Neutrina – stíny hmoty 1.

Objev, že má neutrino hmotnost a že může oscilovat mezi různými vůněmi, byl jedním z průlomů fyziky částic minulého desetiletí, a přece je dosud dost toho, čemu kolem těchto záhadných částic nerozumíme.

Za posledních 30 let urazila fyzika neutrin dlouhou cestu. Ukázalo se, že neutrina – vzniklá kdysi jako dodatečná, nepříliš jasná idea, jíž chtěli částicoví fyzikové vysvětlit spíše něco, co chybělo, než něco, co tu již bylo – jsou právě tak fascinující jako kvarky, gluony a všechny ostatní základní částice. Možná jsou neutrina opravdu schopna objasnit jednu z největších záhad fyziky: odkud pochází hmota ve vesmíru.

Podle modelu velkého třesku počal vesmír před 13,7 miliardy let jako maličká oblast čiré energie, která expandovala a chladla, až vytvořila vesmír, jaký známe dnes. Vedle mnohých úspěchů je však s tímto modelem spojen jeden očividný problém: ve vesmíru naprosto převládá hmota nad antihmotou. Zákony fyziky umožňují, aby se energie přeměnila na hmotu, ale vyžadují, aby v tomto procesu vzniklo téměř stejné množství antihmoty.

Nyní začíná být jasné, že by vysvětlení tohoto problému mohlo přijít z nečekané oblasti: chování neutrin. Jak jsme k tomuto překvapujícímu závěru dospěli, je fascinující příběh a začal – což se ve fyzice stává často – problémem úplně odlišným.

Zrození neutrina

Koncept neutrin pochází z roku 1930. Tehdy to při beta-rozpadu atomových jader vypadalo, že mizí energie. Wolfgang Pauli navrhl pro vysvětlení situace zoufalé řešení: chybějící energie je unášena třetí částicí, která je při rozpadu emitována. Modernímu čtenáři se takové řešení nemusí zdát nijak revoluční, avšak v Pauliho době byly známy pouze dvě částice, proton a elektron, a zavedení třetí částice bylo tedy krajně radikálním krokem. Pauli se zpočátku zdráhal tuto myšlenku publikovat, později se dokonce omlouval, že částici, kterou navrhl, nebylo možné detegovat. (Kéž by se obdobně znepokojovali moderní teoretici!) Bylo to tím, že neutrina – jak je pokřtil Enrico Fermi – nemají elektrický náboj a s hmotou interagují pouze slabě. Naštěstí Pauli neměl pravdu a r. 1953 se dožil důkazu existence neutrina, za který později F. Reines a C. Cowan dostali Nobelovu cenu.

Zde se ovšem nově vznikající částicová fyzika nezastavila. Následoval objev pozitronu (antielektronu), pionu, mionu a dalších částic. Spolu s mionem bylo objeveno jiné neutrino, nyní nazývané mionové neutrino, které bylo shledáno odlišným od elektronového neutrina, navrženého Paulim. Po objevu částice tau v roce 1975 bylo již zřejmé, že existuje třetí vůně neutrina: neutrino tau, které nakonec bylo detegováno roku 2000 v experimentu DONUT ve Fermilabu ve Spojených státech.

Mezitím do plejády silně interagujících částic, jakými jsou protony a piony, vnesl řád kvarkový model. Spolu s hrstkou dalších částic, které mohly vysvětlit síly mezi částicemi, nám poskytl jednoduchý, avšak mimořádně mocný obraz fyziky částic, který nazýváme standardní model (Vesmír 79, 30, 2000/1). V tomto modelu byla neutrina původně pokládána za naprosto jasně nehmotná a s pouze slabou interakcí pomocí výměny částic Z a W. Ukázalo se ale, že je to složitější.

Problém se Sluncem

V šedesátých letech se Ray Davis z Brookhavenské federální laboratoře ve Spojených státech zabýval myšlenkou použít neutrina jako sondu. Po desetiletí se astronomové domnívali, že nemocnějším zdrojem energie Slunce a ostatních hvězd je termojaderná syntéza, ale žádný přímý důkaz nebyl k dispozici. Davis věřil, že by mohl pozorovat jadernou fúzi přímo pomocí neutrin, která při jaderné fúzi vznikají.

Při základní jaderné syntéze na Slunci se čtyři protony sloučí na helium, přičemž jsou emitovány dva pozitrony a dvě elektronová neutrina. Tato neutrina mají široký rozsah energií a ze Slunce jich uniká rychlostí blízkou rychlosti světla obrovské množství, aniž na cestě k Zemi s čímkoli interagují. Je to právě nízká pravděpodobnost interakce s hmotou, co způsobuje, že je obtížné neutrina detegovat.

Davis na tento problém zaútočil radiochemickou technikou, kterou r. 1946 v laboratoři Chalk River v Kanadě navrhl Bruno Pontecorvo: soustředil velké množství terčíkových atomů, v nichž čas od času sluneční neutrino vyvolá jadernou reakci. Jako terčík vybral Davis chlor. Za rozumnou cenu se mu podařilo získat 600 000 litrů kapaliny používané jako čisticí prostředek. Neutrina ze Slunce potom reakcí s chlorem vytvořila radioaktivní atomy argonu, které bylo možno „posbírat“ a jednotlivě spočítat. Ze znalosti pravděpodobnosti reakce neutrina s chlorem bylo možné odvodit tok slunečních neutrin.

První výsledky tohoto smělého experimentu byly oznámeny r. 1968 a překvapily téměř každého. Davisův tým detegoval jen kolem 30 % neutrin předpovězených nejlepšími modely Slunce, zejména těmi, které vyvinul John Bahcall se spolupracovníky. Nejprve byli vědci skeptičtí, zda je možné v tom ohromném objemu kapaliny několik atomů argonu zjistit, avšak po důkladných testech bylo patrné, že chyba není v experimentu.

Nicméně skutečná jistota, že problém slunečních neutrin existuje, nastala až po 20 letech, když Davisovy výsledky potvrdil experiment Kamiokande v Japonsku.Davis a mluvčí projektu Kamiokande Masatoši Košiba z Tokijské univerzity obdrželi společně r. 2002 Nobelovu cenu za pionýrské příspěvky k astrofyzice, zvláště pak za detekci kosmických neutrin (viz Vesmír 82, 102, 2003/2).

Experiment Kamiokande, jehož detektor sestával z několika tisíc tun čisté vody umístěné hluboko v podzemí, byl původně určen ke studiu rozpadu protonů. Strůjci experimentu si však uvědomili, že toto zařízení lze uzpůsobit k detekci vysoce energetických neutrin ze Slunce, která se rozptylují na elektronech. Odražené elektrony se pak mohou pohybovat rychlostí větší, než je rychlost světla ve vodě, a v takovém případě vzniká optická obdoba zvukového rázu: záblesk modrého světla – nazývaný Čerenkovovo záření – který lze detegovat ultracitlivými fotonásobiči umístěnými kolem nádrže.

Roku 1989 tým Kamiokande potvrdil, že tok neutrin ze Slunce je opravdu mnohem nižší, než se očekávalo. Experimentálním částicovým fyzikům to ještě nestačilo. Existovala další možnost, že problém deficitu slunečních neutrin nemá svůj původ v neutrinech, ale v modelech Slunce. To proto, že tok neutrin měřený Davisem a experimentem Kamiokande je tvořen převážně neutriny vysokých energií, která pocházejí z vedlejší jaderné reakce, zahrnující rozpad boru 8. Rychlost této reakce kriticky závisí na teplotě jádra Slunce, a tak by malá odchylka v této teplotě mohla vysvětlit nízké neutrinové toky pozorované v obou experimentech. Měli bychom tudíž potvrdit, že potlačena jsou všechna sluneční neutrina, nejen ta s vysokou energií.

To vyžadovalo dva nové experimenty – SAGE a GALLEX – které sledovaly základní myšlenky Davisova experimentu až na to, že jako terčíkové atomy se v nich používalo místo chloru galium. V důsledku složitější chemie byly tyto experimenty náročnější, avšak počátkem devadesátých let jsme dostali odpověd: nízkoenergetická neutrina mizela také. Problém nespočíval ve slunečních modelech, šlo o něco jiného.

Neutrinové oscilace

Z čeho tedy pramení problém slunečních neutrin, pokud nejsou chybné ani sluneční modely, ani experimenty? Jedno řešení, které ve skutečnosti podal Pontecorvo dávno předtím, než Davis získal první výsledky, spočívalo v tom, že neutrina na cestě ze Slunce na Zemi mohou měnit vůni. To, že existující experimenty byly citlivější na elektronová neutrina než na obě zbývající „vůně“ (tj. mionová neutrina a neutrina tau), by mohlo vysvětlit, proč detegujeme pouze třetinu slunečních neutrin.

S ideou oscilace neutrin ale vznikl jeden velký problém: oscilace vyžadovaly, aby neutrina měla nenulovou hmotu, kterou ve standardním modelu nemají. V tu dobu to byla vzrušující myšlenka, neboť neutrina by mohla vysvětlit temnou hmotu vesmíru, o níž se domníváme, že ve vesmíru převládá. Dnes již víme, že hmota neutrin je přílis malá na to, aby vysvětlila existenci většiny této podivné nezářivé látky (stejně však neutrina obsahují zhruba tolik hmoty, kolik jí je obsaženo ve viditelné části vesmíru). Přesto je o tyto maličké hmoty neutrin stále velký zájem, neboť mohou vzniknat zcela odlišnými mechanizmy, než jsou generovány hmoty ostatních částic, tj. nikoli Higgsovým mechanizmem.

Teorie neutrinových oscilací obsahuje několik parametrů: hmoty tří neutrinových stavů, nebo spíše dva nezávislé hmotnostní rozdíly mezi těmito hmotami; tři směšovací úhly a kritický parametr zvaný fáze. Měření této fáze může být jedním z klíčů k odpovědi, proč vesmír obsahuje více hmoty než antihmoty. Ale napřed se fyzikové potřebovali přesvědčit, zda jsou neutrinové oscilace jen hezká matematika, nebo opravdová fyzika. Kromě jiného bylo třeba změřit směšovací úhly a hmotnostní rozdíly.

Zatímco se hledal důkaz neutrinových oscilací, začal se vynořovat jiný problém v experimentech hledajících rozpad protonu. K rozpadu protonu může docházet a nemusí, ale jistě se vyskytuje velice vzácně (doba života protonu se odhaduje alespoň na 10³² let). Experimentátoři se tudíž museli zajímat o procesy, které by v detektorech mohly rozpad protonu překrýt nebo imitovat.

Největším zdrojem takových efektů pozadí jsou neutrina z kosmických paprsků, vysokoenergetické částice, které neustále bombardují zemskou atmosféru ze zdrojů v naší galaxii i zdrojů mimogalaktických. V produktech těchto srážek převládají zejména piony, které se rozpadají na miony a mionová neutrina v reakcích jako π^- → μ^- + ν_μ, kde vodorovný pruh značí antineutrino. Miony samotné se dále rozpadají na elektrony a další neutrina: μ^- → e^- + ν_e + ν_μ.

Tento proces by tedy měl produkovat dvě „atmosférická“ mionová neutrina na každé elektronové neutrino. K překvapení fyziků v experimentu Irvine-Michigan-Brookhaven (IMB, podobný experimentu Kamiokande) však nebyl tento poměr pozorován. Místo toho byl v obou experimentech počet obou typů neutrin zhruba stejný. A stejně jako v případu s deficitem slunečních neutrin se mnoho fyziků nejdříve domnívalo, že tato „anomálie atmosférických neutrin“ spočívá prostě buď v experimentech samých, nebo v modelu tvorby atmosférických neutrin. V roce 1998 však mnohem větší verze Kamiokande, nazvaná Superkamiokande, přesvědčila téměř každého, že atmosférická anomálie spočívá v neutrinech samotných.

Převratným přínosem bylo, že Superkamiokande byl schopen porovnávat děje, které měly původ v atmosféře nad detektorem, s těmi, které měly původ v atmosféře na druhé straně planety (obrázek). Jediný významný rozdíl mezi těmito dvěma skupinami neutrin byl v dráze, kterou musejí urazit. Kdyby byla neutrina nehmotná, nemělo by na rozdílné dráze záležet.

Pro události pocházející z horní atmosféry pozoroval Superkamiokande zhruba mezi mionovými a elektronovými neutriny poměr 2:1, zatímco ze spodní části bylo mionových neutrin mnohem méně. To posléze potvrdily experimenty Soudan II a MACRO, a tak se ukázalo, že příroda splňuje první podmínku pro neutrinové oscilace: totiž že neutrina mají hmotu. A co druhá podmínka, že neutrina mění vůni?

Řešení problému slunečních neutrin: SNO a KamLAND

Dokázat, že neutrina mění vůni, bylo hlavním cílem experimentu Sudbury Neutrino Observatory (SNO) v Kanadě, jehož jsem se od roku 1988 účastnil. SNO je vodní Čerenkovův detektor stejně jako Kamiokande, ale místo normální vody používá těžkou vodu, D₂O. Deuterony jsou ze všech jader nejslaběji vázány, což dává SNO možnost pozorovat tři různé reakce vyvolané slunečními neutriny.

První z nich je reakce ν_e + D → p + p + e^-, která je detegována pozorováním Čerenkovových fotonů pocházejících od zpětně odražených energetických elektronů e^-. Tato reakce je citlivá pouze na elektronová neutrina, což je dobře, protože ta jsou jediným typem produkovaným v jaderných reakcích v jádru Slunce. Co se však stane, jestliže tato neutrina oscilují na své cestě ze Slunce na Zemi?

Překlad Vítěslava Krále upravil Ivan Boháček.