:: ÚVOD
   :: IBT
   :: IAN 1-50
   :: IAN 50-226
   :: IAN 227-500
   :: RÁDIO
   :: PŘEKVAPENÍ
   :: BÍLÝ TRPASLÍK
   :: ASTRONOMICKÝ FESTIVAL
   :: BRNĚNSKÝ FOTOVÍKEND
   :: SOFTWARE

Mozilla Firebird - WWW BROWSER

Macromedia Flash - Vektorová grafika

Adobe Acrobat Reader - Prohlížee PDF souboru

 

243. vydání (25.4.2000 )

foto ian Minulou středu u nás na hvězdárně natáčela Česká televize film pro "náctileté". Páni, to bylo show. Dvouminutová scéna "on se dívá dalekohledem, poté se líbají" z celkem třináct minut dlouhého "filmu" měla na první pohled nádech tragikomiky. Předně tolik lidí jsem na hvězdárně viděl naposledy při zatmění Slunce či při návštěvě komety Hale-Bopp. Pominu-li dva hlavní představitele, dezorientovaného režiséra, kameramana a zvukaře, pohybovalo se po střeše zhruba padesát dalších lidí, kteří si povídali, pokuřovali a jednou, dvakrát v průběhu čtyřhodinového natáčení (oněch dvou minut!) přiložili ruku k dílu. No a ty dialogy, to byly perly: "Podívej, tohle je bůh Jupiter. A tady Saturn. A to ještě nebylo všechno. Tady se rodí nové hvězdy... Ale takové zrození, to není nijak jednoduchá věc, to trvá celé miliony roků..." Tak nějak se odvíjel celý příběh. Naštěstí se štáb kolem půlnoci rozloučil a vyrazil natáčet do přilehlého parku. Cestou domů jsme pak narazili na partu notně opilých mladíků, ve věku patnáct až šestnáct roků, tedy onu "cílovou skupinu" právě se rodícího díla... Kdyby chlapci věděli, jak se mají podle scénáře chovat... Jo, pokud to náhodou uvidíte, pak si všimněte pána u dalekohledu. "Nebojte se pane Málek, já to zvládnu," prohodí hlavní hrdina krátce před kýženým polibkem. "Samozřejmě," říkám já a odcházím k naší čtyřicítce.

Jiří Dušek

 

Považujete oblast Cydonia s "lidskou tváří" na Marsu za tajemnou? (267 odpovědí)

  • ano, něco na tom je (15%)
  • ne, jde o obyčejný přelud (69%)
  • nevím, chce to více informací (15%)

 

 

Hubble -- jak to začalo

Už na přelomu 60. a 70. let směřovaly na dráhy kolem Země první specializované astronomické družice. V té době také začíná historie velkého optického teleskopu v kosmu. S tímto neobyčejným projektem poslední třetiny 20. století je neodmyslitelně spojeno jméno amerického astrofyzika Lymana Spitzera. Přišel s nápadem na jeho postavení, významně přispěl k prosazení této myšlenky a nakonec se dočkal i úspěšné realizace celého rozsáhlého projektu.

 Lyman Spitzer
V pondělí 31. března 1997 začal pro Lymana Spitzera další obyčejný pracovní týden. Tento 83letý muž, formálně již dávno penzionovaný, pokračoval v úpravách rukopisu své další práce o mezihvězdné látce. Analyzoval v ní, jak nová data z Hubblova kosmického dalekohledu ovlivní teorii, kterou před lety spolu s dalšími vytvářel. Během dopoledne při šálku kávy, v pohodě a uvolněně diskutoval o astronomických novinkách se svými kolegy z astronomického ústavu univerzity v Princetonu, který po více než třicet let až do roku 1979 vedl. Neúnavně pracoval po celý den. Večer, po návratu domů, však náhle zkolaboval a zakrátko zemřel.

Završil se bohatý a plodný život významného amerického astrofyzika. Všichni, kteří jej poznali blíže, vždy o něm hovoří jako o laskavém člověku, uhlazeném gentlemanovi, kterého obdivovali a měli doopravdy rádi. Pro astronomy zůstává Lyman Spitzer příkladem osobnosti s neobyčejně širokým rozsahem zájmů. Zaměřil se na výzkum mezihvězdné látky, laboratorního plazmatu a hvězdokup, a ve všech třech oborech dosáhl významných úspěchů. Monografie, vzešlé z tohoto výzkumu, patří dodnes mezi základní učebnice. Široká veřejnost zná však tohoto vědce z jiného úhlu pohledu: pro ni se stal duchovním otcem velkého kosmického dalekohledu.

S nápadem vybudovat kosmický dalekohled přišel Lyman Spitzer poprvé v roce 1946; tenkrát návrh zaujal sotva několik lidí. Spitzer se však své myšlenky nevzdal. Když doba nazrála a skupina vědců (Spitzer v ní ovšemže nechyběl) z Národní akademie věd vypracovala v roce 1962 pro NASA studii o budoucnosti kosmického výzkumu, doporučuje se v ní vývoj velkého kosmického teleskopu jako logické pokračování amerického programu výzkumu vesmíru. Obdobná zpráva následovala o tři roky později. Brzy poté Národní akademie věd vytvořila komisi v čele se Spitzerem, která měla navrhnout vědecký program pro kosmický dalekohled se zrcadlem o průměru přibližně tři metry.

Zpráva komise byla hotova v roce 1969. Bylo to v době objevu kvasarů, kosmického reliktního záření, neutronových hvězd -- zkrátka právě tehdy přicházela další "zlatá éra" pozemní astronomie. Navzdory mnoha výhodám, jež by přinesl kosmický dalekohled, většina astronomů se pragmaticky věnovala právě těmto novým objevům, které byly výsledkem práce s pozemními přístroji. Jen někteří byli ochotni obětovat svou vědeckou kariéru a po mnoho let usilovně vyjednávat a připravovat tak složité a nákladné zařízení, jako je velký kosmický dalekohled. Lyman Spitzer mezi ně patřil.

Zdeněk Pokorný
 

Sága kosmického teleskopu VIII

Hubblův kosmický dalekohled pracuje na oběžné dráze deset roků, během kterých provedl nepřeberné množství pozorování nevídaného počtu vesmírných objektů. Vybrat to nejzajímavější či nejdůležitější tudíž nejde. Proto uveďme některé příspěvky do nikdy nekončícího poznávání hlubin vesmíru jenom heslovitě.

 Vzhledem k tomu, že Hubble "zaostří" jak objekty na samé hranici vesmíru, tak i nejbližší sousedy naší planety, je oblast jeho "zájmu" velmi široká. Čas od času byl využíván k pozorování těles sluneční soustavy, počínaje Měsícem a konče kometami. Do mozaiky poznání přispěly občasné záběry prakticky všech planet -- sledoval "počasí" na Venuši, polární záře na dvou největších planetách (na Saturnu se vyskytují ve výšce kolem 1000 kilometrů nad oblačnou vrstvou), písečné bouře na Marsu, oblaka na Uranu a Neptunu, detaily na měsících Io a Titanu... Neopovrhl nejmenší planetou Plutem a stranou nezůstaly ani planetky. Například přesně proměřil planetku Vesta (280x272x227 km), u jejíhož jižního pólu objevil impaktní kráter o průměru 460 kilometrů (87 procent průměru planetky) a hloubce třináct kilometrů. Každý z nás má pak v paměti také první snímky rozpadlé komety Shoemaker-Levy 9, jejíž grandiózní "představení" na Jupiteru bylo možné pozorovat i malými dalekohledy.

Další oblastí, kde mohl dalekohled předvést své kvality, bylo pozorování a fotografování jednotlivých hvězd. Například obří Betelgeuse se nejen ukázala jako kotouček, ale na jejím povrchu se podařilo rozlišit rozsáhlou horkou skvrnu, desetkrát větší než Země, s teplotou o dva tisíce kelvinů vyšší než okolí. Navíc s proudy plynu pohybující se rychlostí 16 tisíc kilometrů v hodině.

 Kosmická observatoř se zapojila rovněž do pátrání po rodících se hvězdách a planetárních soustavách. Například na snímku známé Orlí mlhoviny M 16 v souhvězdí Hada jsou patrné "sloupy stvoření" -- tmavé pilíře o délce několika parseků obsahující chladný plyn, který se hroutí vlastní přitažlivostí a kde vznikají zárodky nových hvězd. Ve Velké mlhovině v Orionu nalezla množství mladých hvězd, obklopených plynoprachovými disky, jejichž průměry se pohybují v rozmezí 50 až 1000 astronomických jednotek. Rovněž v souhvězdí Býka dalekohled vyfotografoval prachové mlhoviny kolem mladých hvězd (některé jsou známy již z pozorování družice IRAS). Protoplanetární disky byly také objeveny kolem hvězd HR 4796A a HD 141569. V mezerách mezi pozorovanými jednotlivými prstenci se již pravděpodobně zformovaly planety. Snad nejkrásnější je zprohýbaný disk kolem hvězdy beta Pictoris -- neklaná známka pravděpodobně vznikající planetární soustavy.

Zprávy o tom, že Hubblův dalekohled "spatřil" vůbec první planety mimo sluneční soustavu, se však ukázaly jako předčasné. Vysvětlení pozorování u TMR-1 v souhvězdí Býka a Proximy Centauri bylo vždy nakonec jiné -- ani o obří planety, ani o tzv. hnědí trpaslíci.

 Ale zůstaňme ještě u blízkých hvězd. Dalekohled také zkoumal světelné křivky hvězd Proxima Centauri a Barnardovy šipky. Perioda změn jasnosti u Proximy činí 83 dny, u Barnardovy hvězdy 130 dnů. Tyto variace má pravděpodobně na svědomí trojice velkých skvrn na Proximě a zřejmě jedné velká skvrna na Barnardově hvězdě.

Pomocí kamery NICMOS byla dále objevena doposud nejsvítivější hvězda. Nachází se v tzv. Pistolové mlhovině v souhvězdí Střelce ve vzdálenosti 25 tisíc světelných let. Během tří sekund vyzáří stejné množství energie jako naše Slunce za celý rok!

Hubble nevynechal ani exotické objekty, jako jsou černé díry. Jedna z nich se například nachází v rentgenové dvojhvězdě GRO 1655-40. Podle měření je vzdálena 3200 parseků. Primární složkou je černá díra, kterou průvodce o hmotnosti 2,3 Slunce průběžně "krmí" vlastním materiálem. Další černou díru "vypátral" ve středu obří galaxie Centaurus A, vzdálené deset miliónů světelných let. Projevuje se pohlcováním pozůstatků malé galaxie, která se s velkou galaxií Centaurus A v minulosti srazila.

Kromě jiného dalekohled také "proniknul" do centra naší Galaxie, kde se nachází několik mladých hvězdokup s hvězdami o extrémně velikém zářivém výkonu. Na druhou stranu v roce 1998 observatoř přispěla k identifikaci vzdálenosti galaxie, ze které přišel záblesk gama záření označený GRB 971214. Vzhledem k dvanácti miliardám světelných let se tak jednalo o největší pozorovanou explozi ve vesmíru od velkého třesku. Během prvních sekund byl výbuch jasnější než světlo všech ostatních objektů ve vesmíru dohromady.

Jedním z důležitých úkolů bylo též určení tzv. Hubblovy konstanty na základě pozorování cefeid -- typu proměnných hvězd -- ve vzdálených galaxiích. Po vyhodnocení těchto měření vychází nová hodnota Hubblovy konstanty 70 km/s/Mpc s chybou pouze deset procent, což odpovídá stáří vesmíru přes 12 miliard let.

 I oku laika lahodí snímky galaxií, v nichž pozorujeme překotnou tvorbu nových hvězd, snímky zachycující srážku galaxií doslova v přímém přenosu, zapomenout nesmíme ani na snímky planetárních mlhovin. Například na fotografii mlhoviny Helix (Hlemýžď) v souhvězdí Vodnáře spatříme přímo nevídané detaily v její struktuře -- protáhlé mlhovinky o délce několika desítek miliard kilometrů. Hubble si "posvítil" také na pulsar v Krabí mlhovině, nádherný je rovněž snímek galaxie Loukotě, která vznikla při srážce dvou galaxií před 200 milióny roky. A tak bychom mohli pokračovat stále dál a dál.

Ostatně v říjnu 1998 vznikl v operačním centru STScI v Baltimore nový internetový projekt, nazvaný Hubble Heritage Project. Na jeho www stránkách najdete velké množství zajímavých snímků, názorně ukazujících schopnosti Hubblova kosmického dalekohledu, a zároveň představující krásy vesmíru. Přejeme příjemnou zábavu při jejich průzkumu!

Libor Lenža, František Martínek
 

Předpremiéra radioteleskopu příštího století

Pár desítek kilometrů od Kalifornské univerzity stojí prototyp detektoru, jenž v průběhu několika málo let přeroste do největšího a nejcitlivějšího radioteleskopu všech dob.

Ve středu 19. dubna zaplesalo srdce každého fanouška hledání signálů vyspělých mimozemských civilizací. Zástupci soukromé společnosti SETI Institute a Kalifornské univerzity v Berkeley totiž oficiálně zprovoznili první model budoucího tzv. Jednohektarového dalekohledu: I když sedm satelitních antén o průměru tři a půl metru spojených důmyslnou elektronikou do jednoho většího radiového ucha zatím nezvládnuly nic jiného než se společně otáčet po obloze, šlo o výjimečný okamžik. Podobná soustava -- samozřejmě s větším počtem antén -- totiž už za několik roků vytvoří přijímač o celkové 10 tisíc metrů čtverečních, tedy jeden hektar.

Znalcům se možná na jazyku objeví projekt Cyclops z počátku sedmdesátých let, kdy NASA uvažovala o vzájemném propojení sítě stometrových antén. Náklady na systém o průměru tři až pět kilometrů, který by vytvořilo 1500 přijímačů, by tehdy dosáhnuly 10 až 20 miliard dolarů a vyžádaly si současně kolem patnácti roků konstrukčních prací. Přestože by se jednalo o nejvýkonnější radioteleskop všech dob, právě cena poslala Cyclops do zapomnění. V případě Jednohektarového dalekohledu je důležitým háčkem myšlenka, že se při jeho stavbě z větší části využijí sériově vyráběné součástky, často v ceně jenom stovek nejvýše tisíců dolarů. Proto závěrečný účet za radioteleskop nepřesáhne 25 milionů dolarů, tedy zlomek částky nezbytné pro pořízení konvenčních observatoří. Projekt má tak v těchto chvílích jediný "drobný" zádrhel: "Zatím nevíme, jak něco takového postavit," řekl při inauguraci Jill Tarter ze SETI Institute.

 Čerstvě sešroubovaný prototyp tudíž v první řadě poslouží v celé sérii nejrůznějších testů, jejichž řešení snad překoná řadu vědeckých i technických problémů, včetně vývoje důmyslnějších metod zpracování signálu a spolehlivé identifikace rušivých zdrojů přicházejících z umělých družic Země. Satelitní vysílače současně umožní kalibraci soustavy. Antény se také pokusí spojenými silami zacílit na vzdálenější přírodní zdroje signálu, jako jsou třeba pulsary. Sedm malých přijímačů vyzkouší sériově vyráběný hardware -- počínaje parabolickými antény, přes montáže až po jednotlivé motorky -- i dohromady svazující software.

V roce 2002 se dočkáme druhého většího prototypu, krátce poté začne asi pět set kilometrů jihovýchodně od San Francisca v Hat Creek Observatory stavba vlastní observatoře. V operačním nasazení má být podle dnešních představ v roce 2005.

 Jakmile bude jednou dokončen, stane se Jednohektarový radioteleskop největší anténou na světě. Jeho sběrná plocha bude stejná jako Velmi velká síť v Novém Mexiku -- dnes kvalitou nedostižné radiové oko hledící do vesmíru. Největší celistvou anténu na světě v portorickém Arecibu pak s rozlišovací schopností překoná desetkrát až stokrát.

Hlavní devizou nové observatoře však bude její uplatnění při pátrání po potenciálních signálech mimozemských civilizací. Stovky antén se spolu s novými analyzátory několika miliard frekvenčních pásem nejdříve zaměří na nejbližších tisíc hvězd. Za krátko ale prohledávaný soubor vzroste na sto tisíc a nakonec dosáhne na celý milion potenciálních cílů. Připomeňme, že v naší Galaxii najdeme 400 miliard stálic. Ale to není všechno.

  • Podobný systém vyhledá planety o velikosti Jupiteru do vzdálenosti 30 světelných roků.
  • Přinese detailní mapy plynných proudů v zárodečných oblacích rodících se hvězd.
  • Spolu s jiným radioteleskopy osahá blízkozemní planetky s desetkrát lepším rozlišením než dnes.
  • Bude modelem pro příští generaci systému antén komunikujících s autonomními meziplanetárními sondami, které již dnes křižují sluneční soustavou.
A navíc, Jednohektarový dalekohled časem přeroste v Jednokilometrový radioteleskop. K výstavbě ambiciózního přiloží ruce k dílu Austrálie, Velká Británie, Kanada, Čína, Indie, Holandsko a Spojené Státy Americké. V provozu má být do deseti roků...
Jiří Dušek
Zdroj: SETI Institute, Internet
 

Sluneční neutrina aneb jehly ve stohu sena

"Dnes jsem učinil cosi, co by teoretik neměl ve svém životě nikdy udělat. Pokusil jsem se nevysvětlitelné objasnit nepozorovatelným." Wolfgang Pauli (1900-1958) ve svém deníku ze 4. prosince 1930.

foto ian Neutrina jako fyzikální částice
První na tehdejší dobu velmi odvážné úvahy o existenci elektricky neutrální částice s nulovou klidovou hmotností pocházejí z roku 1930 od Wolfganga Pauliho a rovněž od Enrika Fermiho (1901-1954). Šlo jim o vysvětlení energetické bilance rozpadu neutronu (rozpad beta na proton a elektron), případně o inverzní rozpad beta (přeměna protonu na neutron a elektron). Experimentální důkaz existence neutrin byl podán roku 1956 F. Reinesem (1918-1998) a C. Cowanem pomocí atomového reaktoru v Savannah River. W. Pauli reagoval na tato choulostivá měření takto: "Díky za dobrou zprávu. Když člověk umí čekat, dostane se mu nakonec opravdu veškerého zadostiučinění." Pauli obdržel Nobelovu cenu roku 1945 a Reines roku 1995. Reines se podílel i na objevu neutrin ze supernovy 1987A (detektor IMB ve Fairport v Ohiu).

V klasifikaci částic patří neutrino mezi leptony (leptonové číslo 1) a současně též mezi fermiony, neboť má spin 1/2. Neutrina patrně patří mezi několik málo vskutku stabilních částic, tj. nebyl pozorován jejich samovolný rozpad. Vyskytují se ve třech "vůních", jako neutrina elektronová, mionová a tauonová, přičemž poslední vůně dosud přímo pozorována nebyla. Samozřejmě ke každé vůni neutrin existují odpovídající vůně antineutrin. Tři rodiny neutrin odpovídají třem rodinám elektronů (elektron, mion, tauon). Tento počet rodin leptonů je -- jak se zdá -- již definitivní.

Původně se soudilo, že neutrina mají nulovou klidovou hmotnost, ale v posledním dvacetiletí sílí mínění, že jejich hmotnost může být o něco málo vyšší než nula. To by pak jednak znamenalo, že neutrina se šíří prostorem o něco pomaleji než světlo a jednak že mohou oscilovat, tj. měnit svou vůni v průběhu letu. Nenulová hmotnost neutrin by měla závažné kosmologické důsledky pro objasnění původu a povahy skryté hmoty vesmíru. Neutrina se ode všech ostatních částic odlišují jednak tím, že vstupují výlučně do tzv. slabých jaderných interakcí a jednak mimořádně nepatrným účinným průřezem. Tento průřez sice roste s kinetickou energií neutrin, ale obecně je neobyčejně malý, řádu 10-45 cm-2 při energii neutrina řádu 1 MeV. Obecně vzato vznikají neutrina při přeměnu protonu v neutron, dále při spontánním rozpadu neutronu na proton a elektron (rozpad beta) a při inverzním rozpadu beta (bombardování protonů elektrony či pozitrony). Naopak pohlcením neutrina neutronem vzniká dvojice proton a elektron, kdežto srážka antineutrina s protonem vede ke vzniku neutronu a pozitronu. Pokud se elektrony či pozitrony pohybují po srážce v nějaké kapalině, mohou mít relativně nadsvětelnou rychlost a vydávat Čerenkovovo záření, což je účinný způsob detekce individuálních neutrin či antineutrin.

obrazek prvni Termonukleární reakce ve Slunci
Koncem dvacátých a počátkem třicátých let tohoto století snesli fyzikové i astronomové (F. Houtermans, R. Atkinson a ovšem především A. Eddington /1882-1944/) řadu nepřímých důkazů, že zdrojem hvězdné energie jsou termonukleární reakce. Průběh reakce CNO nakonec jako první propočítali Hans Bethe (*1906) a Carl von Weizsäcker (*1912) v roce 1939. Bethe za svůj podíl na tomto epochálním výpočtu obdržel roku 1967 Nobelovu cenu za fyziku. Později se ukázalo, že tento mechanismus, jenž je závislý na 17.(!) mocnině teploty ve hvězdném nitru, se výrazně uplatňuje až u hvězd s centrální teplotou nad 18 MK. Při nižších teplotách probíhá v nitru hvězdy převážně protonově-protonový řetězec, závislý jen na 5. mocnině centrální teploty, objevený I. Epsteinem a J. Okem až roku 1950. Když se vodík v jádře zcela změní v hélium a hvězda se dostatečně smrští, dosáhne teplota v jejím nitru nakonec hodnoty kolem 100 MK, což vede k zapálení Salpeterovy reakce (1952) slučování tří jader hélia na jádro uhlíku. Obecně řešili problém jaderného slučování i ve velmi pokročilých hvězdách G. a M. Burbidgeovi, W. Fowler a F. Hoyle (*1915) ve slavné práci z roku 1957. Za podíl na tomto obecném řešení obdržel v roce 1983 Nobelovu cenu William Fowler (1911-1995).

Převážnou část uvolněné energie odnášejí z nitra hvězd jako je Slunce fotony rentgenového záření o vlnové délce 0,2 nm. Jsou však mnohokrát pohlceny a znovu vyzářeny při pozvolném prodírání k povrchu, které jim trvá zhruba 20 milionů let, a při němž jejich energie silně degraduje až na vlnovou délku viditelného světla kolem 500 nanometrů.

S rostoucí teplotou však roste podíl energie, odnášený z hvězdného nitra právě neutriny. Zatímco pro Slunce s centrální teplotou kolem 15,5 MK se v podobě neutrin uvolňují jen 3 procenta vyzářené energie, při centrální teplotě hvězdy kolem 600 MK se tak už přenáší téměř veškerá vyzářená energie. Samotný výbuch supernovy II. typu lze doslova považovat za katastrofickou přeměnu látky hvězdy na neutrina -- vše ostatní je fakticky zanedbatelné.

Ve Slunci probíhají termonukleární reakce pouze uvnitř koule o poloměru nějakých 7000 km, při teplotě (15,6 s chybou 0,4) MK, takže z největší části se energie ve Slunci uvolňuje řetězcem protonově-protonovým, s nepatrným zastoupením cyklu CNO. Hlavní rysy termonukleárních reakcí ve Slunci dobře vystihuje první obrázek, na němž jsou výrazně vyznačena neutrina, uvolňovaná v různých variantách řetězce. U každé větve je též uvedena typická energie uvolněných neutrin. V některých případech jde o monochromatická neutrina -- jakoby neutrinové spektrální čáry -- jindy zase o "spojité spektrum" energií.

Na druhém obrázku je pak podobně vyznačen průběh cyklu CNO, při němž se uvolňují neutrina relativně velmi vysokých energií.

obrazek druhy

Davisův průkopnický experiment
S ohledem na již zmíněný nepatrný účinný průřez neutrin je jejich detekce velmi svízelná a určování vlastností neutrin mimořádně obtížné. Tělem běžného člověka projde během jeho života asi kvadrilion neutrin, ale jen jedno jediné v těle interaguje.

V celé tělese zeměkoule se zachytí jen jedno neutrino z každého bilionu neutrin, přicházejících od Slunce. Přitom plochou 1 m2 na povrchu Země projde za 1 sekundu 100 bilionu slunečních neutrin. Dokonce i ve Slunci, kde se tvoří neutrina na běžícím pásu, se uvnitř Slunce zachytí jen jedno neutrino z každých 100 miliard, jež tam vzniknou.

Proto nám neutrina mohou na jedné straně poskytnout prakticky okamžité informace o stavu slunečního nitra, ale na druhé straně postavit dostatečně účinný detektor se zdálo téměř nemožné. V nejlepším případě platí, že pro zachycení jednoho slunečního neutrina za den potřebujeme asi 100 tunový detektor. Detektor však musí být odstíněn proti obdobným účinkům částic kosmického záření, což prakticky znamená jej utopit co nejhlouběji pod povrch Země; čím hlouběji, tím nižší je hladina rušivého pozadí. Jelikož Země je pro neutrina průhledná, lze takovým detektorem sledovat Slunce nepřetržitě dnem i nocí. Úhlový průměr neutrinového Slunce na obloze činí pouze 18".

Po řadě neúspěšných pokusů se detekce slunečních neutrin zdařila jako prvnímu americkému fyzikovi Raymondovi Davisovi, jenž koncem šedesátých let uvedl do chodu dodnes fungující neutrinový detektor ve zlatém dole Homestake v Jižní Dakotě v hloubce 1480 metrů pod zemí. K detekci se používá nádrže, obsahující 630 tun (380 m3) perchloretylénu (C2Cl4) -- běžného čistícího prostředku. Dopadající sluneční neutrina v nádrži vzácně -- ale měřitelně často -- interagují s jádrem 37Cl, což vede ke vzniku radioaktivního atomu 37Ar o poločasu rozpadu 35 dnů a volného elektronu. Ponecháme-li nádrž delší dobu v klidu, ustálí se v ní rovnovážný stav, umožňující integraci dávky neutrin zhruba během 100 dnů. Davis ve shodě s teorií termonukleárních reakcí očekával, že za tuto dobu se v nádrži vyskytuje 58 atomů radioaktivního argonu. Jelikož radiochemické analytické metody jsou fantasticky citlivé, dokáží v objemu, který obsahuje celkem 2.1030 atomů chlóru, odhalit pouhých 20 radioaktivních atomů argonu -- naše přirovnání k jehlám ve stohu sena vlastně podceňuje mohutnost této vyhledávací metody. Citlivost metody je totiž ještě desetkrát vyšší, než kdyby někdo v našem těle tajně označil jediný atom kyslíku, a my ho pak bezchybně našli! K měření velikosti signálu se zavedla jednotka slunečního neutrinového toku (SNU). 1 SNU odpovídá při 1036 atomech chloru vzniku 1 atomu argonu každou sekundu. Ve shodě s teorií termonukleárních reakcí by pak měl Davis naměřit integrovanou hodnotu alespoň 5,6 SNU. Ve skutečnosti však Davis nikdy tak vysoký tok nenaměřil. Po odstranění mnoha dětských nemocí -- což při tak citlivých měřeních je vždy velmi vážný problém -- byl verdikt jeho týmu jednoznačný: aparatura měří asi třikrát nižší signál, než se čekalo. Přitom Davis vykonal všechny možné testy, svědčící o tom, že samotná aparatura vskutku správně funguje. Např. záměrně přimísil do nádrže definovaný počet radioaktivních atomů a aparatura je spolehlivě a ve správné výši našla. Tak se zhruba po pěti letech souvislých měření (každý rok se získají pouze tři měřené hodnoty) zrodil proslulý neutrinový skandál sluneční (a nejen sluneční!) fyziky. Z technického hlediska ovšem není Davisův experiment nijak ideální, neboť je citlivý pouze na neutrina s energiemi vyššími než 0,814 MeV. Pohled na první obrázek prozrazuje, že taková neutrina vznikají pouze ve velmi vzácné větvi "pep", a dále ve větvích 2 a 3, jež však úhrnem představují méně než 1/10 zářivého výkonu Slunce. Jsme tedy přesně v situaci kapitána Titaniku, jenž má z rozměru ledovce nad hladinou určit jeho tvar pod hladinou oceánu. Experiment má navíc bohužel relativně dlouhou integrační dobu a vůbec není s to určit směr, odkud neutrina do aparatury vstupují. Proto bylo zřejmé, že je potřebí vymyslet další nezávislé postupy, což se stalo až v průběhu osmdesátých let.

obrazek treti

Další detektory
Prvním detektorem nové generace se stala japonská aparatura Kamiokande, umístěná v zinkovém dole a měřící průlet jednotlivých neutrin podzemní nádrží s čirou vodou. Při rozpadu neutrina v nádrži vznikají nadsvětelně se pohybující částice, vyvolávající záblesky Čerenkovova záření. K jejich záznamu se používá tisíců fotonásobičů, umístěných po stěnách nádoby a navzájem propojených, takže z dráhy sekundární částice lze určit i směr příletu neutrina. Detektor byl v roce 1997 zmodernizován, takže od té doby je schopen zaznamenat v 50 tisících tun vody zhruba deset slunečních neutrin denně; bohužel jeho prahová energie 7,5 MeV dovoluje (viz první obrázek) zaznamenat pouze 14 MeV neutrina z větve 3, která představuje pouhou tisícinu slunečního zářivého výkonu. Nicméně dnes už je jisté, že příslušná neutrina skutečně přicházejí od Slunce a množství neutrin odpovídá 51 procentům teoretické hodnoty.

Na počátku devadesátých let byly spuštěny dva galliové experimenty, jež se svým způsobem podobají experimentu Davisovu. Místo chlóru však nastoupilo gallium a místo radioaktivního argonu vzniká radioaktivní germanium -- 71 s poločasem rozpadu jedenáct dnů. Hlavní předností galliových experimentů je nízká prahová citlivost 0,233 MeV, což dává vynikající možnost zachycovat neutrina se spojitým rozložením energií z hlavní reakce p-p (viz první obrázek). Nevýhodou experimentu je nesmírná cena detektoru, neboť 30 tun Ga stálo v té době asi 50 milionů dolarů (celosvětová roční produkce gallia činila tehdy pouhých 10 tun). Zatímco italský experiment v pohoří Gran Sasso (GALLEX) s 30 tunami Ga probíhá hladce, někdejší sovětsko-americký pod horou Andyrči na Kavkaze (SAGE) je čas od času ohrožen touhou ruské vlády výhodně prodat 55 tun superčistého gallia na světovém trhu polovodičových surovin. K úlevě všech fyziků dávají oba metodicky shodné experimenty souhlasný výsledek 79 resp. 74 (+-14) SNU, jenže k zármutku astrofyziků teorie dává minimálně 137 SNU (téměř dvojnásobek naměřené hodnoty). To dělá dojem, že větve "p-p" a "pep" ve Slunci vskutku probíhají, ale všechno ostatní jakoby chybělo. To však nemůže být pravda, jelikož vysokoenergetická neutrina bezpečně registruje Superkamiokande. Dobře to ilustruje třetí obrázek, kde jsou plnými křivkami resp. úsečkami vyznačeny neutrinové toky pro různé větve reakcí z prvního obrázku, v závislosti na energiích samotných neutrin, vypočtené pomocí nejnovějších modelů termonukleárních reakcí v nitru Slunce. Šedými čarami jsou do téhož grafu vkresleny citlivosti různých detektorů, stávajících i uvažovaných.

Velké naděje se proto vkládají do nejnovějšího detektoru s těžkou vodou, jenž byl uveden do chodu loni v květnu v kanadském městě Sudbury, v niklovém dole Inco Creighton v hloubce dva tisíce metrů pod zemí. Akrylová nádoba obsahuje totiž 1000 tun těžké vody (D2O) v hodnotě 300 milionů dolarů, vypůjčené od Kanadské komise pro atomovou energii. Vlastní aparatura, skládající se především z 9500 fotonásobičů, stála sedmdesát milionů dolarů a vznikala od roku 1990. Při srážce elektronového neutrina s jádrem deutéria vznikají dva protony a čerenkovovský elektron, jehož průlet aparatura zaznamená. První data se očekávají koncem roku 1999. Ve výstavbě jsou další detektory v Itálii a Francii. V pohoří Gran Sasso má být zbudován integrační detektor Borexino s prahovou energií neutrin 0,26 MeV a pod Mt. Blankem má stát aparatura HELLAZ s chlazeným kapalným héliem, jež dokáže určit směr příletu neutrin. Všechny dosud fungující detektory se potýkají s problémy správné kalibrace a vysokého šumu pozadí, takže další zlepšení jejich funkce by byla velmi vítána. V sázce je totiž osud astrofyziky anebo částicové fyziky, případně obou disciplín zároveň.

Problém deficitu slunečních neutrin
Znovu se potvrdilo tvrzení prof. Vladimíra Vanýska, že každé pozorování škodí nějaké teorii. Neexistuje totiž bezesporný univerzální výklad zmíněného nesouladu mezi pozorováním a modely slunečního nitra. Z technického hlediska jsou sluneční modely v pořádku, neboť jsou dobře ověřovány čím dál tím dokonalejšími prostředky helioseismologie, tj. centrální teplota je určitě správně stejně jako chemické složení nitra Slunce. Průběhy jednotlivých termonukleárních reakcí jsou z velké části ověřeny v urychlovačích resp. atomových reaktorech. Přesto však vzájemný nesouhlas měření z různých metod se zatím nedá jednoznačně objasnit; něco (a možná všechno?) je dosud špatně! V loňském roce uveřejnili japonští a američtí fyzikové výsledky měření asi 4700 mionových neutrin, zachycených aparaturou Superkamiokande. Tato neutrina nemají nic společného se Sluncem; vznikají jako terciární částice rozpadem mionů v zemské atmosféře. Miony jsou pak částicemi sekundárního kosmického záření, jež přichází k Zemi stejnoměrně z okolního vesmíru. Protože i pro mionová neutrina je Země průhledná a protože Superkamiokande dokáže určit směr příletu neutrina, fyzikové očekávali, že rozličné směry budou ve statistice zastoupeny stejně.

Ve skutečnosti tomu tak ani zdaleka není; četnost směrů vykazuje sinusový průběh, tj. maximum přichází od "nadhlavníku" a minimum od "nadiru". To lze ovšem báječně objasnit nápadem, s nímž přišli v roku 1986 Mišejev, Smirnov a Wolfenstein (mechanismus MSW), kteří usoudili, že neutrina během svého letu oscilují mezi různými vůněmi a tak se střídavě stávají viditelnými a neviditelnými pro daný neutrinový detektor. Oscilace jsou však možné jen tehdy, když alespoň dvě vůně neutrin mají kladnou klidovou hmotnost. Měření mionových neutrin v Japonsku svědčí o tom, že mionová neutrina mají nenulovou klidovou hmotnost, ale tu nelze z výsledku experimentu odvodit -- ten dokáže pouze stanovit rozdíl oněch hmotností pro dvě různé vůně a činí řádově 0,01 eV/c2. Tak se doslova nabízí možnost objasnit deficit slunečních neutrin mechanismem MSW. Jelikož však vzdálenost Země od Slunce během roku kolísá o plných pět milionů kilometrů, kdežto délka oscilačního intervalu MSW činí patrně jenom stovky kilometrů, mělo by být časem možné z větší statistiky platnost oscilací MSW lépe posoudit. Uvažuje se také o pozemních experimentech, kdy zdrojem neutrin by byly urychlovače v CERN resp. ve Fermilabu, a detektory ve vzdálenosti několika set kilometrů od zdroje v pohoří Gran Sasso resp. IMB ve Fairportu v Ohiu. Jelikož tok neutrin z urychlovače lze přesně řídit, bylo by ihned jasné, zda na dráze k detektoru dochází k oscilacím či nikoliv. Přímé určení nenulové hmotnosti elektronových neutrin je stále nedosažitelné vinou neobyčejně malých veličin, které je potřebí měřit. Horní mez hmotnosti činí na základě měření z roku 1995 v laboratořích v Los Alamos již jen 2,4 eV/c2 (<10-35 kg), ale to je právě jen ta horní mez, zatímco spodní stále může být přesně nula. Jen na okraj lze poznamenat, že se zřejmě nepotvrdí možnost vysvětlit tzv. skrytou (nebaryonní) hmotu vesmíru pomocí elektronových (případně i mionových a tauonových) neutrin -- čím dál ostřejší horní meze vylučují, že by v těchto početných leč příliš lehkých částicích byla ukryta podstatnější část hmoty vesmíru.

Aby pak nebyl všem potížím konec, souvislá dvacetiletá řada měření neutrinového toku v Davisově experimentu naznačují statisticky zajímavou korelaci mezi danou hodnotou neutrinového toku a intenzitou slunečního větru, jak ji měří umělé družice Země. To je na první pohled naprosto absurdní souvislost, jelikož sluneční vítr souvisí s vnějšími vrstvami Slunce, zatímco neutrina se samotným centrem Slunce, a převodové mechanismy jsou, jak známo, velmi pomalé. Ani v tomto směru jednoznačné vysvětlení korelace nemáme. Někteří autoři hledají krkolomné fyzikální mechanismy a jiní soudí, že jde jen o chybné použití statistických metod.

Bez ohledu na tyto nesnáze je však zřejmé, že výzkum slunečních neutrin bude v příštím století velmi intenzívně pokračovat. Problému se v posledním půlstoletí věnovali přední astrofyzikové i částicoví fyzici, z nichž mnohé zdobí Nobelova cena. Jsem si téměř jist, že další taková ocenění má příslušná Nobelova komise dosud v záloze.

Jiří Grygar
Zdroj: Sborník z Ostravského astronomického víkendu 1999
 

© INSTANTNÍ ASTRONOMICKÉ NOVINY
...veškeré požívání a reprodukce se souhlasem
redakce...