Kosmická neutrina

O tom, že byla Nobelova cena udělena za dva průkopnické příspěvky astrofyzice, jsme četli už v minulém čísle Vesmíru (Vesmír 82, 42, 2003/1). Podrobněji v něm byla popsána Nobelova cena udělená R. Giacconimu za objev kosmických zdrojů X-paprsků a za vznik rentgenové astronomie. Tentokrát si blíže všimněme druhého příspěvku astrofyzice – detekce kosmických neutrin, za níž obdrželi Nobelovu cenu Raymond Davis z Pensylvánské univerzity a Masatoshi Koshiba z Tokijské univerzity. Existenci neutrin, tajemných částic se zcela neobvyklými vlastnostmi, předpověděl Wolfgang Pauli v roce 1930. Proč tyto částice zavedl a čím jsou jejich vlastnosti neobvyklé?

Zrod neutrina

Koncem dvacátých let 20. století fyzikové intenzivně studovali beta-rozpad atomových jader, který představoval uskutečnění dávného snu alchymistů. Těžké jádro se při něm po určité době přemění na jiné, které se od výchozího nachází v Mendělejevově tabulce o jedno místo vpravo (s elektrickým nábojem o jednotku větším). Tato přeměna je provázena emisí elektronu, který svým nábojem kompenzuje změnu elektrického náboje jader. Když se výchozí mateřské jádro rozpadlo v klidu, očekávali fyzikové (podle zákona zachování hybnosti), že hybnost dceřiného jádra bude stejně velká jako hybnost emitovaného elektronu, ale opačného směru. Dále očekávali, že zákon zachování energie zafixuje energii elektronu na hodnotu, která (protože dceřiné jádro je těžké, a tedy se pohybuje nepatrnou rychlostí) bude rovna rozdílu hmotností mateřského a dceřiného jádra. Jenže experimenty J. Chadwicka, Ch. Ellise, W. Woostera a dalších vykázaly něco jiného. Elektrony emitované v beta-rozpadu jádra měly energii pokaždé jinou, od hmoty elektronu až po rozdíl hmotností mateřského a dceřiného jádra. Niels Bohr, jeden ze zakladatelů kvantové teorie, proto vyslovil domněnku, že v beta-rozpadu jádra neplatí zákony zachování hybnosti a energie. Jiné řešení navrhl Wolfgang Pauli (dostal za něj Nobelovu cenu r. 1945). Poprvé ho formuloval 4. 12. 1930 v dopise účastníkům konference v Tübingenu: „Při beta-rozpadu jádra, kdy mateřské jádro přechází na dceřiné, není emitován pouze elektron, ale ještě další částice. Ta se s elektronem a dceřiným jádrem podělí o energii a hybnost, jež jsou při beta-rozpadu k dispozici, a to přesně podle zákonů zachování. Nová částice musí být elektricky neutrální a velmi subtilní, s hmotností menší než setina hmoty protonu.“ E. Fermi ji nazval neutrino a záhy vytvořil teorii beta-rozpadů jader způsobených novu silou, tzv. slabou silou. Zbývalo jen dokázat, že neutrino existuje.

Důkaz existence neutrin

Výpočty H. Betheho a R. Peierlse ukázaly, že dokázat existenci neutrina nebude snadné. Neutrino totiž s jinými částicemi téměř neinteraguje (interaguje pouze prostřednictvím slabé síly, která je velmi krátkého dosahu, asi setiny velikosti atomového jádra). Neutrino je schopno projít nejen celou zeměkoulí, ale i stěnou miliardkrát tlustší. Není proto divu, že experimentálně byla existence neutrina prokázána až 26 let poté, co byla předpovězena. Podařilo se to r. 1956 F. Reinesovi a C. Cowanovi z Los Alamos (Vesmír 75, 9, 1996/1), kteří mizivou pravděpodobnost detekce jednoho neutrina kompenzovali jejich množstvím. Zdrojem neutrin (resp. antineutrin) v jejich experimentu byl jaderný reaktor v Savannah River, který produkoval za vteřinu 10 bilionů neutrin na cm². Z mohutného toku antineutrin občas (byť zřídka) přece jen některé vyvolalo reakci s protonem vody v detektoru, při níž vznikl neutron a pozitron, tedy proběhl proces ν_e + p → n + e⁺. Bez antineutrina (s energií alespoň 1,8 MeV) tento proces proběhnout nemůže, a proto bylo jeho pozorování zároveň důkazem existence (anti)neutrina. Pozitron, který vznikne při srážce antineutrina s protonem, se prozradí dvěma fotony, jež jsou produkty jeho rychlé anihilace s elektronem v detektoru. Neutron vytvořený srážkou se zase prozradí tím, že se zachytí na jednom z jader kadmia chloridu kademnatého přidaného do detektoru. Vznikne excitovaný izotop kadmia, který během několika mikrosekund vyzáří dva až čtyři fotony a přejde do svého základního stavu. Pozorování dvou opačně letících fotonů, a pak několika současně emitovaných fotonů po odstupu mikrosekund představuje tedy důkaz existence Pauliho antineutrina v přírodě. Nobelovy ceny za tento objev se dožil pouze F. Reines (byla udělena až r. 1995). Jak říká Jack Steinberg, „chcete-li dostat Nobelovu cenu, musíte udělat dvě věci – dobrý experiment v mládí, a pak zůstat dlouho naživu.“

Historie neutrin nekončí

Při odpolední kávě v 8. patře Pupinovy laboratoře na Kolumbijské univerzitě se jednoho listopadového dne r. 1959 rozpředl hovor na téma jak nejsnáze odhalit vlastnosti slabých sil při vysokých energiích. Přítomní navrhli mnoho reakcí vyvolaných všemi používanými částicemi (protony, elektrony i neutrony), ale žádná se nezdála být tou pravou. Řídké reakce způsobené slabými interakcemi těchto částic byly totiž zastíněny častějšími reakcemi způsobenými jejich interakcemi silnými nebo elektromagnetickými. Všechny návrhy na změření málo pravděpodobných reakcí způsobených slabými interakcemi skončily beznadějně. Avšak M. Schwartz, tehdy 27letý, vzpomíná: „V noci jsem najednou dostal nápad – a bylo to neuvěřitelně jednoduché – použít neutrina.“ Příští ráno běžel M. Schwartz do pracovny T. D. Lee a nalezl ho tam spolu s Ch. N. Yangem. Oba byli jeho nápadem nadšeni. Hned začali počítat malé pravděpodobnosti reakcí vyvolaných neutriny při energii GeV a postřehli, že neutrinový experiment může vyřešit i starý problém, proč nepozorujeme rozpad mionu na elektron a foton. Nejjednodušší vysvětlení by spočívalo v tom, že rozpad zakazují zákony zachování dvou kvantových čísel, z nichž jedno je nenulové pouze pro elektron a druhé pouze pro mion. Existence takových čísel by však měla za následek existenci dvou druhů neutrin – elektronového, které se objevuje spolu s elektronem v beta-rozpadech jader, a mionového, které vzniká při rozpadu pionu spolu s mionem. Neutrina ve Schwartzově návrhu se měla „vyrábět“ rozpadem pionů vznikajících ostřelováním terče urychlenými protony, šlo tedy o neutrina mionová. Taková neutrina mohla vyvolávat v detektoru reakce, při nichž vznikají buď pouze miony, nebo jak miony, tak elektrony, ale nikdy samotné elektrony. Stačilo tedy experiment provést a zjistit, zda tomu tak je. Jednoduché to nebylo. Především bylo třeba zajistit, aby do detektoru přicházela pouze mionová neutrina a žádné jiné částice související s jejich přípravou. Bylo tudíž nutné umístit mezi terč a detektor silnou vrstvu oceli, která zadrží nežádoucí částice a kterou projdou pouze mionová neutrina. Tu nakonec vytvořila třináctimetrová vrstva ocelových plátů z rozřezaných bitevních lodí Spojených států. Druhou podstatnou věcí bylo zhotovit vhodný detektor, v němž by docházelo k neutrinovým reakcím i k jejich úspěšné registraci. Tím byla desetitunová jiskrová komora. Během 800 hodin ozařování asi 100 biliony mionových neutrin zaznamenala komora 51 neutrinových reakcí, z nichž 22 obsahovalo miony a elektrony, 29 samotné miony, ale žádná samotné elektrony. Experiment vedený L. Ledermanem, J. Steinbergem a M. Schwartzem tedy jasně dokázal, že v přírodě existují alespoň dva druhy neutrin – elektronové a mionové – za což dostali Nobelovu cenu r. 1988. Tím ovšem historie neutrin neskončila. R. 1974 Martin Perl ukázal, že v přírodě existuje vedle elektronu a mionu ještě třetí lepton – tauon, který je velmi těžký (asi 3,5 tisíckrát těžší než elektron), s dobou života jen 2,9.10^–13 vteřin, a k němu by měl existovat třetí druh neutrin (Nobelova cena 1995). Přímý důkaz tauonového neutrina byl podán v experimentu DONUT ve Fermiho laboratoři u Chicaga až r. 2000.

Sluneční neutrina

Proč byla r. 2002 udělena další fyzikální Nobelova cena za neutrina? Protože R. Davis a M. Koshiba objevili, že neutrina mohou vznikat nejen na Zemi, ale i ve Slunci a jemu podobných hvězdách, v sekundárním kosmickém záření, při explozích supernov apod., a navíc že neutrina, která existují v provedení elektronovém, mionovém a tauonovém, se mohou měnit z jednoho typu na druhý a zpět – tedy oscilovat. To znamená, že alespoň jeden druh neutrin musí mít nenulovou hmotnost, o čemž se dosud neuvažovalo.

Neutrina ve Slunci vznikají při fúzi, tedy během procesu, při němž ze čtyř vodíkových jader (protonů) nakonec vzniká jádro helia. Protože jádro helia má menší hmotnost než čtyři vodíková jádra dohromady a protože z předpokladu slučování jader vodíku na jádro helia plyne doba života Slunce v souhlasu s naším pozorováním, je (podle A. Eddingtona) právě fúze hlavním zdrojem sluneční energie. Při přeměně vodíku na helium se uplatňují různé termonukleární reakce, které popsal H. Bethe (Nobelova cena 1967). Při některých z nich vznikají neutrina. Je však obtížné je prokázat, a to nejen vzhledem k jejich téměř nulové interakci s okolím, ale navíc i v důsledku toho, že jsou ve většině termonukleárních reakcí produkovány s nepatrnými energiemi. Dokázat existenci slunečních neutrin je tedy úkol téměř nemožný, avšak velmi důležitý. Sluneční neutrina k nám totiž přicházejí jako přímí svědci termonukleárních reakcí uvnitř Slunce a poskytují nám o nich informace klíčové pro pochopení původu a mechanizmu sluneční energie.

Davisův detektor v Homestake

Obtížného úkolu detekce slunečních neutrin se v 60. letech minulého století ujal R. Davis se spolupracovníky. Vyšel z myšlenky B. Pontecorva a L. Alvareze, že při termonukleární reakci za účasti boru ⁷B vznikají neutrina s poněkud vyšší energií (0,82 MeV) než v jiných reakcích a že přítomnost takových slunečních neutrin je patrně možné zjistit pomocí jejich reakce s jádrem chloru. Při ní vzniká radioaktivní jádro argonu (s poločasem rozpadu 35 dnů) a elektron. Na této myšlence založil R. Davis konstrukci svého detektoru. Jeho definitivní verzi umístil v hlubinách (asi 1400 m) zlatého dolu v Homestake v Severní Dakotě, aby vyloučil vliv kosmického záření, které by v detektoru mohlo způsobovat podobné procesy jako hledaná sluneční neutrina. Detektor byl tvořen válcovou nádrží o průměru 6,1 m a délce 14,6 m, v níž bylo umístěno 615 tun čisticího prostředku tetrachlorethylenu, který obsahuje asi 2 × 10³⁰ jader chloru. Davis odhadl, že v detektoru by se mohlo zachytit přibližně 20 slunečních neutrin za měsíc, a tedy by tam měsíčně vzniklo asi dvacet atomů radioaktivního argonu.

Potom Davis vymyslel originální trik jak určit přesný počet atomů radioaktivního argonu vzniklých v 615 tunách tetrachlorethylenu – úkol překonávající hledání jehly v kupce sena. Navrhl vychytat nejdříve radioaktivní jádra argonu do heliového plynu, a potom jejich počet, a tudíž i počet reagujících slunečních neutrin v detektoru, stanovit citlivou dozimetrickou metodou. Davisův návrh uspěl. Za třicet let měření jeho detektor zachytil asi dva tisíce slunečních neutrin. Spolu se svým týmem Davis prokázal jako první existenci energetických slunečních neutrin i příslušných termonukleárních reakcí probíhajících ve Slunci. Překvapením bylo, že detektor v Homestake vykazoval zhruba třetinu neutrin předpovězených teoreticky. Tak vznikl „problém slunečních neutrin“. Protože další neutrinové experimenty v 90. letech 20. století Davisovo pozorování potvrdily – bylo zřejmé, že buď je nějaká chyba v chápání slunečních procesů, nebo některá neutrina na cestě od Slunce k nám prostě zmizí. Zvítězila druhá možnost. Vše nasvědčuje tomu, že tři druhy neutrin (elektronové, mionové a tauonové) mají schopnost oscilovat. Jelikož Davisův detektor byl citlivý pouze na elektronová neutrina, a nebyl tudíž schopen zachytit ta elektronová, která se během letu od Slunce k Zemi změnila na jiný druh, vykazoval pochopitelně jen část očekávaného počtu elektronových neutrin.

Neutrinové detektory Kamiokande a Super­Kamiokande

Začátkem osmdesátých let začal v Japonsku tým vedený M. Koshibou budovat nový neutrinový detektor. Nazvali ho (podle městečka Kamioky) Kamiokande. Měl zjišťovat přítomnost neutrin pomocí jejich srážek s elektrony v molekulách čisté vody (tedy jinak než v detektoru Davisově). Při srážkách neutrin s elektrony vzniknou zase elektrony, ovšem relativistické, které se pohybují téměř ve směru původního letu neutrina. Mají však větší rychlost než rychlost světla ve vodě (asi 220 000 km/s), a vyzařují proto Čerenkovovo záření (něco podobného, jako když tryskové letadlo překročí rychlost zvuku v atmosféře a začne být zdrojem rázové zvukové vlny). Detektor Kamiokande se nacházel v hlubinách bývalého dolu, 1600 m pod zemí. Tvořila ho obří nádrž obsahující 4500 tun čisté vody. Na stěnách a stropě nádrže bylo umístěno téměř tisíc fotonásobičů, které mohou energii fotonů Čerenkovova záření přeměnit na elektrické signály a z nich zjistit směr letu i energii neutrina. Na rozdíl od Davisova detektoru zaznamenával Kamiokande čas, kdy došlo k neutrinové reakci, a rovněž směr, odkud neutrino přiletělo. Detektor, který úspěšně pracoval od roku 1983 a potvrdil Davisovy výsledky o slunečních neutrinech, byl 24. února 1987 zasažen vlnou asi 10¹⁶ z 10⁵⁸ neutrin, jež vznikla při explozi supernovy SN1987A ve Velkém Magellanovu oblaku – galaxii sousedící s Mléčnou dráhou. Ze zmíněného množství neutrin jich detektor zachytil 12. Tím se stal prvním detektorem, který registroval neutrina přicházející z kosmu.

M. Koshiba se rozhodl, že citlivost svých pozorování zvýší, a proto postavil Super-Kamiokande. Obsahoval 50 000 tun čisté vody ve válcové nádrži (41 m vysoké a 39 m široké) z nerezavějící oceli. Nádrž byla v hloubce 2700 m a na jejích stěnách i stropě bylo 11 146 fotonásobičů.Od roku 1996 Super-Kamiokande úspěšně registroval neutrina vznikající při srážkách kosmického záření s atomy zemské atmosféry i jejich oscilace. V listopadu 2001 jej bohužel postihla nehoda, která zničila 6800 fotonásobičů v hodnotě asi dvaceti milionů dolarů (viz Vesmír 81, 415, 2002/7).

Pozorování Davisova a Koshibova týmu ukázala, že neutrina oscilují, a tedy že nejméně jeden jejich druh musí mít nenulovou hmotnost (alespoň velikosti 2,4 × 10^–3 eV), což je asi nejvýznačnější výsledek současné neutrinové fyziky. Tím se mění nejen standardní model fyziky částic, ale i závěry o vesmíru – o jeho nezářivé hmotě a energetické bilanci, o jeho dalším vývoji a o dynamičnosti jevů, které se v něm odehrávají. Neutrinové detektory, Davisův i Koshibův, otevřely nový pohled do vesmíru a s ním spojenou vědeckou disciplínu – neutrinovou astronomii. Té se nyní intenzivně věnuje desítka neutrinových observatoří na světě, např. SAGE v Baksanu na Kavkaze, GALLEX v tunelu pod Gran Sassem v italských Abruzzách, podmořský DUMAND na Havaji, AMANDA v antarktickém ledovci a velice úspěšný SNO v niklových dolech blízko Huronského jezera v Kanadě, který je citlivý na všechny tři druhy neutrin. Můžeme se proto těšit na další překvapení.