Neviditelné a téměř nepolapitelné neutrino (2. díl)

V minulém čísle jsme si pověděli o experimentu Kamiokande zaměřeném na pozorování Čerenkovova záření. Jeho autor Masatoši Košiba v roce 1986 vybudoval pokračování experimentu – Kamiokande II, který byl již zaměřen na detekci neutrin.

Podzemní nádoba s vodou byla zvětšena na 3 000 tun a byla zvýšena citlivost detektorů. Při průchodu vodou se mohlo neutrino (s energií větší než 7,5 MeV) srazit s elektronem a předat mu energii postačující k tomu, aby se elektron začal ve vodě pohybovat nadsvětelnou rychlostí (ovšem menší než rychlost světla ve vakuu!). Při takovém pohybu vzniká kužel slabého Čerenkovova záření, který připomíná rázovou vlnu od nadzvukového letadla a umožňuje tak určit i směr pohybu neutrina.

Senzace
Ještě ve zkušebním provozu došlo k senzaci: během 20s intervalu 23. února 1987 zaznamenaly fotonásobiče nečekanou spršku 12 neutrin a druhý den se ukázalo, že původcem spršky byla jedna hvězda v sousední galaxii, Velkém Magellanově mračnu, která vybuchla jako supernova (SN 1987A). Zpětně bylo spočteno, že detektorem prolétlo celkem 10 trilionů (1016) neutrin ze supernovy. Ze zpoždění dopadu neutrin vůči okamžiku exploze se dalo určit, že hmotnost neutrina je nepatrná – menší než 24 eV/c2 (současné odhady jsou ještě nižší – méně než 0,2 eV/c2).
Košiba díky směrové citlivosti detektoru ověřil, že většina neutrin, která mohl v Kamiokande zaregistrovat, přichází ze Slunce. Stejně tak potvrdil i další Davisův výsledek: neutrin je výrazně méně, než odpovídá modelům nitra Slunce – experimentálně určený počet neutrin byl pouze 46 % teoretické hodnoty.

Další experimenty
V první polovině devadesátých let přibyly další experimenty, z nichž zvláštní pozornost zasluhují SAGE (umístěný v údolí Baksan na Kavkaze v Rusku) a GALLEX (Gran Sasso v Itálii), které využívaly přeměnu 71Ga po srážce s neutrinem s energií vyšší než
0,233 MeV na radioaktivní germanium 71Ge. Jejich výhodou byla citlivost i na méně energetická neutrina produkovaná při hlavní reakci proton-protonového cyklu ve Slunci. I tyto experimenty potvrdily, že slunečních neutrin je méně, než se předpokládá (SAGE zachytilo
53 %, GALLEX 76 % předpokládaného počtu neutrin).
V roce 1996 byl týmem vedeným Košibou rozšířen experiment Kamiokande na 50 000 t vody a přejmenován na SuperKamiokande. Tím se počet detekovatelných neutrin podstatně zvýšil (denně registrovalo 10 000 fotonásobičů asi milion záblesků Čerenkovova záření, z nichž sice byla většina způsobena radioaktivitou pozadí, ale celých 30 záblesků prokazatelně vyvolala sluneční neutrina a 10 neutrina vzniklá v zemské atmosféře). V červnu 1998 vědci na základě studia atmosférických neutrin ohlásili dva související objevy: jednak změřili, že mionová neutrina (a pravděpodobně i ostatní dva typy neutrin, tedy neutrina elektronová a tauonová) mají nenulovou hmotnost, jednak ověřili, že neutrina podléhají oscilacím, neboli neustálým vzájemným přeměnám jednotlivých typů neutrin. Tím vysvětlili, proč v Davisově i všech ostatních experimentech bylo zachycováno méně neutrin, než by odpovídalo bezoscilačním modelům.
Definitivní potvrzení oscilace neutrin by měly přinést experimenty v kanadském niklovém dole Creighton poblíž Sudbury v provincii Ontario. V hloubce 2 km pod povrchem zde vědci vybudovali ohromný detektor neutrin založený na detekci Čerenkovova záření v těžké vodě. Zařízení obsahuje 1 000 tun těžké vody (D2O) obklopené 7 000 tun vody „lehké“ (H2O) a na rozdíl od popisovaných experimentů je schopno zaregistrovat neutrina všech typů. První výsledky skutečně oscilace po-tvrzují. Kromě toho probíhají po celém světě i další výzkumy neutrin, například v několikakilometrové hloubce pod povrchem ledu v Antarktidě jsou zachytávána neutrina v projektu AMANDA, či evropské pokračování galiového experimentu GALLEX, nazvaného GNO (Gallium Neutrino Observatory).
Davis a Košiba svými objevy vytvořili nové odvětví astronomie, neutrinovou astronomii. Ta má již dnes velký význam pro jadernou fyziku, astrofyziku a kosmologie, ale i pro další vědecké obory.