouží 36 trubic plněných izotopem helia He 3, které jsou umístěné v nejspodnější části sondy. Okolo každé trubice je polyethylenový moderátor. Detektor je schopen zaznamenat průlety nejen neutronů, ale i protonů. Tato schopnost umožňuje oddělit hadrony od elektronů a zvyšuje tak energetický rozsah detekovatelných částic. Celý systém pro detekci částic obsahuje také několik plastových scintilačních detektorů, které slouží především jako zdroj signálu (takzvaný trigger) pro spuštění načítání dat z částicových detektorů.
 |
| Neutronový detektor ve fázi vývoje. Zdroj: PAMELA. |
| Co od PAMELY očekáváme? |
Pamela otevírá zcela nové možnosti částicové fyziky, kdy se experiment od pozemských urychlovačů přesune do kosmu, kde je k dispozici mnohem větší energetické spektrum částic než na Zemi. PAMELA naváže na měření prováděná pomocí balónových experimentů. Zkoumání spektra energií částic a antičástic v kosmickém záření nám může dát podklad nejen pro studium antihmoty, která je přímo detekovatelná sondou, ale i pro studium temné hmoty. Množství temné hmoty je totiž ve vesmíru téměř šestkrát větší než množství hmoty baryonové povahy. Složení vesmíru známe z měření fluktuací reliktního záření (COBE, WMAP, CBI), z pozorování supernov typu Ia, z charakteru velkorozměrové struktury vesmíru (například přehlídky oblohy SDSS, 2dF GRS) a dalších experimentů.
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 ioniozace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.
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.
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.
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 provozu je v roce 2007.
Radiační délka – vzdálenost l0, na které částice ztratí 1/e ze své původní energie, která klesá podle vztahu E = E0 exp[-x / l0]. Antihmota – látka složená z antičástic, které mají oproti částicím opačná znaménka všech kvantových nábojů. Atomární jádra jsou u antihmoty tvořena antiprotony a antineutrony, atomární obaly jsou složené z pozitronů.
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 50 % hmoty 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“.
Baryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v ranných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích.
Supernova typu la – závěrečné vývojové stádium těsné dvojhvězdy. Tvoří-li dvojhvězdu bílý trpaslík a obr nebo hvězda hlavní posloupnosti, může docházet k přenosu látky na bílého trpaslíka, který tak zvětšuje svoji hmotnost. Po překročení Chandrasekharovy meze (1,4 MS) se bílý trpaslík zhroutí do neutronové hvězdy, dojde k explozivnímu termonukleárnímu hoření C, O na Ni 56 v celém objemu trpaslíka a uvolněná potenciální energie se projeví jako supernova typu Ia. Množství energie je vždy zhruba stejné, takže z relativní pozorované jasnosti lze vypočítat vzdálenost příslušné supernovy. Přesnější hodnoty se pak určí z tvaru světelné křivky (z průběhu nárůstu a poklesu jasnosti). Supernovu typu Ia lze identifikovat podle tvaru jejího spektra.
COBE – Cosmic Background Explorer, družice NASA vypuštěná v roce 1989. Pomocí družice bylo zjištěno, že reliktní záření má teplotu 2,73 K a že jde s vysokou přesností o záření absolutně černého tělesa. V roce 1992 družice objevila anizotropii reliktního záření způsobenou naším vlastním pohybem a fluktuace reliktního záření. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°.
WMAP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 0,3° a citlivostí 20 µK. Zrcadlo sondy má rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části je nižší než 95 K. Data sondy jsou nejdůležitějším zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR.
CBI - Cosmic Background Imager. Přístroj určený zejména k pozorování reliktního záření. Je umístěn v Atacamské poušti na planině Llano de Chajnantor ve výšce 5 080 metrů. Jde o soustavu třinácti radioteleskopů o průměru 90 cm na společné montáži. CBI je společným projektem univerzit California Institute of Technology, Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Chicago, Universidad de Chile a observatoře National Radio Astronomy Observatory.
SDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více jak dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m.
2dFGRS (2dF Galaxy Redshift Survey) - projekt, v rámci kterého již byla pořízena spektra více jak 260 000 galaxií pomocí zařízení 2dF (2 degree Field) – unikátního spektrografu připojeného k dalekohledu AAT (Anglo Australian Telescope), který má zrcadlo o průměru 3,9 metru a je umístěn od roku 1974 na observatoři AAO (Anglo Australian Observatory) v Austrálii v nadmořské výšce 1 150 m. Spektrograf pořídí v poli o velikosti 2° naráz spektra 400 objektů.
