Neutrinový detektor IceCube je dítě Francise Halzena a jeho kolegů (zdroj IceCube)

Nynější Nobelova cena je již pátá, která byla udělena za výzkum neutrin. Wolfgang Pauli zemřel v roce 1958, což bylo velmi krátce po objevu neutrina v roce 1956. Nobelovu cenu za jejich předpověď v roce 1930 tak nedostal. Detekce a potvrzení existence neutrina čekaly na realizaci jejich intenzivních zdrojů, kterými jsou jaderné reaktory. Úspěšný experiment s využitím amerického reaktoru produkujícího plutonium Savannah River Plant realizovali Clyde Cowan a Frederick Reines. V roce 1995 dostal za tento objev Frederick Reines Nobelovu cenu, Clyde Cowan se této možnosti bohužel nedožil.

První Nobelovu cenu za neutrina však dostali Leon M. Lederman, Melvin Schwartz a Jack Steinberger v roce 1988 za realizaci svazků neutrin pomocí urychlovače AGS v Brookhavenu a potvrzení existence druhého typu neutrina v roce 1962. Kromě toho elektronového existuje totiž i mionové. Třetí tauonové neutrino bylo pak detekováno v roce 2000. V roce 2002 dostali Nobelovu cenu Raymond Davis Jr. a Masatoshi Koshiba za detekci neutrin z vesmírných zdrojů. Raymond Davis Jr. stál za detekčním systémem, který jako první detekoval neutrina ze Slunce. Masatoshi Koshiba stál za detektorem Kamiokande, který dokázal detekovat neutrina ze supernovy SN1987A. V roce 2015 dostali Nobelovu cenu Takaaki Kajita a Arthur B. McDonald za potvrzení existence oscilací neutrin.

Takaaki Kajita v roce 1998 se svým týmem a detektorem SuperKamiokande prokázal, že se mionová neutrina vznikající interakcí kosmického záření v atmosféře z části mění na tauonová. Arthur McDonald se svým týmem využil detektor SNO a potvrdil, že chybějící elektronová neutrina ze Slunce se přeměnila na jiný typ neutrina. Podrobněji o této Nobelově ceně je v článku z tehdejší doby.

Tentokrát se Nobelova cena týkala neutrin s těmi nejvyššími energiemi, které vznikají ve vzdáleném vesmíru. Francis Halzen se narodil v Belgii. Vystudoval Katolickou univerzitu v Lovani, kde získal v roce 1969 i doktorát. V letech 1969 až 1971 působil v laboratoři CERN. Od roku 1972 působí ve Wisconsinské univerzitě v Madisonu. Zaměřoval se na částicovou fyziku a na studium kosmického záření, to jej přivedlo i ke kosmickým neutrinům. Působil v několika spolupracích, které se zaměřovaly na tuto oblast astrofyziky.

Francis Halzen dostal Nobelovu cenu za fyziku pro rok 2026 (zdroj Nobelova nadace)

Ledové detektory AMANDA a IceCube

Detekce neutrin je extrémní výzva, interagují pouze slabou interakcí a pravděpodobnost, že v reakci vyprodukují částice, které lze detekovat, je extrémně malá. Jejich detektory tak musí mít velmi velký objem. Ještě větší objemy musí mít neutrinové detektory, které mají zachytit velmi slabé toky neutrin. A právě takovými jsou neutrina kosmického záření s velmi vysokými energiemi. Pro jejich detekci tak potřebujeme detektory s extrémně velkými objemy.

Výhodou naopak je, že v případě reakce může neutrinum předat i velmi velkou část své energie. Vznikne jedna nebo více nabitých částic, které mají také velmi vysokou energii. Vytvářejí tak ve velkých detektorech dlouhou stopu. Právě Francis Halzen přišel v osmdesátých letech spolu s kolegy s myšlenkou, že by se pro detekci neutrin s velmi vysokou energií mohl využít led v Antarktidě, který je tlustý několik kilometrů a umožňuje realizovat detektor až o objemu v řádu kubického kilometru. Zároveň je dostatečně průhledný, aby v něm bylo možné vidět Čerenkovovo záření, které vzniká při průletu ultrarelativistických nabitých částic vzniklých v reakci neutrina.

Podařilo se získat podporu pro realizaci projektu ledového detektoru neutrin na stanici Amundsen-Scott v Antarktidě a v roce 1993 se začalo s prvními testovacími pracemi na detektor AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array). Pomocí horké vody tavili technici led a vytvářeli hluboké vrtné šachty, do kterých se spouštěly kabely osazené fotonásobiči (přesněji optickými moduly). Po zamrznutí se světlo z ledu zachycovalo fotonásobiči, elektronika vytvořila signál a kabely je poslala na povrch. Ze začátku se ukázalo, že ve vrstvách do jednoho kilometru bylo v ledu příliš bublin, což ovlivnilo jeho průhlednost. Ve větších hloubkách však vysoký tlak led spojil a bubliny odstranil. Navíc je první kilometr důležitý jako stínění a pro citlivý objem detektoru se využívají až hlubší vrstvy.

U konečné verze detektoru byl citlivý objem detektoru umístěn v hloubce od 1450 m do 2450 m. Zde detekce fungovala výborně podle očekávání. Detekční systém AMANDA měl v konečné fázi 19 kabelů a fungoval až do roku 2005, kdy se stal součástí velkého detektoru IceCube. Samotná IceCube už měla celkem 86 kabelů a pokrývala objem právě jednoho kubického kilometru ledu.

Event zaznamenaný v detektoru IceCube (zdroj IceCube)

Interakce neutrin v ledovém detektoru

Systém AMANDA ověřil principy a možnosti detekce kosmických neutrin. Neutrino může interagovat nabitými proudy, vyměňují se nabité bosony slabé interakce W+ a W-, nebo neutrálními proudy, kdy se vyměňuje neutrální boson Z. Při interakci vysokoenergetického neutrina s kvarkem prostřednictvím nabitých proudů se neutrino přemění na odpovídající nabitý lepton: elektronové neutrino na elektron, mionové na mion a tauonové na tauon. Nabité leptony nesou většinu původní energie neutrina. Její část se však předá kvarku a tím jádru, vznikne hadronová sprška. Ta se skládá ze silně interagujících částic – baryonů a mezonů. Mezony se mohou rozpadat i na elektrony a fotony s vysokými energiemi a hadronová sprška má tak i elektromagnetickou komponentu.

V případě elektronu s velmi vysokou energií se vytváří elektromagnetická sprška. Ta vzniká tak, že elektron s vysokou energií vyzařuje ve hmotě brzdné záření v podobě fotonu s vysokou energií.

Dostaneme tak elektron a foton. Vysokoenergetický foton interaguje s hmotou v podobě své přeměny na pár elektronu a pozitronu s vysokými energiemi a ty vyzařují brzdné záření. Dostáváme tak elektromagnetickou spršku složenou z velkého množství fotonů elektronů a pozitronů. Sprška mívá délku několika metrů. Lze velmi dobře určit její energii, horší je to se směrem pohybu. Elektromagnetickou spršku vytváří i pozitron.

Mion je o tři řády těžší než elektron a neprodukuje brzdné záření. Úbytek energie formou ionizačních ztrát je velmi malý a vysokoenergetický mion tak letí i kilometr. V tomto případě je velmi přesně definovaná dráha a horší to může být s energií.

V případě tauonu je více možností. S dobou života v klidu okolo 0,29 ps se rozpadá do řady kanálů. Zhruba v 35,2 % případů jsou leptonové, v polovině z nich vzniká elektron a v polovině mion. V 64,8 % případů jde o hadronový rozpad za vzniku mezonů. Zde se tak produkuje druhá hadronová sprška.

V případě neutrálních proudů se část energie neutrina předá kvarku v jádře a vznikne zmíněná hadronová sprška. Rozptýlené neutrino pokračuje v letu.

Identifikace různých neutrin se pak provádí na základě rozboru každého případu a jeho topologie. V případě mionů vzniklých v interakci mionového a tauonového neutrina narážíme na jeden problém. Miony vznikající v interakcích jader kosmického záření v atmosféře mohou pronikat stovky metrů i kilometr pod povrch Země. Řešením je detekce takových neutrin přicházejících pouze ze směru z nitra Země. Země pohltí miony, ale ne neutrina.

Připomínám, že zde i v dalším textu označuji za elektron, mion, tauon a neutrina i odpovídající antičástice. V popisovaných reakcích musí být správně částice a antičástice, aby byly splněny zákony zachování leptonových čísel.

Graf 3) Spektrum mionových neutrin detekovaných sestavou IceCube. Fialová křivka je předpověď pro sekundární mionová neutrina, červená je předpověď primárních astrofyzikálních neutrin. Je vidět, že pro energie větší než 0,1 PeV začíná být příspěvek primárních neutrin viditelný (zdroj arXiv:2111.10299v1)

Neutrina kosmického záření různého původu

Jádra kosmického záření s velmi vysokou energií produkují v tříštivých reakcích hadronovou spršku. V ní vzniká velké množství mezonů pí. Ty nabité se rozpadají na mion a mionové neutrino, to vzniká i při rozpadu mionu na elektron a mionové a elektronové neutrino. Interakce kosmického záření v atmosféře tak produkuje velké množství mionových a elektronových neutrin. Čím větší má kosmické záření energii, tím vyšší energii mají i produkovaná neutrina. Intenzita kosmického záření klesá s rostoucí energií exponenciálně.

Díky projektům, jako je observatoř Pierra Augera, známe jeho spektrum až k extrémně vysokým energiím do hodnot 10²¹ eV =10⁶ PeV (1PeV = 10³ TeV = 10⁶ GeV = 10¹⁵ eV). Podrobný přehled studia kosmického záření a jeho výsledků je v přehledovém článku na Oslovi. Můžeme tak předpovědět i průběh spektra neutrin, které díky němu vznikají. Čím větší je objem detektoru, tím větší je i statistika, která umožňuje vidět i části spektra se stále vyšší energií.

V projektu AMANDA tak byla vidět jen ta část spektra, ve které dominují sekundární neutrina vzniklá reakcemi kosmického záření v atmosféře. Neutrina vznikající ve vzdálených vesmírných objektech byla v této oblasti spektra zanedbatelnou částí. Dráha nabitého kosmického záření je ovlivněna mezigalaktickým i galaktickým magnetickým polem. Směr jejich příchodu do atmosféry tak nesouvisí s polohou objektu, který je vyzářil. Příchod tohoto záření tak pokrývá oblohu do značné míry izotropně.

Neutrina elektrický náboj nemají a jejich dráhu magnetické pole neovlivňuje. Určení jejich směru příletu tak ukazuje, kde na obloze leží jejich zdroj. Zároveň pro ty nejenergetičtější vesmírné zdroje neutrin klesá intenzita ve spektru s energií mnohem pomaleji, než je tomu u atmosférických neutrin. Jsou tak dvě možnosti, jak objevit vesmírná neutrina. První je pozorování příchodu neutrin ve větším počtu z jednoho směru. Druhým získání dostatečné statistiky detekce neutrin, abychom jejich spektrum pozorovali i pro tak vysoké energie, pro které začínají dominovat astrofyzikální neutrina nad atmosférickými.

Právě takové pozorování se podařilo realizovat pomocí detektoru IceCube. V publikacích, které se opírají o měření v letech 2011 až 2020 se ukazuje spektrum, které sahá až k energiím 1 PeV a mezi energiemi 0,1 až 1 PeV začínají převažovat astrofyzikální neutrina nad atmosférickými. Toto pozorování je podrobně rozebráno v přehledovém článku na Oslovi o pozorování neutrin s extrémními energiemi. Zde je také ukázáno, že energie pozorovaných neutrin se začíná blížit tzv. Glashowově rezonanci, která dramaticky zvyšuje pravděpodobnost detekce elektronového antineutrina.

Podařilo se také pozorovat přebytek neutrin ve směru, kde se nachází blízká aktivní galaxie NGC 1068. Detektor IceCube pozoruje přebytek neutrin s energií v oblasti TeV nad pozadím v daném směru v počtu 79 s nejistotou zhruba 20. Přebytek je zhruba 4 σ nad pozadím, což už by mělo být na dostatečné úrovni spolehlivosti. Mohlo by se tak jednat o první potvrzený konkrétní zdroj neutrin s extrémními energiemi. Nabírání dat pomocí IceCube, stejně jako zpracování již získaných dat, stále pokračuje. Lze tak očekávat pozorování dalších anomálií a potvrzení existence dalších zdrojů astrofyzikálních neutrin.

Aktivní galaxie NGC 1068 s aktivní galaktickou černou dírou uvnitř by mohla být zdrojem vysokoenergetických neutrin (zdroj NASA)

Další podobné typy detektorů

Kromě ledových bloků lze pro detekci neutrin využít i velké objemy vody. Ty jsou ve velkých a hlubokých jezerech, jako je třeba Bajkal (maximální hloubka překračuje 1,5 km), nebo v mořích. V Bajkalském jezeře pracuje systém Baikal-GVD, který má osm kabelů a celkově 288 optických modulů. Mnohem větší citlivost má zařízení ve Středozemním moři. První takový systém zde byl neutrinový detektor ANTARES. Ten měl 12 kabelů a celkově 900 optických modulů. Na základě zkušeností s ním se buduje detekční systém KM3NeT. Ten by měl být složen ze tří částí, každá z nich by měla mít 115 kabelů a zaměřovat se na jinou oblast energií neutrin. Celkově by mělo být dosaženo pokrytí až jednoho kilometru krychlového. Dvě části se už realizují a mají být dokončeny v roce 2030, třetí část u řeckého pobřeží je zatím pouze v plánu.

Čína pracuje na ještě větším neutrinovém detektoru TRIDENT (zdroj TRIDENT)

Dokončené části už detekují neutrina. V minulém roce publikoval experiment KM3NeT detekci neutrina s extrémně vysokou energií z roku 2023, případ se označil jako KM3-230213A. Podrobně je tato událost popsána v již zmíněném článku. Další ještě větší detekční systém buduje Čína v blízkosti rovníku v Jihočínském moři. První část projektu TRIDENT by měla být dokončena v roce 2030. Citlivý objem detekčního systému by měl být až 30 km³.

Závěr

První pozorování astrofyzikálních neutrin s velmi vysokou energií je zásadním přínosem pro pochopení vesmírných procesů, při kterých se uvolňuje extrémní množství energie. Jsou spojeny s tak exotickými objekty, jako jsou aktivní jádra galaxií s obrovskými černými děrami v jejich nitru. Detekční systém IceCube je tak opravdu zlomové zařízení, které spolu s podobnými budovanými detekčními systémy v hloubkách oceánu slibují možnost pochopení dějů v řadě exotických objektů. Navíc jde často o multispektrální velmi komplexní pozorování s celou řadou dalších detekčních systémů. Letošní Nobelova cena za fyziku pro Francise Halzena je tak plně zasloužená.

O kosmickém záření z vesmíru podrobněji v přednášce pro kosmologickou sekci

Přednáška o neutrinech pro Fyzikální čtvrtky na FEL ČVUT