Ostravský astronomický víkend
Ne 26. 9. 1999
indexy dole značeny _, např. H_2O
indexy nahoře značeny ^, např m.c^2
================================================================
Sluneční neutrina aneb jehly ve stohu sena
Jiří Grygar (Fyzikální ústav AV ČR, Praha)
"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. 12. 1930
.KP
1. Neutrina jako fyzikální částice
První na tehdejší dobu velmi odvážné úvahy o existenci elektricky
neutrální částice s nulovou klidovou hmotností pocházejí z r.
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 r. 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 r. 1945 a Reines r. 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.
.KP
2. 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 r. 1939. Bethe za svůj podíl na tomto
epochálním výpočtu obdržel r. 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 r. 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 r. 1957. Za podíl na tomto
obecném řešení obdržel v r. 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 nm.
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%
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 ± 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 obrázek č.
1, 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.
Sem přijde obr. 1.
Na obr. 2. je pak podobně vyznačen průběh cyklu CNO, při němž se
uvolňují neutrina relativně velmi vysokých energií.
Sem přijde obr. 2
.KP
3. 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 m^2
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 1 slunečního neutrina
za den potřebujeme asi 100 t 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 m pod zemí. K detekci se používá nádrže, obsahující 630 t
(380 m^3) perchloretylénu (C_2Cl_4) - běžného čistícího
prostředku. Dopadající sluneční neutrina v nádrži vzácně - ale
měřitelně často - interagují s jádrem 37^Cl, což vede ke vzniku
radioaktivního atomu 37^Ar 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 2.10^30 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 10^36 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 3 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 obr. 1 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 s 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.
.KP
4. 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 r. 1997 zmodernizován, takže od
té doby je schopen zaznamenat v 50 tisících tun vody zhruba 10
slunečních neutrin denně; bohužel jeho prahová energie 7,5 MeV
dovoluje (viz obr. 1) 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% 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 11 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
obr. 1). Nevýhodou experimentu je nesmírná cena detektoru, neboť
30 t Ga stálo v té době asi 50 milionů dolarů (celosvětová roční
produkce gallia činila tehdy pouhých 10 t). Zatímco italský
experiment v pohoří Gran Sasso (GALLEX) s 30 t Ga probíhá hladce,
někdejší sovětsko-americký pod horou Andyrči na Kavkaze (SAGE) je
čas od času ohrožen touhou ruské vlády výhodně prodat 55 t
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 obr. 3, kde jsou plnými křivkami resp.
úsečkami vyznačeny neutrinové toky pro různé větve reakcí z obr.
1, 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.
Sem přijde Obr. 3
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 2000 m pod
zemí. Akrylová nádoba obsahuje totiž 1000 t těžké vody (D_2O)
v hodnotě 300 milionů dolarů, vypůjčené od Kanadské komise pro
atomovou energii. Vlastní aparatura, skládající se především
z 9500 fotonásobičů, stála 70 milionů dolarů a vznikala od r.
1990. Při srážce elektronového neutrina s jádrem deutéria
vznikají dva protony a čerenkovovský elektron, jehož průlet
aparatura zaznamená. První data se očekávají koncem r. 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.
.KP
5. 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 r. 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/c^2.
Tak se doslova nabízí možnost objasnit deficit slunečních neutrin
mechanismem MSW. Jelikož však vzdálenost Země od Slunce během
roku kolísá o plných 5 milionů km, kdežto délka oscilačního
intervalu MSW činí patrně jenom stovky km, 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 km 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 r. 1995 v laboratořích v Los Alamos již jen
2,4 eV/c^2 (< 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.
Obsah
1. Neutrina jako fyzikální částice 1
2. Termonukleární reakce ve Slunci 1
3. Davisův průkopnický experiment 2
4. Další detektory 4
5. Problém deficitu slunečních neutrin 5