Spektrometer AMS 02 je pripravený na štart

Fyzika

13.5.2011

Michal Marčišovský

Spektrometer AMS-02 je časticový spektrometer určený na precízne meranie zloženia a energií kozmického žiarenia a je logickým nasledovníkom predchádzajúcich balónových experimentov (napríklad BESS, CAPRICE) a vesmírnych detektorov ako PAMELA a Fermi, ktoré nepochybne prekoná svojimi schopnosťami. Otcom projektu je Samuel Ting, pôvodom z MIT, nositeľ Nobelovej ceny za fyziku od roku 1976 za objav novej častice J/Ψ, viazaného stavu charm a anticharm kvarku. Túto cenu zdieľa s Burtonom Richterom zo SLACu ktorý novú časticu objavil zároveň na druhej strane kontinentu a inom urýchľovači, a dnes je ona doba priekopníkov známa ako novembrová revolúcia v časticovej fyzike. Od roku 1995 Samuel Ting presadzuje AMS a stojí v čele projektu, ktorý sa medzičasom stal projektom medzinárodnej kolaborácie 64 inštitútov z 16 krajín.

AMS 02 logo

ISS – International Space Station, mezinárodní vesmírná stanice. Od roku 1993 je společným projektem americké NASA, Ruska, Kanady, evropských států sdružených v kosmické agentuře ESA a Japonska. První modul byl vynesen v roce 1998, první posádka na stanici byla v roce 2000. ISS je neustále ve stavbě a potýká se s finančními problémy na ruské i americké straně. V roce 2008 byl k ISS připojen Evropský výzkumný modul Columbus.

Kosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. 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 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.

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 gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Tvoří několikanásobek hmotnosti baryonové látky galaxií a 23 % hmoty a energie ve Vesmíru. 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 v průměru pohybují rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky.

Ako overenie funkčnosti technológií použitých pri konštrukcii spektrometru bol postavený zmenšený model nazvaný AMS-01 ktorý letel v roku 1998 na palube raketoplánu misie STS-91 a 10 dní naberal dáta. Je to v podstate variácia na princípy veľkých detektorov častíc ako ich poznáme z fyziky vysokých energií. Konštrukciou a fyzikálnym programom je AMS-02 podobný experimentu PAMELA ktorý dopĺňa a vylepšuje. Spotreba energie 2÷2,5 kW je moc veľká na to, aby AMS existovalo samostatne ako družica, z praktických dôvodov bolo rozhodnuté že bude nainštalovaný na ISS.

AMS a PAMELA

Porovnanie experimentov PAMELA a AMS/02. Akceptancia (rozmedzie uhlov, v ktorých môžu byť častice úspešne
identifikované) je pre experiment PAMELA 20,5 cm²sr a pre AMS-02 je akceptancia
950 cm²sr (e⁺) nebo 4 500 cm²sr (p, He, He). Zdroj: AMS-02.

Fyzikálny program

Fyzikálny program AMS-02 bol plánovaný na 3 roky, na konci mal raketoplán detektor priviesť spať na Zem po vyčerpaní zásob supratekutého hélia. Potom čo NASA rozhodla o uložení raketoplánov k večnému spánku, AMS bol moc veľký a ťažký (6 700 kg) k transportu na Zem a kolaborácia AMS nahradila supravodivý magnet pôvodným nesupravodivým Nd₂Fe₁₄B solenoidom z AMS-01, a tak predĺžila životnosť experimentu na aspoň 10 rokov. Fyzikálny program zahrnuje:

Hľadanie antihmoty a jej zdrojov vo vesmíre

Z pozorovaní je dnes zrejmé, že blízky viditeľný vesmír je tvorený hmotou, nepozorujeme anihilačné fotóny pochádzajúce z oblasti našej superkopy galaxií, a to vylučuje jej prítomnosť v kozmologicky významných množstvách. Toto pozorovanie sa však nedá a priori extrapolovať na celý Vesmír a nemôžeme vylúčiť existenciu domén primordiálnej antihmoty.

Väčšina teórií baryogenézy však nepredpovedá výskyt oblastí primordiálnej antihmoty v našom vesmíre, niektoré alternatívne teórie však pripúšťajú jej existenciu. Dáta z AMS pomôžu medzi nimi vybrať. Zatiaľ však uspokojujúca teória baryogenézy nebola zostavená, pretože modely vyžadujú nezachovanie baryónového čísla (rozpad protónu) alebo dostatočne veľké narušenie CP symetrie, ktoré by vysvetlili prevahu hmoty, a to je v rozpore s pozorovaniami časticovej fyziky.

Ak by tieto antihmotné domény existovali, difundovali by z nich antičastice, ktoré by časom dosiahli do okolia Zeme . Keďže produkcia antihélia alebo ťažších prvkov je zanedbateľná pri interakciách obyčajnej hmoty, pozorovanie jadier antihélia v spektre kozmického žiarenia prinesie dôkaz existencie antihmotných oblastí vo vesmíre. Za posledné dekády experimentovania však ťažšie antijadrá pozorované neboli, avšak AMS-02 má o 3 rády väčšiu citlivosť v tejto oblasti ako predchodca AMS-01.

Nedostatok antihmoty a asymetriu pri produkcii hmoty a antihmoty sa snažia skúmať tiež experimenty na urýchľovači LHC. AMS-02 bude zaujímavé doplnenie týchto experimentov.

Temná hmota

Aj v tejto oblasti AMS konkuruje a doplňuje experimenty na LHC. Kozmologické pozorovania sú konzistentné s výskytom temnej hmoty ako hlavnej zložky matérie vo Vesmíre. Očakáva sa, že temná hmota je studená a je zložená z WIMP. Najlepší kandidát súčasnej časticovej fyziky na WIMP je najľahšia supersymetrická častica - LSP, stabilné neutralino. AMS poskytne nepriame pozorovania existencie temnej hmoty prostredníctvom anihilácie neutralín kde sa očakávajú produkty antiprotón, pozitrón a kvantá gama. Výskyt týchto produktov anihilácie spôsobí odchýlky od hladkého energetického spektra pozadia bežných procesov. Ďalší potenciálne zaujímavý kanál anihilácie neutralín obsahuje antideuterón v konečnom stave, v niektorých SUSY modeloch ich očakávaný tok o niekoľko rádov prevyšuje pozadie.

V posledných rokoch pribúdajú dôkazy anomálneho prebytku pozitrónov v kozmickom žiarení (viz napríklad PAMELA), ktoré je možné interpretovať buď ako príspevok blízkych astrofyzikálných zdrojov (napríklad pulzary) alebo ako anihiláciu častíc temnej hmoty v galaktickom halu. Presné merania v širokom rozsahu energií sú potrebné na potvrdenie tohto signálu a prípadné odhalenie jeho zdroja.

Medzi ďalšími kandidátmi na temnú hmotu sú napríklad Kaluza-Kleinove bosóny, ktoré by sa mali anihilovať najmä na tvrdé pozitróny a elektróny a mali by byť ľahko pozorovateľné.

Sekundárne kozmické žiarenie

Najväčší rozdiel v zastúpení prvkov v kozmickom žiarení a žiarenia pochádzajúceho zo slnečnej sústavy je podiel výskytu ľahkých jadier prvkov typu Li, Be a B. Je to pravdepodobne následok procesu spalácie – fragmentácie ako dôsledku zrážky primárnych ťažkých jadier s medzihviezdnym plynom. Väčšina ľahkých jadier v spektre kozmického žiarenia sú sekundárne častice. Presné meranie ich spektra pomôže porozumieť ich propagácii v Galaxii.

Medzi nestabilnými izotopmi prítomnými v kozmickom žiarení má významné postavenie izotop ¹⁰Be, pretože je najľahší a má polčas rozpadu zrovnateľný s dobou udržania častice v magnetickom poli Galaxie. Pomer ¹⁰Be/⁹Be sa môže využiť na odhad stredného veku žiarenia.

Exotická fyzika

AMS bude hľadať aj strangelety – hypotetické častice, viazané stavy viacerých up, down a strange kvarkov. Ak táto nová forma hmoty existuje, môže byť stabilná a je možné ju pozorovať. Strangelety by mali mať veľkú kľudovú hmotnosť a malý pomer náboja ku hmotnosti.

Štúdium kozmického žiarenia

AMS bude študovať procesy tvorby, urýchľovania, propagácie kozmického žiarenia Vesmírom a jeho interakcie v heliosfére. Očakáva sa, že viac ako 10 rokov aktívnej činnosti a veľká štatistika meraní nám prinesú nové poznatky o tomto fenoméne.

Kozmické žiarenie je jednou z prekážiek k letu na Mars s ľudskou posádkou. Väčšina štúdií na nižších energiách sa odohrávala na balónových experimentoch s krátkou dobou merania. Dlhá doba života AMS umožní merania dlhodobých variácii toku v širokom rozmedzí energií.

Vybavenie detektora

AMS detektor sa skladá z viacerých subdetektorov plniacich rôzne funkcie ktoré dohromady tvoria funkčný celok schopný merať náboj, smer, energiu, hmotnosť a druh prichádzajúcich častíc v širokom rozmedzí energií zhruba od 500 MeV až po niekoľko TeV a identifikáciou častíc až do Z ~ 30. Dôležitým parametrom kde AMS predčí ostatné experimenty, je akceptancia spektrometru, alebo rozmedzie uhlov, v ktorých môžu častice nalietavať a byť úspešne identifikované. Detektor AMS-02 je časticový spektrometer s veľkou uhlovou akceptanciou a rozsahom merateľných energií častíc.

AMS

Transition Radiation Detector – TRD

TRD slúži na separáciu ľahkých a ťažkých častíc pri rovnakom odmeranom náboji a hybnosti, konkrétne na rozpoznanie medzi ľahkými elektrónmi-pozitrónmi a protónmi. Prechodové žiarenie vzniká pri prechode relativistickej nabitej častice rozhraním médií s rozdielnou permitivitou, jeho charakteristické spektrum tvoria fotóny s energiou niekoľko keV a jeho intenzita je závislá na relativistickom gama faktore prelietavajúcej častice. Pri rovnakej energii bude mať pozitrón podstatne väčší gama faktor a teda vyprodukuje viac fotónov ako protón. Na detekciu röntgenovských fotónov slúži niekoľko tisíc detekčných trubičiek umiestnených v 20 vrstvách, fungujúcich v Geigerovom móde naplnených zmesou Xe/CO₂. Obdobný detektor TRT funguje v experimente ATLAS.

TRD

Time-of-Flight Counters – ToF

ToF slúžia ako trigger experimentu a zároveň fungujú ako hodoskop (meranie rýchlosti častíc pomocou časových intervalov príchodu signálu) a diskriminátor smeru letu častice (zdola hore a naopak). Dohromady ich tvoria 4 vrstvy scintilátorov zoskupených v 2 mechanických štruktúrach – horný a dolný ToF. Anti-koincidenčné scintilátory sú rozmiestnené okolo kremíkového detektoru dráh vo vnútri a vetujú častice letiace šikmo na osu prístroja alebo zo strany.

ToF

Ring Imaging Cherenkov detector – RICH

RICH je navrhnutý na separovanie nabitých izotopov kozmického žiarenia pomocou merania rýchlosti častíc s vysokou presnosťou. Detektor pozostáva z dvojitého dielektrického radiátoru (aerogel a NaF), v ktorých nastáva emisia kužeľa Čerenkovovho svetla pri prelete nabitej častice s rýchlosťou prevyšujúcu fázovú rýchlosť svetla v materiáli. Emitované fotóny sú detekované maticou fotonásobičov, otvárací uhol kužeľa svetla priamo udáva rýchlosť častice. Počet Čerenkovových fotónov je úmerný náboju častice.

Kremíkový tracker – STD

Kremíkový detektor dráh častíc meria polohu a zakrivenie dráh nabitých častíc v magnetickom poli permanentného magnetu. STD má 8 vrstiev obojstranných mikrostripových detektorov ktoré umožňujú presné meranie polohy zásahov a následnú rekonštrukciu dráhy. Zakrivenie dráhy určuje hybnosť, smer vychýlenia dráhy náboj. STD môže tiež detegovať gama fotóny prostredníctvom ich konverzie na pár opačne nabitých stôp e⁺e^–.

STD

ECAL

K deštruktívnemu meraniu energie častíc (najmä e⁺ a e^–) slúži elektromagnetický kalorimeter, prekladaných vrstiev scintilačných vlákien a olova ako radiátoru. Častica prechádzajúca hustý olovený radiátor vyprodukuje spŕšku sekundárnych častíc, veľkosť spŕšky a deponovaná energia v scintilačných vláknach sú úmerné energii primárnej častice. Vlákna sú usporiadané striedavo vo vrstvách na seba kolmých smeroch a dávajú aspoň čiastočnú informáciu o 3D tvare spŕšky. Kalorimeter tiež slúži ako fotónový trigger.

ECAL

Záver

Pôvodne mal byt experiment vynesený na obežnú dráhu v roku 2005, problémy s raketoplánmi však odsunuli štart. Detektor bol nakoniec zostavený v laboratóriu CERN, kde bol pri kalibrovaní vystavený protónovým a elektrónovým zväzkom začiatkom roku 2010. V marci a apríli prebehlo vákuové a tepelné testovanie v simulátore v centre ESTEC (European Space Research and Technology Centre) v Holandsku a 26. augusta 2010 bol AMS-02 na palube C-5 premiestnený do Kennedyho vesmírneho strediska a čaká na vypustenie. Štart STS-134 je naplánovaný na „nie skôr“ ako 16. mája 2011 O 12:56 svetového času.

Zdroje:

Fyzika

13.5.2011

Michal Marčišovský