Kde všude vznikají neutrina?  
Neutrina. Přilétají k nám z různých vesmírných zdrojů, ale i z vnitra naší planety, nebo je produkujeme v reaktorech a urychlovačích.

První část cyklu článků o neutrinech byla věnována jejich objevu, základním vlastnostem a snahou o určení jejich hmotnosti. V druhé části se blíže podíváme na to, v jakých procesech neutrina vznikají a jaké existují přírodní i umělé zdroje. Procesy, ve kterých neutrina vznikají, jsme již rozebírali v minulém příspěvku. Takže si hlavní z nich připomeňme. Elektronová neutrina nebo antineutrina se produkují v rozpadech beta jader. Vysvětlení energie elektronů, vznikajících při jednom typu tohoto rozpadu, vedla k zavedení neutrin do fyziky. Elektronová neutrina i antineutrina mohou vznikat i při řadě nízkoenergetických jaderných reakcí, při kterých dochází v jádrech k přeměně protonu na neutron nebo opačně. Neutrina a antineutrina všech typů vznikají v rozpadech různých elementárních částic, připomeňme třeba rozpad mezonu pi nebo mionu či tauonu. Další možností je anihilace některých párů částice a antičástice, při které může vznikat pár neutrina a antineutrina. Při vysokoenergetických srážkách částic pak existuje množství reakcí, které vedou k neutrinům. Ve zmíněných procesech figuruje slabá interakce a bosony W+, W- a Z0, které ji zprostředkovávají. Ale o tom podrobněji příště, teď se budeme podrobněji věnovat různým zdrojům neutrin.

 

Přírodní zdroje neutrin

Neutrina se produkují v řadě procesů probíhajících jak na Zemi, v našem blízkém vesmírném okolí, tak i v prostorově i časově velmi vzdálených oblastech.

 

Zvětšit obrázek
Zdrojem neutrin je také Slunce, na obrázku je obraz aktivity Slunce získaný družicí SOHO (zdroj NASA).

Sluneční neutrina

První přírodním zdrojem neutrin, na který se jejich lovci zaměřili, bylo Slunce. V něm se realizuje řada termojaderných reakcí, v jejichž průběhu vznikají neutrina. V takových hvězdách, jako je naše Slunce, se dominantně realizuje proton-protonový cyklus. Druhým mechanizmem, který produkuje ve hvězdách slunečního typu energii i neutrina, je tzv. CNO cyklus. Celkově produkuje Slunce zhruba 2x1038 neutrin za sekundu. Ty se za dvě sekundy dostanou ze slunečního nitra k povrchu a za dalších zhruba osm minut absolvují 150 milionů kilometrů dlouhou cestu k Zemi. Každou sekundu, každým centimetrem čtverečním ke Slunci natočené plochy naší planety prolétá přibližně sto miliard neutrin. Díky strašlivě malé pravděpodobnosti reakce neutrina s hmotou, se v lidském těle zachytí průměrně jedno neutrino za celý život, a to jen v případě, pokud si člověk užije nejméně deset let penze.

 

Pokusy o detekci slunečních neutrin probíhaly už od padesátých let, tedy v době, kdy se teprve pracovalo na vůbec první detekci neutrina. Jejich hlavním aktérem byl americký fyzik a chemik Raymond Davis Jr. A je to nádherná historie, ukazující, jak celoživotní velice pečlivá, náročná, ale i velmi zajímavá a překvapivá cesta může přivést k absolutně nečekanému objevu a Nobelově ceně. Davis pracoval po návratu z armády po druhé světové válce dva roky v chemické firmě Monsanto v oblasti radiochemických aplikací. Pak se dostal na chemické oddělení nově vzniklé Brookhavenské národní laboratoře. Když nastoupil, čekal nějaké zadání úkolu. Jeho šéf mu však pouze řekl, aby šel do knihovny a našel si tam pro sebe zajímavé téma sám. V knihovně Davis narazil na monografii o zatím nepotvrzené částici - neutrinu, která ho velmi zaujala. A to předurčilo jeho životní dráhu. V hledání neutrin vycítil nejen velmi zajímavé téma, ale i příležitost využít své chemické znalosti. V roce 1951 se tak pustil do práce na detekci neutrina pomocí jeho reakce s jádrem chloru, při které vzniká radioaktivní argon a elektron. Využití této reakce navrhl už v roce 1946 Bruno Pontecorvo. Konkrétní experiment pro zachycení slunečních neutrin pomocí této reakce navrhl v roce 1949, ale nepřistoupil k jeho realizaci.

 

Zvětšit obrázek
Otec sluneční neutrinové fyziky Raymond Davis (zdroj BNL).

Před Davisem se tak otevřely neprobádané prostory, kterým se nikdo nevěnoval. Zpočátku se snažil využít tuto reakci pro detekci neutrin z reaktoru. Jaderný reaktor sice převážně produkuje antineutrina, ale v té době ještě vůbec nebylo jasné, jestli a jak se neutrino a antineutrino liší. Při přípravě experimentů na reaktorech se Davis rozhodl využít chlorid uhličitý (tetrachlor) a připravil detektor, který obsahoval 3800 litrů této sloučeniny. Tím zkoušel v roce 1955 detekovat neutrina z reaktoru v Brookhavenu. Vzhledem k tomu, že neutrina ze Slunce mohla hrát roli nežádoucího pozadí, rozhodl se jejich vliv otestovat tak, že zakopal své detekční zařízení daleko od reaktoru a zhruba šest metrů pod zem. Žádné neutrino se nepodařilo zachytit. Nebylo divu, vždyť by tok slunečních neutrin, aby je mohl detekovat, musel být o více než čtyři řády větší. Stanovil tak pouze horní odhad pro jejich množství. Jeden z oponentů článku, ve kterém tyto výsledky publikoval, tím nebyl příliš nadšen. Napsal zhruba toto: „Libovolný experiment, který jako popisovaný nemá dostatečnou citlivost, se nemůže reálně vyslovit k otázce existence neutrina. Svůj postoj bych vysvětlil na tom, že nikdo by nenapsal vědecký článek popisující experiment, při kterém by vystoupal na vysokou horu a z toho, že nedosáhne na Měsíc, by odvodil, že Měsíc je více než dva metry od vrcholku hory.“


Tak tedy začala dlouhá cesta Davise k zachycení slunečních neutrin. Ještě v roce 1958 se s 11400 litry chloridu uhličitého přesunul na reaktor v Savannah River a dostal se s horní limitou pro detekci neutrin o řád níže, než byl předpokládaný počet antineutrin produkovaných reaktorem. V okamžiku, kdy Reines a Cowan v experimentu, který jsme si popsali v minulé části cyklu, potvrdili existenci antineutrin produkovaných v reaktoru a předpoklady o jejich počtu, se Davisův experiment stal potvrzením, že neutrino se liší od antineutrina.

 

Davis se pak soustředil na neutrina ze Slunce. Problémem bylo, že pro uskutečnění přeměny chloru na radioaktivní argon je třeba energie neutrina vyšší než 0,814 MeV. Takových neutrin je mezi slunečními menšina. Proto bylo potřeba namodelovat procesy v slunečním nitru velice přesně a určit jak intenzivně probíhají při tamních teplotách a tlacích cykly reakcí, které v konečném důsledku přemění čtyři protony na heliové jádro. A hlavně ty z nich, které dokáží produkovat neutrina s dostatečně vysokými energiemi. V padesátých letech ještě nebyl dobře znám vliv právě těchto cyklů. Podceňovalo se zastoupení části proton-protonového cyklu, který souvisí s produkcí izotopů 7Be a 8B, při jejichž rozpadech vznikají velmi energetická neutrina. Stejně tak se podceňoval vliv CNO cyklu, který je také zdrojem neutrin s vysokou energií. Proto bylo potřeba vypracovat co nejpřesnější odhady intenzity těchto reakcí. Přesnými slunečními modely se zabýval John Bahcall a jeho spolupráce s Davisem vydláždila cestu k detekci a pochopení slunečních neutrin. Přesné výpočty Bahcalla ukázaly, že bude potřeba 378 000 litrů tetrachlorethenu (perchlorethylenu), který se používá pro čištění oděvů, aby reakcemi s neutriny vznikalo několik radioaktivních jader argonu (čtyři až jedenáct) za den. Experimentální testy vlivu pozadí mionů kosmického záření ukázaly, jak hluboko pod zem je potřeba experiment umístit. 

 

Zvětšit obrázek
Systém pump experimentálního zařízení v Homestake. V pozadí u dveří je Raymond Davis (zdroj BNL).

To vše vedlo k vybudování jeskyně pro neutrinový experiment ve zlatém dole Homestake v Jižní Dakotě. Tank s tetrachlorethenem byl umístěn v hloubce téměř 1500 m. Dva až tři měsíce probíhal sběr dat, kdy v tanku vznikaly jednotlivé atomy radioaktivního argonu. Pak se provedla extrakce vzniklého argonu z tetrachlorethenu, která trvala zhruba dvacet hodin. Množství získaného argonu se měřilo prostřednictvím jeho radioaktivity. Experiment začal v roce 1967 a hned první měření ukázala, že tok neutrin ze Slunce je menší, než se předpokládalo. Experimentální hodnota toku slunečních neutrin, zachycených experimentem Homestake, byla zhruba třetinová oproti předpovědím slunečních modelů. Další desetiletí pak Davis velice pečlivě kontroloval všechny možné zdroje nepřesností a pozadí. Bahcall pak intenzivně pracoval na zpřesňování a vylepšování slunečních modelů. Úsilí ani jednoho z nich nevedlo ke změně rozdílu mezi teorii a experimentálním pozorováním. Naopak, rozvoj helioseizmologie, která studuje seizmické vlny na povrchu Slunce, v devadesátých letech vedl k potvrzení správnosti slunečních modelů.

 

Experiment v Homestake byl po téměř 23 let na lov slunečních neutrin tím jediným. V devadesátých letech konečně začaly pracovat další detektorové systémy, které pozorovaly elektronová neutrina v jiné oblasti energií. Dva radiochemické experimenty, evropský detektor GALLEX (jeho pokračovatelem je experiment GNO) v Gran Sasso v Itálii a rusko-americký detektor SAGE v Rusku, využívaly reakci, při které neutrino mění izotop galia 71 na izotop germania 71 za vzniku elektronu. Výhodou této reakce je, že její prahová energie je 0,233 MeV, tedy téměř čtyřikrát menší než u reakce neutrina s chlorem. Galiové detektory tak zachytí i neutrina, která vznikají v první reakci proton protonového cyklu a maximální energie jejich spojitého spektra je 0,420 MeV. Další detektor Kamiokande (později rozšířen na SuperKamiokande) obsahoval vodu a využíval reakcí neutrin s elektrony nebo atomovými jádry v ní obsaženými. Jedním z produktů je lepton s rychlostí přesahující rychlost světla ve vodě. Vzniklou nabitou částici i směr jejího pohybu zaznamenáme pomocí Čerenkovova záření, které vyzařuje. Kamiokande pozoroval sluneční neutrina s vyššími energiemi (práh je zhruba 7 MeV), než jsou prahy reakcí radiochemických experimentů. Umožňuje však zase v některých případech určit zhruba i směr, ze kterého neutrina přilétají. Všechny detektory zaznamenávaly menší počet elektronových neutrin, než předpovídaly sluneční modely. Přesná velikost rozdílů byla závislá na energii detekovaných neutrin. Konečné rozřešení záhady přinesl výsledek detektoru SNO pracujícího v podzemí dolu v Surdbury v Kanadě. Ten využíval k záchytu interakce neutrin probíhající v těžké vodě a umožňující relativně snadnou detekci všech typů neutrin a elektronových neutrin zvlášť. Práce, která v roce 2001 zveřejnila výsledky tohoto experimentu, ukázala, že se sluneční elektronová neutrina, která jediná vznikají ve Slunci a letí k nám, se během své cesty k Zemi přemění na jiné typy. Celkový počet zaregistrovaných neutrin všech typů letících ze Slunce odpovídá právě počtu elektronových neutrin, který sluneční modely předpovídaly. Počet elektronových neutrin byl pak stejně jako u ostatních experimentů zhruba třetinový. Prokázala se tak existence oscilací neutrin a zároveň, že naše představy o fungování procesů na Slunci a sluneční modely jsou v pořádku. Raymond Davis byl pak v roce 2002, za svoji práci v oblasti detekce slunečních neutrin, oceněn Nobelovou cenou za fyziku. Historie úsilí o polapení a pochopení slunečních neutrin je nádherným příkladem dlouhé cesty k velkému objevu, dlážděné velice pečlivou a vytrvalou systematickou prací.

 

Zvětšit obrázek
Příspěvky jednotlivých procesů do spektra slunečních neutrin (zdroj ApJ, 621(2005) L85).

Studium slunečních neutrin zatím velice dobře potvrdilo základní představy o reakcích probíhajících ve slunečním nitru. Díky experimentům, které mají různé energetické prahy pro detekci neutrina, se získala i jistá představa o energetickém spektru slunečních neutrin. Detektory, které umožňují určit směr příchodu neutrin, nám umožňují získat byť zatím značně rozostřený obraz nitra Slunce, ve kterém jaderné reakce probíhají. Zatímco neutrina, která v nitru Slunce vznikají, se k jeho povrchu dostanou během zmíněných dvou sekund, energii v jiné formě, která pak ovlivňuje pozorovanou sluneční činnost a její dopad na Zemi, to trvá tisíce až miliony let. Neutrina nám tak nesou informaci o produkci energie v slunečním nitru v reálném čase a umožňují tak v principu předpovídat sluneční činnost s velmi velkým předstihem. Z tohoto důvodu je zajímavé sledovat i časové variace v počtu detekovaných neutrin. Nějaké náznaky se objevily. Mluví se hlavně o změnách probíhajících s periodou rotace Slunce, ale výsledky pozorování nejsou zatím dostatečně průkazné.

 

Se zpřesněním určování směru příletu neutrin a jejich energie by bylo možné proskenovat strukturu nitra Slunce, zjistit rozložení teplot a probíhajících reakcí v různých jeho oblastech. A také časových změn v těchto parametrech. V budoucnu to slibuje další dramatické zpřesnění našich znalostí nitra naší nejbližší hvězdy, která je tou nejdůležitější podmínkou života na Zemi. Není ale vyloučeno, že nám tato budoucí pozorování přinesou i další nečekané základní poznatky o struktuře hmoty, podobné objevu oscilací neutrin.
Na závěr bych se ještě zmínil o jedné metodě, která by mohla umožnit zjistit, jak probíhala produkce slunečních neutrin v minulosti. Spočívala by v zjištění množství dlouhodobě žijících radioaktivních izotopů, které v horninách zemské kůry vznikly v důsledku reakcí neutrin se stabilními izotopy. Vhodné vzorky s dobře definovanou dobou vzniku, získané z takové hloubky, ve které již nedochází k reakcím způsobeným kosmickým zářením, by mohly odhalit, jaký byl v daném období neutrinový tok ze Slunce. Nejčastěji se v této souvislosti uvádí izotop vápníku 41Ca s poločasem rozpadu 103 000 let.

 


Neutrina ze supernov

Velké množství neutrin vzniká i při výbuchu supernov a to v různých fázích jeho průběhu. Taková exploze je většinou (kromě supernov Ia druhu) spojena s konečným stádiem velmi hmotných hvězd. Předpokládá se, že během výbuchu takovýchto supernov se uvolňuje energie zhruba 1046 J a až 99 % ve formě neutrin. Neutrina a jejich vlastnosti tak mají klíčový dopad na průběh tohoto jevu. Zbývající jedno procento se uvolňuje ve formě kinetické energie a jen setina procenta ve formě světelného záření.

 

Zvětšit obrázek
Slupková struktura staré, velmi hmotné hvězdy.

Pro pochopení důležitosti neutrin pro proces výbuchu supernovy si krátce popišme, jak takový konec velmi hmotné hvězdy s hmotností zhruba mezi deseti až stonásobkem hmotností Slunce vypadá. V průběhu svého života spotřebovává hvězda ve svém nitru vodík v reakcích, které produkují hélium. V okamžiku, kdy je vodík v nitru spotřebován, reakce a produkce energie ustanou. Hvězda se začne smršťovat a hustota i teplota v jejím nitru stoupne natolik, že se rozběhnou fúzní reakce spalující helium a produkující uhlík. Zvýšená teplota ve vrstvě kolem heliového jádra zároveň stačí k zapálení vodíku, takže v nitru se spaluje hélium na uhlík a ve vrstvě kolem něj vodík na hélium. Postupně se tak zapalují další a další reakce, které vedou k těžším a těžším prvkům, a zároveň se vytváří slupková struktura hvězdy. Teplota i hustota nitra hvězdy roste a spalování těžších a těžších prvků probíhá stále rychleji. Zároveň se stále větší část energie uvolňuje v podobě neutrin. Proces skončí v okamžiku, když se vytvoří v nitru hvězdy železné jádro. Fúzí železa už nelze získat energii a hvězda se začne hroutit.

Zvětšit obrázek
Přibližný časový průběh spalování různých prvků v nitru hvězdy s hmotností dvacet hmotností Slunce.

 

Její hroucení zpomaluje tlak, který vytváří fermionový degenerovaný elektronový plyn, tedy jev, který brání i gravitačnímu zhroucení bílého trpaslíka. V našem případě však díky velké hmotnosti hvězdy jejímu zhroucení nezabrání. Během stlačování dochází k tomu, že jádra, tedy i jádra vodíku, zachytávají elektrony a protony v nich se mění na neutrony za vzniku neutrin. A právě to je prvním procesem, který je intenzivním zdrojem neutrin. Přitom se spotřebuje a v podobě neutrin vyzáří velké množství energie a hroucení hvězdy se urychlí. Pří této reakci vzniká pouze elektronové neutrino. Energie se spotřebovává také na fotodezintegraci jader železa na heliová jádra. Záchyt elektronů dominuje u lehčích hvězd a fotodezintegrace u těžších. Zrychlené hroucení vede ke zvýšení hustoty hmoty až na 1015 kg/m3. Hmota s touto hustotou je neprůhledná pro neutrina a ty už neopouštějí nitro do určité vzdálenosti od středu hvězdy volně. Čas jejich difuse je pomalejší než děje spojené s hroucením nitra hvězdy. V konečném důsledku se v jejím středu vytvoří oblast, která se hroutí jako jeden celek. Hustota dosahuje hodnoty srovnatelné s hustotou jádra, tedy 1017 kg/m3. Tentokrát tvoří fermionový degenerovaný plyn nukleony a díky silné odpudivé síle, která mezi nimi na krátké vzdálenosti působí, extrémně vzroste tlak. Hmota vnitřního jádra se stane vysoce nestlačitelnou a dojde k odrazu.

Na hranicích vnitřního jádra se vytvoří rázová vlna, která se vnějšími částmi jádra hvězdy začne šířit ven. Při svém pohybu rozkládá intenzivně atomová jádra na jednotlivé nukleony a protony se záchytem elektronu mění na neutrony za současné emise elektronového neutrina. Tato druhá fáze produkce neutrin trvá zhruba deset milisekund. Pod rázovou vlnou zůstává objekt, který lze označit za zárodek budoucí neutronové hvězdy nebo černé díry. Zatímco centrální oblast tohoto zárodku neutronové hvězdy pod vzdáleností, kde vznikla rázová vlna, je relativně chladnější, tak oblasti, kterými rázová vlna prošla, jsou velmi horké. Díky obrovské tepelné energii se produkují elektron pozitronové páry a při srážkách elektronů a pozitronů pak vznikají také páry neutrino a antineutrino. Navíc mohou pozitrony přeměňovat neutrony na protony a antineutrina. V této třetí fázi produkce neutrin, která trvá zhruba sekundu se, na rozdíl od předchozích fází kdy se rodila pouze elektronová neutrina, rodí všechny typy neutrin a antineutrin zhruba s rovným zastoupením a s energetickým spektrem odpovídajícím tepelnému záření o velmi vysoké teplotě v řádu 1011 K. Poslední fáze vyzařování neutrin při výbuchu supernovy probíhá během chladnutí zárodku neutronové hvězdy a jejím přerodu v neutronovou hvězdu samotnou. Zase jde o tepelné záření produkující všechny typy neutrin a antineutrin. V konečném důsledku tak dostaneme neutrinový záblesk, ve kterém jsou obsaženy všechny typy neutrin i antineutrin. I když elektronová neutrina se produkují ve větším množství než ostatní, od kterých se liší i svým energetickým spektrem.

 

Zvětšit obrázek
Supernova SN 1987A je první a prozatím zatím i poslední, ze které se nám podařilo zachytit neutrina (zdroj NASA).

První a zatím jediná detekce neutrin ze supernovy se zdařila v roce 1987. Supernova SN1987A se rozzářila 24. února 1987 v blízké trpasličí galaxii Velký Magellanův oblak, která je souputníkem naší Galaxie. Její vzdálenost od Země byla 168 000 světelných let. Tři hodiny před tím, než dorazil k Zemi světelný záblesk, pozorovaly tři neutrinové experimenty dohromady 24 elektronových neutrin. Pravděpodobněji antineutrin, ke kterým byly zmíněné experimenty citlivější. Detektor Kamiokande II v Japonsku detekoval 11 antineutrin, detektor IMB v USA pozoroval 8 antineutrin a BNO (Baksan Neutrino Observatory) v Baksanu na Kavkaze pozoroval 5 antineutrin. Neutrinový záblesk byl kratší než třináct sekund. Pokud by měla neutrina nenulovou klidovou hmotnost, měla by se lišit doba příletu neutrin s vyšší a nižší energií. Pokud se podíváme na obrázek, tak nelze takový rozdíl vidět. To znamená, že v rámci dané přesnosti nelze takové rozdíly pozorovat a můžeme odhadnout horní mez pro hmotnost neutrina zhruba na 10 eV/c2, což je v souladu s měřeními rozpadu tritia, o kterých jsme psali minule. Rozdíl v příchodu neutrin a fotonů světla byl v řádu hodin. Pokud vezmeme zmíněnou vzdálenost k supernově, musel jim let k Zemi trvat 168 000 let. Rychlost světla a neutrin se tak lišila o méně než miliontinu procenta. To, že neutrina doletěla ze vzdálené supernovy až k Zemi určuje také dolní limitu pro dobu jejich života. I když bylo zachyceno jen dvacet čtyři neutrin, potvrdily v základních rysech naše představy o produkci neutrin v průběhu výbuchu supernovy. Počet zachycených neutrin odpovídá tomu, že se jich při výbuchu supernovy produkuje zhruba 1058 a odnášejí energii 1048 J.


V současnosti už máme daleko citlivější detektory, které by u podobné supernovy jako byla SN1987A podle její konkrétní vzdálenosti zachytily tisíce až sta tisíce neutrin. Čekáme jen na supernovu, která by vybuchla buď v naší Galaxii, nebo v jejích trpasličích souputnících. Může být i na opačné straně Galaxie než je naše Slunce, skrytá hustými oblaky plynu. Ta sice zastíní světelný záblesk, ale neutrina k nám spolehlivě doletí. Pokud taková supernova vybuchne, bude možné díky analýze detekovaných neutrin značně upřesnit modely výbuchu supernovy i chování horké a velmi husté jaderné hmoty. Jsou jedinou možností, jak získat přímé informace o vnitřních velmi hustých vrstvách kolabující hvězdy. Neutrinový tok uvnitř kolabující hvězdy a šíření rázové vlny je tak intenzivní, že se důležitým faktorem stává i vzájemný rozptyl neutrin a ten závisí na jejich oscilacích a dalších vlastnostech. Zkoumání neutrinového záblesku při výbuchu supernovy nám tak může přinést i důležité poznatky o fundamentálních vlastnostech neutrin.


 

Zvětšit obrázek
Závislost energie neutrin na čase detekce. Okamžik příletu prvního neutrina v každém experimentu byl definován jako čas nula.

Neutrina z kosmického záření

Kosmické záření je buď primární, které přichází z vesmíru nebo sekundární, které vzniká interakcí částic primárního kosmického záření s jádry v atmosféře. Primární neutrina vznikají ve vysokoenergetických procesech při bouřlivých astrofyzikálních dějích. Při procesech v blízkosti různých typů černých děr vznikají výtrysky plazmy urychlené na rychlosti blízké rychlosti světla. V srážkách takto urychlených částic s jádry mezihvězdného plynu pak vznikají i neutrina. Tato neutrina mohou mít velmi vysoké, ba i extrémní energie. S růstem energie velice rychle klesá počet neutrin, takže pro jejich detekci potřebujeme opravdu velké detektory.

 

Sekundární neutrina vznikají hlavně v rozpadech mezonů pí, které vznikají při srážkách jader primárního kosmického záření s jádry v atmosféře. Při rozpadu mezonu pí vzniká mion (antimion) a mionové neutrino (antineutrino). V rozpadu mionu (antimionu) pak kromě elektronu (pozitronu) elektronové antineutrino (neutrino) a neutrino (antineutrino) mionové. Tedy v každé sekvenci rozpadu mezonu pí dvě neutrina (antineutrina) mionová a jedno elektronové. Poměr mezi mionovými a elektronovými neutriny v sekundárním kosmickém záření je tak 2:1. Zkoumáním rozdílu v tomto poměru mezi jednotlivými typy neutrin pro neutrina, které se do detektoru dostávají pouze po průletu atmosférou nebo z protilehlé strany po absolvování daleko větší dráhy po průletu atmosférou i zeměkoulí, ukazují na existenci oscilací neutrin a umožňují zkoumat oscilace mionových neutrin. Ale o tom podrobněji v dalším díle tohoto cyklu.
 

Současné velké experimenty k detekci kosmických neutrin s extrémně vysokou energií přecházejí z fáze ověřování k reálnému jejich zkoumání. Ať už se jedná o podmořský experiment ANTARES nebo o experiment Ice Cube (pokračování experimentu Amanda), který využívá arktický led. V nich se mionová neutrina s vysokou energií detekují pomocí mionu, který vytváří při své reakci s nukleony. Směr letu mionu je blízký směru letu původního neutrina. Miony, které jsou součástí sekundárního kosmického záření, se dostávají i velmi hluboko pod zem. Vytvářejí tak velmi vysoké pozadí. Pokud však využijeme stínění Země, která všechny ostatní částice, kromě neutrin, pohltí, a vybíráme jen miony letící ze směru ke středu Země, dostáváme velmi čistou informaci o neutrinech. Oba zmiňované experimenty pozorovaly už tisícovky kosmických neutrin, ovšem dominantně se jedná o neutrina ze sekundárního kosmického záření vznikajícího v atmosféře Země. Ty tvoří pozadí, na kterém je třeba hledat neutrina z primárního kosmického záření produkovaného různými astrofyzikálními objekty. Tato sekundární atmosférická neutrina přicházející ze všech směrů nám sice ztěžují identifikaci primárních astrofyzikálních neutrin, ale zase jsou ideální pro kalibraci detektoru. Podrobněji o zmíněných detekčních systémech pro „lov“ vysokoenergetických neutrin budu psát v následující části cyklu.

Zvětšit obrázek
Zdrojem vysokoenergetických kosmických neutrin by měly být i aktivní jádra galaxií obsahující supermasivní černou díru. Na obrázku je taková galaxie Centaurus A zobrazená v různých oblastech elektromagneticého spektra (zdroj NASA/ESO).

 

Hlavním úkolem zmíněných detektorových systémů je hledání lokalizovaných zdrojů vysokoenergetických neutrin. Využívá se toho, že neutrina, stejně jako fotony záření gama, nemají elektrický náboj a jejich dráha není jako u nabitých částic kosmického záření vysokých energií ovlivněna mezihvězdným a mezigalaktickým magnetickým polem. Zachovávají tak informaci o poloze svého zdroje. Lze je tak identifikovat podle lokalizace místa, odkud přicházejí, a díky tomu, že mají větší energie než neutrina sekundárního kosmického záření.

 

Prvním cílem je hledání stálých zdrojů vysokoenergetických neutrin. Mohly by jimi být aktivní jádra galaxií a další zdroje vysokoenergetického záření gama. Taková hledání lokálních stálých zdrojů neutrin s vysokými energiemi se prováděla pomocí dat získaných pomocí systému ANTARES (okolo tisícovky detekovaných neutrin) i systému AMANDA (přes 6500 neutrin) a po jeho rozšíření na Ice Cube (nových 5000 neutrin). Zatím se žádný takový lokální zdroj najít nepodařilo. Lokalizované zdroje kosmických neutrin s nižšími energiemi hledají i další detektorové systémy, jako je třeba SuperKamiokande. Žádnou průkaznou evidenci existence takového zdroje se jim však zatím získat nepodařilo.

 

Druhým směrem těchto výzkumů je hledání kosmických neutrin, která by byla spojena s největšími ohňostroji ve vesmíru - zábleskovými zdroji gama. Přinejmenším velká část těchto zdrojů je spojena s výbuchy supernov a jejich modely, o kterých jsem už na Oslovi psal , předpokládají procesy, ve kterých by kosmická neutrina s vysokými energiemi vznikala v obrovských množstvích. Tyto záblesky trvají řádově zlomky sekundy až tisíce sekund, máme tak přesnou lokalizaci, kde hledat neutrina, v prostoru i v čase. Problémem je, že pro citlivosti současných detekčních systémů se předpokládá během jednoho záblesku zachycení maximálně pouze několika jednotlivých neutrin. Při hledání korelací mezi záblesky gama a příchodem kosmických neutrin se tak musí přikročit ke globálním statistickým metodám. Zatím se nepodařilo analýzou dat ze současných systémů detekci neutrin z gama záblesků prokázat.

 

Zvětšit obrázek
Pokračující práce na budování detektoru vysokoenergetických kosmických neutrin Ice Cube v Antarktidě (zdroj Ice Cube).

Existenci primárních kosmických neutrin lze hledat i z energetického spektra detekovaných neutrin. Počty sekundárních kosmických neutrin klesají s energií rychleji, než je tomu u neutrin primárních z vesmírných zdrojů. Takže, ač je počet primárních neutrin s nízkými energiemi oproti sekundárním zanedbatelný, pro vyšší energie začne být srovnatelný a pro velmi vysoké energie začnou převládat. Protože však celkový počet neutrin klesá s jejich energií exponenciálně, musíme mít pro pozorování těch vysokoenergetických velmi citlivé detekční systémy a velkou statistiku. Současné detekční systémy se k možnostem sledovat energetickou oblast, kde by byla identifikovatelná primární složka kosmických neutrin, pouze přibližují.

 

Posledním možným úlovkem v této oblasti, o kterém se zmíním, by mohly být neutrina vznikající v rozpadech a interakcích částic temné hmoty. Tyto částice, nejčastěji se uvažují supersymetrická neutralina (viz. tento článek na Oslovi ), by se v naší Sluneční soustavě mohly díky gravitační přitažlivosti koncentrovat ve Slunci a produkovat neutrina a antineutrina vysokých energií ve svých anihilačních procesech. Detekovali bychom pak vysokoenergetická neutrina přilétající ze směru od Slunce. Ani v tomto případě se nepodařilo zatím detekci takových neutrin potvrdit.

 

Sekundární kosmická neutrina vznikající v atmosféře se detekují a studují běžně a jejich analýza přinesla řadu fundamentálních informací hlavně o oscilacích neutrin. Na detekci primárních kosmických neutrin citlivost současných detekčních systémů zatím nestačí. Ovšem pokrok, který čekáme v nejbližší době u experimentů ANTARES a Ice Cube, by mohl přinést zásadní zlom v této oblasti. Vysokoenergetická kosmická neutrina by nám pak mohla přinést řadu důležitých informací o těch nejenergetičtějších procesech ve vesmíru.


Reliktní neutrina

Celý náš vesmír je vyplněn reliktními neutriny a antineutriny, které vznikly v průběhu Velkého třesku. Jednotlivé typy neutrin a antineutrin jsou v něm zastoupena rovnoměrně. Ve velmi horkém počátečním stavu vesmíru byly procesy, při kterých při srážkách neutrina a antineutrina vznikají dvojice leptonu a antileptonu a při srážkách leptonu a antileptonu pak vznikají dvojice neutrina a antineutrina, v rovnováze. Pokud však klesla teplota vesmíru tak, že energie neutrin byla nižší než zhruba 1 MeV (dvojnásobek klidové energie elektronu), střední volná dráha pro všechny typy neutrin vzroste tak, že už nemohla interagovat s hmotou a pole neutrin a antineutrin se oddělilo od hmoty. Chladnutí neutrin s rozpínáním vesmíru probíhalo nezávisle na ostatní hmotě. V té době, kdy od počátku rozpínání našeho vesmíru uplynula zhruba jedna sekunda, byla teplota hmoty ve vesmíru a i neutrin 3x1010 K.


Významnou událostí bylo také, že v té době klesla teplota dostatečně na to, aby mohla existovat atomová jádra. Navíc později klesla teplota na hodnotu, která už neumožňovala přeměňovat protony na neutrony. Neutrony se již pak pouze rozpadaly a uchovaly se jen ty, které byly vázány do lehkých jader (hlavně helia). Vlastnosti, hlavně počet typů neutrin, tak měl značný vliv na průběh tvorby prvků během primordiální nukleosyntézy. Poměr lehkých prvků vytvořených v raných stádiích vesmíru je tak nezávislým potvrzením existence právě tří typů lehkých neutrin (antineutrin). První důkaz tohoto počtu, získaný z doby života částice Z0, jsme si rozebrali v minulé části cyklu.

Zvětšit obrázek
Nová evropská sonda Planck posune naše znalostí o reliktním mikrovlnném záření a tím i o reliktním záření neutrinovém (zdroj ESA).

 

V době, kdy teplota ochladla na hodnotu odpovídající klidové energii elektronu, většina elektronů a pozitronů anihilovala a uvolněná energie se přenesla na fotony. Tím se zvýšila teplota. Toto zvýšení teploty se však nedotklo neutrin, protože ta už byla od hmoty oddělena. To je důvod, proč je v současnosti teplota fotonů reliktního záření vyšší než teplota reliktních neutrin. Celková hustota těchto neutrin a antineutrin dohromady je nyní zhruba 340 cm-3 (na jeden typ je zhruba 57 neutrin a stejný počet antineutrin) a jejich teplota je 1,95 K.

 

Reliktní neutrina mají velmi nízkou energii a tak je jejich přímá detekce velmi obtížná.
Jejich existenci se však již podařilo prokázat alespoň nepřímo. Důkaz je založen na tom, že během velmi ranných fází vývoje vesmíru, než došlo k popsanému oddělení neutrin od ostatní hmoty, byl jejich podíl na hustotě energie až desítky procent a ovlivňovaly průběh rozpínání našeho vesmíru. Měly tak vliv na průběh prostorové anizotropie v hustotě a energii hmoty v těchto ranných fázích vývoje vesmíru a informace o tomto ovlivňování lze najít v průběhu anizotropií v teplotě reliktního elektromagnetického pozadí.

Zvětšit obrázek
Závislost velikosti teplotních fluktuací reliktního záření na jejich úhlovém rozměru získaná pomocí pětiletého měření sondy WMAP. Nepřímé údaje o reliktních neutrinech lze získa z údajů pro velmi malé úhlové rozměry (zdroj NASA).

 

Vliv reliktních neutrin se poprvé podařil identifikovat pomocí přesného měření průběhu fluktuací reliktního mikrovlnného pozadí v roce 2005. Data o anizotropii mikrovlnném záření na velmi malých úhlových vzdálenostech ze sondy WMAP byla konfrontována s daty o struktuře velmi vzdáleného vesmíru a rudém posuvu velmi vzdálených objektů získanými z programu SLOAN. Zatím nejpřesnější rozbor vlivu reliktních neutrin se získal rozborem pětileté činnosti sondy WMAP v roce 2008. Data o anizotropii reliktního mikrovlnného záření ukázala nejen existenci reliktních neutrin, ale jsou i dalším nezávislým potvrzením existence omezeného počtu typů neutrin. Přesnost zatím sice není taková, aby ukázala na hodnotu přesně tři, ale trojka leží v získaném možném intervalu. Zároveň se podařilo stanovit horní hranici pro součet hmotností všech tří typů neutrin na 0,61 eV/c2. I když tento odhad je závislý na kosmologických modelech, naznačuje jak malá je hmotnost neutrin. K dalšímu zpřesnění našich informací o reliktních neutrinech určitě přispěje evropská sonda Planck, která startovala v roce 2009.

 

Geoneutrina

V zemské kůře i nitru je obsaženo značné množství radioaktivních izotopů. Ty se často rozpadají i některou z forem rozpadu beta. Tím dochází k produkci elektronových neutrin a antineutrin. Nejintenzivnějšími zdroji těchto neutrin jsou rozpadové řady začínající u thoria a uranu, tedy jader 232Th, 238U a 235U s poločasy rozpadu 14,1, 4,5 a 0,7 miliard let. Dalším zdrojem je i izotop draslíku 40K s poločasem rozpadu 1,3 miliardy let. Přesný počet těchto neutrin a rozložení jejich zdrojů a jejich spektrum zatím neznáme, protože neznáme přesné rozložení výskytu radioaktivních izotopů uvnitř Země. Právě naopak, pokud by se nám podařilo vybudovat dostatečně citlivé detektory neutrin, mohly by nám geoneutrina přinést hodně informací o složení zemského nitra.


Problém výskytu těchto radioaktivních prvků je velmi úzce spojen s existencí horkého tekutého zemského pláště a vnější části jádra, zemské deskové tektoniky a tepelného režimu Země. Objev radioaktivity v roce 1896 umožnil vysvětlit rozpor mezi geologickými daty o stáří Země a stále velmi vysokou teplotu zemského nitra v současné době. Při zjišťovaném stáří Země nebylo teplo v jeho nitru možné vysvětlit gravitační energií, slapovými silami způsobenými Měsícem a žádnými chemickými reakcemi. Dnes víme, že značná část tohoto tepla vzniká v rozpadu beta a alfa radioaktivních prvků.


Současný model stavby Země předpokládá, že se skládá z několika částí. Na povrchu je tenká, 5 až 70 km mocná vrstva pevné zemské kůry. Plastický plášť pod ní tvoří největší část objemu i hmotnosti zeměkoule. Skládá se ze svrchního a spodního pláště, které odděluje přechodová vrstva. Zemské jádro ještě hlouběji se také skládá ze dvou částí. Vnější jádro je tekuté a předpokládá se, že to vnitřní, v samém centru Země, je pevné. V plášti probíhá konvekce, která zajišťuje i efektivní přenos tepla vznikajícího v nitru Země na povrch a stojí za deskovou tektonikou.


Současné standardní odhady celkového tepelného toku z nitra Země jsou zhruba 40 TW a z toho radioaktivní rozpad by měl být zodpovědný zhruba za 19 TW (připomeňme, že jeden terawatt (TW) je bilion wattů). Po 8 TW by měly dodávat v takovém případě rozpady izotopů 232Th a 238U, příspěvek izotopu 235U můžeme díky jeho malému relativnímu zastoupení zanedbat. Rozpad radioaktivního draslíku přispívá k tepelnému toku hodnotou 3 TW. Předpokládá se, že tyto prvky jsou převážně soustředěny ve svrchním plášti a kůře. Celkově by jich mělo být stovky bilionů tun. Ovšem naše představy o struktuře a hlavně chemickém složení jednotlivých vrstev Země jsou velmi kusé, takže různé modely se liší. Odhady celkového tepelného toku dávají například hodnoty od 30 do 45 TW. V úměrných rozmezích se různí odhady i pro tepelný tok pocházející z rozpadu radioaktivních prvků. Proto by bylo velmi přínosné pomocí geoneutrin získat informaci o rozložení radioaktivních prvků v nitru Země a uvolňované energii, kterou přispívají k ohřívání Země.

Zvětšit obrázek
Energetická spektra antineutrin produkovaných různými radioaktivními rozpady, zobrazeny jsou příspěvky rozpadových řad začínajících u izotopů 238U, 235U, 232Th a rozpadu izotopu 40K. Vyznačen je i dolní práh pro energii, který byl nastaven u detektoru KamLAND (zdroj KamLAND).

 

Pokud bychom rozmístili detektory neutrin v různých místech a zjišťoval se směr, odkud přicházejí, dostaneme informaci o rozložení radioaktivních prvků. Podle jejich energie by se dalo určit, které radioaktivní jádro je vyzářilo. Neutrina z rozpadu uranu mají mnohem větší maximální energii než ta z rozpadu thoria nebo draslíku. Zároveň mají geoneutrina nižší energii než většina neutrin produkovaných v reaktoru.


Hustota geoneutrin je zhruba 6 milionů na čtverečný centimetr a sekundu. To je o více než šest řádů méně než je tok neutrin z reaktoru v jeho blízkosti. Zachycení geoneutrin je tak velice náročné. První pozorování geoneutrin se podařilo japonskému zařízení KamLAND. Článek o tomto úspěchu byl publikován v roce 2005. Geoneutrina s nízkými energiemi byla pozorována na pozadí neutrin z japonských reaktorů okolo laboratoře. Přesněji řečeno, šlo o antineutrina, která vznikají v pozorovaných rozpadech dominantně. Detektor KamLAND obsahuje 1000 tun kapalného scintilátoru a antineutrina zaznamenával pomocí jejich reakce s protony za vzniku pozitronu a neutronu


Důležitá byla citlivost detektoru pro detekci antineutrin s nízkými energiemi. Zatím však má měření jen velmi nízkou statistiku i přesnost. Přebytek antineutrin, který by mohl být vysvětlen geoneutriny, byl mezi pěti až čtyřiceti pěti. Lze tak udělat první odhad tepelného toku z radioaktivního rozpadu. Jeho horní limita je z těchto měření geoneutrin stanovena na 60 TW. Modelová hodnota 19 TW leží v pozorovaném rozmezí. V blízké budoucnosti se dá očekávat zlepšení přesnosti měření geoneutrin díky vylepšování detektorů. Samotný KamLAND i experiment SNO+, kde se těžká voda nahrazuje kapalným scintilátorem (umožní studium neutrin s nižší energií), by mohly posunout detekci geoneutrin značně dál.

V budoucnu by bylo zajímavé i ověření hypotézy, že by v zemském nitru mohl fungovat přírodní reaktor. Pozůstatky přírodního reaktoru, který na povrchu běžel před dvěma miliardami let, byly nalezeny v Oklo v africkém Gabonu. Na Oslovi jsem se už o něm zmiňoval v článku o využití jaderné energie. Přírodní reaktor běžící v současnosti by musel fungovat na odlišných principech, protože podíl izotopu uranu 235 je v současné uranové rudě daleko nižší než byl v době fungování reaktoru v Oklo. Potvrzením hypotézy o jeho existenci v zemském nitru by mohla být právě detekce antineutrin, která by se v takovém přírodním reaktoru produkovala.


 

Umělé zdroje neutrin

Existují dva intenzivní umělé zdroje neutrin. Reaktory jsme již zmiňovali v první části v souvislosti s prokázáním existence elektronového neutrina. Další možností jsou urychlovače, které umožňují produkovat všechny známé typy neutrin.

 

Zvětšit obrázek
Pro neutrinové experimenty se jako zdroj elektronových antineutrin budou využívat i reaktory jaderné elektrárny Daya Bay v Guandongu v Číně (zdroj Daya Bay neutrino experiment).

Neutrina z reaktorů

Díky neutrinům z reaktoru se existenci těchto částic podařilo prokázat. V reaktoru se produkuje velké množství neutronů. Při záchytu neutronu stabilními jádry vznikají jádra, která mají přebytek neutronů. Stejně tak mají přebytek neutronů radioaktivní jádra vznikající při štěpení. Při rozpadech beta neutronů i zmíněných radioaktivních jader s přebytkem neutronů se produkují elektronová antineutrina. Reaktor je tak velmi intenzivním zdrojem elektronových antineutrin. Řada reaktorů se tak využívá nebo plánuje využít pro studium oscilací elektronových antineutrin. Jistým omezením je to, že nelze definovat energii těchto antineutrin, reaktor produkuje antineutrina se spojitým rozložením energií a navíc jejich maximální energie je relativně malá.

 

Neutrina z urychlovačů

Pomocí vysokoenergetických reakcí urychlených částic můžeme získávat relativně velmi intenzivní svazky neutrin a antineutrin. Nabité částice vznikající při těchto reakcích lze odklonit pomocí magnetického pole. Ostatní částice interagují daleko více s materiálem a můžeme je tak dostatečně tlustou vrstvou odstínit a získat tak čistý neutrinový svazek.


Pro studium oscilací neutrin se v poslední době využívají intenzivní svazky mionových neutrin a antineutrin. Ty se získávají následujícím způsobem. Urychlovač urychlí protony na relativistické energie a při jejich srážkách s jádry terče vzniká i velké množství nabitých mezonů pí a K. Mezony K se v řádu desítek nanosekund rozpadají většinou na nabité mezony pí. Mezony pí se pak řádově ve stejné časové škále téměř ve sto procentech případů rozpadají na mion a mionové antineutrino v případě záporného mezonu pi, případně na antimion a mionové neutrino v případě mezonu pi kladného. Dostáváme tak svazek mionových neutrin a antineutrin. Svazek pí mezonů musí být před rozpadem nasměrován přesně tím směrem, do kterého chceme poslat neutrina. Nabité miony, které také vznikají rozpadem mezonů pí, lze včas před jejich rozpadem separovat a odklonit. Lze využít toho, že jejich doba života je v řádu mikrosekund, tedy o dva řády větší než u zmiňovaných mezonů. Zabrání se tak příměsím elektronových neutrin a antineutrin, které také v rozpadu mionu vznikají. Takový zdroj mionových neutrin je třeba v laboratoři KEK v Japonsku. Produkovaná neutrina jsou směrována do detektoru SuperKamiokande. V roce 2006 začalo podobné zařízení pracovat také v laboratoři CERN ve Švýcarsku. Jeho mionová neutrina jsou namířena do 730 km vzdálené již zmíněné podzemní laboratoře v Gran Sasso v Itálii.

Zvětšit obrázek
Instalace části zařízení pro produkci mionových neutrin NuMI ve Fermilabu (zdroj Fermilab).

Další takové zařízení s názvem NuMI využívá protonový urychlovač ve Fermilabu v USA a posílá svůj svazek do podzemní laboratoře v Soudanu na severu Minnesoty. Podrobněji o významu těchto experimentů a jejich výsledcích až v dalších částech cyklu.

 

Představme si, že chceme dostat čistý svazek přesně směrovaných vysokoenergetických elektronových neutrin nebo antineutrin. V tomto případě můžeme využít urychlovače, které dokáží urychlovat beta radioaktivní jádra. Po urychlení se radioaktivní jádra, která se rozpadají se vznikem neutrina nebo antineutrina, vyvedou do akumulačního prstence, který má dlouhé úseky, kde jádra letí směrem, kterým potřebujeme neutrina poslat. Pokud bude energie, která se uvolňuje při rozpadu beta jádra, zanedbatelná vůči energii, která je předána radioaktivnímu jádru během urychlování, budou mít všechna neutrina vzniklá při rozpadu zhruba stejnou kinetickou energii v laboratorním systému a jejich hybnost bude dána původním pohybem radioaktivního jádra. Dostaneme tak svazek neutrin se stejnou energií, letících přesně daným směrem. O postavení takových zařízení se reálně uvažuje.

 

Podobným způsobem můžeme získat neutrina a antineutrina mionová s přesně definovanou energií. V tom případě lze urychlit již zmíněné nabité mezony pí vzniklé při srážkách protonů s jádry. Při získávání neutrin s velmi vysokými energiemi lze využít prodloužení doby života mezonů pí pohybujících se rychlostí velmi blízkou rychlosti světla díky speciální teorii relativity. Příměs elektronových neutrin nebo antineutrin vznikajících v rozpadu mionu či antimionu lze zase vhodnými úpravami potlačit.


Budoucí možné využití neutrin

Stanislaw Lem: Pánův hlas: „Vždyť – řekl mu – celá neutrinová emise jednoho kvadrantu nebeské klenby je opravdovým oceánem, rozprostřeným v obrovském frekvenčním spektru, a pokud Hailer a Mahoun při pročesávání tohoto spektra čiročirou náhodou z něj vylovili „drobek“ umělé emise, pocházející od rozumného odesílatele, byl by to věru zázrak, kdyby se to ještě jednou – zase náhodou – podařilo opakovat.“ 


Velkou výhodou i nevýhodou neutrin je jejich strašlivě malá pravděpodobnost reakce. Proto musí být jejich zdroj velmi intenzivní a tedy i velký. Obrovský musí být i detektor, který je zachycuje. To dává i omezení na jejich využití. Už jsme si řekli, jak je bude možné využít pro studium a velmi dlouhodobou předpověď sluneční činnosti či studium zemského nitra.
O další možnosti studia vnitřní stavby Země se zmíníme nyní. Jedná se o neutrinovou tomografii Země. Využilo by se, že účinný průřez interakcí neutrin s hmotou roste zhruba lineárně s energií nejméně po energii 10 TeV. I když tedy jsou účinné průřezy neutrin i tak velmi malé, dalo by se jejich pohlcování využít ke zkoumání vnitřní struktury Země. Oblastí s různou hustotou a složením by totiž pohlcovaly různě. Byly by k tomu potřeba zdroje neutrin s velmi vysokou energií v řádu 1 TeV a více. Musíme mít intenzivní zdroje neutrin, které prosvěcují Zemi a detektory ve velkých vzdálenostech od nich. Mohly by se využít dva způsoby. První možností jsou umělé zdroje založené na urychlovačích na velmi vysoké energie. Takové, které v současnosti umožňuje dosáhnout pouze urychlovač LHC. Druhou možností jsou přírodní zdroje. Z nich by se dala využít velmi vysokoenergetická složka neutrinového toku se supernov, nebo kosmické záření velmi vysokých energií. Použité detektory musí detekovat velmi energetická neutrina a musí určovat co nejpřesněji směr jejich příletu.

Zvětšit obrázek
Neutrina se objevují i v řadě epizod a filmů Star Trek.

 

Další využití neutrin, o kterém se uvažuje, je komunikace ve specifických případech. Neutrina mohou přenést velice rychle informaci skrz zeměkouli k protinožcům. Je otázkou, jestli se najde nutnost pro takové využití, která by vyvážila náročnost potřebného zařízení. Tedy urychlovače, který by připravil potřebný svazek neutrin, a efektivního detektoru. Neutrinová komunikace se objevuje ve vědecké fantastice, kde jí využívají galaktické civilizace pro spojení, které prochází i hustými oblaky plynu a prachu v centrálních oblastech Galaxie. Nebo k tomu, aby odeslaly poselství jiným inteligencím, které v našem vesmíru existují nebo budou existovat. Tak je tomu třeba v Pánově hlasu Stanislawa Lema, ze kterého jsem citoval před chvílí.

O využívání neutrin pro mezihvězdnou komunikaci se však uvažuje i ve vědeckých kruzích. Reálně se rozebírají možnosti hledání signálů mimozemských civilizací právě pomocí neutrinových detektorů. Neutrinová vysílací zařízení jsou náročná a potřebují hodně energie. Pokud se však jedná o neutrina s vysokou energií, která v běžných rozpadech nevznikají, tak lze získat velmi čistý signál bez pozadí. Navíc by ovlivnění signálu prostředím i během dlouhé cesty bylo minimální. To by vyvážilo i náročnost detekce. Pochopitelně existuje velká řada problémů pro takové vysílání, jejichž řešení si zatím nedokážeme představit. Patří mezi ně i dosažení úzké kolimace neutrinového svazku. Přesto se však pří stavbě nových detektorů kosmických vysokoenergetických neutrin i možnost zachycení umělých signálů uvažuje.

Končím tuto část povídání o neutrinech tak trochu na hranici vědecké fantastiky. I když je třeba konstatovat, že realita nakonec fantastiku většinou překoná. Dokladem toho je i dosavadní historie objevu a zkoumání neutrin. V příští části tohoto cyklu se však vrátíme více na zem a budeme se zabývat detekcí neutrin, v závěrečné části se pak zaměříme na podstatu a zkoumání oscilací neutrin.

Datum: 27.12.2009 09:43
Tisk článku

Deník malého poseroutky 11 - Všechna sláva - Kinney Jeff
Knihy.ABZ.cz
 
 
cena původní: 229 Kč
cena: 194 Kč
Deník malého poseroutky 11 - Všechna sláva
Kinney Jeff
Související články:

Agónie nové fyziky pokračuje: Observatoř IceCube nenašla sterilní neutrina     Autor: Stanislav Mihulka (10.08.2016)
Extrémní neutrino poprvé vystopováno mimo Mléčnou dráhu     Autor: Stanislav Mihulka (25.04.2016)
Nobelova cena za fyziku v roce 2015 je za prokázání oscilací neutrin     Autor: Vladimír Wagner (06.10.2015)
Nové rekordní neutrino prohlubuje kosmickou záhadu     Autor: Stanislav Mihulka (18.08.2015)
Pták Buk nejenergetičtějším neutrinem, které jsme chytili     Autor: Stanislav Mihulka (17.04.2014)



Diskuze:

Rychlost neutrin

Vladimír Wagner,2010-01-03 18:46:37

Máte plnou pravdu pane Plesingere, měl jsem opravdu na mysli rychlost, která je téměř rychlostí světla, ale přece jen o chlup menší. Dnes díky oscilacím neutrin víme, že alspoň dva typy neutrin mají nenulovou klidovou hmotnost (z oscilací víme, že hmotnosti jednotlivých typů neutrin se musí lišit). Tedy z experimentální evidence oscilací plyne nenulová hmotnost neutrin. Současná teorie nám o velikosti i samotném faktu nenulovosti hmotností neutrin neříká nic. Ale podrobněji o oscilacích neutrin a co z těchto oscilací lze zjistit budu psát v poslední části tohoto cyklu.

Odpovědět


Martin Plesinger,2010-01-06 22:50:07

Mnohokrat dekuji za vycerpavajici odpovedi.

M.

Odpovědět

Neutrinový a světelný záblesk

Vladimír Wagner,2010-01-02 11:58:18

Neutrina jsou podobně jako třeba velmi vysokoenergetické záření gama produkovány při procesech s velmi vysokými energiemi. Možnosti masivní produkce neutrin tak jsou jen velmi krátkou dobu. Psal jsem, že první fáze trvá zhruba milisekundy, třetí fáze zhruba sekundu. Navíc neutrina bez zdržování letí rychlostí světla pryč s nitra hvězdy skrz její vnější části, které se kolapsu neúčastnily. Celkově tak záblesk neutrin trvá zhruba deset sekund. Konverze energie do nízkoenergetického elektromagnetického spektra trvá hodiny, dny i déle. Proto maximum ve viditelném oboru následuje až hodiny po neutrinovém záblesku. Další problém je detekce. Neutrinový záblesk zaznamenáme hned, ať je detektor kdekoliv, a vidíme ho z libovolného směru. Kdy poprvé zaznamenáme světlo ze supernovy, závisí také na tom, jestli je zrovna daná oblast pod dohledem nějakého dalekohledu. Navíc přesné určení času ztěžuje, že expozice ve viditelném oboru je většinou delší. Prvoobjevitelský snímek supernovy SN1987a, který pořídil Ian Shelton měl expozici tři hodiny. Takže při porovnávání rychlosti neutrin a světla pomocí rozdílu v době příletu neutrin a fotonů je třeba započítat neurčitost v zaznamenání začátku světelného záblesku i neurčitosti v našich modelech, jak rychle se v supernově konvertuje energie do viditelného světla. Neutrina jsou pochopitelně produkována i po neutrinovém záblesku trvajícím zmíněných zhruba deset sekund, ale už s nesrovnatelně menší intenzitou, která je hluboko pod hranicí citlivosti našich detektorů.

Odpovědět


Martin Plesinger,2010-01-03 15:35:45

Mnohokráte děkuji za dovyjasnění. Ke zpoždění světelného záblesku oproti neutrinovému tedy dojde zejména tím, že se elmag záření musí prodrat ven z nitra hvězdy s čímž neutrina nemají problémy.

Má původní jednoduchá představa byla, že neutrinový i elmag záblesk vznikne prakticky ve stejný okamžik a z měření časového rozdílu, kdy dorazí k zemi, a ze znalosti vzdálenosti zdroje budeme schopni určit horní odhad hmotnosti neutrin. Takhle se do výpočtu musí zahrnout model popisující zpoždědí elmag záření (způsobeného tím jak se prodírá ven z hvězdy).

Obtíže s detekcí světelného záblesku jsou jasné.

Jen pro lehké ujasnění, ve Vaší reakci píšete "... neutrina ... letí rychlostí světla pryč ...", předpokládám, že se tím myslí rychlost velmi blízká rychlosti světla. Žiji v přesvědčení, že v současné době se obecně přijímá (věří; nejsou-li snad pro to i nějaká teoretická zdůvodnění) to, že neutrina mají nenulovou hmotnost (v Beiserově Úvodu do moderní fyziky (1977, česk. překlad) se ještě píše, že neutrino má klidovou hmotnost nulovou; Žáček v Úvodu do fyziky elm. částic (2005) uvádí horní odhady na hmotnost). Existují nějaké teoretické podklady pro nenulovou hmotnost neutrin?

Odpovědět

Martin Plesinger,2010-01-01 23:08:10

Dobry den a stastny novy rok!

Omlouvam se za hloupy dotaz, ale na zacatku predposlendiho odstavce sekce o neutrinech ze supernov mi neni jasne jak mam rozumet vete: "Tři hodiny před tím, než dorazil k Zemi světelný záblesk, pozorovaly tři neutrinové experimenty dohromady 24 elektronových neutrin."

Jedna o neutrina produkovana v prvni fazi hrouceni hvezdy, ktera maji pred svetelnym zableskem naskok? Soucasne se svetelnem zablesku jsou ale hroutici se hvezdou vyvrzena i neutrina z pozdejsich fazi hrouceni, rozumim-li tomu dobre, ktera jista budou take detekovana, ta ale nemohou dorazit drive; vzhledem k tomu, ze se z casoveho rozdilu a vzdalenosti hvezdy odvozuje horni odhad na hmotnost neturin tak se domnivam se jedna o tato neutrina. Nema to byt obracene nejdrive svetlo, pak neutrina?

Odpovědět




Pro přispívání do diskuze musíte být přihlášeni




















Tento web používá k poskytování služeb, personalizaci reklam a analýze návštěvnosti soubory cookie. Používáním tohoto webu s tím souhlasíte. Další informace