Neviditelné a nepolapitelné

„Dnes jsem učinil cosi, co by teoretik neměl ve svém životě nikdy udělat. Pokusil jsem se nevysvětlitelné objasnit nepozorovatelným.“ W. Pauli

Když si tato památná slova zapisoval
4. prosince 1930 Wolfgang Pauli do svého deníku, netušil, že svou předpovědí existence nepatrné nenabité částice (později ji Enrico Fermi nazval neutrino, čili cosi jako malý neutron) odstartuje mnohaleté pátrání po těchto částicích a jejich vlastnostech a umožní budoucím pokolením fyziků za toto pátrání získat několik Nobelových cen. Pauli sám získal Nobelovu cenu v roce 1945 za objev vylučovacího principu, který dnes nese jeho jméno. Ještě dalších 10 let však trvalo, než byla existence neutrina dokázána experimentálně. Objevem se pyšní Frederick Reines (nositel Nobelovy ceny za fyziku za rok 1995), který společně s Clydem L. Cowanem a dalšími spolupracovníky pozorovali za pomoci Geigerova-Müllerova počítače scintilace způsobené neutriny v roztoku obsahujícím kadmium poblíž jaderného reaktoru v Savannah River v Jižní Karolině (USA).
Obtížnost detekce neutrin souvisí s velice malým účinným průřezem neutrina (10-46 cm2), tedy s tím, že neutrina hladce pronikají veškerou hmotou. Kdybychom chtěli s jistotou dané neutrino zachytit, museli bychom mu do cesty vložit ocelovou desku s tloušťkou několika tisíc světelných let.
Naštěstí neutrin je ve vesmíru ohromné množství. Pocházejí jednak z jaderných reakcí ve hvězdách (samozřejmě vznikají i ve Slunci), jednak z procesů probíhajících při výbuších supernov; kromě toho velké množství neutrin ve vesmíru pochází z dějů, které se uskutečnily již v raných fázích vývoje. Další neutrina vznikají při interakci kosmického záření v atmosféře i při dalších procesech. Jenom než jste článek dočetli do tohoto místa, protunelovalo vámi řádově 1015 neutrin, aniž byste jediné z nich mohli zachytit.
Přes velké technické obtíže se záchytem neutrin se mezi fyziky našlo několik nadšenců, kteří se od poloviny minulého století pokoušeli konstruovat jejich důmyslné lapače. První obří past na sluneční neutrina postavil čerstvý laureát Nobelovy ceny Raymond Davis v nepoužívaném zlatém dole Homestake v USA (stát Jižní Dakota) 1,5 km pod povrchem. Válcovou nádrž o průměru 6,1 m a délce 14,6 m naplnil 615 tunami tetrachloretylénu. Již předtím, v roce 1946, totiž Bruno Pontecorvo navrhl použít pro zachycení některých neutrin s vyšší energií (větší než 0,814 MeV) vznikajících v centru Slunce jádro chlóru, které se může po srážce s neutrinem přeměnit na radioaktivní jádro argonu. Radioaktivní rozpad argonu pak lze zaznamenat. Odtud je patrné, proč byla celá nádrž umístěna hluboko pod zemí: je třeba odstínit kosmické záření, které by mohlo způsobovat stejný efekt.
V Davisově nádrži se nacházelo asi 1030 atomů chlóru, kterými každou sekundu pronikaly stovky bilionů (1014) neutrin. Z tohoto obrovského počtu měl Davis zachytit pouze zhruba dvě neutrina za 3 dny! Hlavním problémem bylo zaregistrovat každý radioaktivní rozpad argonu, ale to se Davisovi podařilo vyvinutím nové metody, jejíž přes-nost potvrdily kontrolní experimenty. Nádrží nechal obden probublávat hélium, a tak z nádrže odstranil několik vzniklých atomů argonu. Argon pak oddělil od hélia za pomoci dřevěného uhlí a kapalného dusíku. Přes důmyslnost metody byly výsledky pozorování ještě horší, než se očekávalo: Davisova aparatura zachycovala jen třetinu předpovězených neutrin! Celkem za více než 25 let zachytil Davis 2 000 neutrin, což je asi 28 % předpokládaného počtu.
Davisovy výsledky prověřoval od poloviny
80. let druhý laureát Nobelovy ceny Masatoši Košiba s detektorem Kamiokande založeným na pozorování Čerenkovova záření. Detektor byl původně zkonstruován v roce 1980 s cílem pozorovat rozpad protonu, pro který ze standardní teorie elementárních částic vychází střední doba života fantastických 1032 let, mnohonásobně převyšujících dobu existence vesmíru. Proto musel detektor obsahovat gigantické množství protonů (jader vodíku) a samozřejmě být odstíněn od kosmického záření. Za vhodné místo byl proto vybrán opuštěný zinkový důl Takajama (Japonsko), v němž Košiba umístil nádrž s 2 140 tunami čisté vody. I když očekávaná energie záblesků byla vysoká (asi 940 MeV), použil Košiba větší a citlivější fotonásobiče s prahovou energií podstatně nižší (30 MeV). Tento nestandardní krok ho vlastně přivedl až na výsluní vědy, protože umožnil využít detektoru i k záchytu slunečních neutrin s vysokou energií.
V roce 1986 vybudoval pokračování experimentu Kamiokande II, o tom ale bude pokračování v příštím čísle.