Zvětšit obrázek

Jednou z největších záhad, která propojuje zkoumání vesmíru a mikrosvěta, je původ temné hmoty. Současný stav pozorování tohoto fenoménu byl na Oslovi podrobně popsán v nedávném článku.  Na objevení částic, které by stály, za fenoménem temné hmoty se pracuje v několika směrech. Než si je zopakujeme, připomeňme si, že částice temné hmoty musí být neutrální. Pokud se jedná například o supersymetrické částice, půjde o nejlehčí z nich. Ty už se nemohou rozpadat na jiné supersymetrické částice a jsou tak velice stabilní Jejich rozpad na částice Standardního modelu hmoty a interakcí je totiž jen velmi málo pravděpodobný. Neutrální supersymetrická částice s nejmenší hmotností se často označuje jako neutralino. Vysvětlení názvosloví supersymetrických částic naleznete zde.

Prvním směrem je snaha o produkci supersymetrických částic na urychlovačích. V současné době má největší šanci urychlovač LHC. V tomto případě by se nejsnadněji detekovaly nabití partneři částice tvořící temnou hmotu. Ti však budou těžší. Detekce neutralin bude náročnější. Podobně jako při zjišťování produkce neutrin se využije pozorování chybějící energie a hybnosti.

Zvětšit obrázek

Schéma spektrometru AMS. Prvním detektorem je TRD (Transition Radiation Detector). Ten využívá toho, že nabitá částice s rychlostí velmi blízkou rychlosti světla při průchodu rozhraním produkuje elektromagnetické záření s relativně vysokou energií. Identifikuje právě elektrony a pozitrony. Před magnetem a za magnetem jsou dva detekční systémy, které dohromady tvoří TOF spektrometr. Ten dokáže velmi přesně určit doby průletu částice zmíněnými dvěma vrstvami detektorů a z doby letu mezi nimi se určuje její rychlost a tak i energie. Hlavně uvnitř magnetu, ale i mimo něj, je devět vrstev detektorů určujících přesně polohu průletu částice a tím i její dráhu ovlivněnou magnetickým polem. Tím lze zjistit její náboj i hybnost. Čerenkovovův detektor RICH (Ring Imaging CHerenkov detector) umožní další nezávislé určení náboje a rychlosti částice pohybující se rychlostí větší než je rychlost světla v daném prostředí, z úhlu, do kterého produkuje Čerenkovovo záření. Elektromagnetický kalorimetr ECAL na konci spektrometru určí celkovou energii a směr příletu u elektronu, pozitronu a fotonu gama.

Druhým směrem je využití pozemních detektorů, které se snaží zaznamenat rozptyl částic temné hmoty na protonech a jádrech, či jiné formy jejich interakce s normální hmotou. Pravděpodobnost těchto interakcí je extrémně malá, proto se experimenty s jejich zachycením musí provádět hluboko v podzemí, aby se co nejvíce potlačil vliv reakcí kosmického záření.
Třetím je pak zachycení produktů rozpadů nebo anihilace částic temné hmoty v kosmickém záření ve vesmíru. V tomto případě se využívá detekce gama záření, pozitronů či antiprotonů z kosmického záření. Největší šance je, pokud je hmotnost (klidová energie) těchto částic velká a dosahuje hodnot stonásobku až tisícinásobku hmotnosti protonu. Pak mají produkované částice (fotony gama, pozitrony či antiprotony) velmi vysokou energii a jsou tak v oblasti energetického spektra, kde je intenzita produkce částic z klasických zdrojů velmi nízká a vliv produktů rozpadu částic temné hmoty se může projevit.

Zvětšit obrázek

Závislost toku pozitronů (červená křivka) a elektronů (modrá) na jejich energii. Pozor, tok částic je vynásoben třetí mocninou energie. Pro energie větší než 8 GeV tak počet elektronů klesá o trochu rychleji než s třetí mocninou energie a počet pozitronů pak zhruba s třetí mocninou energie a pro energie větší než 30 GeV dokonce pomaleji.

Nové výsledky měření spekter pozitronů a elektronů spektrometrem AMS

Kosmické záření a tedy i možné produkty rozpadu či anihilace částic temné hmoty se detekují pomocí kosmických sond a detektorů na nich. Jedním z nejvýznamnějších v současné době fungujících přístrojů je spektrometr AMS  na vesmírné stanici ISS. Ten byl před vypuštěním velmi intenzivně testován v laboratoři CERN a z této laboratoře se řídí i jeho vědecká mise. Duchovním otcem projektu je Samuel C. C. Ting, který dostal Nobelovu cenu v roce 1976 s Burtonem Richterem za objev J/ψ mezonu. Ten také přednesl na nedávném semináři  v laboratoři CERN nová velice kvalitní a přesná data o elektronech a pozitronech v kosmickém záření. Ve stejné době vychází také dva články s těmito výsledky v časopise Physical Review Letter (odkazy třeba zde).

Zvětšit obrázek

Stejná spektra, tentokrát zobrazena do dvou obrázků (a – elektrony, b – pozitrony) a společně s daty z předchozích experimentů. Je vidět, že výsledky měření spektrometru AMS jsou řádově přesnější než předchozí data. Druhá nejkvalitnější data jsou z evropského spektrometru PAMELA, který je umístěn na satelitu DK1 a první spolehlivě prokázal, že existuje problém s přebytkem pozitronů s vysokými energiemi v kosmickém záření.

Spektrometr AMS dokáže pomocí kombinace velmi kvalitních detektorů určit náboj, hmotnost, hybnost a energii nabitých částic a jader kosmického záření. Za 40 měsíců dosavadní práce se mu podařilo získat přes 50 miliard zachycených případů kosmického záření. Z nich 41 miliard už je zpracováno. Téměř 11 milionů bylo identifikováno jak elektrony a pozitrony. Podíl pozitronů mezi nimi je tak v řádu několika procent, konkrétně jich celkově bylo 640 tisíc.

Hlavním zdrojem je zvláště pro oblast nižších energií interakce kosmického záření s mezihvězdnou hmotou. V tomto případě se jedná o difuzní zdroj, jehož pokles s energií lze jak pro elektrony, tak pro pozitrony dobře předpovídat. Protože elektronů z normálních zdrojů je řádově více než pozitronů a v anihilaci či rozpadu hypotetických částic temné hmoty by měl vznikat stejný počet elektronů jako pozitronů, je větší šance uvidět vliv částic z anihilace temné hmoty pomocí detekce pozitronů, kde je pozadí z kosmického záření menší.

Zvětšit obrázek

Závislost podílu počtu pozitronů vůči sumě elektronů a pozitronů v oblasti energií mezi 1 až 35 GeV. Závislost je zobrazena v lineárním měřítku. Červeně jsou vyznačena nejnovější data z AMS, zelená křivka ukazuje průběh pro klasické zdroje z kosmického záření.

Pozitrony se podařilo studovat v rozsahu energií 0,5 až 500 GeV a elektrony v rozsahu energií 0,5 až 700 GeV. Ukázalo se, že spektrum pozitronů vypadá diametrálně odlišně od spektra elektronů. Tvar spektra elektronů pro velmi vysoké energie zhruba odpovídá tomu, co by se dalo očekávat s uvážením klasických zdrojů z kosmického záření, u pozitronů se pokles pro energie přesahující 8 GeV zpomaluje.

Ještě lépe je rozdíl v chování u těchto dvou částic vidět, pokud se podíváme, jak se mění podíl pozitronů, tedy na poměr počtu pozitronů a součtu počtů pozitronů a elektronů. Lze pozorovat, že okolo energie 8 GeV se trend mění z poklesu na růst a zároveň se dramaticky začíná odchylovat od předpovědi založené na tom, že pochází z klasického kosmického záření. Pro energie blížící se hodnotě 300 GeV se růst zastavuje.

Zvětšit obrázek

Průběh podílu pozitronů, tentokrát pro energie elektronů a pozitronů přesahující 35 GeV. V grafu jsou i vyznačeny výsledky předchozích experimentů. I z tohoto grafu je vidět kvalitativní skok, který AMS spektrometr umožnil.

Jak lze tato měření interpretovat?

Hlavně z grafu, kde je zobrazen podíl pozitronů v celém energetickém rozsahu s logaritmickou energetickou škálou, je nejlépe vidět, že se růst podílu pozitronů zastavuje u energie zhruba 270 GeV. Bohužel současná statistika nabraná spektrometrem AMS zatím neumožňuje se dostat dále. Chování tohoto podílu v oblasti vyšších energií bude klíčové.
 

V případě, že je rozdílné chování spektra pozitronů oproti elektronům způsobeno produkty anihilace částic temné hmoty (třeba neutralin), pak by mělo dojít k prudkému poklesu u energie, která je klidovou energií dané částice temné hmoty. Pokud by naopak důvodem chování pozitronového spektra byly klasičtější zdroje, například pulsary, měl by být pokles podílu pozitronů v závislosti na energii mnohem pozvolnější.

Zvětšit obrázek

Závislost podílu pozitronů ve spektru elektronů a pozitronů je tentokrát zobrazeno v logaritmickém měřítku. Horní graf ukazuje, jaká je směrnice závislosti. V případě kladné směrnice máme rostoucí závislost, v případě záporné směrnice je závislost klesající. Je-li nula, křivka se z energií nemění.

Velice důležitou vlastností pozitronů i elektronů v pozorované oblasti energií je, že se pozoruje izotropní rozložení směru jejich příletu a to s přesností na zlomky procenta. Je tak zřejmé, že musí jít o velké množství zhruba izotropně rozložených zdrojů. A to je v případě, že se má jednat o anihilaci částic temné hmoty, skutečností. Ovšem podobná situace nastává i v některých klasických interpretacích přebytku pozitronů v kosmickém záření při vysokých energiích.

Rozhodnout otázku původu přebytku pozitronů u vysokých energií kosmického záření by tak měla větší statistika, která umožní studovat pozitrony s energií až v řádu 1000 GeV. A právě to je cílem AMS. V daném případě je pro zúčastněné fyziky prioritou spolehlivost a kvalita měření. To je důvod, proč zpracování elektronů a pozitronů prováděly dvě nezávislé skupiny a prezentace a publikace konečných výsledků i v současném případě trvala dost dlouho. Od informací o předběžných datech z prvních pár let práce spektrometru už nějaký čas uběhl.
.
 

Zvětšit obrázek

Vysvětlení tvaru závislosti podílu pozitronů v kosmickém záření na energii v případě interpretace přebytku pomocí částic z anihilace temné hmoty. Zelená křivka ukazuje podíl z klasických zdrojů z interakce kosmického záření. Na něm sedí vliv částic temné hmoty pro případy různých hmotností částic temné hmoty (červené křivky).

Další možností, jak lze rozřešit původ přebytku pozitronů, je analýza poměru protonů a antiprotonů. V případě, že pozitrony pocházejí z anihilace či rozpadu částic temné hmoty, mělo by docházet i k anihilacím s produkcí protonů a antiprotonů a tento jev by měl být pozorovatelný ve spektru antiprotonů zhruba ve stejné oblasti energií. Proto se netrpělivě čeká na výsledky AMS v této oblasti. Na zpracování těchto dat však pracuje ještě více nezávislých skupin. Výsledky budou publikovány až po dokončení celé analýzy a získání konečných spolehlivých dat.

Závěr

Je tak vidět, že by spektrometr AMS mohl velmi silně zasáhnout do hledání původců stojících za temnou hmotou. Pokud je pozorovaný přebytek pozitronů při vysokých energiích opravdu způsoben anihilací neutralín či jiných částic temné hmoty, znamená to, že by jejich hmotnost měla být v oblasti zhruba mezi 400 a 1000 GeV/c². V takovém případě by tak byla jejich produkce v dosahu urychlovačů, které můžeme vybudovat na základě současných technologií. A potvrzení jejich existence třeba ze spektra antiprotonů nebo po zvýšení statistiky měření elektronů a pozitronů by bylo silným impulsem pro stavbu většího následníka urychlovače LHC a značně by přispělo k definování jeho parametrů.

Ať už jsou za pozorovaným přebytkem pozitronů částice temné hmoty nebo mnohem klasičtější a méně exotické zdroje, můžeme se v každém případě těšit na velice zajímavou fyziku na základě dat ze spektrometru AMS. Jeho řídící centrum v laboratoři CERN, kde jsou neustále v kontaktu s kosmonauty na ISS, si můžete prohlédnout v rámci exkurze do této laboratoře. I to je dobrý důvod se tam podívat zvláště v době, kdy laboratoř slaví šedesáté výročí svého vzniku.