Přichází zlatý věk neutrinové astronomie.

 

Vladimír Wagner

 

Když jsem byl požádán šéfredaktorem o článek s tématem neutrinové astronomie pro časopis Kozmos, docela jsem váhal. Psal jsem nedávné rozsáhlý cyklus o těchto částicích pro internetový server Osel. Článek o velkých astronomických přístrojích pro detekci neutrin z vesmíru  jsem teď dokončil pro časopis Astropis. Uvažoval jsem, jaké téma by se dalo podrobněji rozebrat, aby informace v předchozích článcích doplnilo a zároveň se dalo číst i samostatně. V článku pro Kozmos jsem se tak zaměřil na detailnější popis vesmírných zdrojů neutrin a případné praktické využití těchto částic v budoucnosti. Hlavně toho, jaké informace nám o těchto zdrojích mohou neutrina poskytnout. Jaké přístroje jsou k dispozici nyní a hlavně jaké by se mohly postavit v budoucnu. Dále také, jaké možnosti skýtají neutrina pro budoucí aplikace a jaké podmínky je třeba pro takové využití připravit. Pokud vás následující obsah zaujme, lze jeho doplnění v oblasti detekce neutrin nalézt ve zmíněném článku pro speciální číslo časopisu Astropis a řadu dalších témat souvisejících s neutriny ve zmíněných článcích na internetovém serveru Osel.

 

Základní vlastnosti neutrin

 

Vlastností, která je hlavní výhodou neutrin při jejich využití pro poznání vesmírných objektů a zároveň kritickým místem při jejich detekci, je jejich jen velice slabá interakce s hmotou. Interagují s ní kromě gravitační síly jen interakcí slabou. Jedná se totiž o částici, která je leptonem a neinteraguje tak silnou interakcí. Zároveň nemá náboj. Tím se liší od elektronu, který patří také k leptonům. Neinteraguje tak elektromagnetickou interakcí. Existují tři typy neutrin, elektronové, mionové a tauonové. Jsou partnery nabitým leptonům, kterými jsou už zmíněný elektron a jeho mnohem těžší bratříčci mion a tauon. Symetrie mezi neutrálními a nabitými leptony se projevuje i v tom, že při reakci elektronového neutrina vzniká elektron, mionového neutrina mion a tauonového neutrina tauon.  V minulých desetiletích se potvrdilo, že neutrina mají sice extrémně malou, ale ne nulovou klidovou hmotnost. S tím souvisí jev oscilací neutrin. Neutrina jednoho typu se díky němu mohou přeměňovat na typ jiný. Průběh oscilací závisí na energii i původním typu neutrina a také na vlastnostech prostředí, kterým se neutrina pohybují.

Jak bylo zmíněno, je neutrino neutrální částicí. Pokud je chceme detekovat, musí se část jeho kinetické energie přenést na nabitou částici. Nejčastěji využívané jsou dva procesy. První je pružný rozptyl, kdy se část energie neutrina přenese na elektron nebo jádro. Vzhledem k tomu, že elektron je více než o tři řády lehčí, je zákony zachování energie a hybnosti dáno, že se na něj může přenést daleko více energie než na jádro. Náš detektor pak detekuje nabitý elektron či jádro. Pružný rozptyl na elektronu či jádře může probíhat pro všechna neutrina. Pravděpodobnost pružného rozptylu elektronového neutrina na elektronu je však mnohem vyšší než je tomu u ostatních typů neutrin. Je třeba si uvědomit, že z pozorování odraženého elektronu nebo jádra nezjistíme, jestli se rozptýlilo neutrino nebo antineutrino a zda se jednalo o typ elektronový, mionový či tauonový.

Druhým procesem je reakce při které vznikne v případě elektronového neutrina elektron, v případě mionového mion a v případě tauonového tauon. V případě antineutrin pak odpovídající antičástice. V tomto případě je však třeba si uvědomit, že neutrino musí mít dostatek energie pro vytvoření příslušného leptonu. Ta je dána jeho klidovou hmotností a tím i energií, to znamená 0,511 MeV v případě elektronu, 106,5 MeV v případě mionu a 1777 MeV v případě tauonu. Tato reakce umožňuje rozlišit jednotlivé typy neutrin. Ale probíhá jen u neutrin s dostatečně vysokou energií.

 

 

Obří fotonásobič používaný pro zaznamenání Čerenkovova světla v neutrinovém detektoru Super Kamiokande.

 

Detektory, které využívají oba typy procesů, musí poté detekovat nabitou částici, které neutrino energii předalo. Nejčastěji se využívají dva procesy. Prvním je scintilace a druhým Čerenkovovo záření. V prvním případě vznikají ionizací způsobenou nabitou částicí ve vhodném materiálu excitované stavy molekul, které se vybíjejí vyzářením scintilačního světla. V druhém případě nabitá částice, jejíž rychlost překračuje rychlost světla v prostředí, kterým se pohybuje, vyzařuje Čerenkovovo světlo. V obou případech nám pak zachycení vytvořeného světla nese informaci o neutrinu, které bylo na počátku celého procesu.

Informací, která právě v astronomii může být velmi důležitá, je směr příletu neutrina. Jak v případě pružného rozptylu tak v reakcích produkce odpovídajícího nabitého leptonu přebírá nabitá částice do jisté míry původní směr letu neutrina. Čím je vyšší energie neutrina, tím přesněji se shoduje i směr letu původního neutrina a nabité částice po reakci. Přesnost určení směru příletu neutrina je tak omezená. Vzhledem k velmi malé pravděpodobnosti interakce neutrina nelze u něj využít kolimace, absorpce a dalších metod, které umožňují určit velice přesný směr příletu jiného typu záření. Právě určování směru příletu neutrin s nižší energií bude i v budoucnu pravděpodobně velmi náročnou záležitostí. Pro detekci zvláště elektronových neutrin je možné využít ještě další typy reakcí. O některých se zmíníme později. Většinou však neumožňují určit směr jejich příletu.

 

 

Slunce

 

Prvním přírodním zdrojem neutrin, který byl studován, bylo Slunce. V tomto případě se produkují elektronová neutrina v různých reakcích, které na Slunci probíhají a při kterých se přeměňuje vodík na helium. Neutrina odnášejí také velkou část energie, která v nitru Slunce vzniká. Jsou prostředkem, který jediný, kromě helioseismologie, umožňuje nahlédnout do slunečního nitra.

Připomeňme si některé základní charakteristiky naší mateřské hvězdy. Současná hmotnost Slunce je 1,989´1030 kg, poloměr 696 000 km a teplota v nitru 15,6´106 K a na povrchu 5773 K. Současné složení je 34,1% vodíku, 63,9 % helia a 2 % jiných prvků. Hustota v jeho nitru je 148 000 kg/m3. Teplota v nitru způsobuje, že jeho hlavním zdrojem energie je tzv. proton-protonový cyklus a dalším pak CNO cyklus. V obou těchto procesech je řada reakcí, při kterých se produkují neutrina. A to jak s přesně danou jednou hodnotou energie tak i se spojitým rozložením energie až po nějaké maximum.

Připomeňme si průběhy některých reakcí, při kterých se neutrina produkují. Proton-protonový cyklus začíná dvěma reakcemi, při kterých se produkuje deuteron. První je sloučení dvojice protonů za vzniku pozitronu a elektronového neutrina. Je dominantní (99,6%) a vzniká při něm spojité spektrum neutrin s maximem u 0,42 MeV. Druhým je pak sloučení dvojice protonů a jednoho elektronu za vzniku elektronového neutrina. V tomto případě dostaneme neutrina s přesně danou energií 1,44 MeV. Při reakci, ve které se sloučením deuteronu a protonu vyprodukuje izotop helia 3He, se neutrino neprodukuje. Izotop 3He může reagovat třemi způsoby. Z nich pouze jeho sloučení s protonem za vzniku izotopu 4He, pozitronu a elektronového neutrina je zdrojem neutrin se spojitým spektrem s maximem až u energie 18,77 MeV. Ovšem pravděpodobnost této reakce je jen velmi malinká 2,4´10-5 %. V 85 % případů dojde ke sloučení dvojice jader 3He za vzniku 4He a dvou protonů. V 15 % případů dojde ke sloučení izotopu 3He a 4He  za vzniku 7Be. Toto berylium se může záchytem elektronu přeměnit na 7Li za vzniku elektronového neutrina s energiemi 0,384 a 0,862 MeV nebo se záchytem protonu přemění na 8B a ten se přemění rozpadem beta plus na 8Be za vzniku pozitronu a elektronového neutrina se spojitým spektrem až po energii téměř 15 MeV. Jádro 8Be se rozpadne alfa rozpadem na dvě jádra 4He. Podobně komplikovaný je i řetězec CNO cyklu a i vněm je několik reakcí, při kterých se produkují elektronová neutrina.

 

 

První neutrina z vesmíru, která byla detekována pozemskými detektory pocházela ze Slunce.

 

Pravděpodobnosti řady důležitých slunečních reakcí nejsou známy s dostatečnou přesností. Velice těžko se totiž díky svým velice malým pravděpodobnostem určují jejich vlastnosti, je potřeba provádět extrapolace z vyšších energií dostupných na urychlovačích. V nedávné době bylo provedeno několik experimentů v podzemních laboratořích s velmi nízkým pozadím na urychlovačích, které urychlují lehká jádra jen na energie desítky a stovky kiloelektronvoltů. To jsou už energie blízké oblasti, ve které probíhá maximum reakcí ve Slunci. Připomeňme experiment LUNA v podzemní laboratoři Gran Sasso, který studoval například reakce slučování dvou jader 3He a některé další. Přesto je v této oblasti řada nejistot.

Proto je přesnost některých předpovědí slunečních modelů jen omezená. A právě přesná určení energetického spektra neutrin ze Slunce by umožnila tato data upřesnit a doplnit. Narážíme však na závažný problém. Tok slunečních neutrin je sice v blízkosti Země v řádu 1010 cm-2s-1, ale díky jejich malé pravděpodobnosti interakce je jejich detekce velmi náročným úkolem. To je důvodem, proč se současné nejlepší velké detektory neutrin jen těžce dostávají k zachycení několika desítek neutrin denně.

Vzhledem k tomu, že se teplota se vzdáleností od středu Slunce mění, jsou neutrina z různých procesů dominantně produkována v různých vzdálenostech od středu Slunce. Například neutrina z rozpadu 8B pocházejí téměř výhradně ze vzdáleností menší než 10 % poloměru Slunce a maximum jejich produkce je zhruba okolo 4 % slunečního poloměru. Neutrina z produkce lithia z berylia má maximum u 6 % a táhne se až přes 15 %. Maximum produkce neutrin při slučování dvou vodíků je zhruba ve vzdálenosti 10 % poloměru Slunce od jeho středu a tato neutrina se produkují až téměř do 30 % poloměru Slunce. Potvrzení těchto předpovědí pozorováním by bylo velice lákavé. Jak však bylo zmíněno, je určování směru příletu neutrin velmi náročné a daří se jen u těch z vyššími energiemi.  To je důvod, že rozlišení obrazu Slunce na obloze, který vidí detektor SuperKamiokande, je pouze 26 úhlových stupňů. Je tedy mnohem větší než rozměr Slunce ve viditelné oblasti, který je zhruba půl stupně. V budoucnu by se měla situace zlepšovat, zvláště v případech, kdy má původní neutrino přesně definovanou hodnotu energie a popis rozptylu nebo reakce je tak lépe definován. Radikálnější zlepšení by mohlo přinést radikální zvýšení statistiky a zpřesnění určení energie a dráhy detekované nabité částice produkované v reakci neutrina.   

Velice přesné určení energie neutrin i pro nízké energie, které mají ty produkované při slučování dvou protonů do deuteronu, by umožnilo studovat přesné podíly různých reakcí proton-protonového i CNO cyklu. A v budoucnu povede k přesné znalosti průběhu termojaderných reakcí ve Slunci a tím i jeho přesného chemického složení. K podílu výskytu různých těžších prvků je velmi citlivý zvláště průběh reakcí CNO cyklu. V tomto směru je kromě zvětšování objemů detektorů extrémně důležité i zlepšování potlačení pozadí z přirozené radioaktivity. Hlavně dosažení extrémní radiochemické čistoty pracovní látky detektoru. Vliv tohoto pozadí se totiž rychle zvyšuje se snižující se energií produkovaných elektronů.  Detekce neutrin s nižší energií se daří i díky přechodu od detektorů založených na detekci Čerenkovova záření elektronů, jako je například SuperKamiokande, k detektorům detekujícím elektrony pomocí scintilačního záření. Pro produkci scintilačního záření není nutné mít tak vysoké rychlosti a kinetické energie elektronů. Mezi takové detektory patří KamLAND a Borexino, využívající organický kapalný scintilátor, které začaly nedávno pracovat.  Na stejném principu bude pracovat předělávaný detektor SNO+.

 

 

Japonský detektor KamLAND dokáže pozorovat sluneční neutrina se stále nižší energií

 

Na jiných principech by měli fungovat některé budoucí navrhované detektory, které by se mohly stavět v následujících desetiletích. Cílem je pozorování neutrin vznikajících ze slučování protonů na deuteron v reálném čase. Tedy zachycovat neutrina s energií nižší než 0,42 MeV. Jednou z možností je využití tzv. obráceného beta rozpadu. V tomto případě se záchytem elektronového neutrina vytvoří nové jádro a elektron. Abychom identifikovali hledané případy na pozadí elektronů z jiných rozpadů, je výhodné, když je vzniklé jádro beta radioaktivní nebo ve vybuzeném stavu. V prvním případě hledáme koincidence dvojice elektronů. První je ze záchytu neutrina jádrem a druhý z radioaktivní přeměny. Energie neutrina je dána součtem energie potřebné pro vznik jádra záchytem neutrina a vzniklého elektronu. V druhém případě vznikne po záchytu neutrina elektron a jádro ve vybuzeném stavu. V tomto případě hledáme koincidence záchytu elektronu a fotonu s energií odpovídající deexcitaci příslušného vybuzeného stavu jádra. Aby se nepřeměňovaly  mateřská jádra bez záchytu neutrina (nebo jen s extrémně malou pravděpodobností) a byly by možné zmíněné následné procesy, je třeba využívat velmi specifické izotopy. Vhodná jsou jádra, která se přeměňují dvojitým rozpadem beta. Ten má extrémně dlouhý poločas rozpadu v řádu 1020 let a více. Pro budoucí detektory bude potřeba několik tun až desítek tun odpovídajícího čistého materiálu. Uvažuje se o izotopech 82Se, 160Gd, 176Yb, 100Mo nebo 115In. Například molybden plánuje využít projekt MOON a indium projekt LENS. Další možností je využití pružného rozptylu neutrin na elektronech a měření energie kalorimetrem s kapalným heliem nebo xenonem při ultranízkých teplotách. Tyto možnosti se probíraly například v projektech HERON a ZEPLIN. Je třeba připomenout, že při využití metod popsaných v tomto odstavci se ztrácí informace o směru příletu neutrina.

To, jaké typy neutrin a v jakém poměru dorazí ze Slunce na Zemi, závisí na průběhu oscilací neutrin. Ten je ovlivněn i prostředím ve Slunci, hlavně elektronovou hustotou. Nejdůležitější je jev spojený s tím, že elektronová neutrina mají více možností interagovat s elektrony než ostatní neutrina. Bez tohoto jevu, který se označuje jako Micheevův-Smirnovův-Wolfensteinův efekt, by byl poměr mezi počtem slunečních elektronových a ostatních neutrin v pozemských detektorech úplně jiný. Dostáváme tak další nástroj pro poznání poměrů v nitru Slunce.

Jen jako zajímavost lze zmínit, že i Slunce je zdrojem vysokoenergetických neutrin. Ta vznikají při interakcích vysokoenergetických protonů a jaderkosmického záření s jádry v atmosféře Slunce. Při těchto srážkách vznikají mezony, které se rozpadají i za vzniku neutrin. Jde o podobný proces, který probíhá i v atmosféře Země a zmíníme se o něm podrobněji později.

Pokud se někdy stane naše civilizace kosmickou a dokáže dopravit neutrinové detektory do blízkosti jiných hvězd, bude moci pomocí neutrin přímo studovat i nitra jiných typů hvězd než je naše Slunce.

 

Supernovy

 

Obrovské množství neutrin se uvolňuje při výbuchu supernovy. Jde o supernovy, jejichž původcem je konečné stadium velmi hmotné hvězdy. Netýká se to supernov typu Ia, kdy je zdrojem supernovy exploze bílého trpaslíka ve dvojhvězdě, který vysáváním hmoty s druhé hmotné složky překročí Chaandrasekharovu mez. V tomto případě neutrinový záblesk nevzniká. V případě konce hvězdy s hmotností větší než osm hmotností Slunce vznikají neutrina všech druhů a ve velkém rozsahu energií. Téměř 99 % energie, která se při výbuchu takové supernovy uvolní je vyzářena do mezihvězdného prostoru v podobě neutrin.

Zopakujme si nejdříve základní etapy konečného vývoje hvězdy, která vybuchuje jako supernova.  Jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která postupně ve svém nitru spaluje stále těžší a těžší prvky. Toto spalování se postupně zrychluje a teplota v nitru hvězdy stále roste až k hodnotě zhruba 3,5´109 K. Přičemž poslední fáze spalování křemíku, při které se produkuje železo, nikl a chrom, trvá už jen zhruba jeden den. Je třeba poznamenat, že v těchto pozdních fázích vývoje jsou hlavním prostředkem ochlazování a vyzařování energie právě neutrina vznikající v probíhajících reakcích. Po spálení křemíku už nemá hvězda palivo a začíná se hroutit. Hroucení je urychleno i fotodezintegrací těžkých jader, při které se spotřebuje velký objem energie. Dalším takovým procesem je elektronový záchyt na volném protonu nebo na protonu v jádře, při kterém se proton přemění na neutron za současného vzniku elektronového neutrina. Vnější vrstvy kolaps železného jádra v dané chvíli nezaznamenají. Nejdříve jsou vznikající elektronová neutrina bez překážek vyzářena pryč. Po dosažení hustoty zhruba 1015 kg/m3 však přestane být hmota kolabujícího jádra hvězdy pro neutrina propustná  a neutrina difundují hmotou pomaleji než je rychlost kolapsu. Interakce neutrin s neutrony je opět přeměňuje na protony a vyrovnává se proces přeměny protonů na neutrony. Dostáváme tak plyn elektronů, protonů, neutronů neutrin a jader. V určitém okamžiku dosáhne hustota protoneutronové hvězdy  zhruba 3´1018 kg/m3, což je hustota atomového jádra. Zároveň se také dosahuje velmi vysokých teplot této hmoty. Pro tyto hustoty se jaderné síly stávají výrazně odpudivými. Průběh přeměny kolapsu na explozi a energie, kterou má vzniklá rázová vlna, silně závisí na stavové rovnici jaderné hmoty. Tu v současné době známe nedostatečně dobře. Navíc dochází při průchodu rázové vlny vnějšími vrstvami k řadě procesů, které ji energii ubírají. Některé z nich jsou i zdrojem neutrin, například rychlá přeměna volných protonů na neutrony s vyzářením elektronového neutrina. Popis stavové rovnice jaderné hmoty a vzniku rázové vlny při výbuchu supernovy je velmi náročný a potřebuje ty největší počítačové výkony. Je třeba přiznat, že v současnosti nedokážeme správně popsat vznik výbuchu supernovy a  v počítačových simulacích nám supernovy příliš nebouchají. Ale o tom podrobněji až někdy příště.

 

 

Zatím jedinou supernovou, ze které se podařilo pozorovat neutrina, byla supernova SN1987A.

 

Jak vypadá pozorovaná emise neutrin ze supernovy? Jedná se v zásadě o dva procesy. První záblesk má trvání několik milisekund a způsobuje jej v předchozím odstavci popsaná přeměna protonu a elektronu na neutron za vzniku elektronového neutrina. Jde tedy o záblesk elektronových neutrin. Druhým procesem je ochlazování velmi horké protoneutronové hvězdy. V tomto případě se vytvářejí všechny typy neutrin a antineutrin. Tato emise trvá typicky 10 s. Typická energie elektronových neutrin je nejnižší (10 - 12 MeV), pro elektronová antineutrina je o trochu vyšší (14 - 17 MeV), pro ostatní typy neutrin je pak značně vyšší (zhruba 24 - 27 MeV). Vše je dáno různými procesy, kterými interagují různé typy neutrin s hmotou uvnitř rodící se neutronové hvězdy. Je třeba poznamenat, že poměry mezi jednotlivými typy neutrin a jejich energetická spektra v okamžiku jejich vzniku se budou lišit od těch, které zaznamená pozemský detektor. Je to opět dáno oscilacemi neutrin. Zároveň nám však tyto modifikace dané oscilacemi mohou přinést informace o struktuře a průběhu zrodu neutronové hvězdy.

První a zatím jediný zaznamenaný záblesk neutrin ze supernovy se vztahuje k supernově 1987A. Ta vybuchla ve Velkém Magelanově oblaku 23 února 1987. Tři detektory pozorovaly neutrina z ní. Zachytily od pěti po jedenáct neutrin s energiemi mezi šesti a čtyřiceti megaelektronvolty. Všechna neutrina přišla v rozmezí třinácti sekund, což odpovídá teoretickým modelům. Těm odpovídá i jejich počet, zachycený tehdejšími detektory.  Současné detektory mají větší pracovní objemy, nižší energetický práh i daleko větší potlačení radioaktivního pozadí. Mohly by tak u supernovy ve stejné vzdálenosti detekovat o řád až dva více neutrin. Tedy i kolem tisícovky. Navíc je jich větší počet, což umožňuje získat až desítku nezávislých pozorování. Nová generace neutrinových detektorů, která by mohla nastoupit v následujících desetiletích, by mohla zachytit až desítky tisíc neutrin. Odlišit by se mohla elektronová neutrina a antineutrina od ostatních. To už by bylo možné získat velice pěkná energetická spektra pro všechny odlišitelné typy neutrin. To by velice výrazně přispělo k pochopení průběhu výbuchu supernovy a role neutrin v něm. Zároveň také k zjištění řady vlastností samotných neutrin, včetně zpřesnění našich znalostí o jejich oscilacích a hmotnostech. V současné době se jen čeká na první dostatečně blízkou supernovu.

Další možností, jak pozorovat neutrina ze supernov je izotropní pozadí vytvořené obrovským množstvím historických supernov v námi pozorovaném vesmíru. Energetické spektrum neutrin je takové, že mionová a tauonová můžeme pozorovat pouze pomocí jejich pružného rozptylu. Nelze tak odlišit jednotlivé typy neutrin. V oblasti energií do 15 MeV vytváří mnohem intenzivnější pozadí neutrina z pozemských zdrojů a ze Slunce, pro energie vyšší než 50 MeV začínají dominovat neutrina ze sekundárního kosmického záření vznikajícího v atmosféře. Takže hledání neutrin z pradávných supernov lze uskutečňovat pouze v intervalu od 15 MeV do 50 MeV. Současná měření pomocí japonského detektoru Superkamiokande se začínají dostávat k citlivosti v této oblasti, která umožní vyloučit či potvrdit některé z teoretických předpovědí intenzity neutrinového pozadí ze supernov (těch nejvyšších). Pokud se vylepšenými detektory podaří toto záření pozorovat, mohlo by nám poskytnout velmi cenné informace o statistice výbuchu supernov a počtu uvolněných neutrin v jejich průběhu a jejich případných změnách během vývoje vesmíru.

 

 

Rekonstrukce detektoru SuperKamiokande po havárii, která zničila velkou část fotonásobičů.

 

Záblesky gama, aktivní jádra galaxií a další velmi vzdálené zdroje

 

Intenzivní toky neutrin s velmi vysokými energiemi vznikají při srážkách urychlených elektronů, protonů či jader s elektrony, protony a jádry v prostředí, kterým se pohybují. Při těchto srážkách vzniká řada částic, například nabité mezony pí, které se posléze rozpadají za vzniku mionových a elektronových neutrin. Tato neutrina mají i velmi vysokou energii, závislou na energii původních srážejících se částic. Ve vesmíru existuje řada objektů, kde se vyskytují procesy, které urychlují nabité částice na extrémně vysoké energie nebo produkují záření gama s takovými energiemi. Velice často jde o relativistické výtrysky, které vznikají při dopadu hmoty na kompaktní objekt vyskytující se ve dvojhvězdě s hmotnou hvězdou, kdy dochází k přetoku hmoty. Podobné procesy probíhají v ještě extrémnější podobě v jádrech aktivních galaxií, kde se vyskytují černé díry s hmotností obrovského množství hmotností Slunce. Výbuchy supernov a výtrysky hmoty urychlené na relativistickou energii, které při nich mohou vznikat, stojí pravděpodobně i za záblesky gama. Ty tak jsou pravděpodobně zdrojem i neutrin s velmi vysokou energií.

Při těchto procesech se pochopitelně produkují i nabité částice extrémních energií, které můžeme detekovat i na Zemi. Výhodou neutrin a fotonů záření gama však je, že se jedná o neutrální částice a jejich pohyb není ovlivněn mezihvězdným a mezigalaktickým magnetickým polem. Proto můžeme zjistit, odkud neutrina či fotony s extrémní energií přicházejí. Nevýhodou fotonů je, že pro energie vyšší než 1 TeV mají dostatek energie na to, aby v reakcích s fotony reliktního záření vyprodukovaly pár elektron a pozitron. Tato reakce má relativně vysokou pravděpodobnost a přispívá k tomu, že k nám z větších mezigalaktických vzdáleností fotony s energií vyšší než 1 TeV nedoletí. Proto nás o poloze objektů, které produkují částice s vyšší energií mohou informovat právě jen neutrina. Pouze „neutrinové oči“ nám tak umožní vidět zdroje těch nejenergetičtějších procesů ve vesmíru.

 

 

Zdrojem neutrin s vysokými energiemi mohou být i aktivní jádra galaxií obsahující ve svém středu velmi hmotné černé díry, které vyvrhují hmotu v kolosálních výtryscích. Na obrázku je galaxie Centaurus A. (Zdroj NASA)

 

Problémem při detekci vysokoenergetických neutrin pocházejících z popsaných vesmírných objektů je, že vysokoenergetická neutrina vznikají i při srážkách protonů a jader vysokoenergetického kosmického záření s jádry v atmosféře. Tato neutrina ze sekundárního kosmického záření vytvářejí pozadí, ze kterého je třeba primární neutrina vylovit. Využít se k tomu dá to, že počet sekundárních neutrin klesá s energií rychleji než počet primárních. Pro velmi vysoké energie by tak měly primární neutrina převládat. Primární neutrina také přicházejí z konkrétních objektů, tedy přesně daných poloh na obloze. Hledání diskrétních zdrojů vysokoenergetických neutrin je tak nejlepší cestou pro nalezení neutrin ze zmiňovaných vesmírných objektů. Ovšem pro jejich nalezení potřebujeme co nejlépe pochopit a prozkoumat pozadí vznikající v atmosféře Země a nabrat dostatečnou statistiku. A právě v tomto stádiu se nacházíme u současných dokončovaných detektorů.

Počet neutrin s energií rychle klesá a těch s velmi vysokou energií je opravdu velmi málo. Proto je pro jejich detekci potřeba detektory s objemem v řádu krychlových kilometrů. Takové detektory využívají k detekci vody oceánu (projekt ANTARES), antarktický led (projekt IceCube) nebo atmosféru (projekt Auger). V prvních dvou případech jsou do kilometrových hloubek vody nebo ledu spuštěny kabely s fotonásobiči, které zaznamenávají Čerenkovovo záření vznikající při průchodu nabitých produktů (většinou leptonů) vznikajících v reakcích neutrin s vodou nebo ledem. Detektorový systém Auger je zaměřen na detekci vysokoenergetických nabitých částic kosmického záření. Ve speciálních případech by však měl být schopen detekovat a identifikovat i neutrina s velmi vysokými energiemi.U projektu IceCube se provádí první komplexnější analýzy hledající diskrétní zdroje vysokoenergetických neutrin. Vypadají slibně, ovšem konečné potvrzení existence takových zdrojů musí počkat na dokončení detektoru a získání dostatečné statistiky.

Po dokončení by projekty jako IceCube nebo ANTARES mohly pozorovat řadu diskrétních zdrojů a osvětlit procesy, které probíhají v aktivních jádrech galaxií či dvojhvězdách s kompaktní složkou a přetokem hmoty na ní. V neutrinovém oboru bychom měli díky nim pozorovat alespoň část záblesků gama a dozvědět se tak přesněji, které procesy za nimi stojí. Stejně jako v případě detekce slunečních neutrin a neutrin ze supernov musíme počítat s oscilacemi vyzářených neutrin.

 

 

 

Spouštění dalšího kabelu s fotonásobiči pro projekt IceCube do připravené díry v antarktickém ledu.

 

Geoneutrina a zkoumání rozložení radioaktivních prvků

 

Velice zajímavý obor studia neutrin, který se začal v nedávné době rozvíjet, je zkoumání antineutrin, které vznikají v přeměnách beta radioaktivních prvků, které se vyskytují v zemské kůře. Nejintenzivnějším zdrojem jsou rozpadové řady, které začínají u jader thoria 232Th a uranu 238U a 235U. Vznikající elektronová antineutrina mají relativně nízkou energii. Maximum je v oblasti několika stovek kiloelektronvoltů, ale spektrum vyzařovaných antineutrin se táhne až přes 3 MeV.  Jde tedy o energetickou oblast blízkou energiím neutrin ze Slunce. Jen díky tomu, že v případě Slunce jde o neutrina a v případě geoneutrin ve skutečnosti o antineutrina, lze je od sebe separovat a odlišit. První pozorováni geoneutrin se podařilo japonskému detektoru KamLAND, který využívá pro detekci kapalný scintilátor. Jde jen o první pozorování, signál vytvářený geoneutriny je na hranicích citlivosti detektoru. Důležité je hlavně další posunutí jeho dolní hranice pozorované energie a hlavně zvýšení citlivosti detektoru potlačením pozadí. Toho se dosahuje hlavně co nejlepším vyčištěním jeho náplně od radioaktivních příměsí.

Pokrok v detekci geoneutrin: posun k nižším energiím, přesnější určení energie neutrin, použití většího počtu detektorů a hlavně alespoň hrubé určování směru jejich příletu by v budoucnu mohlo pomoci určit nejen celkové množství radioaktivních prvků v Zemi a jejich vliv na geodynamiku, ale také přesné rozložení radioaktivních prvků v zemské kůře a vliv různých procesů, kterých se tyto prvky účastní. Je pochopitelné, že v případě kosmické budoucnosti naší civilizace by se tyto metody mohly uplatnit i při studiu přítomnosti radioaktivních prvků na jiných vesmírných objektech. Je jasné, že zásoby uranu a thoria planety mohou mít z energetického hlediska značný význam pro její případné využívání.

 

Možné aplikace neutrin

 

Využití neutrin k praktickým aplikacím je pořád otázkou značně vzdálené budoucnosti. Jejich kritickým místem je produkce velmi intenzivních svazků neutrin s vysokou energií. Hlavními částmi zařízení, která by toho byla schopna, jsou urychlovače. Proto je důležitý pokrok hlavně v této oblasti. Z tohoto hlediska je pozitivní, že intenzivní svazky elektronů a protonů jsou potřeba i pro další aplikace - materiálový a biologický výzkum, urychlovačem řízená transmutace vyhořelého jaderného paliva a další možnosti. Takže lze v této oblastí pozorovat velmi intenzivní výzkum a technologický rozvoj. Pokrok lze čekat i v budoucnu.

 

Jednosměrná komunikace s ponorkami

 

Jednou z možných aplikací neutrin, která by se mohla případně objevit už velmi brzy, je jednostranná komunikace s válečnými ponorkami. Tyto ponorky s jaderným pohonem mohou pobývat hluboko pod hladinou prakticky neomezeně dlouho. Jedním z mála důvodů pro jejich vynoření bývá potřeba komunikace. Radiové vlny se totiž do hloubky dostanou jen v případě, že se jedná o vlny s extrémně nízkou frekvencí (velmi dlouhou vlnovou délkou), menší než 100 Hz. Přenosová kapacita je však kvůli velmi úzkému rozsahu pásma pro tyto frekvence velmi nízká, zhruba jeden bit za minutu. Pro vyšší frekvence v oblasti několika kilohertzů (velmi nízké frekvence) je již přenosová kapacita lepší, zhruba 50 bitů za sekundu. Ovšem tyto vlny se dostávají jen do velmi omezené hloubky pod hladinu. Při jejich využití se tak ponorka musí alespoň částečně vynořit a používat vysunutou anténu, která dosahuje do oblasti těsně pod hladinou.

 

 

Část urychlovacího komplexu vytvářející svazek mionových neutrin ve Fermiho národní urychlovačové  laboratoři USA.

 

Možností, která by umožnila alespoň jednosměrnou komunikaci s ponorkou bez ohledu, kde a v jaké hloubce by se nacházela, je využití svazku neutrin. V tomto případě se opět využívá toho, že neutrina pronikají vrstvami hornin i vody téměř bez interakce. To však na druhé straně vede k tomu, že potřebujeme velmi intenzivní zdroj neutrin a velmi velký detektor těchto částic. Velice podrobný rozbor této možnosti provedl nedávno Patrick Huber. Zatím se jako nejvhodnější zařízení pro takovou komunikaci jeví urychlovače sekundárních mionů, které během svého rozpadu produkují i mionová neutrina. A právě tato mionová neutrina by byla vhodným komunikačním prostředkem. Pro jejich produkci je potřeba urychlovač protonů, který dokáže ve srážkách protonů s terčem produkovat velký počet mezonů pí v jejichž rozpadech se pak produkují mionová neutrina a miony. V současnosti se využívají právě tato neutrina pro experimenty s jejich oscilacemi. Ovšem tyto svazky mají pro potřeby komunikace s ponorkami příliš nízkou intenzitu a navíc je energie neutrin v širokém rozmezí a většinou nižší než ta nejvhodnější. Zatímco u svazků, které se produkují v laboratořích CERN (Švýcarsko), Brookhaven (USA) a KEK či J-PARC (Japonsko) se dosahuje možnosti detekovat ve vzdálenostech několika stovek kilometrů velkými neutrinovými detektory zhruba jedno neutrino denně, pro ponorkové aplikace bychom potřebovali intenzity svazku milionkrát vyšší. To by se dalo splnit pomocí velice intenzivního svazku mionů, který by se nahromadil v akumulačním prstenci. Jak bylo řečeno miony vznikají v rozpadech mezonů pí. Ty se získávají ve srážkách extrémně intenzivních svazků protonů s jádry terče z těžkého prvku. Vzhledem k vysoké intenzitě svazku protonů je třeba velmi efektivní chlazení takového terče. Velice vhodné jsou tak terče z tekutého olova či rtuti. Takové urychlovače protonů a terče mají velmi široké uplatnění i v jiných oblastech, takže se na jejich vylepšování a vývoji intenzivně pracuje. Produkované miony se budou urychlovat až na energie několik desítek gigaelektronvoltů. Prstenec by pak měl pomocí vhodného systému magnetických polí zajistit zacílení svazku mionů a tím i mionových neutrin z jejich rozpadu i příslušný pulsní režim. Na vývoji takových zařízeních pro produkci intenzivních neutrinových svazků se v současné době pracuje. A dosažení potřebné intenzity pro přenos až 100 bit/s je na hranici současných technologických možností.

Detektor mionových neutrin by měl být co největší. Proto je výhodné jako detektor použít celou ponorku a vodu oceánu v jejím okolí. Jsou pak dvě možnosti pro detekci neutrina. Přesněji detekci mionu, který vznikne v interakci neutrina ve vodě v okolí ponorky. Díky tomu, že má neutrino velmi vysokou kinetickou energii, která je o mnoho řádů větší, než klidová energie mionu, je směr letícího mionu velmi blízký původnímu směru letu neutrina. 

První metoda využívá konverzi neutrina na mion v blízkém okolí ponorky nebo v jejím trupu a umístění detektorů mionů na povrchu prvního trupu ponorky nebo v mezeře mezi jejími dvěma trupy. Ponorka má totiž většinou dva trupy, jeden definuje vnější hydrodynamický tvar a druhý chrání posádku a vybavení před hydrostatickým tlakem vody v hloubce oceánu.

 

 

 

V budoucnu možná bude možné posílat zprávy ponorkám v hlubinách oceánu pomocí neutrin (ponorka USS Nebrasca).

 

Detektory mionů by tak pokrývaly celý povrch ponorky. Moderní ponorky mají zhruba tvar cylindru o průměru 10 m a délce 100 m. Efektivní plocha detektoru tak je zhruba 1000 m2. Využívaly by se tenké mionové detektory v modulární sestavě, které by se podobaly tapetě pokrývající téměř veškerý povrch ponorky. Zachycení průletu mionu ponorkou ve dvou místech na jejím povrchu umožňuje určit jeho dráhu. Vhodných typů detektorů je celá řada, ať už se jedná například o scintilační, plynové nebo polovodičové či další druhy. Požadavky na prostorové a časové rozlišení, které jsou pro tuto aplikaci potřeba, jsou spolehlivě i v možnostech současných detektorů.

Druhou možností je detekce Čerenkovova světla, které produkují miony, vzniklé v reakcích neutrin, prolétající vodou v blízkosti ponorky. V tomto případě musí být detektory, zachycující světlo, na vnějším povrchu ponorky. Čerenkovovo světlo mionu, který má vysokou kinetickou energii, je emitováno ve velmi úzkém kuželu a jeho parametry jsou velmi specifické a dobře identifikovatelné.

Pro vysílání zpráv by se používal pulsní režim, podobný tomu, který se využívá pro optickou komunikaci na velké vzdálenosti, kdy se daří zachycovat jen pár fotonů. Pozadí bude velmi nízké, neboť se určuje i směr příletu mionů a náš umělý signál bude přicházet ze směru horizontálního nebo z hlubiny. Kosmické miony naopak z tohoto směru přicházet nebudou. Hustota kosmických neutrin s danou energií bude dostatečně nízká, několik případů za den. Poslední problém, který by bylo třeba řešit, je zacílení svazku neutrin. Šířka svazku v místě ponorky je dána divergencí svazku, která je tím menší, čím vyšší je energie produkovaných mionů a neutrina, a pochopitelně je dána i vzdáleností. Průměr zasažené oblasti by mohl být zhruba mezi jedním až pěti kilometry. V takovém případě bychom musely velice dobře znát polohu ponorky. Nebo by musely být domluveny komunikační body a časová období. Další možností je rozmazání svazku.  Sníží se tím přenosová kapacita, ale zvětší pokrytá oblast až na velikost několika stovek kilometrů.

V oblasti detekce lze také pochopitelně očekávat zlepšování i v budoucnu. Jak už bylo zmíněno, jsou v tomto případě už současné detektory na dostatečné úrovni. Kritickým místem je však zlepšování v oblasti vytváření svazků neutrin. Tedy urychlovačů protonů pro vytváření mezonů pí a urychlovačů, které jsou schopny efektivně urychlovat a manipulovat s miony, které vznikají v rozpadech nabitých mezonů pí.

Velmi důležitou součástí těchto urychlovačů jsou supravodivé magnety. Zlom ve vzdálenější budoucnosti by tak mohl přinést pokrok ve využití vysokoteplotní supravodivosti. Pokud by se podařilo zbavit závislosti na heliových teplotách, vedlo by to k značnému zmenšení rozměrů, hmotnosti i ceny zařízení. Ovšem takový pokrok v této oblasti, který by umožnil umístění neutrinového vysílače na ponorce a oboustrannou komunikaci je zatím v oblasti vědecké fantastiky.

Pokud se podíváme do vzdálenější budoucnosti, mohla by se tato metoda využít i pro mírové účely souvisejícími s průzkumem a osidlováním vesmíru. Vhodná by byla pro komunikaci (v nejjednodušším případě alespoň jednostrannou) s ponorkami zkoumajícími a pracujícími v ledových oceánech například na jupiterově měsíci Europa nebo přímo v hlubinách atmosféry planety Jupiter. U Europy se předpokládá pod desetikilometrovou vrstvou ledu oceán o hloubce zhruba desetkrát větší než je u toho našeho. Komunikace pomocí neutrin by mohla ulehčit řízení zařízení, které by se v jeho hlubinách pohybovalo. Je jasné, že možnosti vynoření a komunikace by v tomto případě byly ještě omezenější než u ponorek v pozemských oceánech. Využití neutrin by mohlo posloužit i v případě dalších planet a měsíců, kde je komunikace pomocí radiových vln znemožněna.

 

 

Nejrychlejší spojení s protinožci

 

Pokud budeme mít kvalitní svazek mionových neutrin s velkou intenzitou, lze jej využít pro nejrychlejší komunikaci mezi místy, která jsou na opačných stranách zeměkoule. V takovém případě bychom polohu přijímače znali a užitečné by bylo dosažení co nejpřesnější zacílení a nejmenší divergence neutrinového svazku. Pokud bychom se podívali na rozdíl mezi dobou letu signálu pohybujícího se rychlostí světla po obvodu a skrz zeměkouli, tak je něco více než 0,024 s. Ovšem většinou se signál musí posílat přes stacionární družice, které jsou ve výšce 36000 km a v tomto případě už je doba letu signálu více než 0,28 s. Velmi důležitá však v tomto případě bude srovnání rychlosti reakce všech komponent systému. Na straně detekce by neměl být problém, protože odezva částicových detektorů může být velmi rychlá. Problém bude spíše na straně vysílače, tedy urychlovače. Hlavní otázkou ovšem zůstává, jestli se najde aplikace, která by se bez takového zrychlení posílání zpráv k protinožcům neobešla a její přínos by se stal opodstatněním náročného budování neutrinového spojení.

 

 

První linie fotonásobičů projektu ANTARES těsně před spuštěním pod mořskou hladinu. I tento detektor by po svém dokončení mohl hledat umělé neutrinové signály mimozemských civilizací

 

 

Galaktická komunikace

 

O možnostech komunikace pomocí svazku neutrin se už delší dobu uvažuje v případě mezihvězdného či dokonce mezigalaktického přenosu informací. Opět je největší výhodou, že neutrina pronikají velmi hustými oblastmi. Jejich výhoda se tak projeví na velké vzdálenosti nebo pokud potřebujeme poslat signál skrz velmi hustá oblaka prachu a plynu. Tedy v případech, kdy u elektromagnetického signálu dojde k jeho silné absorpci. Lze předpokládat, že bude daleko vyšší pravděpodobnost výskytu mimozemské civilizace v galaktické rovině a v centrálnějších oblastech, kde se absorpce elektromagnetického záření bude projevovat nejvíce. V tomto případě bude opět využití mionových neutrin a jejich co nejvyšší energie výhodou, protože klesá pravděpodobnost jejich produkce ve vesmírných procesech a náš umělý signál se nebude ztrácet v přirozeném neutrinovém pozadí. Výhodou velmi vysokých energií neutrin je i to, že pravděpodobnost interakcí neutrin s hmotou roste zhruba lineárně s energií nejméně po energii 100 TeV. Tím se zvyšuje i pravděpodobnost detekce vyslaného signálu. Vysílačem opět bude nějaký typ urychlovače, ovšem bude třeba mít v tomto případě extrémně velkou intenzitu svazku a velmi malou jeho divergenci. Kódování může být opět pulsní, nebo lze využít i střídání neutrin a antineutrin. Potřebné technologie a výkony jsou zatím pro naši civilizaci nedosažitelné.

   Ovšem v budoucnu jejich dosažení vyloučeno není. Proto se o hledání modulovaného signálu vysokonergetických neutrin uvažuje v rámci úvah o detekci signálu mimozemských civilizací. Pokud bude signál vhodně modulovaný, bude jeho identifikace a odlišení jeho umělého původu možné i v případě, když nebude energie neutrin extrémně vysoká. V případě, že modulovaný nebude nebo bude hodně slabý, musí se od přírodních signálů lišit nějakým jiným podstatným způsobem. Touto význačnou vlastností by mohla být právě energie neutrin. V předchozích částech jsme rozebíraly vliv oscilací na poměr mezi jednotlivými typy neutrin, které k nám přilétají z obrovských vzdáleností. Uvedli jsme si, že ať už byla původně neutrina jakéhokoliv typu, po průletu velké vzdálenosti pozorujeme směs všech tří typů. Pokud je energie neutrin zhruba 6,3 PeV (petaelektronvolt je 1015 eV) nastává tzv. Glashowova rezonance. Taková hodnota energie je dostatečná k tomu, aby elektronové antineutrino v interakci s elektronem v klidu vyprodukovalo bozon W-. V přírodě mohou neutrina a antineutrina s takto extrémní energií vznikat pouze v extrémních procesech, při kterých se uvolňuje obrovské množství energie. Takové jevy, mohou to být třeba zdroje záblesků gama, jsou velmi vzácné a téměř vždy od nás velmi daleko a pozadí takových neutrin je tak extrémně nízké. Díky Glashowově rezonanci stoupne pravděpodobnost interakce neutrin s danou energií s elektrony v našem detektoru a tím i pravděpodobnost jejich detekce. Tato oblast by tak mohla umožnit přenos informace o existenci inteligentní civilizace na velmi velké vzdálenosti v rámci celé naší Galaxie. I když je jasné, že  civilizace, která by byla schopna takové neutrinové vysílání energeticky a technologický zajistit, by musela byt na řádově vyšší technologické úrovni, než ta naše. Naše současné urychlovače mají zatím maximální energii zhruba o tři řády nižší. Pokud by mimozemská civilizace takový urychlovač dokázala postavit, bylo by výhodnější, kdyby urychlovala už nabité pí mezony. V jejich rozpadu vzniká mion a mionové neutrino. Pokud by energie urychlených pí mezonů byla dostatečně vysoká, vznikaly by v jejich rozpadech neutrina právě s energií okolo 6,3 PeV. Vzniklé miony by se odstínily a dostal by se čistý svazek neutrin nebo antineutrin podle náboje urychlovaných mezonů pí.

V současné době začaly pracovat dva experimenty, které jsou schopny neutrina těchto úrovní energií zachytit. Prvním je podmořský experiment Antares a experiment IceCube využívající led v Antarktidě. O využití těchto zařízení k hledání známek mimozemských neutrin umělého původu se tak reálně uvažuje.

 

 

Instalace soustavy magnetů, které shromažďují sekundární nabité částice v jejichž rozpadech se produkuje svazek mionových neutrin v laboratoři CERN, zařízení CNGS. (Zdroj CERN)

 

Tomografie Země, planet i dalších vesmírných objektů

 

Na závěr se zmiňme ještě o jednom možném využití neutrin pro průzkum struktury nitra Země či v mnohem vzdálenější budoucnosti i jiných vesmírných těles. Jedná se o neutrinovou tomografii Země. V tomto případě se opět využívá toho, že pravděpodobnost interakcí neutrin s hmotou roste s energií. I když tedy jsou účinné průřezy neutrin i u takto vysokých energií stále velmi malé, dalo by se již jejich pohlcování využít ke zkoumání vnitřní struktury Země. Oblastí s různou hustotou a složením by totiž pohlcovaly neutrina různě. Pro taková zkoumání by však bylo potřeba mít velmi intenzivní zdroje neutrin s velmi vysokou energií v řádu 1 TeV a více. Musíme mít tyto intenzivní zdroje neutrin, které prosvěcují Zemi a detektory ve velkých vzdálenostech od nich. V tomto případě bychom potřebovaly urychlovače s energiemi, které jsou v současnosti dosažitelné pouze na největším urychlovači LHC.  Dosažené intenzity svazku by musely být mnohem vyšší. Navíc by se muselo jednat o systém, který by dokázal takto urychlovat sekundární svazek částic, které se rozpadají na neutrina, pravděpodobně mionová. Použité detektory musí detekovat velmi energetická neutrina a musí určovat co nejpřesněji směr jejich příletu.

 

Závěr

 

Neutrina se v posledních desetiletích přesunula z kategorie exotických částic do sféry velice mocných nástrojů pro zkoumání astronomických jevů a těles. V současné době máme velice širokou škálu přístrojů, které se detekci těchto částic z vesmíru věnují. A i v nejbližších letech dojde k jejich vylepšování i nasazení nových a výkonnějších. Lze očekávat jejich příspěvek k poznání řady vesmírných objektů a procesů. Pokusil jsem se ukázat, že před námi leží v oblasti základního výzkumu i aplikací s využitím neutrin velice slibná budoucnost. Bude velice zajímavé sledovat, které z nastíněných možností se podaří realizovat. Případně, které z nich ve sféře vědecké fantastiky zůstanou. I když u řady lze s jistotou říci, že se jejich případného nasazení dožijí až naši potomci.

 

 

 

V Řeži 26. 8. 2010


Zpet