O mlžných komorách

Mlžná komora, známá také jako Wilsonova mlžná komora, je unikátní zařízení zobrazující neviditelné stopy radioaktivních částic. Je tak jedinečným nástrojem pro výuku, demonstraci a popularizaci částicové a jaderné fyziky.

Princip zobrazování mlžných stop

Schematický nákres průřezu mlžnou komorou znázorňuje princip její funkce. Teoretický model mlžné komory pracující se sytými párami.

Zobrazované mlžné stopy vznikají díky specifickým podmínkám uvnitř mlžné komory. Základem je vytvoření vrstvy sytých par isopropylalkoholu. Vrstva sytých par vzniká nad černou pozorovací deskou díky vytvoření teplotního gradientu. Zatímco pozorovací deska je chlazena, v horní části vnitřního prostoru mlžné komory – ve žlábku – dochází k ohřevu isopropylalkoholu. Teplý isopropylalkohol, který se ze žlábku odpaří, klesá dolů k chladné pozorovací desce, nad kterou vytváří vrstvu sytých par o tloušťce přibližně jednoho centimetru.

Mlžná komora zobrazuje bílé mlžné stopy, které zanechávají částice, které mlžnou komorou proletí.
Mlžné stopy za letadlem na nebi jsou podobné mlžným stopám v mlžné komoře.

Pokud vrstvou sytých par isopropylalkoholu proletí elektricky nabitá částice, uvidíme stopu po jejím průletu v podobě jasné bílé stopy. Prolétající nabitá částice způsobí ionizaci molekul isopropylalkoholu, které poté působí jako kondenzační jádra. Pozorovaná bílá stopa je pak tedy uskupení velmi malých kapiček isopropylalkoholu vzniklých náhlou kondenzací.

Bílá stopa vzniklá po průletu částice kontrastuje s černou pozorovací plochou a je tak dobře viditelná pouhým okem. Žádné dvě mlžné stopy nejsou stejné a dokonce se liší takovým způsobem, že můžeme poměrně jednoduše určit, jaká částice svým průletem kondenzaci mlžné stopy způsobila, či dokonce její vlastnosti a z jakého zdroje pocházela.

Tvorbu bílých stop v mlžné komoře lze připodobnit k bílým mlžným stopám, které se objevují na nebi za letadly. Když letadlo proletí v dostatečné výšce, kde se nachází sytá vodní pára, způsobí tím její kondenzaci. A na stejném principu vznikají bílé stopy i v mlžné komoře.

První mlžnou komoru vynalezl skotský fyzik Charles Thomson Rees Wilson, když v roce 1911 přístroj po téměř dvaceti letech vývoje poprvé spustil a provedl první pozorování.

V roce 1927 získal Nobelovu cenu za fyziku za objevení principu zviditelnění drah elektricky nabitých částic za pomoci kondenzace sytých par.

Pozorování jevů a částic

Radioaktivita

Radioaktivita nebo také radioaktivní přeměna je jev, při kterém dochází k přeměně vnitřní struktury atomových jader, často doprovázené ionizujícím zářením (alfa, beta, gama). Radioaktivita je původně zcela přírodní jev nijak nezpůsobený činností člověka. Radioaktivních látek je na světě celá řada, jsou jimi například uranová ruda, či obyčejné banány.

Přestože je radioaktivita spojena s jadernými elektrárnami, jejich podíl na celkovém radioaktivním pozadí je velmi malý.

Radioaktivní přeměnu si můžeme přiblížit pomocí jednoduchého přirovnání. Představme si obézního člověka. Tento stav pro člověka obecně není přirozený a chce se obezity zbavit, tedy zhubnout. To udělá nejjednodušeji tak, že přebytečné tukové zásoby odhodí pryč. Stejnou motivaci mají i atomová jádra, která se nacházejí v pro ně nepřirozeném stavu, například mají vysoký počet neutronů, nebo jsou příliš velká. Taková jádra tedy přirozeně změní svojí strukturu, například se zmenší vyzářením alfa částice (dvou protonů a dvou neutronů), nebo například přemění neutron na proton, přičemž dojde k vyzáření elektronu (radioaktivní přeměna beta minus).

Přestože je pojem radioaktivity nejčastěji spojen s jadernými elektrárnami, jejich podíl na celkovém radioaktivním pozadí, tedy dávce radiace, které jsme na Zemi běžně vystaveni, je oproti přirozenému radioaktivnímu pozadí velmi malý, a to i se započtením jaderných havárií, jako byly například v roce 1986 havárie Černobylské jaderné elektrárny a v roce 2011 havárie elektrárny Fukušima Daiichi.

Základní

Alfa částice

Částice alfa je označení pro uskupení dvou protonů a dvou neutronů, jedná se tedy o jádro helia. Částice alfa zanechává v mlžné komoře kratší, ale silnější stopy. Proud alfa částic se nazývá radioaktivní záření alfa. Jedná se o nejméně pronikavé záření, zastaví jej například list papíru nebo i jen několik metrů vzduchu. Přirozeně je zdrojem alfa záření například uran, radium, nebo také radon. Izotop radonu Rn-222 je známý pro svůj potenciál hromadění se v budovách, běžně totiž dochází k jeho uvolňování ze zemské kůry. Příkladem umělého zdroje alfa záření je izotop Am-241 prvku americium, který se v přírodě běžně nevyskytuje.

Elektrony

Různorodé, často tenké a klikaté nebo tenké a přímé mlžné stopy patří elektronům. Jak moc se dráha elektronu zahýbá, záleží na jeho energii. Zatímco elektrony s vysokou energií si razí cestu přímým směrem, elektrony s nižší energií mění svůj směr v důsledku srážek s molekulami isopropylalkoholu. Elektrony v mlžné komoře mají svůj původ opět buď z radioaktivních přeměn uskutečněných na zemi, tedy jako součást přirozeného radioaktivního pozadí, nebo pochází ze sekundárního kosmického záření. Proud elektronů se označuje jako záření beta minus. Záření beta je pronikavější než záření alfa, lze jej odstínit například 1 mm tlustým plátem olova.

Pozitrony

Poziton je první pozorovaná částice antihmoty, je antičásticí elektronu. Jeho stopa je identická s elektronem, odlišit stopy těchto částic lze umístěním mlžné komory do magnetického pole, kdy se stopy elektronů a pozitronů začnou stáčet na opačné strany. Ostatně byl takto pozitron poprvé pozorován v roce 1932 Carlem Andersonem, který za tento objev získal Nobelovu cenu za fyziku. Pozorované pozitrony pocházejí z kosmického záření, nebo z přirozených rozpadů atomů na zemi. Proud vyzařovaných pozitronů nazýváme záření beta plus. Příkladem přírodního zdroje radioaktivního záření beta plus je draslík 40-K, který je nejvíce obsažen v banánech. Konzumace jednoho banánu představuje dávku odpovídající 1% průměrné denní dávky radioaktivního záření, které na člověka běžně působí. S pozitrony se setkáme i v medicíně, a to konkrétně u pozitronové emisní tomografii (PET). Jedná se o zobrazovací metodu, která zobrazí jednotlivé tkáně. Tato metoda je založena na interakci s radiofarmatikem, které je pacientovi podáno. Toto radiofarmatikum je zdroj beta plus záření, tedy emitor pozitronů. Vyletující pozitrony anihilují s elektrony přítomnými v atomech těla. Detektor přitom registruje fotony, které jsou při anihilaci vyzářeny. V mlžné komoře je možné anihilaci pozitronu a elektronu identifikovat z průběhu stop v mlžné komoře.

Protony

Výrazné stopy, které často protínají celou plochu mlžné komory, patří protonům, částicím tvořící jádra atomů. Tyto protony mají původ v kosmickém záření. Stopy protonů mohou zanechat stopu přes celou pozorovací plochu, ale také kratší stopu nebo i jen tečku – záleží na úhlu, pod kterým proton do mlžné komory vniká. S protony se můžeme setkat i v medicíně, konkrétně v oboru radioterapie. V protonové léčbě se využívá urychlených protonů pro ozařování nemocné tkáně, respektive nádorů a karcinomů. Protonová léčba je příkladem využití původně výzkumného typu zařízení pro konkrétní aplikaci – protony jsou urychlovány pomocí částicového urychlovače (cyklotronu).

Vzácné

Mion

Miony jsou částice přilétající ze sekundárního kosmického záření. V mlžné komoře zanechávají dlouhé přímé stopy podobné stopám elektronů nebo protonů. Miony můžeme pozorovat v mlžné komoře i přes jejich velmi krátkou životnost, a to díky dilataci času, jednom z efektů speciální teorie relativity. Miony se totiž k zemi pohybují rychlostí blízkou rychlosti světla, proto stihnou dorazit k zemi dříve, než se rozpadnou.

Spršky kosmického záření

Kosmické záření představuje částice přilétající z kosmu vysokou rychlostí a dopadající do atmosféry Země, kde dochází ke vzniku sekundárního kosmického záření interakcí s atomy v atmosféře. V mlžné komoře můžeme pozorovat kosmické záření jednoznačně díky sprškám sekundárního kosmického záření, a to jako několik mlžných stop orientovaných stejným směrem ve stejný okamžik. Částice kosmického záření pocházejí například ze Slunce, ale také z mezihvězdného a mezigalaktického prostoru.

Delta ray elektrony

Při průletu relativně těžké částice s vysokou energií lze pozorovat v mlžné komoře stopy tzv. delta záření. Jedná se o elektrony vytrhávané z molekul isopropylalkoholu průletem právě takové těžké částice, jako je například proton. V mlžné komoře pak vidíme kolem přímé stopy protonu tenké stopy elektronů právě v důsledku ionizace molekul isopropylalkoholu. Právě takové unikající elektrony bývají nazývány jako záření delta, anglicky delta ray.

Nepřímé pozorování gama záření – Compton scattering

Radioaktivní záření gama nelze pozorovat v mlžné komoře přímo, jelikož se jedná opravdu o záření a nikoliv proud nabitých částic, jako je tomu u záření alfa a u záření beta. Tento fakt však lze částečně obejít. Přiložením zdroje gama záření ke sklu mlžné komory dojde k vytrhávání elektronů z molekul, které sklo tvoří. Tyto elektrony pak v mlžné komoře pozorujeme.

Dvojité stopy tvaru „V“ alfa částic po rozpadu radonu*

Stopy ve tvaru písmene “V” patří dvěma alfa částicím, které byly vyzářeny velmi krátce po sobě. Jestliže je v pozorovací oblasti mlžné komory přítomen radon 220-Rn, pozorujeme jeho rozpad na polonium 216-Po, které se témeř okamžitě ropadá na Olovo 212-Pb. Tyto dva rozpady doprovází vyzáření celkem dvou alfa částic, jejichž stopy v mlžné komoře pozorujeme. Radon 220-Rn lze injektovat do pozorovací oblasti mlžné komory díky interaktivnímu tlačítku Radon modulu.

Demonstrace poločasu rozpadu radonu*

Poločas rozpadu je doba, za kterou se rozpadne polovina z aktuálního počtu atomárních jader ve vzorku. V mlžné komoře si tento pojem můžeme přiblížit za pomoci radonu 220-Rn a charakteristickými stopami ve tvaru “V”. Po injekci radonu 220-Rn do pozorovací oblasti mlžné komory pozorujeme maximální počet stop ve tvaru “V”. Radon 220-Rn má poločas rozpadu jednu minutu, proto za tuto dobu uvidíme polovinu “V” stop. Vyčkáme-li další jednu minutu, tedy další poločas rozpadu, uvidíme v mlžné komoře polovinu z poloviny “V” stop z maximálního počtu, který jsme pozorovali po injekci radonu 220-Rn. Radon 220-Rn lze injektovat do pozorovací oblasti mlžné komory díky interaktivnímu tlačítku Radon modulu.

Vizualizace thoriové rozpadové řady*

Thoriová rozpadová řada je jednou ze čtveřice základních rozpadových řad. Jedná se o posloupnost prvků, kde je přesně dané, na jaký další prvek se předchozí nestabilní prvek rozpadne a jakou částici při tom vyzáří (například alfa částice či elektron). V mlžné komoře můžeme pozorovat část Thoriové rozpadové řady, kdy po injekci radonu 220-Rn do pozorovací oblasti pozorujeme stopy dvou alfa částic po rozpadu radonu 220-Rn na polonium 216-Po a jeho rozpadu na olovo 212-Pb. Radon 220-Rn lze injektovat do pozorovací oblasti mlžné komory díky interaktivnímu tlačítku Radon modulu.

Alfa částice vyzářené ze zdroje alfa záření*

Stopy částic radioaktivních záření lze kromě pozorování přirozeného radioaktivního pozadí pozorovat také umístěním umělého zdroje do pozorovací oblasti mlžné komory. Zdrojem částic alfa záření, alfa částic, je například americium 241-Am. Po jeho vsunutí do pozoravací oblasti je možné pozorovat stopy vyzářených alfa čásic. Umělý zdroj alfa částic americium 241-Am lze vsunout do pozorovací oblasti mlžné komory pomocí interaktivního tlačítka Radionuklid modulu.

Elektrony vyzářené ze zdroje beta záření*

Stopy částic radioaktivních záření lze kromě pozorování přirozeného radioaktivního pozadí pozorovat také umístěním umělého zdroje do pozorovací oblasti mlžné komory. Zdrojem částic beta záření, elektronů, je například stroncium 90-Sr. Po jeho vsunutí do pozorovací oblasti je možné pozorovat všesměrový vějíř stop vyzářených elektronů. Umělý zdroj elektronů stroncium 90-Sr lze vsunout do pozorovací oblasti mlžné komory pomocí interaktivního tlačítka Radionuklid modulu.

Velmi vzácné

Pion

Piony jsou částice složené z dvojice elementárních částic kvarků “u” a “d”, přičemž obsahují vždy jeden kvark a jeden antikvark. V mlžné komoře pozorujeme stopy jen nabitých pionů. Stopy pionů jsou velmi podobné se stopami elektronů a je tedy obtížné jejich stopy odlišit; lze tak učinit z průběhu stop v mlžné komoře. Piony jsou také součástí sekundárního kosmického záření, které vzniká v atmosféře interakcemi částic primárního kosmického záření s částicemi atmosféry.

Kaon

Kaony jsou částice skládající se z jednoho kvarku “s” a jednoho kvarku “u” nebo “d”, vždy ve dvojici kvark a antikvark. V mlžné komoře lze tuto částici identifikovat pouze z průběhu stop v mlžné komoře při rozpadu nějakého kaonu, přičemž kaony se rozpadají na piony. Kaony byly objeveny na snímcích z mlžné komory v roce 1947 při studiu sekundárního kosmického záření, jehož jsou také součástí.

Elastic proton scattering

Elestic proton scattering je jeden ze vzácnějších jevů, které lze v mlžné komoře pozorovat. Jedná se o způsob interakce, při které dojde k pružné srážce dvou protonů.

Rozpad mionu slabou interakcí

V mlžené komoře lze pozorovat rozpad mionu slabou interakcí na elektron. Tento rozpad je jasně patrný z průběhu mlžné stopy. Tlustší mlžná stopa mionu se po náhle ostře zlomí a ztenčí – mion se rozpadl a pozorujeme tenčí stopu elektronu. Další částice – mionové neutrino a elektronové antineutrino – v mlžné komoře nepozorujeme, jelikož tyto částice nejsou elektricky nabité.

Gama anihilace

Anihilace nastává v okamžiku, když se setká částice se svou antičásticí. Nejznámějším příkladem je anihilace elektronu a pozitronvu, při které vznikají dva fotony záření gama. V mlžné komoře tento jev pozorujeme jako dvě tenké stopy (elektron a pozitron), které skončí na jednom stejném místě. Foton gama záření v mlžné komoře nepozorujeme, neboť tato částice nenese žádný elektrický náboj. Tento jev lze pozorovat také v opačném pořadí, kdy se foton rozpadne na elektron a pozitron, jejichž stopy tedy vychází ze stejného místa.

Oh-my-god particle – částice 'Ó můj bože'

V roce 1991 byla poprvé pozorována částice, která měla ultra-vysokou energii porovnatelnou například s kinetickou energií letícího fotbalového balónu. Tato částice má jistě původ ve vesmíru, tedy přiletěla jako součást kosmického záření, ale její přesný původ zatím není jistý. Částice “Ó můj bože” se nejvíce podobala velmi rychle letícímu protonu. Teoreticky lze takovou částici pozorovat v mlžné komoře, nicméně bylo dosud pozorováno jen několik takových částic.

Standardní model částicové fyziky je teorie popisující tři základní síly (interakce) a základní (elementární) částice, ze kterých se skládá všechna hmota.

Celý vesmír se podle této teorie skládá z šesti druhů tzv. leptonů a šesti druhů tzv. kvarků. Všechny jejich vztahy dokážeme popsat pomocí třech druhů interakcí – silné, slabé a elektromagnetické interakce. Přestože již nyní víme, že tato teorie evidentně není bezchybná, například nezahrnuje gravitační interakci, je tato teorie nyní uznávána jako dosud nejlepší model fungování vesmíru. Elektron, mion a tauon mají záporný elementární náboj, můžeme je tedy pozorovat v mlžné komoře, kde nejčastěji pozorujeme právě elektrony a méně často také miony.

Elementární částice

Hmota je tvořena z leptonů a kvarků. Leptony zahrnují elektron a jeho hmotnější varianty mion a tauon společně s odpovídajícími neutriny (elektronovým, mionovým a tauonové). Pro každý lepton existuje jeho antičástice, přičemž nejběžnější taková je pozitron, antičástice elektronu. Z jiných částic, kvarků, jsou složeny částice hadrony. Kvarků existuje šest a každý má svojí antičástici. Příkladem částice složené z kvarků jsou například hadrony, protony a neutrony, které tvoří běžná atomová jádra. Z kvarků jsou rovněž složeny tzv. mezony, jakými jsou například pion či kaon. Oba tyto zmíněné mezony byly objeveny v mlžné komoře.

Interakce popsané ve standardním modelu částicové fyziky zprostředkovávají intermediální částice – elektromagnetickou interakci foton (světlo, gama záření), slabou interakci bosony W+, W a Z0 (radioaktivita) a silnou interakci zprostředkovávají částice gluony. Zvláštní částicí je pak Higgsův boson, která je součástí tzv. Higgsova pole, díky kterému mají částice W+, W a Z0 nenulovou hmotnost. Higgsův boson je poslední objevenou částicí standardního modelu, když se tak stalo v roce 2012 na detektoru CMS na Velkém hadronovém urychlovači (LHC) organizace CERN.