Student World

Andrew Hime z Laboratoře vědy a technologie neutronů (P-23) a vědecký ředitel programu neutrinové observatoře SNO (the Sudbury Neutrino Observatory) v Los Alamos koncem srpna 2001 oznámili ve Středisku neutronové vědy v Národní laboratoři Los Alamos (the Los Alamos Neutron Science) své výsledky. Nedávná data ze SNO dokazují, že část elektronových neutrin vyzařovaných Sluncem se během svého letu k Zemi oscilací přemění na mionová a tauonová neutrina. Výsledky SNO řeší více než 30 let starou záhadu chybějících neutrin a poskytují důkaz, že neutrina mají nenulovou hmotnost. Práce Andrewa Himea navázala na dlouhou tradici výzkumu neutrin v Národní laboratoři v Los Alamos.

Jaderné reakce ve slunečním jádru vytvářejí mohutný proud neutrin. Tato neutrina lze na Zemi detekovat prostřednictvím obrovských podzemních detektorů. Měření toku neutrin by mělo souhlasit s teoretickými výpočty, které jsou založeny na základě teoretických představ o Slunci a na základě standardního modelu fyziky částic. Tok slunečních neutrin však dosahoval zhruba poloviny očekávaného toku podle teorie. Tento rozpor vyvolával závažné otázky. Je částicová fyzika nesprávná? Je nesprávný model slunečního nitra? Je metoda měření chybná? Tyto otázky byly jádrem tzv. problému slunečních neutrin.

Středně stará hvězda hlavní posloupnosti jako je Slunce se jen zvolna vyvíjí. Tlak způsobený horkým plynem a tlakem záření vyrovnává gravitační přitažlivost hmoty hvězdy. Zářivá energie hvězdy vzniká nukleárními reakcemi v jádru hvězdy. Tyto reakce postupně vedou k pomalým změnám struktury hvězdného nitra.
Přímo pozorovat sluneční jádro nelze, protože průměrná volná dráha fotonů v jádře je velmi krátká. Fotony jsou pohlcovány atomy látky v jádře a znovu jsou emitovány. Průměrná doba, za kterou foton opustí povrch Slunce, je kolem 10 miliónů let. Proton-protonová reakce v jádře Slunce však vytváří neutrino

PP1: p + p –> D + positron + neutrino(0.26 MeV),

které lze bezprostředně pozorovat, protože jeho vazebná energie je velmi malá. Teoreticky bychom všechna taková neutrina měli pozorovat na Zemi. Vlastnost neutrin působí v jejich detekci závažné praktické problémy. První měření neutrin provedl Davis a jeho kolektiv, když naplnili velké cisterny roztokem chlóru. Podařilo se jim detekovat pouze neutrina s vysokou energií ze slabě probíhajících reakcí

PP2: Be-7 + elektron –> Li-7 + neutrino(0.80 MeV), PP3: B-8 –> Be-8 + pozitron + neutrino(7.2 MeV).

Počátkem 90. let 20. století proběhl experiment GALLEX, který použil galliový detekční systém. Tento systém mohl sledovat neutrina z reakce PP1 a poskytl tak poprvé jednoznačné potvrzení proton-protonové reakce v jádře Slunce.

Problém slunečních neutrin však přetrval. Každý experiment naměřil méně neutrin, než předpovídala teorie. Bylo pozorováno kolem 1/3 až 2/3 očekávaného počtu slunečních neutrin v závislosti na chybě měření. V případě detektoru GALLEX bylo pozorováno 80 jednotek, ale bylo očekáváno 120 jednotek. Tento rozdíl neodpovídal standardní statistické odchylce pozorování. Pro vysvětlení těchto rozdílů existovaly tři hlavní hypotézy:

1. Teplota slunečního jádra je poněkud nižší, než se původně předpokládalo.

2. Nějaký fyzikální jev působí na změnu toku neutrin během jejich letu od Slunce k Zemi.

3. Třetí hypotéza, že v jádru Slunce probíhají zcela jiné procesy, než předpokládáme, jako je např. existence černé díry, nebyla nikdy seriózně uvažována.

První hypotéza vycházela z předpokladu, že průběh jaderných reakcí v jádru Slunce velmi těsně závisí na teplotě. Tepelný pohyb reagujících částic musí překonat silnou jadernou interakci. Pokud by teplota standardního modelu Slunce byla nižší o 6 %, pak by výsledky detektoru GALLEX a dalších detektorů plně souhlasily s teorií. Tento závěr publikoval ve svém článku Bahcall. Skupina slunečních seismologů, která pozorovala malé oscilace ve spektrálních čárách způsobené tlakovými rázovými vlnami uvnitř Slunce, však namítala, že taková změna teploty odporovaly jejich pozorovaným výsledkům.
Pro druhou hypotézu byl navržen mechanismus, podle něhož neutrina vzájemně interagují a oscilují z elektronového neutrina na mionové a tauonové. V tomto případě bychom museli pozorovat zlomek celkového počtu neutrin, protože detektory sledují pouze elektronová neutrina. Podle teorie tento zlomek není přesně 1/3. Uvedený mechanismus, nazývaný jako "neutrinová oscilace", však vyžadoval, aby všechna neutrina měla nenulovou a vzájemně různou hmotnost.
Výsledky experimentů z 90. let 20. století prokázaly, že problém není způsobem chybou standardního modelu Slunce, ale oscilacemi neutrin.
Mezinárodní tým vědců zkombinoval první výsledky observatoře SNO s výsledky řady experimentů japonského detektoru the Super Kamiokande a získal tak solidní důkaz oscilace neutrin. Důkaz transformace slunečních neutrin a oscilace neutrin v detektoru je současně základem důkazu, že neutrina nemají nulovou hmotnost, jak se původně předpokládalo. Oscilace neutrin může existovat pouze tehdy, pokud neutrina mají nenulovou hmotnost.

Před více než 60 lety Wolfgang Pauli teoreticky předpověděl existenci částic bez elektrického náboje, které existují ve třech formách: elektronové neutrino, mionové neutrino a tauonové neutrino. Existenci neutrin prokázali v roce 1955 Frederick Reines a Clyde Cowan Jr. v Národní laboratoři v Los Alamos pomocí detektoru "Herr Auge". Frederick Reines obdržel za tento objev v roce 1995 Nobelovu cenu za fyziku.
V roce 1996 tým fyziků z Národní laboratoře v Los Alamos použil komoru naplněnou 60 000 galony čistého minerálního oleje s 1220 detektory, kapalný scintilační detektor neutrin (the Liquid Scintillator Neutrino Detector), k důkazu, že neutrina vytvářená v lineárním urychlovači mají nenulovou hmotnost.
Řešení záhady chybějících neutrin bylo možné až konstrukcí a provozem detektoru neutrinové observatoře SNO (the Sudbury Neutrino Observatory), nádoby z akrylového plastu o průměru 12 metrů, naplněné těžkou vodou a umístěné v hloubce více než 6800 stop pod zemí v niklovém dolu nedaleko Sudbury ve státě Ontario. Detektor SNO používá pole 9456 fotonásobičů, které zachycují slabé záblesky Čerenkovova záření vznikající zachycením zhruba 10 slunečních neutrin denně v asi 1000 litrech těžké vody. Výstavba detektoru SNO začala v roce 1990 a byla dokončena v roce 1998. První měření začala v roce 1999.
Po více než desetiletí vědci Národní laboratoře v Los Alamos hráli klíčovou roli při konstrukci, uvádění do provozu a kalibraci detektoru SNO a prováděli první práce při redukci a analýze shromážděných měření. Skupina se také podílela na návrdhu a konstrukci detektoru neutrálních proudů, který bude dokončen v roce 2002 a ještě zvýší citlivost detektoru SNO. Tým výzkumníků z Los Alamos a detektoru SNO v době publikování této zprávy tvořili Andrew Hime, Mel Anaya, Tom Bowles, Steve Brice, Mike Dragowsky, Malcolm Fowler, Andre Hamer, Klaus Kirch, Azriel Goldschmidt, Geoff Miller, Bill Teasdale, Jerry Wilhelmy and Jan Wouters.
Objev oscilací elektronových neutrin v záření Slunce bude mít zásadní význam pro porozumění vesmíru na jeho mikroskopické úrovni, protože oscilace neutrin nebyla součástí standardního modelu elementárních částic. Nepochybně dojde k dalšímu posunu v teorii neutrin nebo ke vzniku nových teorií.

Literatura a odkazy:
[X1] http://www.lanl.gov/orgs/pa/News/062201.html Todd Hanson: Solved — The case of the missing neutrinos. Los Alamos National Laboratory.
[I1] Item 11.: The Solar Neutrino Problem updated 05-Jun 1994 by SIC, original by Bruce Scott From: columbus@osf.org Subject: sci.physics Frequently Asked Questions (Part 2 of 4). Date: 25 Sep 1995 14:55:01 GMT
[N1] http://natura.eridan.cz/natura/1996/12/9612-7.html Některé problémy současné fyziky, 2. Problém slunečních neutrin.

autor Jiří Svršek, http://natura.eridan.cz