Neutrinové okno do vesmíru

 

Vladimír Wagner

 

V této části série o velkých přístrojích zkoumajících různé typy záření, které k nám přicházejí z vesmíru a přinášejí nám informace o něm, se budeme věnovat detektorům neutrin. Neutrina jsou částicemi, které jen velice slabě interagují s hmotou. To sebou nese jednak velký potenciál pro naše poznání vesmírných objektů a dějů, zároveň však obrovské problémy pro jejich detekci.

Efektivní detekce neutrin by nám mohla pomoci nahlédnout do nitra hvězd i supernov. Vznik neutrin velmi často doprovází ty vesmírné děje, při kterých se uvolňuje velké množství energie a jejich schopnost proniknout i velmi hustou hmotou nám dává možnost studovat hmotu v extrémně hustém a horkém stavu. Umožnila by nám nahlédnout dokonce i do nitra naší rodné planety, což je úkol velice náročný. Mohlo by se to zdát paradoxní, ale v některých ohledech známe nitro naší planety mnohem méně spolehlivě než nitro hvězd.

 

 

Slunce je intenzivním zdrojem neutrin.

 

Abychom využili informace, které k nám neutrina z vesmíru přinášejí, musíme se vypořádat s problémem jejich detekce. Zachycování neutrin je extrémně náročné a i to je důvod, proč musí být jejich detektory tak velké. Podstatná není ani tak velikost, ale spíše kolik protonů, neutronů a elektronů, se kterými neutrina mohou interagovat, detektor má. Tedy důležitá je spíše hmotnost jeho citlivého objemu. Je tomu zvláště v případě, kdy chceme zachytit neutrina přicházející z vesmírných objektů, které jsou ve velmi velkých vzdálenostech. Intenzita izotropně vyzářených neutrin, ostatně jako libovolného jiného záření, klesá zhruba s kvadrátem vzdálenosti od jejich zdroje a v blízkosti Země je tak hodně zmenšená. Dalším problémem je, že řada konečných produktů reakcí jiných částic je podobná těm, které vyvolávají neutrina. Tyto reakce však probíhají s pravděpodobností o mnoho řádů větší, než je pravděpodobnost reakcí neutrin. Proto se detektory neutrin umisťují hluboko do podzemí, kam jiné částice než neutrina těžko pronikají, a jednou z nejdůležitějších činností je potlačení a odlišení pozadí různých nežádoucích reakcí.

V následujícím článku se nebudeme příliš zabývat historií objevu a zkoumání neutrin, ale zaměříme se hlavně na v současnosti fungující a plánované velké neutrinové detektory, které se mohou efektivně uplatnit při detekci neutrin z vesmírných objektů. Pokusím se ukázat jejich možnosti a omezení a jak by mohly přispět k našemu poznání stavby a vývoje vesmíru.

 

Základní vlastnosti neutrin

 

Než se dostaneme ke konkrétním detektorům neutrin, připomeňme si základní vlastnosti těchto částic. Neutrina patři mezi leptony, což jsou částice, které neinteragují silnou interakcí. Interagují pouze gravitačně, slabě a v případě, že se jedná o leptony nabité, tak i elektromagneticky. Nabitými leptony jsou všem velmi dobře známý elektron a jeho mnohem těžší partneři mion (zhruba 207krát těžší než elektron)  a tauon (zhruba 3500krát těžší než elektron, tedy téměř dvakrát těžší než proton). Připomínám, že klidová energie elektronu je 0,511 MeV a klidová energie protonu 938 MeV. Neutrálními leptony jsou pak právě neutrina. Ke každém nabitému leptonu existuje partnerské neutrino a máme tak tři neutrina, elektronové, mionové a tauonové. K této šestici leptonů pak existuje šestice antileptonů. Máme tak pozitron, antimion a antitauon i antineutrino elektronové, mionové a tauonové. Dnes víme, že neutrina mají nenulovou, i když jen velice malou klidovou hmotnost. Nezjistilo se to tak, že by se hmotnost neutrin zvážila. To se zatím nepodařilo. Pozoroval se však proces, který by bez nenulové a různé hmotnosti jednotlivých neutrin neprobíhal. Dochází totiž k tzv. oscilacím neutrin. Při nich se neutrino, které vzniklo jako neutrino jednoho typu, s jistou pravděpodobností přemění během svého letu k detektoru na neutrino jiného typu. Jedná se o specificky kvantový jev v mikrosvětě, který v našem klasickém makroskopickém světě možný není.

 

 

Spočtené spektrum slunečních neutrin.

 

Různé typy reakcí neutrin s hmotou

 

Konkrétní možnosti interakce neutrin s hmotou můžeme rozdělit do dvou skupin. Do jedné patří reakce specifické pro různé typy neutrin a do druhé ty, které probíhají pro všechny typy.

Nejdříve se podívejme na reakce, které odlišují jednotlivé typy neutrin. První sada reakcí s atomovými jádry je možná pouze pro elektronové neutrino či antineutrino. Je to umožněno tím, že se jádro skládá z protonů a neutronů. V případě, že elektronové neutrino zasáhne jádro, může v něm přeměnit neutron na proton a vyprodukovat elektron. Dostaneme tak jádro se stejným počtem nukleonů, ale bude se jednat o jiný prvek s počtem protonů o jedničku větším než byl původní plus zmíněný elektron. K detekci pak využijeme buď zmíněné radioaktivní jádro nebo elektron. Při stejné situaci v případě reakce elektronového antineutrina s jádrem se jeden jeho proton přemění na neutron a vyprodukuje se pozitron. Tato sada reakcí se často označují jako inverzní rozpad beta. V obou případech tato reakce může proběhnout jedině tehdy, jestliže má neutrino nebo antineutrino dostatek energie, aby konkrétní reakci způsobilo. Tato energie je dána vlastnostmi jádra, na kterém reakce probíhá a v extrémním případě se může limitně blížit k nule. Můžeme tak detekovat i neutrina s velmi nízkými energiemi a detektory, které tyto reakce využívají, jsou zaměřeny právě na oblast relativně nízkých energií neutrin. Pro účely využití k detekci neutrin je třeba také vědět, že v tomto případě se informace o směru příletu neutrina ztrácí. Energii původního neutrina nelze určit, jen víme, že je větší, než prahová energie použité reakce.

Další možné reakce, které odlišují různé typy neutrin, jsou reakce neutrin s jádry nebo elektrony, při kterých dochází k přeměně neutrina na odpovídající nabitý lepton (elektron, mion nebo tauon). V tomto případě se jedná o možnost detekce neutrin s vyššími energiemi, protože zvláště reakce, při kterých vzniká těžký mion a ještě těžší tauon, potřebují značně vysokou energii pro jejich vytvoření. Při velmi vysokých energiích neutrin, které se uplatňují například při studiu neutrin, které jsou součástí primárního vysokoenergetického kosmického záření, se v primárních i sekundárních reakcích s hmotou uvolňuje hodně energie a může se produkovat velké množství dalších částic (produkují se tzv. spršky částic). Vznikající nabité částice můžeme detekovat pomocí jejich ionizace v materiálu detektoru. Částice s dostatečně vysokou energií, které se pohybují rychlostí větší než je rychlost světla v materiálu detektoru, pak mohou být detekovány pomocí Čerenkovova záření. V tomto případě se informace o směru příletu neutrina alespoň částečně zachovává. Čím je energie neutrina vyšší, tím přesněji. Pokud se v detektorech využívá tato reakce, lze zjistit polohu vesmírného zdroje neutrin na obloze. Je možné zhruba určit i energii původního neutrina.

 

 

První detektor slunečních neutrin R. Davise Jr. (Zdroj R. Davis Jr, BNL)

 

Mezi typy reakcí, které nerozlišují typ detekovaného neutrina, patří pružný a nepružný rozptyl neutrin. Pružný rozptyl na elektronech nebo na jádrech lze využít pro detekci neutrin s velmi nízkou energií. Neutrino může předat objektu, na kterém se pružně odrazí, tím více energie, čím je objekt lehčí. Je tak mnohem výhodnější využívat pružný rozptyl na elektronech. I při něm však předává neutrino jen část své energie. Rozptyl elektronových neutrin na elektronech je mnohem pravděpodobnější než rozptyl dalších typů neutrin. Pokud chceme detekovat neutrina s velmi malou energií, narazíme na závažnou překážku. Energie odražených elektronů či jader, na kterých se neutrino rozptyluje, je ještě daleko menší než původní energie neutrina. Je pak problém s vytvořením detektoru, který by odražená jádra a elektrony zaznamenal. Zatím existují pouze návrhy experimentů využívajících velmi přesnou nízkoenergetickou kalorimetrii. Tato metoda umožňuje alespoň zhruba určit energii neutrina. Pokud není energie neutrin příliš nízká, lze alespoň přibližně určit i směr jeho příletu.

Při nepružném rozptylu se část kinetické energie vnesené neutrinem do reakce přemění například na reakci potřebnou k rozbití deuteronu. Tato reakce potřebuje energii rovnou vazebné energii deuteronu, která je 2,23 MeV. Existenci takové reakce zjistíme detekcí uvolněného neutronu. V dalších případech dostaneme v reakci jádro ve vybuzeném stavu, který se zbavuje energie emisí záření gama. Fotony tohoto záření pak mohou složit pro identifikaci reakce neutrina. V tomto případě se informace o směru příletu neutrina ztrácí. Pro vysokoenergetická neutrina se pak může předat jádru či elektronu velkou hodnotu energie. V sekundárních reakcích tak dojde k produkci velkého množství částic a vzniku už zmíněné spršky částic. Směr pohybu spršky je zhruba stejný jako směr pohybu původního neutrina a lze také určit energii původního neutrina z celkové energie částic ve spršce.

 

 

Radiochemické detektory využívající galium umožnily detekovat neutrina z p-p cyklu. Experiment GNO byl pokračovatelem experimentu GALLEX. (Zdroj LNGS-INFN)

 

Detekce neutrin ze Slunce

 

Prvním vesmírným objektem, jehož neutrina byla zachycena, se stalo Slunce. V jeho nitru vznikají elektronová neutrina v jaderných reakcích, při kterých se přeměňuje vodík na helium. Během těchto přeměn se musí část protonů přeměnit na neutrony a to je možné pouze za současného vzniku elektronových neutrin. Ve většině případů tato přeměna probíhá formou radioaktivní přeměny beta plus. Ta se může uskutečnit buď formou s vyzářením pozitronu a elektronového neutrina nebo formou zachycení elektronu radioaktivním jádrem, přičemž se vyzáří pouze elektronové neutrino.

V prvním případě se energie uvolněná při radioaktivní přeměně rozdělí mezi dceřiné jádro, pozitron a neutrino. Neutrino pak může mít hodnotu energie od velmi nízké až po hraniční energii uvolněnou při přeměně. V případě reakcí na Slunci jsou to například přeměny radioaktivních jader 13N, 15O, 17F a 8B. První dvě vznikají přímo během CNO cyklu. Poslední pak je přeměna izotopu boru 8B, vznikajícího v relativně velice vzácné reakci protonu s izotopem berylia 7Be.

V druhém případě se uvolněná energie rozdělí mezi dceřiné jádro a neutrino. Díky zákonu zachování hybnosti tak jsou hodnoty energie neutrina diskrétní a přesně dány. Pokud vzniká dceřiné jádro pouze v základním stavu, je hodnota energie neutrina jedna. Pokud může vznikat i ve vybuzených stavech, může být hodnot energie neutrin i více. Na Slunci vzniká také v reakcích jader 3He a 4He radioaktivní jádro 7Be, které se přeměňuje na stabilní jádro 7Li v základním nebo jednom vybuzeném stavu. Hodnota energie neutrina tak může mít jednu ze dvou možných hodnot. Na obrázku jsou jednotlivé příspěvky do spektra neutrin vyzařovaných Sluncem, jak je vypočítaly sluneční modely. Je vidět, že neutrina ze Slunce mají hodnoty energií až do 20 MeV. Ovšem kousek za hodnotou 0,4 MeV, kde je hranice pro energie neutrin z proton-protonového cyklu dochází k poklesu jejich počtu zhruba o tři řády a u energie něco málo pod dva megaelektronvolty pak zase zhruba o tři řády. Celkový tok slunečních neutrin je na Zemi 6,5×1010 cm-2s-1, neutrin pocházejících z přeměny 8B, jejichž energie překračuje zmíněnou hodnotu 2 MeV a dosahuje hodnot až skoro 20 MeV, je z nich však jen 5,1×106 cm-2s-1.

 

 

Detektor SNO využíval těžkou vodu, po rekonstrukci na SNO+ se bude využívat kapalná scintilátor.

 

První detektory neutrin byly radiochemické.

 

Bylo to díky obrovskému úsilí Raymonda Davise Jr., který využil reakcí elektronových neutrin, které přeměňovaly chlór (izotop 37Cl)  na radioaktivní argon. Jím postavený experiment v podzemí dolu Homestake využíval 615 tun tetrachlorethenu, z toho chloru bylo 133 tun. Jenom část přírodního chloru je potřebný izotop, zbytek je izotop 35Cl, takže užitečná hmotnost detektoru byla zhruba 32 tun. Samotné měření probíhalo v měsíčních cyklech. Po měsíci, kdy probíhalo ozařování tetrachlorethenu slunečními neutriny v klidu, se pomocí probublávání heliem velice efektivně extrahoval radioaktivní argon. Jeho aktivita se měřila pomocí malých plynových proporciálních čítačů. Nastavená perioda cyklu měření byla založena na poločasu rozpadu radioaktivního argonu, která je 35 dní.

Práh reakce neutrina produkující z chloru argon je 0,8 MeV. Bylo tak možné pozorovat neutrina i z procesů spojených s produkcí 7Be a CNO cyklem. Dominantní část neutrin však byla z rozpadu 8B. Díky detekci pouze neutrin z vyšší energií, které jsou malou částí sluneční produkce, i nízkým účinným průřezům reakce vznikala v detektoru v Homestake během měsíčního měřícího cyklu pouze jednotlivé neutrina, maximálně něco málo přes deset (vzhledem k tomuto malému číslu byl mezi jednotlivými měřeními velký rozptyl).

Pomocí tohoto detektoru se podařilo poprvé potvrdit, že neutrina v nitru Slunce vznikají. Je třeba zdůraznit, že se pochopitelně nezískal směr, odkud neutrina přicházejí ani jejich energetické spektrum. To, že se detekovaná neutrina přisuzovala Slunci, bylo postaveno na předpokladu, že žádný reálný trvale fungující zdroj, který by poskytoval na Zemi srovnatelný tok neutrin s energií v dané oblasti, si nedokážeme představit.  Ukázalo se, že detekovaný počet neutrin sice řádově odpovídá předpokladům získaným na základě slunečních modelů. Byl však pouze čtvrtinový. Postupně se podařilo zmenšovat nejistoty ve výpočtech pomocí slunečních modelů i měření neutrin pomocí detektoru v Homestake. Rozdíl mezi předpovídanou a naměřenou hodnotou však zůstával zhruba stejný a stal se prvním krokem na cestě k objevu oscilací neutrin. Detektor v Homestake pracoval zhruba 31 let od roku 1968 do roku 1999 a dohromady zaznamenal zhruba 2000 interakcí  slunečních neutrin s jádry chloru.

 

 

Detektor Super-Kamiokande je naplněn vodou a fotonásobiče zachycují Čerenkovovo záření nabitých leptonů s vysokou energií.

 

Detektor založený na reakci neutrina s chlorem neumožňoval pozorovat neutrina vzniklá v průběhu proton-protonového cyklu. Tyto reakce jsou dominantním zdrojem energie i neutrin na Slunci. Proto byla snaha najít vhodnou reakci pro detekci neutrin s energií nižší. Při využití reakce neutrina s galiem, které se v přírodě opět vyskytuje ve formě směsi dvou stabilních izotopů, probíhá reakce na izotopu 71Ga, které se přeměňuje na radioaktivní germanium. Výhodou této reakce je, že její prahová energie je pouze 0,23 MeV. Zachycují se tak neutrina s daleko nižší energií (viz spektrum slunečních neutrin) a tedy i část těch z proto-protonového cyklu. I když i v tomto případě je nemalá část reakcí způsobena neutriny z vyšší energii, než mají neutrina z proton-protonového cyklu.

V mezinárodní spolupráci byly postaveny a pracovaly dva detektory využívající tuto reakci. Jedním z nich byl experiment GALLEX přebudovaný v roce 1997 na experiment GNO, který v této podobě pracoval až do roku 2003 v podzemní laboratoři Grand Sasso. Ten měl k dispozici 30 tun přírodního galia, tedy zhruba 12 tun toho správného izotopu. Druhým je experiment SAGE, který je stále v činnosti v ruské podzemní observatoři v Baksanu a studuje neutrina ze Slunce už dvacet let. Ten má k dispozici zhruba 57 tun přírodního galia, což znamená necelých 23 tun toho správného izotopu. Každý z experimentů používal jinou chemickou metodu nakládání s galiem i separace radioaktivního germania, což bylo velice důležité pro vzájemnou kontrolu a ověření správnosti získaných výsledků.

Poločas rozpadu izotopu 71Ge je zhruba 11,5 dne, ale i v tomto případě se hlavně kvůli velmi omezenému počtu detekovaných neutrin zvolila v průměru zhruba měsíční délka cyklu měření. Je třeba také připomenout, že kromě aktivity způsobené rozpadem radioaktivního germania vzniklého reakcí neutrina se pozoruje ještě pozadí. Počet detekovaných případů, které byly přiřazeny k reakci neutrina s produkcí 71Ge byla opět mezi nulou a hodnotou spíše něco málo přes deset. Situace byla v tomto ohledu velice podobná situaci u chlorového experimentu v Homestake.

Také zde se pozoroval výrazný deficit neutrin oproti slunečním modelům. Obrovskou již zmíněnou výhodou galiového experimentu je, že detekuje i neutrina z proton-protonového cyklu. Potvrdilo se tak, že deficit neutrin se pozoruje i pro neutrina vzniklá v těchto procesech, které jsou dominantním zdrojem energie na Slunci. Vzhledem k malému počtu neutrin registrovaných za měsíc je možno studovat, zda nedochází k variacím produkce slunečních neutrin z těchto reakcí, pouze v dlouhodobém měřítku. I tak je velmi užitečné, že detektor SAGE pokračuje v pozorování slunečních neutrin. Kromě hledání dlohodobých variací se stále také daří snižovat systematické nejistoty v měřeních a tím je zpřesňovat.

Nevýhodou radiochemických detektorů je hlavně nemožnost průběžného měření, nemožnost určení směru příletu neutrina a jeho energie. Zároveň jsou citlivé pouze k jednomu typu neutrina. I zmíněná malá statistika zaznamenaných případů přesnost jejich měření omezuje. Proto se postupně přešlo k jiným typům neutrinových detektorů.

 

 

Super-Kamiokande určil, že sluneční neutrina opravdu přicházejí ze Slunce.

 

Detektor, který potvrdil oscilace neutrin

 

Detektor, který by s konečnou platností rozřešil, zda jsou chybějící neutrina v radiochemických experimentech problémem slunečních modelů nebo fyziky samotného neutrina (tedy oscilací), musí detekovat nejen elektronová neutrina, ale také všechna neutrina dohromady. To byl hlavní důvod, proč se začal budovat detektor SNO (Surdbury Neutrino Observatory) umístěný v kanadském dole. Pracovní objem detektoru byl vyplněn tisíci tunami těžké vody, která místo vodíku obsahuje deuterium. Nádrž s ní byla vnořena do bazénu se sedmi tisíci tunami lehké vody, která sloužila pro identifikaci případů, které byly vytvářeny pozadím. Celý objem detektoru sledovalo téměř 9500 velkých fotonásobičů, které zaznamenávaly světlo vznikající Čerenkovovým jevem.

V zmíněném typu detektoru se využívají pro detekci slunečních neutrin tři typy jejich reakcí s elektrony nebo jádry deuteronu. První je pružný rozptyl na elektronech. Ten sice probíhá pro všechny typy neutrin, ale v případě elektronového neutrina zhruba s šestkrát větší pravděpodobností. To znamená, že nelze rozhodnout, zda  se v nitru Slunce produkuje méně elektronových neutrin než se předpokládalo nebo se jejich část přeměnila na jiné typy těchto částic. Druhou možností je reakce elektronového neutrina s neutronem v deuteronu, při které dojde k jeho přeměně na proton a produkci elektronu. Tato reakce je citlivá pouze ke zmíněnému typu neutrina.

Velice důležitá pak je reakce třetí, kdy dochází k nepružnému rozptylu libovolného neutrina na deuteronu, kterému se předá energie přesahující jeho energii vazebnou (2,23 MeV). Tuto reakci je třeba identifikovat pomocí vzniklého neutronu. V první fázi se využíval pouze záchyt neutronu na deuteronu. Neutrony intenzivně zpomalené pružným rozptylem na deuteronech v těžké vodě jsou s velmi vysokou pravděpodobností zachyceny deuteronem. Vznikne jádro tritia s velkým přebytkem energie (6,25 MeV), kterého se zbavuje vyzářením sekvence fotonů gama. Tyto gama předávají energii elektronům fotoefektem, comptonovským rozptylem nebo produkcí páru elektronu a pozitronu.

 

 

Fotonásobič detektoru BOREXINO.

 

Pokud má elektron dostatečnou energii,  produkuje Čerenkovovo záření a detektor jej tak uvidí. V těžké vodě stačí stejně jako u normální vody (obě kapaliny mají téměř stejný index lomu světla), aby kinetická energie elektronu či pozitronu  překročila hranici 0,26 MeV. To je relativně nízká energie. Musíme si však uvědomit, že například při pružném rozptylu neutrina na elektronu přebírá elektron jen část jeho kinetické energie a většinou jen menší. To je důvodem, proč je nejnižší energie detekovaných neutrin relativně vysoká.

V druhé fázi se do těžké vody navíc přidala sůl (dvě tuny), která obsahuje chlor. Izotop 35Cl tvoří téměř 76 % přírodního chloru Záchytem zpomaleného neutronu tímto izotopem chloru, který je ještě daleko pravděpodobnější než jeho záchyt deuteronem, vzniká jádro 36Cl s velmi vysokým přebytkem energie (8,6 MeV).

Reakce rozbití jádra deuteronu v nepružném rozptylu neutrina umožnila zjistit celkový počet neutrin, které přicházely ze Slunce. A ten odpovídal předpovědím slunečních modelů. Naopak první dvě reakce ukázaly, že i detektor SNO zaznamenává stejně jako předchozí experimenty méně elektronových neutrin a zbytek musí být jiné typy. Potvrdilo se tak, že dochází k přeměnám mezi jednotlivými typy neutrin – jejich oscilacím. Ve všech třech reakcích je poměrně vysoký efektivní energetický práh využívaný pro detekci neutrina (zhruba 5 MeV), takže lze detekovat pouze neutrina vznikající při přeměně izotopu boru 8B. Tím byl dán i počet detekovaných neutrin tisícitunovým detektorem. V první fázi se v letech 1999 až 2001 nabralo zhruba 306 dní čistého měření a detekováno bylo téměř 3000 neutrin. V druhé fázi s doplněním soli pak detektor pracoval v letech 2001 až 2003, získal zhruba 395 dní čistého času měření a detekoval něco málo přes 4700 neutrin. Obojí měření vzájemně velice dobře souhlasila a ukázala, že pouze zhruba 35 % neutrin ze Slunce dorazí na Zemi v podobě elektronového neutrina. Zbytek dorazí jako neutrina jiného typu. Studovaly se i časové změny toku neutrin. Kromě těch, které jsou dány excentricitou oběžné dráhy Země kolem Slunce, tedy změnou vzdálenosti Země od Slunce, se žádné nepozorovaly. Detektor SNO už svojí činnost ukončil. V současnosti probíhá jeho přestavba, při které dostane úplně jinou náplň. Pod názvem SNO+ bude pokračovat jako detektor využívající kapalný scintilátor. To umožňí zachytit neutrina s daleko nižší energií. K tomuto typu detektorů se ještě dostaneme. Teď se zaměříme na detektor jehož historie vzniku spadá ještě do doby, kdy SNO nebyl na světě.

 

Super-Kamiokande

 

Toto zařízení je v současnosti stále zdaleka největší detektor pro zachycování neutrin ze Slunce.  Jedná se o detektor, který je vlastně velkou válcovou nádrží vyplněnou velmi čistou vodou. Její rozměry jsou úctyhodné, výška je 41,4 m a průměr 39,3 m. Celkově obsahuje 50 000 tun vody, ovšem pro detekci slouží jen vnitřní část s hmotností 22 000 tun. Vznikající Čerenkovovo záření zachytává 11 000 velkých fotonásobičů. Jeho předchůdcem byl detektor Kamiokande, jehož vnitřní část obsahovala pouhých 680 tun vody. Na rozdíl od detektoru SNO využívá Super-Kamiokande pro detekci slunečních neutrin pouze jejich pružný rozptyl na elektronech. Stejně jako u detektoru SNO je jeho hraniční energie zhruba 5 MeV. Ta se dosahovala postupně, jak se dařilo detektor čistit o radioaktivních příměsí a potlačovat přirozené radioaktivní pozadí. Se zvyšující se citlivostí rostl i počet zachycovaných neutrin. Pro zmíněný energetický práh je zhruba patnáct denně, což je řádově srovnatelná situace s detektorem SNO a více než o řád lepší výsledek než u radiochemických experimentů.

Byl to první detektor, který umožnil určit směr příletu neutrina. Při rozptylu přebírá původní směr neutrina elektron jen částečně. Výsledkem je tak jisté rozmazání.  Zatím je úhlové rozlišení tohoto měření pouze zhruba 26o. Je vidět, že je tak daleko horší než je úhlový rozměr Slunce na obloze, který je pouze půl stupně.  I tak se však spolehlivě potvrdilo, že pozorovaná neutrina přicházejí ze Slunce.

V současnosti se uvažuje o budoucí rekonstrukci tohoto zařízení, která by Super-Kamiokande přeměnila na Hyper-Kamiokande. Ten by měl v maximální předpokládané variantě až milion tun vody. Šlo by tak o zhruba stejný skok jako svého času mezi detektory Kamiokande a Super-Kamiokande.

 

 

Detektor BOREXINO

 

Současná generace detektorů – kapalný scintilátor BOREXINO a KAMLAND i SNO+

 

V současnosti je snaha zachycovat neutrina ze Slunce s co nejnižší energií. Důvodem je, že chceme pozorovat neutrina z reakcí, které jsou v nitru Slunce nejčastější. Proto se postavily dva detektory založené na využití kapalného scintilátoru a další (zmíněný SNO+) se plánuje. Elektron, který nemá dostatečnou kinetickou energii (a tedy i rychlost větší než rychlost světla v daném prostředí), neprodukuje Čerenkovovo světlo. Může však ionizovat a excitovat atomy a molekuly v materiálu, kterým se pohybuje. Pokud bude vybrán materiál vhodným způsobem, bude se při vybíjení vybuzených stavů molekul vyzařovat světlo, které mohou, podobně jako světlo Čerenkovovo, zachytit fotonásobiče. V současnosti se využívá velice čistý minerální olej. Tedy v podstatě směs uhlíku a vodíku. Reakce, která se využívá pro detekci nízkoenergetických neutrin ze Slunce je pružný rozptyl na elektronech. Reakce probíhající na protonech nebo jádrech uhlíku potřebují vyšší energii a v některých případech probíhají pouze pro elektronová antineutrina.

Nejnižší dostupná energie detekovaných neutrin je velmi silně závislá na čistotě použitého materiálu a co nejpečlivějším odstranění radioaktivních příměsí, hlavně radonu. To je dáno tím, že intenzita pozadí velmi prudce roste právě pro nízké energie a efekt daný slunečními neutriny se tak v pozadí ztrácí. V plánu je dosáhnout hodnoty až 0,25 MeV. V současnosti se podařilo dostat pod hodnotu 1 MeV a je možné tak měřit neutrina vznikající v průběhu přeměny 7Be. Druhá ze dvou diskrétních hodnot jejich energie je totiž 0,86 MeV

 Menším z detektorů je Borexino, které má citlivý objem 300 tun minerálního oleje a nachází se v evropské podzemní laboratoři Gran Sasso. Začal pracovat v polovině roku 2007. Průběh čištění je v jeho případě úspěšný a tak se mu jako prvnímu podařilo detekovat neutrina z reakce přeměny 7Be, jejich počet byl zhruba 48 za den na 100 tun oleje. Jde vlastně o první detektor, který může zároveň studovat neutrina spojená s 7Be a 8B. Stačí pouze vybírat data ve vhodně vybraných oblastech energií elektronů odražených v rozptylu neutrin. Postupně by se mělo podařit identifikovat i neutrina s CNO cyklu, těch by mělo být zhruba pět za den na 100 tun oleje. Odhad jejich množství je jen velmi hrubý, protože je velmi citlivý k chemickému složení nitra Slunce. Změřený počet příslušných neutrin by byl velmi dobrý indikátor tohoto složení. Stálé snižování minimální energie je umožněno intenzivním čištěním, které snižuje přítomnost přirozených radioaktivních prvků v materiálu detektoru. Přirozenou radioaktivitu se daří potlačit pro různé radioaktivní prvky sto milionkrát až deset miliardkrát oproti běžnému prostředí, které nás obklopuje.

Druhým takovým detektorem je pak KamLAND, který má oleje už 1000 tun a je umístěn na stejném místě jako detektor Super-Kamiokande. Ten má za sebou řadu úspěchů v detekci elektronových antineutrin z japonských reaktorů a studiu jejich oscilací. Byl první, který detekoval antineutrina z rozpadu radioaktivních prvků v nitru Země. V létě 2007 u něj proběhlo první čištění od radioaktivních prvků z přírodního pozadí v rámci snížení energetického prahu a přípravy pozorování slunečních neutrin z přeměny 7Be a CNO cyklu.

Kapalný scintilátor nahradí těžkou vodu také v detektoru SNO. V tomto případě bude mít vzniklý detektor SNO+ také zhruba 1000 tun této tekutiny, kterou bude opět uhlovodík (LAB – linear alkyl benzen). V nejbližších letech tak budou pracovat tři scintilační detektory zaměřené na snížení dolní hranice pro pozorování neutrin ze Slunce. Můžeme se tak těšit na intenzivní zkoumání příspěvku jednotlivých reakcí do produkce energie naší hvězdy.

 

 

Zařízení čistící náplň detektoru BOREXINO.

 

Co se zatím zjistilo

 

Neutrina v nitru Slunce opravdu vznikají a neutrina detekovaná na Zemi přicházejí opravdu ze Slunce. Existuje hrubý souhlas mezi slunečními modely a detekovaným tokem neutrin u Země. Pokud si uvědomíme, že energii trvá zhruba 40000 let než se dostane z nitra Slunce k povrchu, je jasné, že v současnosti pozorované světelné záření ze Slunce odpovídá průběhu jaderných reakcí v nitru před touto dobou. Naopak neutrina proletí hmotou Slunce bez zdržení a pozorujeme tak aktuální stav jeho nitra. Pozorování ukazují, že během této doby se stav nitra Slunce nezměnil. Jak se předpokládalo, v toku neutrin nejsou pozorovány krátkodobé změny odpovídající jedenáctiletému slunečnímu cyklu, ten se týká pouze vnějších vrstev. Pozorují se pouze roční změny způsobené excentricitou zemské dráhy okolo Slunce a tím způsobené změny toku neutrin díky změnám vzdálenosti Země od Slunce. Tyto změny jsou přesně podle předpokladů v rozmezí sedmi procent.

Ukázalo se, že základní představy o průběhu jaderných reakcí v nitru Slunce jsou v pořádku a pozorování neutrin je potvrzují. Zatím se daří studovat energetické spektrum neutrin ze Slunce jen velmi hrubě, takže dokážeme ocenit podíl různých reakcí jen velmi přibližně. V budoucnu by však přesně změřené neutrinové spektrum mohlo přispět k určení přesných poměrů mezi různými reakcemi. To by se dalo využít jako velmi přesný teploměr slunečního nitra. Už bylo zmíněno, že počet neutrin pocházejících z CNO cyklu je velice citlivým barometrem chemického složení slunečního nitra. Na stavbě nitra Slunce závisí i přesný průběh oscilací slunečních neutrin. Takže poměr mezi jednotlivými neutriny může přinést další důležité informace o něm.

Úhlové rozlišení je sice zatím velmi malé. V současnosti je náš obraz Slunce v neutrinovém oboru o více než řád větší než optický. A to termojaderné reakce, při kterých vznikají neutrina, probíhají pouze v jednom procentu celkového objemu Slunce, tedy jen v tom nejhlubším nitru. I v této oblasti by se situace měla v budoucnu zlepšovat a třeba se podaří sluneční nitro takto skenovat. 

 

 

Detektor KAMLAND (zdroj KAMLAND)

 

Detekce neutrin ze supernov

 

Hned zpočátku je třeba přiznat, že se doposud podařilo detekovat neutrina pouze z jedné supernovy. Od té doby se čeká na supernovu v blízkém okolí, kterou by mohly stále se zlepšující detektory zachytit. Během výbuchu supernovy se zhruba 99 procent energie uvolní právě v podobě neutrin. Vznikají všechny typy neutrin i antineutrin v značně širokém rozmezí energií. Střední energie jednotlivých neutrin všech typů je však zhruba v oblasti od 10 do 20 MeV. Samotný hlavní záblesk neutrin trvá něco mezi deseti až patnácti sekundami, přičemž maximum se nachází v prvních pár sekundách. Teprve za nějakou dobu, která je závislá na řadě vlastností vnějších obálek supernovy se za ním vydá záblesk světelný. Prvními zařízeními, která nás o supernově mohou informovat jsou tak neutrinové experimenty. Detektory, které jsme zmiňovaly v předchozí části věnované detekci neutrin ze Slunce, jsou vhodnými pastmi i pro neutrina pocházející ze supernovy. Abychom si dokumentovali jejich možnosti, vraťme se ke zmíněné supernově SN1987A

Ta první a zároveň zatím poslední supernova, ze které se zaznamenaly neutrina (přesněji antineutrina), se na pozemském nebi rozzářila 23. února 1987.  Detektor Kamiokande v Japonsku detekoval 11 antineutrin, velice podobný detektor IMB v USA pozoroval 8 antineutrin  a scintilační detektor BNO  (Baksan Neutrino Observatory) v Baksanu na Kavkaze pozoroval 5 antineutrin. Pozorovaný neutrinový záblesk byl kratší než třináct sekund. Zachycená neutrina měla energie v rozmezí 6 až 40 MeV. Je třeba připomenout, že zaznamenaná supernova vybuchla ve Velkém Magelanově oblaku ve vzdálenosti zhruba 150 000 světelných let.

Než se podíváme, jaké jsou možnosti současných experimentů, popišme si ještě jeden, který je zaměřen dominantně na detekci neutrin ze supernov. Jde o scintilační detektor LVD (Large Volume Detector) v podzemní laboratoři Gran Sasso v Itálii. Ten obsahuje zhruba 1000 tun kapalného uhlovodíkového scintilátoru. Detekuje neutrina, stejně jako už zmíněné podobné detektory Borexino a KamLAND, pomocí jejich pružného rozptylu na elektronech a reakcích na protonu a uhlíkovém jádře (ať už nepružného rozptylu nebo reakcí s produkcí elektronu či pozitronu). Neutrina ze supernovy mohou mít vyšší energii než ty ze Slunce a navíc jde i o antineutrina, takže se uplatí právě i reakce na jádrech.

 

 

Zařízení čistící náplň detektoru KAMLAND (zdroj KAMLAND)

 

Rozdíl mezi detektory, které zachytily neutrina ze supernovy SN1987A, a současnými je nejen ve zvýšení hmotnosti pracovního objemu detektoru ale i ve snížení energetického prahu detekce a velmi efektivnímu potlačení radioaktivního pozadí. To způsobilo, že současné detektory jsou schopné zachytit zhruba o řád až dva řády více neutrin než ty původní. To znamená něco mezi stovkou až tisícem. Pokud navíc supernova vybuchne ve větší blízkosti v naší Galaxii, bude těch neutrin několik tisíc až desítek tisíc. Pokud se spustí nová generace detektorů, jako je například Hyper-Kamiokande, bude těch neutrin až stovky tisíc. A to už se dají získat velice slušná energetická spektra a určit i poměr mezi jednotlivými typy neutrin. Díky tomu už lze dostat podrobnější informace o průběhu výbuchu supernovy a procesech, které při nich probíhají. Nebo i důležité informace o hmotnostech neutrin. Na druhé straně lze pozorovat neutrina ze supernov vybuchujících v daleko větších vzdálenostech. Plánovaná nová generace detektorů by měla dohlédnout do vzdálenosti, kde se nachází zhruba padesátka galaxií. Četnost registrovaných výbuchů by tak mohla být v relativně blízké budoucnosti dokonce zhruba jeden za rok. To by byla vítaná změna, protože zatím jsme kromě supernovy SN1987A žádné jiné případy supernov se zachyceným neutrinovým zábleskem nezaznamenali.

Toho, že neutrina přicházejí dříve než začíná světelné zjasnění, se snaží využít organizace SNEWS (Supernova Early Warning System). Jde o sdružení několika velkých neutrinových detektorů, které jsou schopné neutrinový záblesk zaznamenat. V případě, že jej zachytí, okamžitě odešlou informaci jak profesionálním tak amatérským astronomickým pracovištím. Ty pak mohou okamžitě zaměřit dalekohledy příslušným směrem a zachytit co nejdříve zrod světelného zjasnění. Prostřednictvím sítě AstroAlert časopisu Sky & Telescope tak mohou obdržet tuto informaci i čeští amatérští astronomové.

Každý ze zúčastněných detektorů sleduje, jestli v nastaveném časovém okně zhruba deset sekund nezaznamená spršku s více neutrin. Signál od vzdálené supernovy může být velmi slabý. Proto je důležité, aby do sledovací sítě bylo zapojeno více detektorů. Zjišťuje se tak, zda zvýšený počet neutrin zaznamenalo ve stejné době více detektorů. Tím se velmi silně potlačí náhodné pozadí a zvýší se spolehlivost a citlivost systému. Důležité je, aby jednotlivé neutrinové detektory byly co nejvíce od sebe separované. Jen tak lze vyloučit koincidence signálů vzniklé jinými procesy než současným zachycením neutrinového záblesku ze supernovy.

Do systému je aktivně nebo jako konzultanti zapojena řada pracujících nebo budovaných  detektorů. Z těch, které se již zmiňovaly, jsou v současnosti aktivně začleněny Super-Kamiokande, Borexino a LVD. Mezi dalšími detektory zapojenými do tohoto projektu jsou i ty, které se snaží detekovat neutrina s velmi vysokými energiemi. Neutrina s takovými energiemi mohou vznikat právě i při výbuchu supernovy.

 

 

Zdrojem neutrin jsou i supernovy

 

Detekce neutrin s velmi vysokými energiemi

 

Neutrina s vysokou energií lze detekovat i v řadě již zmíněných detektorů. Při jejich reakcích vznikají nabité leptony odpovídající příslušným neutrinům či antineutrinům. Při vyšších energiích se uskutečňuji kromě pružného rozptylu i celá řada reakcí neutrin s elektrony a jádry s produkcí leptonů. Pokud dochází k reakci s jádrem a neutrino má vysokou energii, mohou se produkovat i hadrony (hlavně mezony). V případě mionových neutrin vzniká mion. Pokud je energie neutrina dostatečně vysoká i on se pohybuje dostatečně rychle, aby mohl podle typu detektoru ionizovat nebo produkovat Čerenkovovo záření. Při interakci tauonového neutrina vzniká tauon. Prahová energie této reakce je okolo 3500 MeV (skoro čtyřikrát větší energie než je klidová energie protonu).  Tauon se velmi rychle rozpadá, jeho poločas rozpadu je 3×10-13s. Mezi produkty jeho rozpadu jsou částice s takovou rychlostí, že opět ionizují nebo vyzařují Čerenkovovo záření a příslušný detektor je zaznamená. Identifikace typu neutrina v jednotlivých případech nebývá vždy možná a rozbor se musí dělat na základě statistického analýzy.

Pokud však chceme zachytit neutrina s vysokou energií, která k nám přicházejí z vesmíru, narážíme na problém. Při reakcích jader kosmického záření vysokých energií s jádry v atmosféře vzniká sprška již zmíněných hadronů, tedy částic interagujících silnou interakcí. Patří mezi ně jak nukleony tak i mezony. A právě nejlehčí mezony pí vznikají ve velmi velkém množství a většinou se rozpadají na mion a mionové neutrino. Mion se pak rozpadá na elektron (pozitron) a mionové a elektronové neutrino (antineutrino). Vzniká tak velké množství neutrin, které vytváří pozadí v němž se primární neutrina z vesmíru ztrácejí. V principu jsou tři možnosti jejich vylovení z pozadí atmosférických neutrin. První je v případě, že budeme mít časově krátký intenzivní záblesk těchto neutrin. To je třeba již zmiňovaný výbuch blízké supernovy nebo záblesk gama. Druhou je intenzivní lokalizovaný zdroj. V tomto případě je důležité úhlové rozlišení a přesnost určení směru příletu neutrina. Třetí možnost vyplývá z toho, že počet atmosférických neutrin klesá velice rychle s energií. Primární neutrina vznikající ve velmi energetických procesech by měla mít vyšší energii. Pokud tedy budou neutrinové detektory dostatečně velké a dokáží zachytit i velmi řídké případy neutrin s velmi vysokou energií, uloví primární neutrina z kosmických dálek.

Počet neutrin s velmi až extrémně vysokou energií je však malý a s rostoucí energií velmi rychle klesá. Detektory, které je mají šanci zachytit, tak musí být velmi velké. Potřebujeme tak velmi velký objem průsvitného prostředí. Jako citlivý objem detektoru se proto využívá voda ve velkých jezerech či mořích, led v Antarktidě nebo atmosféra Země.

 

 

Linie s fotonásobiči projektu Antares připravena ke spuštění do vody (zdroj ANTARES)

 

Využití mořské vody – projekt Antares

 

Jednou z možností je využití rozsáhlých přírodních vodních rezervoárů, jako jsou velká a hluboká jezera nebo moře. Je potřeba mít kilometrové vrstvy vody, které slouží nejen k detekci neutrin, ale i jako stínění od kosmického záření. Takových detektorem je systém Antares budovaný v hloubce 2500 m ve Středozemním moři. Lano o délce zhruba 460 m je ukotveno na dně a nadnášeno bójí na druhém konci. Pracovní část osazená fotonásobiči je dlouhá zhruba 300 m a začíná 100 m nade dnem. V současné době má detekční systém dvanáct těchto linií. Vzdálenost mezi nimi je zhruba 70 m. Dohromady mají zhruba tisícovku fotonásobičů, které pozorují plochu zhruba 0,1 km2. V budoucnu by měl detektorový systém pokrýt několik čtverečních kilometrů. 

Fotonásobiče zaznamenají Čerenkovovo záření způsobené nabitými částicemi vzniklými v reakcích neutrin ve vodě. Směr letících nabitých částic i Čerenkovova světla je dán směrem letu původního neutrina. I když je pracovní objem detektoru chráněn dvoukilometrovou vrstvou vody, přesto i do této hloubky pronikne část mionů kosmického záření. Proto se jako neutrinové berou pouze případy letící ze směru od středu Země.

Detektor dokáže pozorovat neutrina s energií větší než je 4 GeV (zhruba 4 klidové energie protonu). Zatím pozoroval pouze neutrina vznikající v interakci jader kosmického záření v atmosféře. Hledání diskrétních zdrojů zatím nebylo úspěšné a detektor je zatím příliš malý, aby zachytil neutrina s dostatečně vysokou energií, kde už by bylo atmosférických neutrin méně než primárních. 

 

 

Experiment IceCube je budován v Antarktidě (zdroj IceCube)

 

Využití ledu – projekt Ice Cube

 

Další možností je využití mohutných vrstev ledu antarktického pevninského ledovce. Tloušťka ledu zde dosahuje několika kilometrů. Pomocí horké vody v něm lze vytvořit díru hlubokou dva kilometry, do které se spustí lano osazené v dolní kilometrové části fotonásobiči. Voda opět zamrzne a fotonásobiče umožňují zachytit Čerenkovovo záření vznikající při průletu nabitých částic vzniklých v reakcích neutrin. Tak funguje detektor Ice Cube. I v tomto případě se vzhledem k pozadí z kosmického záření využívají jen případy letící ze směru od středu Země. Do konce roku 2011 by měl být detektorový systém o osmdesáti liniích s celkově 4800 fotonásobičovými moduly dokončen. Vzdálenost mezi liniemi je 125 m. Celkový objem detektoru bude po dokončení zhruba jeden krychlový kilometr.

Ice Cube je již nyní daleko větší než Antares, přesto i on zatím zachytil pouze atmosférická neutrina. V současnosti pozoruje IceCube neutrina do energie zhruba 106 GeV, což je pořád málo na to, abychom jen pomocí energie vydělili primární neutrina z dalekého vesmíru. Obrovskou výhodou neutrin oproti vysokoenergetickým nabitým částicím z vesmírných objektů je skutečnost, že jejich dráha není ovlivněna magnetickými poli v mezigalaktickém prostoru a zachová se u nich informace o poloze zdroje, ze kterého přiletěly. Žádné časově nebo prostorově diskrétní zdroje kosmických neutrin se však zatím identifikovat nepodařilo. Zvětšování detektoru a dlouhodobé jeho využívání by mohlo situaci změnit.

 

 

Experiment IceCube

 

Využití atmosféry Země – projekt Auger

 

Třetí možnost je využití vzdušného oceánu. V tomto případě se zmíníme o experimentu, který nemá detekci neutrin jako svou hlavní činnost. Jedná se o projekt Auger, který je určen pro detekci částic kosmického záření s extrémní energií. Experiment využívá pro detekci kosmického záření dva typy zařízení. První z nich jsou teleskopy, které z několika stanovišť provádí optické sledování atmosféry nad rozsáhlou oblastí Argentiny. Sprška nabitých částic, která vzniká interakcí primární částice kosmického záření v atmosféře, totiž při své interakci v atmosféře způsobuje díky molekulám dusíku i vznik fluorescenčního světla zachytitelného zmíněnými přístroji. Druhým jsou sudy s vodou, které pracují jako Čerenkovovy detektory pro zachycení kosmických mionů, které ve spršce sekundárních částic vznikají ve velkém množství. Tyto detektory jsou ve velkém počtu rozmístěný na ploše zhruba 3000 km2. V prvním případě lze spršky částic způsobené neutriny odlišit díky tomu, že vylétají ze směru od povrchu Země. V druhém případě lze využít toho, že když máme téměř horizontálně letící spršky, dochází k rozvoji spršky u neutrina mnohem hlouběji v atmosféře a časový průběh jejího zachycení pozemními detektory je velmi odlišný. V každém případě dostáváme neutrinový detektor, jehož objem je zhruba 18 000 km3. 

V případě detektoru Auger by se detekovaly neutrina s energií vyšší než 109 GeV a jde tedy o velký krok k velmi vysokým energiím. Zatím se bohužel žádné neutrino zachytit nepodařilo. Problém je, že tok takových neutrin z vesmíru je velmi malý a společně s velmi malou pravděpodobností interakce neutrina je to velká překážka pro jejich zachycení. Ovšem s narůstající dobou fungování systému Auger a budoucím vybudování jeho severního dvojčete v USA se šance na jejich ulovení zvyšuje. 

 

 

Zobrazení případu detekce neutrina pomocí experimentu IceCube.(zdroj IceCube)

 

Závěr

 

Na předchozích stránkách jsem se snažil ukázat, že se neutrinová astronomie už dávno vymanila z dětských plenek a hlavně v oblasti detekce slunečních neutrin se dosáhlo velmi významných úspěchů. Podařilo se získat důležité informace o procesech probíhajících v nitru Slunce ale také o velmi exotických vlastnostech samotných neutrin. Tyto objevy byly oceněny v roce 2002 Nobelovou cenou. V současnosti dokončované neutrinové detektory slibují v nejbližší době významný pokrok ve zkoumání teploty, chemického složení nitra Slunce i procesů, které v něm probíhají. Přitom by se dalo využít i vlastnosti jejich oscilací, jejichž průběh závisí na parametrech prostředí, kterým se pohybují.  V blízké době se dá očekávat detekce druhé supernovy v neutrinovém oboru a postupný přechod na jejich detekci s frekvencí zhruba jedné za rok. To by mohlo postupně přispět k velmi včasnému záchytu světelného záblesku a v případě zachycení supernovy v naší galaxii nebo v jejím nejbližším okolí i podrobné zkoumání průběhu kolapsu velmi hmotné hvězdy a výbuchu supernovy a vlastností extrémně husté jaderné hmoty, která při něm vzniká. Dokončované velké přístroje pro detekci vysokoenergetických neutrin by mohly umožnit první identifikaci kosmických neutrin ze vzdálených vesmírných objektů. Ty by měly nést informace o těch nejenergetičtějších procesech, které ve vesmíru probíhají, jako jsou například záblesky gama. Je vidět, že  zkoumání neutrin ve velmi širokém rozsahu energií od zlomků megaelektronvoltů až po energie přesahující miliardy gigaelektronvoltů, slibuje v následujících desetiletích řadu nových a nečekaných objevů.

Toto speciální číslo Astropisu je věnováno přehledu velkých astronomických přístrojů a jejich možností při zkoumání vesmíru. Proto je článek o neutrinech zaměřen hlavně na detektory vesmírných neutrin a jejich možnosti v současnosti a nejbližších desetiletích. I tak se prostor pro něj vyhrazený plně vyčerpal. I to je důvodem, proč jsem napsal článek, který na něj volně navazuje, zaměřený na podrobný popis astrofyzikálních procesů, při kterých neutrina vznikají. Příspěvek, který by měl vyjít ve spřízněném slovenském časopise Kozmos, bude také obsahovat filozofické úvahy o tom, jak by mohla neutrina i ve velmi vzdálené budoucnosti přispět k našemu poznání, případně i rozvoji lidské civilizace. Bude tím pádem trochu více futurologického ladění.

 

 

V Řeži 20. 8. 2010


Zpet