Antiproton

Antimatter

Overview

Annihilation

Devices

• Particle accelerator
• Penning trap

Antihiukkaset

• Positroni
• Antiprotonit
• Antineutronit

Käyttökohteet

• Positroniemissio Tomography
• Fuel
• Weaponry

Scientific Bodies

• ALPHA Collaboration
• ATHENA
• ATRAP
• CERN

Ihmiset

• Paul Dirac
• Carl Anderson
• Andrei Saharov

edit

Antiproton (symboli p, lausutaan p-bar) on protonin antihiukkanen. Antiproton on suhteellisen stabiili, mutta se on tyypillisesti lyhytikäinen, koska törmäys protonin kanssa aiheuttaa molempien hiukkasten annihiloitumisen energiapurkauksessa. Kalifornian yliopiston Berkeleyn fyysikot Emilio Segrè ja Owen Chamberlain löysivät sen vuonna 1955, mistä heille myönnettiin fysiikan Nobel-palkinto vuonna 1959. CERNissä Genevessä, Sveitsissä, ja Fermilabissa Bataviassa, Illinoisin osavaltiossa, antiprotoneita tuotetaan rutiininomaisesti ja niitä käytetään tieteelliseen tutkimukseen.

Antiproton

Protonin kvarkkirakenne.

Luokitus:

Baryoni

Ominaisuudet

Teoreettisesti antiproton koostuu kahdesta anti-up-kvarkista ja yhdestä anti-down-kvarkista, joita symbolisoidaan uud:lla.

Antiprotonin ominaisuuksien ennustetaan CPT-symmetrian avulla olevan täsmälleen verrannollisia protonin ominaisuuksien kanssa. Erityisesti CPT-symmetria ennustaa antiprotonin massan ja eliniän olevan samat kuin protonin, ja antiprotonin sähkövarauksen ja magneettisen momentin olevan vastakkaisen merkkiset ja yhtä suuret kuin protonin.

Kesäkuun 2006 puolivälissä CERNin (Euroopan ydintutkimusjärjestö, ranskaksi Organisation Européenne pour la Recherche Nucléaire) tiedemiehet onnistuivat määrittämään antiprotonin massan, jonka he mittasivat olevan 1 836,153674(5) kertaa elektronin massaa suurempi. Tämä on täsmälleen sama kuin ”tavallisen” protonin massa, kuten ennustettiin. Antimaterian muodostuminen liittyy kysymyksiin siitä, mitä tapahtui alkuräjähdyksen aikaan ja miksi aurinkokunnassamme on nykyään jäljellä niin pieni määrä antimateriaa.

Tekninen tuottaminen

Antiprotonien muodostuminen vaatii kymmenen biljoonan K:n (1013 K) lämpötilaa vastaavaa energiaa, jota ei useimmissa luonnollisissa olosuhteissa saavuteta. CERNissä (Euroopan ydintutkimusjärjestö, ranskaksi Organisation Européenne pour la Recherche Nucléaire) protonit kuitenkin kiihdytetään protonisynkrotronissa (Proton Synchrotron, PS) 26 GeV:n energiaan, minkä jälkeen ne iskeytyvät iridiumsauvaan. Protonit kimpoavat iridium-ytimiin niin suurella energialla, että aine syntyy. Syntyy erilaisia hiukkasia ja antihiukkasia, ja antiprotonit erotetaan toisistaan magneettien avulla tyhjiössä.

Esiintyminen luonnossa

Antiprotonit on havaittu kosmisessa säteilyssä jo yli 25 vuoden ajan, ensin ilmapallokokeilla ja viime aikoina satelliittipohjaisilla ilmaisimilla. Standardikuva niiden esiintymisestä kosmisessa säteilyssä on, että ne syntyvät kosmisen säteilyn protonien törmätessä tähtienvälisessä väliaineessa oleviin ytimiin reaktiolla:

p A → p p p A

Sekundaariset antiprotonit (p) etenevät sitten galaksin läpi galaktisten magneettikenttien rajoittamina. Niiden energiaspektriä muuttavat törmäykset muiden atomien kanssa tähtienvälisessä väliaineessa, ja antiprotonit voivat myös kadota ”vuotamalla ulos” galaksista.

Kosmisen säteilyn antiprotonien energiaspektri on nyt mitattu luotettavasti ja se on sopusoinnussa tämän vakiokuvan kanssa antiprotonien tuottamisesta kosmisten säteiden törmäyksissä. Tämä asettaa ylärajat antiprotonien määrälle, joka voisi syntyä eksoottisilla tavoilla, kuten supersymmetristen pimeän aineen hiukkasten annihilaatiosta galaksissa tai primordiaalisten mustien aukkojen haihtumisesta. Tämä antaa myös alarajan antiprotonien eliniälle, joka on noin yhdestä kymmeneen miljoonaa vuotta. Koska antiprotonien galaktinen säilytysaika on noin kymmenen miljoonaa vuotta, sisäinen hajoamisikä muuttaisi galaktista säilytysaikaa ja vääristäisi kosmisen säteilyn antiprotonien spektriä. Tämä on huomattavasti tiukempi kuin parhaat laboratoriomittaukset antiprotonien eliniästä:

• LEAR-kollaboraatio CERNissä: 0.8 vuotta
• Antihydrogen Penning trap of Gabrielse et al: 0.28 vuotta
• APEX-kollaboraatio Fermilabissa: 50 000 vuotta p → μ- + X:lle ja 300 000 vuotta p → e- + γ:lle

Kokeellinen havaitseminen kosmisessa säteilyssä

Viimeaikaisia kokeita antiprotonien havaitsemiseksi kosmisessa säteilyssä ovat mm. seuraavat:

• BESS: ilmapallokokeilu, lennetty 1993, 1995 ja 1997.
• CAPRICE: ilmapallokoe, lennetty vuonna 1994.
• HEAT: ilmapallokokeilu, lennetty vuonna 2000.
• AMS: avaruuskokeilu, prototyyppi lennetty avaruussukkulalla vuonna 1998, tarkoitettu kansainväliselle avaruusasemalle, mutta ei vielä laukaistu.
• PAMELA: satelliittikoe kosmisen säteilyn ja antimaterian havaitsemiseksi avaruudesta, laukaistiin kesäkuussa 2006.

Käyttökohteet

Antiprotoneita tuotetaan rutiininomaisesti Fermilabissa törmäysfysiikan operaatioita varten Tevatronissa, jossa ne törmäytetään protonien kanssa. Antiprotonien käyttö mahdollistaa kvarkkien ja antikvarkkien välisten törmäysten suuremman keskimääräisen energian kuin protoni-protonitörmäyksissä olisi mahdollista. Teoreettinen perusta tälle on se, että protonin valenssikvarkit ja antiprotonin valenssikvarkit kantavat yleensä suurimman osan protonin tai antiprotonin impulssista.

Vrt. myös

• Antiaine
• Elementtihiukkanen
• Positroni
• Protonin

Huomautuksia

• Forward, Robert L. 2001. Mirror Matter: Pioneering Antimatter Physics. Lincoln, NE: Backinprint.com. ISBN 0595198171
• Fraser, Gordon. 2002. Antimateria: The Ultimate Mirror. Cambridge, UK: Cambridge University Press. ISBN 0521893097
• Kondo, K., and S. Kim. 1994. 9th Topical Workshop on Proton-Antiproton Collider Physics. Frontier Science Series No. 11. Tokio, Japani: Universal Academy Press. ASIN B000RFVPI4
• Santilli, Ruggero Maria. 2006. Isodual Theory of Antimatter: with applications to Antigravity, Grand Unification and Cosmology (Fundamental Theories of Physics). New York, NY: Springer. ISBN 1402045174

Kaikki linkit haettu 6.4.2016.

• Antiprotonia punnitaan physicsworld.com:ssa.
• The Golden Anniversary of the Antiproton Science@BerkeleyLab. (Antaa antiprotonin löytämisen historian.)
• Introduction to the Antiproton Decelerator CERN.

Hiukkaset fysiikassa

elementtihiukkaset

Alkeisfermionit: Kvarkit: u – d – s – c – b – t – Leptonit: e – μ – τ – νe – νμ – ντ
Elementtibosonit: Geobosonit: γ – g – W± – Z0 – Aaveet

Komposiittihiukkaset

Hadronit: Baryonit(lista)/Hyperonit/Nukleonit: p – n – Δ – Λ – Σ – Ξ – Ω – Ξb – Mesonit(lista)/Quarkonia: π – K – ρ – J/ψ – Υ
Muut: Atomiydin – Atomit – Molekyylit – Positronium

Hypoteettiset alkeishiukkaset

Superpartikkelit: Aksino – Dilatino – Chargino – Gluino – Gravitino – Higgsino – Neutralino – Sfermion – Slepton – Squark
Muut: X – Y – W’ – Z’

Hypoteettiset komposiittihiukkaset

Eksoottiset hadronit: Eksoottiset baryonit: Pentakvarkki – Eksoottiset mesonit: Tetrakvarkki
Muut: Mesoninen molekyyli

Kvasipartikkelit

Davydovin solitoni – Eksitoni – Magnoni – Fononi – Plasmon – Polaritoni – Polaron