Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...=Jaroslav Heiniš - revize plynu, Ostrava a okolí, stavební práce, rekonstrukce, hodinový manžel (www.heinis.cz). Ženklava, Kopřivnice, Příbor, Nový jičín, Bělotín, Bílovec...
DOMŮ   ARCHIV   IBT   IAN 1-50   IAN 50-226   IAN 227-500   RÁDIO   PŘEKVAPENÍ  
STALO SE

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.

Ilustrační foto...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.

Ilustrační foto...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.

Ilustrační foto...

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.

Ilustrační foto...

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 IAN.cz
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...
archiv zdroj
RULETA
Leo I
Ilustrační foto...
Dávný kopanec pro 2003 EL61
Ilustrační foto...
CASSINI na pokračování: HUYGENS
Ilustrační foto...
Potvrzeno: Země se otepluje
Ilustrační foto...
První eurofota Venuše
Ilustrační foto...
STALO SE
4.12.2012 -
Probíhá experiment. Stránky se pomalu dostávají ze záhrobí zpět na světlo digitálního světa... Omluvte nedostatky, již brzy snad na této adrese najdete víceméně kompletní archiv IAN...

WEBKAMERA
 Upice webcam / widecam
UPICE WEBCAM

Add to Google

 

Pridej na Seznam
 

  © 1997 - 2017 IAN :: RSS - novinky z astronomie a kosmonautiky SiteMap :: www :: ISSN 1212-6691