Antihmota a kosmický výzkum

Antihmota přitahuje pozornost nejen příznivců světa science-fiction. Jde o něco záhadného a jak dobře vědí nejen psychologové, lidé mají tajemno velmi rádi. Zde jde navíc ještě o kombinaci s také poněkud neznámou fyzikou. Antihmota proto vzbuzuje velká očekávání, ať už jde o možnost rychlého mezihvězdného cestování či neomezeného zdroje energie. Zda se ale tyto vize někdy uskuteční je velká otázka. Faktem je, že už dnes má antihmota praktické využití a to nejen ve výzkumu, ale i v lékařství. Pojďme se dnes podívat na to, co o antihmotě zatím víme.

Historické koncepty

Druhá polovina 19. století byla ve fyzice obdobím mnoha bizarních návrhů, proto není příliš divu, že první zmínky o něčem co by se dalo chápat jako antihmota nalezneme právě zde. William Hicks a Karl Pearson teoretizovali o možné negativní hmotě, která měla pomoci vysvětlit některé vlastnosti tehdy předpokládaného světlonosného éteru (dnes je tento koncept již opuštěn). Pearsonova hypotéza navíc vyžadovala existenci další prostorové dimenze.

O nic méně střízlivé nebyly ani nápady Arthura Schustera, který v roce 1898 poprvé použil termín antihmota. Jeho spekulace byly dosti divoké, představoval si totiž nejen antiatomy, ale i celé hvězdné soustavy složené z antihmoty. A předpokládal i silnou zničující reakci mezi hmotou a antihmotou. Nutno ovšem podotknout, že Schuster nechápal antihmotu stejně jako dnes my. Antihmotou mínil hmotu se zápornou gravitací.

S nástupem nových úspěšných teorií obecné relativity a kvantové mechaniky se o nějaké formě antihmoty poměrně dlouho nemluvilo. Až do chvíli, kdy na scénu přišel vynikající britský fyzik Paul Adrien Maurice Dirac.

Proč Paul Dirac jako rybář selhal, ale ve fyzice exceloval

Britský fyzik Paul Adriane Maurice Dirac se narodil v roce 1902 Florence a Charlesi Diracovým. Zatímco Florence byla rodilá Britka, Charles emigroval ze Švýcarska, děti páru tedy měly až do roku 1919 švýcarské občanství. Mladý Paul získal nejprve bakalářský titul v oboru inženýrství na univerzitě v Bristolu, tím se však i přes skvělé studijní výsledky nedokázal uživit, rozhodl se proto pokračovat ve studiu matematiky. V roce 1923 se dostal na univerzitu v Cambridge, kde se začal velmi zajímat o obecnou relativitu a nově vznikající kvantovou mechaniku.

Právě na výzkum kvantové mechaniky se zaměřil nejvíce. Strávil nějaký čas v Kodani a v Göttingenu u předních teoretických fyziků té doby a brzy se on sám stal jedním z nejvýznamnějších teoretiků, kteří rozvíjeli kvantovou mechaniku v jejím úplném počátku. Když Němec Werner Heisenberg a Rakušan Erwin Schrödinger přišli se dvěma různými přístupy ke kvantové mechanice, Dirac prokázal, že jsou si oba přístupy (maticová a vlnová mechanika) ekvivalentní a je tedy možné používat jeden i druhý. Za tento výsledek získal roku 1933 Nobelovu cenu za fyziku.

Krátce po důkazu ekvivalence Heisenbergova a Schrödingerova modelu dokázal vytvořit relativistickou verzi Schrödingerovy rovnice, známou dnes jako rovnice Diracova. Tím úspěšně sjednotil speciální relativitu a kvantovou mechaniku. Není tedy pravda, že se teorii relativity s kvantovou mechaniku dosud nepodařilo sjednotit. Toto tvrzení platí pouze o obecné relativitě.

Dirac si ovšem uvědomil, že z řešení jeho rovnice vyplývá zdánlivě nesmyslný výsledek. Šlo o částice s opačnými náboji než bylo běžné. Jiný fyzik by možná podobný výsledek zavrhl jako nesmysl. Nikoliv však Dirac se svým originálním myšlením, které uplatnil již na základní škole. Tehdy měl totiž za úkol vyřešit následující hádanku:

„Tři rybáři spolu vyrazili na lov a chytili určitý počet ryb. Protože byl již večer a ke břehu bylo daleko, šli spát. Rybář, který se probudil jako první si řekl, že nebude čekat na ostatní a odnese si svůj podíl. Počet ryb ale nebyl dělitelný třemi. Proto jednu rybu hodil do vody, vzal si třetinu ze zbývajícího počtu a odplul na jednom ze člunů. Když se probudil druhý rybář, udělal to stejné, zahodil jednu rybu do moře, vzal si svou třetinu a odplul. Totéž učinil třetí rybář. Určete, kolik ryb rybáři dohromady ulovili.“

Dirac se příliš nerozmýšlel a prohlásil, že je věc zcela jasná. Rybáři společně chytili minus dvě ryby. Pochopitelně, že z hlediska dané hádanky je Diracův výrok absurdní. Číslo minus dva je však skutečně řešením této rovnice. Dirac v tomto případě svým způsobem projevil genialitu, která se mu velmi hodila právě v případě částic s opačným nábojem. Výsledek neodmítl, naopak mu přiřkl velký fyzikální význam a učinil teoretickou předpověď částic s opačným elektrickým nábojem.

Nutno podotknout, že Dirac projevoval poněkud zvláštní chování i v jiných oblastech. V roce 1937 se jeho manželkou stala Margit Wigner, sestra dalšího významného fyzika Eugene Wignera. Známá je historka, kdy za Diracem přišel na návštěvu jeden z jeho přátel a povšiml si, že je u něj doma jemu neznámá žena. Zajímal se tedy, o koho se jedná. Dirac mu odpověděl: „To je přece Wignerova sestra.“ Považoval totiž skutečnost, že je Margit sestrou Wignera za mnohem zásadnější, než že jde o jeho vlastní ženu.

Traduje se i jiná příhoda, kdy Dirac zjistil, že se jeden z jeho studentů rozhodl přestat studovat fyziku a zaměřil se na psaní poezie. Anglický fyzik tomu jen těžko dokázal uvěřit. Poznamenal: „To je podivné, vždyť přece ve fyzice se snažíme říci lidem něco, co nikdo předtím nevěděl a to tak, aby to pochopil každý. Zatímco v poezii je tomu přesně naopak.“

Objev antihmoty

Ale vraťme se k Diracově předpovědi, respektive k možnostem jejího ověření. První kdo dokázal připravit experiment u nějž se pozoroval výskyt antičástic byl sovětský fyzik Dmitrij Skobeltsyn. Použil při tom vrchol tehdejší techniky, mlžnou komoru vynalezenou počátkem 20. století Charlesem T. R. Wilsonem. Ta se dnes již užívá především pro popularizační a demonstrační účely, tehdy však šlo o nejpokročilejší detektor částic. Skobeltsyn jako první přidal k mlžné komoře magnetické pole.

V mlžné komoře zanechávají částice při průletu stopy. Z toho jakým způsobem se tyto stopy stáčejí v magnetickém poli lze zjistit některé parametry prolétajících částic. Skobeltsyn přitom zjistil, že pozoruje částice, která mají stejnou hmotnost jako elektrony, avšak v magnetickém poli zahýbají jejich trajektorie opačným směrem. O jeho prvním pozorování z roku 1928 panují jisté pochyby, které však sám Skobeltsyn označil za „naprostý nesmysl“. Jisté ale je, že výsledky z roku 1931 jsou již daleko průkaznější, bohužel je však Skobeltsyn nedokázal správně interpretovat.

Nadějné výsledky měli také francouzští manželé Frédéric a Irène Joliot-Curie, kteří při svém bádání v Paříží rovněž získali fotografie s podivnými stopami částic, jež se podobaly elektronům. Mylně se však domnívali, že se jedná o protony a výsledky tedy nepublikovali. A svoje zjištění nezveřejnili ani britský fyzik Patrick Blackett s italským kolegou Giuseppe Occhilianim. I oni měli objev na dosah, nicméně se rozhodli získat přesvědčivější důkazy, čímž o prvenství přišli.

A to stále ještě není všechno. Čínský fyzik Chung-Yao Chao si taktéž povšiml některých podezřelých částic podobných elektronu, avšak s kladným nábojem. Bohužel však nebyly jeho výsledky zcela průkazné a proto se již dále tímto problémem nezabýval. Ani on se nemohl radovat z nového objevu.

Jeho výzkumem se však inspiroval Carl Anderson. Společně se svým studentem Sethem Neddermeyerem použil podobné uspořádání experimentu a také stejný radioaktivní zdroj – thallium ²⁰⁸Tl. Oba fyzikové skutečně dokázali identifikovat novou částici.

Anderson jí dal označení pozitron (pozitivní elektron), což je v podstatě výjimečný název. U antihmoty se totiž obvykle používá předpona anti, za níž následuje jméno částice, například antineutrino. Zajímavostí je, že někteří odborníci vlivem tohoto Andersonova názvu prosazovali přejmenování elektronu na negatron, to se ovšem neujalo.

Za objev pozitronu získal Anderson Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1936, společně s Victorem Hessem oceněným za objev kosmického záření. Chao, Neddermeyer, Occhiliani a Skobeltsyn se nestali laureáty Nobelovy ceny nikdy. Blackett a manželé Joliot-Curie vyznamenáni byli, ovšem za jiné, neméně důležité objevy.

Pokud jde o jiné druhy antičástic, až do 50. let se žádné další objevy nepodařily. Až roku 1955 měli štěstí Owen Chamberlain a Emilio Segrè z Kalifornské univerzity v Berkeley. Na urychlovači částic Bevatron, který patří Lawrence Berkeley National Laboratory, zaznamenali poprvé v historii antiproton, antičástici protonu. Antineutron byl objeven hned o rok později také na urychlovači Bevatron týmem ve složení Bruce Cork, Oreste Piccioni, Glen Lambertson a William Wenzel. V následujících desetiletích našli fyzikové antičástice snad ke všem myslitelným známým částicím.

Vlastnosti antihmoty

Antičástice mají opačný elektrický náboj než standardní částice, jak víme již z doby jejich objevu. Opačná jsou však i další kvantová čísla, která vykazují charakter náboje. Jedná se například o barvu, slabý i silný izospin, podivnost, půvab nebo baryonové číslo. To je důležité vědět, vzhledem k tomu, že se o antihmotě velmi často mluví pouze v souvislosti s opačným elektrickým nábojem.

Máme-li elementární antičástice, mohou vytvářet složené částice, podobně jako běžná hmota. Tak například tři antikvarky utvářejí antiproton nebo antineutron, z nichž potom mohou vznikat jádra antiatomů. Ty mají ve svém obalu pozitrony místo elektronů. Složené antičástice mají opačná kvantová čísla než běžné složené částice. Například proton má obrácená kvantová čísla oproti antiprotonu. Společnou mají ovšem paritu, tedy zjednodušeně řečeno prostorovou orientaci a také spin, kupříkladu kvarky i antikvarky mají spin 1/2.

Dnešní fyzikální teorie nám říkají, že kromě opačných nábojů by měla antihmota vykazovat stejné vlastnosti jako standardní hmota. Setrvačnost vůči urychlování by měla být stejná pro hmotu i antihmotu, stejně tak gravitační jevy. Antičástice s normálními částicemi by se měly gravitačně přitahovat, stejně jako antičástice mezi sebou. Rovněž doba života částice a příslušné antičástice by měla být stejná. To nám představuje zajímavou možnost. Jak napsal William Shakespeare: „Co růží zváno jest, zváno jinak vonělo by stejně.“

Co tím míníme? V našem vesmíru z dosud záhadných důvodů převažuje hmota nad antihmotou. Představte si však jiný vesmír, kde by tomu bylo přesně naopak. Antihmota by převážila nad hmotou. Pak by ale podle současných znalostí nic nebránilo tomu, aby v takovém vesmíru vznikly složité struktury a třeba i život. V tomto světě by existovaly atomy s jádry složenými z antiprotonů a antineutronů, kolem nichž by obíhal oblak tvořený pozitrony. Stejně tak hvězdy z antihmoty by svítily úplně stejně jako naše hvězdy, včetně Slunce.

Fyzikové v tomto vesmíru by jejich výchozí stav mohli nazývat hmotou a to co my známe jako hmotu by mohli nazvat antihmotou. Pak by zkoumali vlastnosti jejich antihmoty (naší hmoty) podobně jako dnes my zkoumáme naši antihmotu. Takový vesmír by měl být z pohledu přírodních zákonů zcela možný. To co nazveme hmotou a co antihmotou by totiž mělo být jen otázkou dohody, obvykle podle toho jaké částice se vyskytují běžněji. Je tomu ale skutečně tak?

Objevují se jisté teoretické náznaky, že by se hmota a antihmota mohly oproti předpokladům naopak gravitačně odpuzovat. To je pro některé fyziky lákavé, neboť by to mohlo vysvětlit zrychlenou expanzi vesmíru bez nutnosti přidávání temné energie. Dnes se gravitační vlastnosti antihmoty studují na několika experimentech, z nichž vyzdvihněme zejména AEGIS v laboratoři CERN. Výsledky zatím nejsou příliš průkazné, neboť zkoumat antihmotu je dosti obtížné, jednak kvůli vzájemným interakcím hmoty a antihmoty, jednak kvůli omezenému množství a vysoké ceně antihmoty.

Zkoumají se také některé základní vlastnosti lehkých antiatomů, zejména antivodíku. Na experimentu ALPHA v CERNu se pozorovaly přechody mezi dvěma základními energetickými stavy antivodíku. Výsledky plně odpovídaly stejným přechodům u běžného vodíku. Přinejmenším v tomto konkrétním případě rozdíly mezi hmotou a antihmotou zjištěny nebyly. Což ovšem stále nevylučuje pozorování některých odlišností na jiných zařízeních.

V posledním desetiletí se fyzikové snažili najít rovněž rozdíly mezi protony a antiprotony. Experiment ASACUSA v CERNu stanovil hmotnost antiprotonu na 1836,1526736 násobek pozitronu, což je zcela přesně v souladu s poměrem hmotností mezi protonem a elektronem. Další zařízení v CERNu zvané BASE zase sledovalo magnetický moment antiprotonu. Opět spolu hodnota u protonu i antiprotonu nesmírně dobře souhlasí. Toto měření je však významné ještě z důvodu, že vůbec poprvé známe přesněji hodnotu nějakého parametru antičástice, než příslušné částice.

Interakce hmoty s antihmotou

Reakce mezi hmotou a antihmotou dokáží být velmi zajímavé. Probíhat mohou dvěma základními způsoby. Pokud se potkají kvark a antikvark, může dojít k vytvoření stabilní složené částice, kterou nazýváme mezon. Mezonů rozlišujeme několik typů. Základním druhem jsou π mezony neboli piony, které se mohou vyskytovat jako neutrální, kladné nebo záporné částice. Tvořeny jsou buď kvarkem u a antikvarkem d, či naopak kvarkem d a antikvarkem u. Pro vývoj fyziky byly rovněž velmi důležité K mezony (kaony) taktéž existující v pozitivní, negativní a neutrální formě. Tyto mezony tvoří kvark u a antikvark s, popřípadě kvark s a antikvark u. Dalšími druhy mezonů jsou třeba D nebo B mezony.

Jiným typem interakce mezi částicemi a antičásticemi je tzv. anihilace. Jedná se o reakci, při níž částice i antičástice zaniknou a vytvoří se jiné částice. Základní a nejčastěji zmiňovanou je tzv. elektron – pozitronová anihilace. Při ní se obvykle vytvářejí fotony, ale pokud mají elektron s pozitronem vyšší energii, může dojít i k vytvoření gluonů, mionů, tauonů nebo dokonce ještě hmotnějších částic. Anihilace probíhá nejen u elementárních částic, ale i u částic složených jakými jsou kupříkladu protony a antiprotony. A o anihilaci lze hovořit dokonce i v případě setkání částic odlišného druhu, třeba protonu s antineutronem nebo elektronu s antineutrinem.

Je důležité si uvědomit, že například při elektron – pozitronové anihilaci mají elektron a pozitron nenulovou klidovou hmotnost, vyprodukované fotony však nikoliv. Nedochází zde ovšem k žádnému narušení zákonů zachování. Právě naopak, zákony zachování platí i pro anihilaci, fotony pochopitelně mají relativistickou hmotnost a celková energie je tudíž zachována. Dále je dobré vědět, že při anihilaci elektronu s pozitronem vždy vzniká dvojice fotonů. Nikoliv jen jeden, jak by si snad někdo možná mohl myslet. Je to kvůli dalšímu zákonu zachování, tentokrát u hybnosti.

Velmi podstatnou charakteristikou anihilace je skutečnost, že jako jediná fyzikální reakce má, alespoň v principu, 100 % účinnost při přeměně hmoty na energii. Proto se uvažuje o mnoha různých způsobech jejího využití, které je ovšem lidem dosud na míle vzdáleno. A možná tomu tak bude navždy, jak si řekneme ke konci našeho příspěvku.

Pozorování antihmoty

Přestože se to může zdát málo pravděpodobné, antihmotu ve skutečnosti můžeme poměrně snadno pozorovat i na Zemi. Vzniká totiž při některých typech radioaktivních přeměn. Mám na mysli zejména pozitrony a antineutrina vznikající při přeměně beta plus, beta minus nebo u gama rozpadů.

V nepříliš vzdálené minulosti vědci objevili, že pozitrony vznikají také nad bouřkovými oblaky. Silná elektrická pole v oblacích urychlují elektrony, které následně způsobují pozemské gama záblesky, při nichž se tvoří právě pozitrony. Také přilétající kosmické záření interagující s pozemskou atmosférou způsobuje vznik množství různých druhů antičástic. V okolí Země se antihmota nalézá také ve Van Allenových radiačních pásech, jak dokázal modul PAMELA umístěný na družici Resurs-DK 1.

Ve vzdálenějším vesmíru se potom antihmotu v dosti významném množství povedlo detekovat u neutronových hvězd či černých děr s relativistickými výtrysky. A nezapomeňme ani na kosmické záření, v němž sice pozitrony a další antičástice netvoří ani 1 % částic, přesto jsme je schopni zaznamenat. Tyto antičástice byly vytvořeny a urychleny při energetických cyklických procesech poblíž extrémních objektů jakými jsou třeba pulsary, magnetary, aktivní galaktická jádra a podobně.

PAMELA

Právě s těmito exotickými ději velmi úzce souvisí kosmický výzkum antihmoty. Ta totiž v dnešním vesmíru obvykle nevzniká samovolně, ale jen v některých speciálních případech. Buď při velmi energetických dějích u různých exotických objektů nebo později při interakci atomů v atmosférách planet s částicemi kosmického záření. Výzkum antihmoty v kosmickém prostoru je proto často spojen s výzkumem kosmického záření. O něm už jsme se bavili v samostatném článku, nyní tedy jen stručně k prvnímu přístroji na oběžné dráze určenému k výzkumu kosmického záření a antihmoty.

Detektor PAMELA, tedy Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics, vynesla do kosmického prostoru v červnu 2006 raketa Sojuz-FG, společně s hostitelskou družicí Resurs-DK 1. Mise se oproti plánovaným třem rokům výrazně protáhla až na více než devět a půl roku. K ukončení provozu došlo v únoru 2016 po selhání mateřské družice. Přístroj PAMELA měl hmotnost 470 kilogramů, délku 1,3 metru a stál 32 milionů amerických dolarů. Společně jej vyvinula a provozovala seskupení několika evropských států (Německo, Itálie, Švédsko) a Ruska.

Hlavní cíl mise spočíval v detekci částic antihmoty přítomných v kosmickém záření, především pak antiprotonů a pozitronů. PAMELA se ovšem měla zaměřit rovněž na pozorování energetických částic ze Slunce, elektronů z Jupiteru a vysokoenergetických částic v magnetosféře Země. Postupem času se přišlo na to, že by mohla vidět i důkazy o anihilaci temné hmoty.

Předběžná data za 2 roky pozorování vydaná v srpnu 2008 ukázala přebytek pozitronů na energiích 10 až 60 GeV, další data z konce téhož roku potvrdila pozorovaný přebytek, který se projevuje až do 100 GeV. To mohlo naznačovat potenciální detekci anihilace částic temné hmoty, tzv. WIMPů, slabě interagujících hmotných částic. Ve stejném souboru dat však nebyl nalezen přebytek antiprotonů očekávatelný podle většiny modelů chování temné hmoty. Navíc se ukazuje, že vysvětlit přebytek pozitronů lze i bez temné hmoty. Pozitrony totiž mohou vznikat na pulsarech, které je poté urychlí a pošlou pryč do vzdálenějšího kosmu.

V práci z roku 2011 se uvádí, že by tok antiprotonů v blízkosti Země mohly významně ovlivňovat Van Allenovy radiační pásy. Když totiž přilétají částice kosmického záření, srážejí se s atomy horních vrstev zemské atmosféry a produkují antineutrony. Ty jsou však podobně jako jejich antičástice neutrony nestabilní a rozpadají se na protony. A protože protonů je v těchto výškách poměrně hodně, dochází často k setkání protonů s antiprotony a jejich anihilaci.

Část antiprotonů může být, alespoň dočasně, Val Allenovými pásy, zachycena. Těchto částic detekovala PAMELA více než se očekávalo a jejich energie se pohybovala v rozmezí 60 – 750 GeV. Někteří vědci se zabývali i otázkou, zda by bylo možné použít tyto antičástice pro pohon nějakých budoucích kosmických lodí. Ukázalo se, že by to v principu šlo a dokonce by měl tento postup výhody oproti umělé přípravě antihmoty na urychlovačích částic, jaké známé například z CERNu. Eliminovaly by se totiž ztráty při výrobě a náklady na dopravu na oběžnou dráhu.

Sběr antihmoty by mohli cestovatelé provádět i u Jupiteru a Saturnu, poněkud překvapivě se ale ukazuje, že radiační pásy Země jsou, kvůli vlastnostem magnetického pole, zdaleka nejvýnosnějším zdrojem. I kdyby byl ovšem sběr antičástic účinný, stále přetrvávají mnohé problémy popsané v článku o mezihvězdných cestách, na pohon založený na antihmotě si tak musíme ještě počkat.

AMS-01

Ještě dříve než PAMELA se do vesmíru podíval Alpha Magnetic Spectrometer (AMS), přesněji jeho prototyp AMS-01. Ten vyvinul a navrhl mezinárodní tým vědců a inženýrů pod vedením držitele Nobelovy ceny za fyziku z roku 1976 Samuela C. C. Tinga, který nejprestižnější vědecké ocenění obdržel společně s Burtonem Richterem za objev mezonu J/psí.

Detektor AMS navrhla skupina Samuela Tinga z Massachusettského technologického institutu (MIT) poprvé v roce 1995, tehdy ještě pod názvem Antimatter Spectrometer. V té době nebyla situace pro odborníky zabývající se částicovou fyzikou v USA příliš příznivá. Kongres USA totiž o pouhé dva roky dříve zrušil projekt obřího urychlovače částic Superconducting Super Collider (SSC) o plánovaném obvodu 87 km (LHC má „jen“ 27 km). Přední fyzikové z oboru proto hledali nové možnosti uplatnění a v rámci této snahy vznikl i projekt AMS. Návrh prošel až k realizaci, jen zaměření přístroje se rozšířilo na více oblastí částicové fyziky, z toho důvodu výzkumníci upravili název do dnešní podoby.

První zjednodušenou verzi přístroje známou jako AMS-01 připravili inženýři ke startu už na rok 1998. Do kosmického prostoru ji vynesl začátkem června raketoplán Discovery při misi STS-91. Šlo o poslední let k ruské vesmírné stanici Mir a na palubě tehdy byli mimo jiné Franklin Chang-Diaz, pro nějž to byl šestý ze sedmi letů, nebo nedávno zesnulý Valerij Rjumin.

Let trval 9 dní a 20 hodin, AMS-01 tudíž nepobyl v kosmickém prostoru příliš dlouho. Ale to nebylo ani účelem, výzkumníci chtěli hlavně otestovat, zda detektor v kosmickém prostoru funguje správně po technické stránce a také to, jestli dokáže účinně sbírat vědecká data. AMS-01 proto při svém letu pátral po antiheliu přilétajícím z hlubin kosmu. Nenalezl ovšem žádné a stanovil horní mez poměru antihelia ku heliu 1,1 x 10^-6.

Detektor získal též zajímavé poznatky o poměru hmoty a antihmoty v nízkoenergetickém kosmickém záření, které se shodují s výsledky balonových experimentů CAPRICE a HEAT. Naopak pozdější měření z přístroje PAMELA se se zjištěními AMS-01 v této oblasti značně rozchází. Jak se později ukázalo, rozpor způsobuje sluneční aktivita závisející na fázi slunečního cyklu. Zatímco balonové experimenty a AMS-01 pozorovaly kolem poloviny jedenáctiletého slunečního cyklu, další přístroje měřily v době kolem maxima cyklu. To ovlivňuje zejména kosmické částice o energiích nižších než 10 GeV, částice a antičástice nad touto hladinou už jsou tak energetické, že nepoznají rozdíl.

AMS-01 při svém krátkém letu fungoval na výbornou. Získal prospěšná data, z nichž vznikly vědecké články publikované v prestižních časopisech, a navíc šlapal jako hodinky. Jasně tedy ukázal, že do vývoje vylepšené definitivní verze AMS-02 má smysl investovat čas a finanční prostředky.

AMS-02 a první výsledky

Nový detektor AMS-02 měl podle původních předpokladů zamířit k ISS někdy kolem roku 2005, ale plány poněkud zpozdila havárie raketoplánu Columbia vracejícího se z mise STS-107. Přístroj se nakonec dostal do kosmického prostoru až při předposledním letu programu Space Shuttle, STS-134. Raketoplánu Endeavour tehdy velel Mark Kelly a na palubě byl i nám dobře známý Andrew Feustel. V průběhu čtvrtého letového dne posádka nainstalovala AMS-02 na určené místo na vnějším plášti stanice, kde setrvává dodnes.

V roce 2019 proběhla na detektoru velká oprava, kterou v průběhu čtyř vycházek do volného prostoru realizovali Ital Luca Parmitano a Američan Andrew Morgan s asistencí dalších amerických členek posádky Christiny Koch a Jessicy Meir, které obsluhovaly kanadské robotické rameno. Práci na detektoru popsali jako největší výzvu od poslední servisní mise k Hubbleovu teleskopu (STS-125).

Od té doby funguje AMS-02 bezvadně. Jen do května 2016 zachytil 90 miliard událostí, dnes je to už několik set miliard. Jako hlavní cíle přístroje stanovili fyzikové výzkum kosmického záření, pátrání po temné hmotě, hledání podivných hypotetických částic zvaných strangelety a konečně studium antihmoty, což nás dnes bude zajímat nejvíce.

K březnu 2013 pozoroval AMS-02 několik milionů pozitronů v rozmezí 0,5 až 350 GeV. Experti u nich nezjistili žádné neočekávané vlastnosti, potvrdili však přebytek pozitronů pozorovaný už dříve detektorem PAMELA. V tu chvíli ovšem nebyla statistika dostatečná, aby bylo možné vyvrácení nebo naopak podpoření hypotézy o vzniku přebývajících pozitronů při anihilaci částic temné hmoty. O rok později zveřejnili vědci nová data s dvojnásobným množstvím dat z nichž vyplývá, že nejvíce pozitronů se vyskytuje při energiích asi 275 GeV. Při vyšších energiích, až do 500 GeV, podíl pozitronů mezi elektrony klesá.

V roce 2015 měli již fyzikové k dispozici 300 milionů pozorování pozitronů a na konci roku 2016 zveřejnili taktéž první náznaky o možném zachycení jader antihelia, přestože zatím poměrně slabé. Pozdější data z počátku našeho desetiletí ukazují detekci zhruba osmi jader antihelia, přesněji řečeno lehčího izotopu antihelia-3. Protože má v této oblasti AMS-02 tisíckrát vyšší citlivost než jeho předek AMS-01, dají se se zvyšující se statistikou očekávat velmi zajímavé údaje.

Důležitý výsledek přišel na úplném konci minulého desetiletí. Pozorování provedená Fermiho gama teleskopem podávají důkaz o existenci hala kolem známého pulsaru Geminga. Elektronům a pozitronům, jež jsou zde urychlovány magnetickými poli ještě přidává dodatečnou energii interakce se zářením pulsaru a blízkých hvězd. To by mohlo vysvětlit přebytek vysokoenergetických pozitronů zjištěných na AMS-02. Jen samotná Geminga postačuje na vysvětlení celé pětiny těchto částic.

Nová data o kosmických pozitronech

Prozatím poslední data týkající se antihmoty zveřejnili vědci pracující na AMS-02 v únoru 2021. Jedná se o údaje za prvních sedm let pozorování. Výzkumy prováděné na ISS se týkaly především kosmických pozitronů a antiprotonů, jen výjimečně i těžších produktů jako jsou jádra antihelia.

Kosmické pozitrony se podařilo probádat až do hodnoty energie 1 TeV (LHC dosahuje až 6,8 TeV), přičemž se povedlo detekovat 1,9 milionu pozitronů. Již zmíněný přebytek pozitronů mohli experti potvrdit, naopak však nemohli potvrdit temnou hmotu jakožto vysvětlení získaných údajů. Existují tři možná vysvětlení vzniku přebývajících částic. Předně je tu interakce částic kosmického záření s mezihvězdným prostředím. Dále již zmíněné urychlování pozitronů u extrémních objektů jako jsou pulsary a konečně zde máme anihilaci částic temné hmoty. Tyto tři varianty předpovídají jiné chování pozitronů na vysokých energiích, do budoucna mezi nimi tedy snad bude možné rozhodnout.

Pozorované spektrum pozitronů vykazuje poměrně značnou komplexitu. Nízké energie významně ovlivňuje fáze slunečního cyklu, právě na ní totiž závisí množství pozorovaných antičástic. Od energie 25 GeV lze pozorovat zmiňovaný přebytek pozitronů. Naopak od 284 GeV vidíme prudký pokles počtu toku antičástic. Při pohledu na srovnání měření AMS-02 s předchozími experimenty vidíme, že AMS-02 významně rozšiřuje energie, které se nám povedlo probádat.

Ukazuje se také, že pozitrony o nižších energiích vznikají spíše při srážkách kosmického záření s mezihvězdným prostředím, zatímco pozitrony vyšších energií mají svůj původ spíše u pulsarů, popřípadě v anihilaci částic temné hmoty. Důležité je, že získaná data nelze zcela vysvětlit pouze produkcí pozitronů z kosmického záření. Do vysvětlení musíme zahrnout existenci nových zdrojů, ať už se jedná o anihilaci temné hmoty nebo urychlování u astrofyzikálních objektů.

AMS-02 umožní dokonce rozhodnout, jaká je přesná podstata nového zdroje pozitronů, můžeme se tedy dočkat potvrzení některého modelu temné hmoty, ačkoliv je stále dosti pravděpodobné též vysvětlení spoléhající na pulsary. I to by ale vědcům značně pomohlo a odhalilo nové poznatky o těchto velmi zvláštních tělesech. Pokud za přebytkem pozitronů stojí temní hmota, měl by být tok antičástic izotropní, tedy stejný ze všech směrů. Jestliže jsou ale za přebytkem pulsary, objevily by se v datech anizotropie, pozitrony by byly více lokalizovány a nepřicházely by ze všem míst na obloze stejně často a se stejnou intenzitou.

Zajímavé je se podívat rovněž na spektrum elektronů. Ty se oproti svým antičásticím chovají velmi odlišně. U elektronů sice také pozorujeme na určitých energiích přebytek, nicméně jeho podstata je zcela jiná než u pozitronů, jak prokazuje spektrum získané detektorem AMS-02. Z toho jasně plyne, že kosmické elektrony a pozitrony musí mít odlišný původ.

Podíváme-li se ještě na pozitrony ve srovnání s protony, zjistíme, že zatímco spektrum pozitronů vykazuje od 25 GeV výše zmíněný přebytek a nad 284 GeV prudce klesá, spektrum protonů žádný pokles nezaznamenává. Zajímavé je i to, že v rozmezí 60 až 260 GeV jsou pozitrony tvrdším zářením než protony, což je vzhledem ke klidové hmotnosti obou typů částic poměrně překvapivé.

Očekává se, že do roku 2028 dovolí AMS-02 napozorovat až 5 milionů pozitronů, přičemž energeticky se dostaneme až k hladině 2 TeV. To by snad mělo vést k rozlišení původu nadbytečných pozitronů a také k upřesnění našich fyzikálních modelů týkajících se nejen pozitronů, ale i antiprotonů nebo jader těžších prvků jako jsou beryllium, bor, uhlík a kyslík, respektive jejich vzájemných poměrů.

Kosmické antiprotony

Vzhledem k tomu, že antineutrony nemají elektrický náboj a tudíž je AMS-02 nemůže detekovat, zbývá k výzkumu už jen jediná antičástice a to antiproton. Ty jsou stejně důležité jako pozitrony, neboť stejně jako ony mohou vznikat při extrémně energetických fyzikálních procesech. Lze je ovšem detekovat poměrně obtížně, protože se v poměru k protonům vyskytují jen velmi zřídka a dají se tudíž poměrně těžko odlišit od protonového pozadí.

Jak už jsme zmínili výše, AMS-02 zaznamenal přebytek pozitronů. Teoretické modely, které jej popisují mnohdy předpovídají i specifické chování toku antiprotonů. Měření AMS-02 ukazují, že pokud by antiprotony vznikaly pouze při srážkách kosmického záření s mezihvězdným prostředím, nemohlo by to vysvětlit zjištěný tok antiprotonů. Navíc se ukazuje, že ačkoliv není počet zachytávaných protonů a antiprotonů stejný, chování jejich toku vykazuje podobné charakteristiky.

Pokud by ale antiprotony vznikaly jen srážkami částic kosmického záření s mezihvězdným prostředím, bylo by obtížné tento fakt vysvětlit. Zřejmě tedy musí existovat, podobně jako u pozitronů, ještě jiný zdroj těchto antičástic zachytávaných detektorem AMS-02. Jednou z možností je opět anihilace částic temné hmoty.

V tuto chvíli není možné mezi jednotlivými variantami původu kosmických antiprotonů spolehlivě rozhodnout. Bude nutné získání více pozorovacích dat a také zlepšení současných numerických a teoretických modelů, které se touto problematikou zaobírají. Pro co největší přesnost musejí experti data ohledně antiprotonů porovnávat s měřeními elektronů, pozitronů, protonů a těžších atomových jader. Podobně jako v mnoha jiných oblastech vědy, i zde je důležitá součinnost více postupů.

Výše jsme rozebírali podobnost či přesněji řečeno naopak spíše dost zásadní nepodobnost spekter protonů a pozitronů. U antiprotonů a pozitronů je tomu ovšem poněkud jinak. Na nízkých energiích se sice oba typy částic projevují vcelku odlišně, avšak při vysokých energiích se jejich spektra velmi nápadně podobají. To naznačuje, že by kosmické pozitrony a antiprotony mohly mít společný původ. A to platí pro jakýkoliv původ, ať už mluvíme o vzniku u exotických objektů typu pulsary či magnetary nebo o anihilaci částic temné hmoty.

Umělá výroba antihmoty

Výše jsme si popsali objevy některých antičástic, které také naznačují jeden z hlavních způsobů výroby antihmoty. Mám na mysli její přípravu na urychlovačích částic. Přestože se urychlovače částic, ať už kruhové či lineární, od doby objevu antihmoty výrazně zvětšily a zdokonalily, stále představují jeden z hlavních kanálů pro výrobu antičástic. Dnes už tato probíhá cíleně, je tak možné připravit poměrně značné množství antičástic.

Pozitrony jsme již probrali poměrně dopodrobna, můžeme se ale alespoň zmínit o zajímavém experimentu provedeném na Lawrence Livermore National Laboratory v americké Kalifornii. Zde odborníci nechali laserem urychlené elektrony interagovat s terčem vyrobeným ze zlata. To vedlo k vytvoření sekundárních energetických částic, které se zakrátko rozpadly na hmotu i antihmotu. Tímto způsobem vzniklo nevídané množství pozitronů, zhruba 100 miliard. To je řádově více, než při předchozích pokusech, které užívaly světlo laserů a velmi tenké terče. Dnes se již ví, že lepším postupem jsou krátké pulsy velmi výkonných laserů na poněkud silnější (asi 1 mm) terče.

Avšak nejde jen elementární antičástice jakými jsou pozitrony, nýbrž i složené částice jako třeba antiprotony a antineutrony. Kupříkladu na urychlovači Tevatron (dnes již nefungujícím) ve Fermilabu v Chicagu se běžně využívaly antiprotony při srážkách s protony, kvůli jistým výhodným vlastnostem kvarků a antikvarků, což umožnilo dosáhnout vyšších energií než při pouhém srážení protonů s protony. Slavná laboratoř CERN vytváří antiprotony při srážkách protonů s iridiovými terči v urychlovači Proton Synchrotron. V důsledku těchto srážek o energiích až 26 GeV se tvoří protony i antiprotony, které následně fyzikové separují pomocí magnetického pole.

Dlouhou dobu měli fyzikové obtíže s tím, že antiprotony disponovaly vysokou energií (3 500 MeV) a nedaly se tudíž příliš dobře zkoumat. Proto v CERNu vznikl přístroj Antiproton Decelerator. V roce 2002 konečně slavili vědci úspěch, když se jim podařilo energii antičástic výrazně snížit. Proces zpomalení antiprotonů a jejich následného zachycení do Penningovy pasti je sice spolehlivý, avšak velmi neefektivní. Celkově se podaří zachytit jen asi 0,1 % z původního počtu atomů.

V roce 2016 uvedla laboratoř CERN do provozu nové záření na zpomalování částic Extra Low Energy Antiproton ring (ELENA), jenž dokáže stlačit energii antiprotonů na pouhých 90 keV. Díky tomu lze zachytit několik set antiprotonů za sekundu. Přesto by výroba třeba jen jediného nanogramu antihmoty trvala tisíce let. Výroba antiprotonů je nesmírně omezující při snaze o masovou produkci jakýchkoli složitějších antiatomů. Data z CERNu uvádějí, že jsou všechny přístroje laboratoře dohromady schopny připravit asi 10 milionů antiprotonů za minutu. To se může zdát hodně, ale šlo by o velký omyl. I při stoprocentním využití všech antiprotonů by výroba 1 gramu antivodíku trvala 100 miliard let (pro srovnání stáří vesmíru je 13,799 miliardy let).

Přesto dnes již specialisté dokáží připravit atomy antivodíku. Poprvé se tak stalo v roce 1995 na urychlovači Low Energy Antiproton Ring pod vedením Waltera Oelerta a Maria Macriho. Ti posílali antiprotony na xenonové terče. Při zásahu došlo k vytvoření elektron – pozitronových párů. Některé z vytvořených pozitronů mohly být antiprotony zachyceny, čímž vznikly atomy antivodíku. Zmíněná metoda navržená Charlesem Mungerem, Stanleyem Brodskym a Ivanem Schmidtem Andradem funguje velmi dobře, nicméně pro produkci většího množství antihmoty se nehodí.

Krátce poté vyrobili zhruba 100 atomů antivodíku také Američané ve Fermilabu. Manipulace s antivodíkem je velmi obtížná, jelikož je tvořen pozitronem a antiprotonem a vykazuje tedy elektrickou neutralitu. Nicméně díky spinu vytváří antivodík magnetický moment. Proto lze překvapivě některé atomy antivodíku občas zachytit v nehomogenním magnetickém poli.

Poprvé uspěli odborníci na experimentu ALPHA v roce 2010, když na šestinu sekundy magneticky udrželi 38 atomů antivodíku. Šlo o historický moment, vůbec poprvé byla uchována neutrální antihmota. Jen o rok později fyzikové z téhož zařízení zachytili a drželi 309 atomů antivodíku, některé až zhruba 17 minut, přesněji 1 000 sekund.

Fyzikové v dnešní době umí připravit již i antijádra těžších izotopů. Antideuterium (těžký vodík) bylo poprvé vytvořeno na urychlovači Proton Synchrotron v CERNu a také na zařízení Alternating Gradient Synchrotron v Brookhavenské národní laboratoři nacházející se v USA ve státě New York. Jádro antitritia nebo kompletní atomy antideuteria nebo antitritia však dosud připraveny nebyly.

Jádra antihelia ³He byla poprvé pozorována v 70. letech minulého století při experimentech v Sovětském svazu, konkrétně na Ústavu fyziky vysokých energií v Protvinu v Moskevské oblasti. Zasloužila se o to výzkumná skupina J. T. Prockošina, která experimentovala se srážením atomových jader běžné hmoty, což může vést k produkci některých antijader. A fyzikové již pozorovali i antihelium ⁴He, poprvé v roce 2011 v Brookhavenské národní laboratoři na urychlovači Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC).

Uchovávání antihmoty

Výše popsaná prudká anihilační reakce hmoty s antihmotou je velmi problematická v případě, kdy chceme antihmotu dlouhodobě skladovat. Pochopitelně nelze antihmotu jen tak ponechat v nádobě z běžné hmoty, neboť by došlo k reakci částic antihmoty a hmoty, čímž bychom nejen přišlo o antičástice, ale navíc si poškodili nádobu, v níž je uchováváme.

Pro nabité částice existuje způsob jakým se dá toto omezení obejít. Je totiž možné skladovat antičástice s kladným či záporným elektrickým nábojem pomocí elektrických a magnetických polích v zařízení nazývaném Penningova past. Tu sice jako první navrhl a zkonstruoval německo-americký fyzik Hans Georg Dehlmet (Nobelova cena za fyziku 1989), ale inspiroval se u nápadů nizozemského fyzika Franse Penninga, proto navrhl pojmenování Penningova past, které se ujalo.

Penningova past sice umožňuje uchovávat určité množství antihmoty, má však hned několik nevýhod. První je snad zřejmá z toho co jsme si již řekli výše. S její pomocí totiž nelze přechovávat elektricky neutrální částice. Kromě toho je možné v poměrně velké Penningově pasti uchovávat jen několik málo částic. Což není zrovna výhodné, pokud bychom potřebovali pro některé účely větší množství antihmoty.

A v neposlední řadě nelze uchovávat antičástice neomezeně dlouhou dobu. Dnešní rekord drží odborníci z CERNu, kteří dokázali udržet antiprotony v Penningově pasti 405 dní. Rekord pro antivodík, který je neutrální a nelze tedy pro něj elektromagnetické udržení použít, činí pouhých 17 minut. V současnosti probíhají práce na zařízení schopném po omezeně dlouho dobu převážet až miliardu antiprotonů, jež by prozatím bylo užitečné zejména pro výzkumné účely.

Cena antihmoty

Mysleli jste si, že nejdražší látkou ve vesmíru je stříbro, zlato či snad platina? Ale kdepak. Nebo sázíte, pokud máte nějaké chemické znalosti, na některý z transuranů, tedy prvků s protonovým číslem vyšším než 92? To už je poněkud lepší odhad. Stále však nejde ani o zlomek ceny antihmoty. To souvisí s jejím nesnadným získáváním a podobně složitým skladováním.

Jaká je tedy cena antihmoty? V roce 2006 bylo odhadnuto, že cena za 1 gram pozitronů by činila asi 25 miliard amerických dolarů. Pokud byste snad chtěli něco složitějšího, pak vězte, že cena za 1 gram antivodíku (antiproton s pozitronem) se odhaduje na 62,5 bilionu amerických dolarů! Tedy znovu 62 500 000 000 000 dolarů. Pro srovnání, cena za projekt Manhattan v jehož rámci Američané vyvinuli atomovou bombu a který bývá označován za velmi nákladný, činila 23 miliard amerických dolarů (stanoveno v roce 2007 se započtením inflace).

Některé instituce, včetně americké kosmické agentury NASA, se již věnovaly studiím, zda by případně bylo možné použít magnetické pole ke sběru antičástic z oblastí v naší Sluneční soustavě, kde se přirozeně vyskytuje vyšší množství antihmoty. Jednalo by se například o Van Allenovy pásy Země nebo podobné pásy plynných obrů jako jsou Jupiter a Saturn. Ukazuje se, že taková idea by alespoň v principu šla uskutečnit. Avšak na skutečně spolehlivé hodnocení výsledků si budeme muset ještě nějakou dobu počkat. A to už vůbec nemluvím o reálném využití. Pokud se někdy vůbec tato myšlenka realizuje, bude to pravděpodobně nejdříve za několik staletí.

Využití antihmoty

Jak jsme si již řekli, anihilace je jedinou reakcí se stoprocentní účinností, což dělá z antihmoty, či přesněji z reakce hmoty s antihmotou potenciálně nesmírně výhodný zdroj energie. Jenomže bohužel také víme, že se antihmota nevyskytuje ve vesmíru ve zrovna vysokém množství a umělá výroba je rovněž velký problém. Na možné přínosy antihmoty v oblasti využití anihilace k uvolnění energie tedy můžeme v blízké době zapomenout.

K čemu přesně by mohla antihmota sloužit? Vzhledem k nesmírnému množství válek nejen v posledním tisíciletí lidských dějin se objevily úvahy o bombě založené na anihilační reakci, která by potenciálně mohla mít nesmírně ničivé účinky. Naopak mírovější využití nabízí anihilace jako pohon mezihvězdných lodí, což je téma, kterému jsme si již věnovali v samostatném článku. Nyní se proto spokojíme s informací, že taková loď by zřejmě postavena být mohla, avšak jejímu použití brání problémy spojené s výrobou a skladováním antihmoty.

Přesto se i dnes antihmota využívá a to konkrétně v lékařství při tzv. pozitronové emisní tomografii. Jedná se o medicínskou zobrazovací metodu založenou na lokalizaci místa vzniku gama fotonů vyzářených při anihilaci pozitronů s elektrony. Pacientovi se před vyšetřením podá radioaktivní látka s krátkým poločasem rozpadu. Obvykle se používají izotopy uhlík ¹¹C, dusík ¹³N, kyslík ¹⁵O nebo fluor ¹⁸F, které mají poločas přeměny od 20 do 110 minut.

Tyto radionuklidy se velmi rychle mění na jiné prvky radioaktivní beta plus přeměnou, jež produkuje pozitrony. S ohledem na to, že lidé mají v těle pochopitelně velké množství elektronů, vytvořené pozitrony s nimi velmi rychle, v řádu nanosekund, anihilují. Tím dojde k zániku pozitronu a elektronu a naopak vytvoření dvojice fotonů, které odlétají přesně opačným směrem. Sledováním těchto gama fotonů lze získat velmi přesný tomografický řez tělem pacienta.

Pro lékařské účely by se podle současných studií hodily také antiprotony, které by mohly posloužit podobně jako protony při léčbě různých typů rakoviny při tzv. protonové terapii. Respektive nikoliv zcela stejně, ale výsledná metoda by byla velmi podobná.

Závěr

Ačkoliv loni v srpnu uplynulo od objevu antihmoty, respektive první antičástice pozitronu, již 90 let, ani dnes nejsou všechny fyzikální problémy související s antihmotou spolehlivě vyřešeny a antihmota nám má stále co nového nabídnout. V blízké době se můžeme těšit na množství důležitých výzkumů, jež snad napoví něco více o původu kosmické antihmoty.

Patrně nejdůležitější otázka spojená s antihmotou je ale to, proč je dnes v pozorovatelném vesmíru antihmoty tak málo a jaké fyzikální mechanismy k tomuto stavu vedly. Na to se podíváme v dalším samostatném článku.

Použité a doporučené zdroje

• AMS-02 –⁠ https://ams02.space/
• CERN Antimatter –⁠ https://home.cern/science/physics/antimatter
• Fermilab –⁠ https://www.fnal.gov/
• Brookhaven National Laboratory –⁠ https://www.bnl.gov/world/
• Lawrence Livermore National Laboratory –⁠ https://www.llnl.gov/
• Lawrence Berkeley National Laboratory –⁠ https://www.lbl.gov/
• Caltech –⁠ https://www.caltech.edu/
• PAMELA – https://pamela.roma2.infn.it/

Zdroje obrázků

• https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/FVFCTKxkGonZQMJ8TzpgYi-970-80.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7f/Karl_Pearson.jpg
• https://static01.nyt.com/images/2009/09/08/books/Gilder500.jpg
• https://cerncourier.com/wp-content/uploads/2002/08/cerndirac3_9-02.jpg
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/1998/02/pw1102091.gif
• https://i.dailymail.co.uk/i/pix/2010/01/05/article-0-07C41596000005DC-738_468x286.jpg
• https://www.fzu.cz/sites/default/files/2021-05/Mlzna_komora_FZU.jpg
• https://www.sciencehistory.org/sites/default/files/styles/rte_full_width/public/rte/irene_et_frederic_joliot-curie_1935.jpeg?itok=dn0ZkvTr
• https://calisphere.org/clip/500×500/b18bf33bc57ad4c5b5c4099433ad8b5a
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/5a/PositronDiscovery.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/93/Antiproton_quark_structure.svg/800px-Antiproton_quark_structure.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d1/Antineutron_quark_structure.svg/800px-Antineutron_quark_structure.svg.png
• https://edgy.app/wp-content/uploads/2019/06/Mirror-Image-Theory-Suggests-Existence-of-an-Antimatter-Universe-970×545.jpg
• https://cds.cern.ch/images/CERN-PHOTO-201702-028-15/file?size=large
• https://mediaarchive.cern.ch/MediaArchive/Photo/Public/2012/1206116/1206116_24/1206116_24-A4-at-144-dpi.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/62/Quark_structure_pion.svg/800px-Quark_structure_pion.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e0/Mutual_Annihilation_of_a_Positron_Electron_pair.svg/800px-Mutual_Annihilation_of_a_Positron_Electron_pair.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/78/Electron_Capture_Decay.svg/800px-Electron_Capture_Decay.svg.png
• https://www.sciencealert.com/images/articles/processed/lightning-cloud_600.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/1d/PAMELAonResurs-DK.jpg
• https://cerncourier.com/wp-content/uploads/2006/09/CCEpam1_09-06.jpg
• https://pamela-web.web.roma2.infn.it/wp-content/uploads/slider/cache/86cee58dfa2c4c59e0c8a480d9275b99/img16.png
• https://spectrum.ieee.org/media-library/eyJhbGciOiJIUzI1NiIsInR5cCI6IkpXVCJ9.eyJpbWFnZSI6Imh0dHBzOi8vYXNzZXRzLnJibC5tcy8yNzIxODkzOS9vcmlnaW4uanBnIiwiZXhwaXJlc19hdCI6MTY3NzE0NzY2MX0.KZrTSLizOT-YXVPqSQ94Ss6muvuuZO38gfMqbmp5Xqc/image.jpg
• https://www.nobelprize.org/images/ting-13287-portrait-mini-2x.jpg
• https://ams02.space/sites/default/files/inline-images/ams-01-assembly.jpg
• http://spacefacts.de/graph/drawing/drawings2/sts-91_orbit.jpg
• http://spacefacts.de/mission/alternate/photo/sts-134_1.jpg
• https://usdefensestory.com/wp-content/uploads/2020/02/200210-A-ZT466-0004.jpg
• http://spacefacts.de/graph/photo/photos2/sts-134_iss_3.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/2/23/Geminga_by_Chandra_and_Spitzer.jpg
• https://ars.els-cdn.com/content/image/1-s2.0-S0370157320303434-gr34.jpg
• https://ars.els-cdn.com/content/image/1-s2.0-S0370157320303434-gr36.jpg
• https://ars.els-cdn.com/content/image/1-s2.0-S0370157320303434-gr38.jpg
• https://ars.els-cdn.com/content/image/1-s2.0-S0370157320303434-gr43.jpg
• https://ars.els-cdn.com/content/image/1-s2.0-S0370157320303434-gr45.jpg
• https://ars.els-cdn.com/content/image/1-s2.0-S0370157320303434-gr62.jpg
• https://ars.els-cdn.com/content/image/1-s2.0-S0370157320303434-gr63.jpg
• https://ars.els-cdn.com/content/image/1-s2.0-S0370157320303434-gr68.jpg
• https://physicstoday.scitation.org/do/10.1063/PT.5.023492/full/media/_5F671989-AAA3-4CE8-B0D6-E14691CB56E8.jpg
• https://physicsworld.com/wp-content/uploads/2011/01/tev1.jpg
• https://cds.cern.ch/images/CERN-PHOTO-201405-164-2/file?size=large
• https://images.fineartamerica.com/images-medium-large-5/low-energy-antiproton-ring-at-cern-david-parkerscience-photo-library.jpg
• https://mediaarchive.cern.ch/MediaArchive/Photo/Public/2010/1011301/1011301_01/1011301_01-A4-at-144-dpi.jpg
• https://www.bnl.gov/today/body_pics/2021/12/rhic_complex_d3451011-hr.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b6/Penning_Trap.svg/1024px-Penning_Trap.svg.png
• https://scholars.cmich.edu/files-asset/35313805/Penning_DSC2569_Juan_Peralta.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/93/Californium.jpg
• https://scx2.b-cdn.net/gfx/news/hires/2011/physicistsna.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/35/Antimatter_Rocket.jpg
• https://www.udmi.net/wp-content/uploads/2019/06/5M7A5618_PET-CT-Machine-1-1024×683.jpg
• https://devotedguardians.com/wp-content/uploads/2019/04/Positron-Emission-Tomography-Test-980×400.jpg