Objevy z vesmírného gama teleskopu Fermi
| 7. 6. 2012„Před vaší přednáškou jsem byl z tématu poněkud zmaten. Po ní jsem stále zmaten, ale už na vyšší úrovni.“
Enrico Fermi
„Existují dvě možnosti: Pokud výsledek potvrzuje hypotézu, provedli jste měření, pokud výsledek hypotéze odporuje, učinili jste objev.“
Enrico Fermi
Mise Fermi se začala připravovat v devadesátých letech minulého století, tehdy ještě pod názvem GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope). Cílem bylo navázat na výsledky detektoru EGRET na palubě družice Compton (Compton Gamma Ray Observatory – CGRO), který v té době zmapoval nebe v oblasti gama záření.
Hlavním přístrojem družice Fermi je teleskop LAT (LAT je akronym Large Area Telescope, tedy teleskop s velkou detekční plochou), umožňující celooblohovou prohlídku zaměřenou na studium astrofyzikálních a kosmologických jevů od aktivních galaktických jader přes pulsary a jiné vysokoenergetické zdroje gama záření až po temnou hmotu. Druhým zařízením na palubě observatoře Fermi je monitor záblesků gama GMB (GBM je opět akronym – Gamma-ray Burst Monitor), určený k pozorování zábleskových zdrojů gama. Vesmírný gama teleskop Fermi byl vypuštěn 11. června 2008. Misi připravila a řídí agentura NASA ve spolupráci s týmy z Francie, Německa, Itálie, Japonska a Švédska. Po vypuštění byl GLAST po veřejné soutěži přejmenován na družici Fermi, jak bývá v NASA zvykem.
Záblesk gama s největším množstvím uvolněné energie
Záblesk gama GBR 080916C v souhvězdí Lodního kýlu detekovaly oba přístroje observatoře Fermi v září 2008. Exploze měla výkon jako 9000 běžných supernov a relativistický výtrysk hmoty se musel pohybovat rychlostí nejméně 99,9999 % rychlosti světla. Šlo tedy o nejenergetičtější záblesk gama, jaký byl kdy pozorován. Další pozoruhodností je, že zdroj záblesku leží ve vzdálenosti 12,2 miliardy světelných let a jeho světlo se tedy vydalo na cestu v době, kdy ještě neexistovala sluneční soustava a patrně ani naše Galaxie ve své dnešní podobě. A do třetice, emise ve vyšších energiích byla zaregistrována o 5 sekund dříve než v nižších energiích. Taková prodleva byla zaznamenána jen u jednoho dřívějšího záblesku gama.
Předpokládá se, že dlouhé gama záblesky (delší než 2 sekundy) vznikají při kolapsu velmi hmotných hvězd na černou díru, kdy se uvolní obrovský výtrysk hmoty pohybující se téměř rychlostí světla. Přesný mechanismus zatím není znám, ale zmíněná prodleva může znamenat, že existují různé mechanismy emise záření gama nebo že vyšší energie vznikají v jiné části výtrysku.
Fermiho bubliny
Jedním z nejvýznačnějších objevů detektoru Fermi LAT je prokázání existence obrovských bublin záření gama, které se rozpínají kolmo na rovinu naší Galaxie. Každá z nich měří na výšku 25 000 světelných roků a má poměrně ostré okraje, což svědčí o tom, že k uvolnění velkého množství energie došlo dosti rychle. Jedním z procesů, který je schopen produkovat záření gama o vysokých energiích, je tzv. inverzní Comptonův rozptyl, při kterém elektrony s rychlostí blízkou rychlosti světla interagují s okolními radiovými nebo infračervenými fotony a katapultují je až do oblasti gama. Jestli je tento proces schopen vytvořit pozorované bubliny a co je vlastně jejich zdrojem, je v každém případě námětem vzrušených astrofyzikálních debat.
Krabí mlhovina – nic není, co bývalo
Krabí mlhovina byla dlouhou dobu považována astrofyziky za konstantní zdroj, tzv. standardní svíčku. Znamená to, že intenzita, popřípadě variabilita jiných zdrojů byla udávána ve zlomcích, resp. násobcích intenzity Kraba. V dubnu 2011 ale zaznamenala sonda Fermi a později také přístroje satelitu AGI-LE náhlé vzplanutí asi 30krát energetičtější, než je běžný výkon Krabí mlhoviny v oblasti záření gama. Zajímavé je, že tento supervýtrysk nebyl pozorován v rentgenové oblasti. Podle náběhové a sestupné hrany dubnového výtrysku se dá usuzovat, že zářící oblast je asi tak velká jako naše sluneční soustava.
Možným vysvětlením je, že došlo k náhlé restrukturalizaci silného magnetického pole v okolí pulsaru ležícího uprostřed Krabí mlhoviny. Taková změna může urychlit například elektrony na rychlosti blízké rychlosti světla, které pak v magnetickém poli emitují záření gama.
Výtrysky antihmoty v pozemských bouřkách
Dalším pozoruhodným objevem observatoře Fermi bylo pozorování výtrysků antihmoty v oblastech nad pozemskými bouřemi. Zdá se, že tyto výtrysky pocházejí z pozemských záblesků gama a jsou spojeny s blesky. Nad bouřkou se vytvoří tak silné elektrické pole, že vytvoří lavinu elektronů, které v interakcích s molekulami vzduchu vyzařují fotony gama. Ty se následně mění v elektronpozitronové páry. Sonda Fermi pak zaznamená foton s energií 511 keV, což je jasná známka, že pozitron anihiloval s částicí běžné hmoty, například přímo v družici. Observatoř Fermi se tedy dívá nejen do hlubin vesmíru, ale pomáhá také pochopit jevy v naší atmosféře.
Fermi potvrzuje výsledky satelitu PAMELA
Vědci týmu PAMELA publikovali v roce 2008 výsledky svého pozorování, ve kterých zaznamenali zvýšené množství kosmických pozitronů – částic antihmoty (viz též Radomír Šmída, Vesmír 88, 312–315, 2009/5). Pozorovaný přebytek byl přisuzován rozpadu částic temné hmoty – látky, o které se věří, že vyplňuje 23 % vesmíru, o jejíž podstatě ale nevíme téměř nic. Výsledek vyvolával kontroverzní reakce.
Observatoř Fermi byla zkonstruována pro detekci neutrálních částic gama, nemá tedy na palubě magnet, který by jí umožnil rozeznat od sebe elektrony a pozitrony (dráhy částic s opačným nábojem se v magnetickém poli zakřivují opačným směrem). Vědci z projektu Fermi si ale přesto dokázali poradit. Ve snaze prověřit pozorování družice PAMELA využili zemské magnetické pole k tomu, aby pozitrony odlišili. Výsledek? Přebytek pozitronů při energiích nad 20 GeV našli také. Větší množství pozitronů v kosmickém záření se ale dá vysvětlit i jinými scénáři. Pokud by se skutečně mělo jednat o pozůstatek částic temné hmoty, měl by při určité energii nastat prudký pokles počtu pozitronů, který by odpovídal celkové energii částic temné hmoty. Tento pokles ale zatím nebyl zaznamenán, podíl pozitronů až k hranici citlivosti detektoru Fermi LAT stoupá.
Na sklonku roku 2011 zveřejnil tým observatoře Fermi druhý katalog objektů pozorovaných přístrojem LAT. V oblasti, kde před nějakými deseti lety byly známy jenom čtyři zdroje, nyní pozoruje těchto zdrojů 1873.
Okolo 60 % z nich tvoří blazary a jiná aktivní galaktická jádra, dalších deset procent tvoří pulsary a zbytky supernov a přibližně třetinu objektů není možné identifikovat s žádným zdrojem pozorovaným v jiné energetické oblasti.
Do budoucna by se observatoř Fermi chtěla dále věnovat hledání projevů temné látky, gravitačních vln, identifikaci neznámých zdrojů a detailnímu proměření pozorováných objektů.
Mise Fermi je tedy nepochybně velice úspěšný projekt a proto je skvělou zprávou, že v dubnu letošního roku rozhodla NASA o prodloužení mise až do roku 2016.
Nejvýznamnější zdroje záření gama podle Fermi
PĚT NEJ V NAŠÍ GALAXII:
Krabí mlhovina – nejstudovanější objekt na obloze. Rozpínajicí se oblak plynu v souhvězdí Býka leží 6500 světelných let daleko. V jeho středu se nachází velice hmotná neutronová hvězda – pulsar – rotující rychlostí 30krát za sekundu.
W44 – další pozůstatek supernovy 9800 světelných let daleko nacházející se v souhvězdí Orla. Fermi LAT zaznamenává gama-záření z oblastí, kde se rázová vlna ze supernovy střetává s chladnými mračny plynu v jejím okolí.
W407Cygni – symbiotická dvojhvězda obsahující kompaktního bílého trpaslíka a rudého obra, který se zvětšil na velikost 500 Sluncí. Leží ve vzdálenosti asi 9000 světelných let v souhvězdí Labutě. Je velice překvapivé, že tento typ objektů je schopen produkovat vysokoenergetické gama-záření.
Pulsar PSR J0101-6422 – další rychle rotující neutronová hvězda nacházející se v souhvězdí Tukana na jižní obloze. Vykazuje rotaci neuvěřitelných 400 otáček za sekundu, která byla nejdříve pozorována radioteleskopy a až poté byla prokázána i v oboru gama.
2FGL J0359.5+5410 – doposud neidentifikovaný zdroj nacházející se v souhvězdí Žirafy v blízkosti galaktické roviny, což by mohlo znamenat, že tento objekt je součástí Mléčné dráhy. Jeho emise gama připomíná pulsar, ale žádné pulsy nebyly zaznamenány ani nebyl detekován v jiných vlnových délkách.
PĚT NEJ MIMO NAŠI GALAXII:
Centaurus A – obří eliptická galaxie 12 milionů světelných let daleko, nejbližší aktivní galaktické jádro obsahující černou veledíru. Silná radiová emise je pozorována z oblasti obřích laloků vycházejících z černé díry. Oblast, kde Fermi pozoruje vysokoenergetické záření gama s radiovými laloky koresponduje.
Galaxie v Andromedě (M31) – nejbližší spirální galaxie podobná naší Mléčné dráze, 2,5 milionu světelných let daleko. Je viditelná pouhým okem.
Doutníková galaxie (M82) – nachází se ve Velké Medvědici 12 milionů světelných let daleko. V jejím středu vznikají nové hvězdy s 10krát vyšší četností než v naší Galaxii, což zároveň zaručuje vysokou četnost supernov.
Blazar PKS 0537-286 – proměnný blazar v souhvězdí Lva ležící ve vzdálenosti 11,7 miliardy světelných let. Je to druhý nejvzdálenější objekt, který Fermi LAT pozoroval. Změny, které na tomto blazaru astronomové pozorují, se udály v době, kdy byl vesmír starý jenom 15 % jeho současného stáří.
2FGL J1305.0+1152 – záhadný zdroj v souhvězdí Panny. Jeho spektrum gama nevykazuje charakteristické zlomy, které by pomohly určit jeho podstatu.
GAMA ZÁBLESKY
Jsou to krátké výtrysky gama fotonů – nejenergetičtější formy elektromagnetického záření. Byly poprvé pozorovány v roce 1967 vojenskými družicemi Vela. Jsou rozmístěny zcela náhodně po celé obloze, což indikuje extragalaktický původ. Podle doby trvání je možné rozdělit záblesky gama do dvou skupin: krátké – trvající méně než 2 sekundy a dlouhé – trvající od dvou sekund až do několika minut. Astronomové věří, že každá z těchto skupin má jiný původ. Ty déle trvající jsou připisovány explozím velmi hmotných supernov, kolapsarů, v extrémně vzdálených galaxiích. Krátké záblesky gama tvoří asi 30 % a zdá se, že souvisí s kolizemi neutronových hvězd nebo černých děr.
Teprve v roce 1997, kdy se podařilo pozorovat dosvit gama záblesku v optické oblasti, bylo možné určit vzdálenost, odkud záblesk přichází, a závratné množství energie, které vyzařuje.
Při pozorování gama záblesků je nejdůležitější rychlost. Pokud některá z družic na oběžné dráze zaznamená záblesk, je schopna během několika sekund vyhodnotit jeho polohu a informaci předat síti pozemních robotických teleskopů, které se okamžitě zaměří na polohu záblesku a hledají dosvity v různých oborech elektromagnetického spektra.
TEMNÁ HMOTA
Kosmické objekty tvořené obyčejnou látkou představují pouhé 4 % vesmíru. Zbylých 96 % tvoří neviditelná temná energie a temná hmota. Temná hmota (nebo látka) tvoří okolo 25 % a nazývá se temnou nebo skrytou, protože vykazuje pouze gravitační projevy a o její povaze nevíme téměř nic. Není tvořena baryony, protože oblaka baryonů by stínila svítivé objekty nacházející se za nimi a to se nepozoruje. Není tvořena antihmotou, protože v tom případě bychom museli pozorovat anihilační gama záření.
První indicií k existenci této záhadné látky přinesl v roce 1933 Fritz Zwicky, když poukázal na nesoulad mezi hmotností vyplývající z průměrné rychlosti galaxií v kupě ve Vlasech Bereniky a hmotností odvozené z jejich svítivosti. Další indicií byla až téměř o čtyřicet let později práce Very Rubinové, která si všimla, že i v samotných galaxiích se hvězdy na okraji pohybují rychleji, než se předpokládalo. Třetím efektem poukazujícím na existenci neznámé hmoty je gravitační čočkování. V tomto případě vidíme v určité oblasti množství galaxií, jejichž tvary jsou deformovány, ale masívní zdroj tohoto gravitačního působení nevidíme.
Existuje několik teorií o charakteru temné látky, z nichž nejpopulárnější je existence nové hmotné částice, která ale slabě interaguje s běžnou hmotou – WIMP (Weakly Interacting Massive Particle).
Hledáním těchto částic, jednak přicházejících z vesmíru, jednak vyrobených na urychlovači, se zabývá mnoho experimentů. Pozitivní signál vykazují dva experimenty laboratoře Gran Sasso v Itálii – DAMA a CRESST a dva experimenty v dole Soudan v Minnesotě – CDMSII a CoGeNT. Řada dalších však žádný signál nezaznamenala, což vzbuzuje skepsi vůči uvedeným pozitivním výsledkům. Nepřímé projevy temné hmoty se snaží pozorovat družicové detektory jako je PAMELA nebo Fermi.
ENRICO FERMI (1901–1954)
Vynikající italsko-americký fyzik, průkopník fyziky vysokých energií. Významně přispěl k teorii i experimentu v jaderné a částicové fyzice. Jeho první významná práce se týká statistického rozdělení částic s polovičním spinem (tzv. fermionů), které splňují Pauliho vylučovací princip – Fermiho-Diracova statistika. V roce 1932 přišel s teorií rozpadu beta zahrnující Pauliho hypotetickou částici, kterou pojmenoval neutrino (italsky malý neutron).
Jeho nejvýznamnějším počinem je objev umělé radioaktivity. V sérii experimentů s ostřelováním atomových jader neutrony poukázal na význam zpomalených neutronů a vypracoval teorii jaderného štěpení. V roce 1938 mu byla za tuto práci udělena Nobelova cena.
Před 2. světovou válkou uprchl Fermi do Spojených statů, kde pokračoval ve svých výzkumech. V roce 1942 spustil první jaderný reaktor postavený pod tribunou stadionu University v Chicagu. V roce 1943 přesunul své experimenty mimo Chicago, do Argonne – nynější Národní laboratoře v Argonne, USA. Účastnil se projektu vývoje atomové pumy v Los Alamos v letech 1944–1945.
Po válce se zabýval studiem elementárních částic. Spolu s Ch. Yangem vypracoval první model elementárních častic – Fermiho-Yangův model. Navrhl mechanismus pro urychlování kosmického záření v blízkosti supernov – Fermiho urychlování. Po Fermim je také pojmenován prvek s protonovým číslem 100 – fermium, urychlovačová laboratoř v USA – Fermilab a také vesmírný gama teleskop – Fermi.
Ke stažení
článek ve formátu pdf [551,01 kB]
O autorovi
Martina Boháčová
Doporučujeme
Se štírem na štíru
Ustrašená společnost 
