„U–PA” nr 2/2003

Astronomia neutrinowa

Tadeusz Jarzębowski

Głównym nośnikiem informacji o ciałach niebieskich jest promieniowanie elektromagnetyczne. Przez całe wieki korzystaliśmy tu z wąskiego zakresu, z dziedziny widzialnej. Przyszedł czas, gdy w podręcznikach astronomii zaczęły pojawiać się nowe rozdziały, jak astronomia radiowa, rentgenowska czy gamma. Wiedza o Wszechświecie rosła, ale sposobu „zaglądania” do wnętrz gwiazd nie znaliśmy. Bezpośrednio stamtąd żadne fale elektromagnetyczne nie przybywały.
I oto jakieś czterdzieści lat temu taka możliwość zaczęła się rodzić. Powstaje obecnie nowy dział wiedzy: astronomia (czy też astrofizyka) neutrinowa. Tymi nośnikami informacji są neutrina, cząstki, które wylatują z samego centrum naszej gwiazdy — a które są „naocznymi świadkami” zachodzących tam przemian jądrowych. Problem tylko w tym, że bardzo trudno je złapać, by … móc posłuchać, co „mówią” o miejscu swych narodzin. Ale sporo z nich udało się już przechwycić i zdążyły one potwierdzić, że nasza wiedza o przemianach jądrowych w Słońcu jest w pełni poprawna.
Neutrina to chyba najbardziej wyrafinowane spośród cząstek elementarnych. Kwarków nie sposób przeoczyć, jesteśmy z nich zbudowani, elektrony płyną w naszych żarówkach — natomiast setki bilionów neutrin przeszywa w ciągu każdej sekundy nasze ciało, a my nie jesteśmy tego świadomi

Rys.1 Kopia z miesięcznika Physics Today, Dec. 1987

Słowo neutrino pochodzi z języka włoskiego; w wolnym przekładzie znaczyłoby „małe neutralne”. Data narodzin tych cząstek wiąże się z 4 grudnia 1930 r., ale były to narodziny wirtualne, na papierze. W dniu tym szwajcarski fizyk Wolfgang Pauli wysłał do kolegów list, w którym przedstawił argumenty wskazujące na możliwość ich istnienia.

Ta koncepcja o neutrinach powstała w imię ratowania zasady zachowania energii — a ściślej — w związku z zakwestionowaniem stosowalności tego prawa w fizyce jądrowej. Wątpliwości te pojawiły się na gruncie tematyki promieniotwórczości, przy badaniu zjawiska rozpadu beta (spontaniczna emisja elektronu, ewentualnie pozytonu, z jądra atomowego). Mierzone energie emitowanych elektronów miały bowiem wartości niższe od oczekiwanej. I ta właśnie rozbieżność doprowadziła Pauliego do wysunięcia hipotezy, że wraz z elektronem wylatuje z jądra jeszcze jakaś inna cząstka, unosząca w sobie tę brakującą część energii. Zasada zachowania ładunku elektrycznego wymagała, by była to cząstka neutralna.

Przenikliwość neutrin jest niewyobrażalnie duża. Dla nich (wyjąwszy te najbardziej wysokoenergetyczne) takie obiekty jak Ziemia czy gwiazdy to ośrodki przezroczyste. Może konkretny przykład. Z wybuchem supernowej wiąże się olbrzymia emisja neutrin. W roku 1987 zjawisko takie zaobserwowaliśmy w sąsiedniej galaktyce, w Wielkim Obłoku Magellana. W Japonii i USA galaktyka ta jest niewidoczna — znajduje się ona tam stale pod horyzontem (deklinacja -69°). A jednak w tych krajach neutrina z wybuchu zaobserwowano. Dla tych cząstek przebiegnięcie poprzez Ziemię nie stanowiło problemu.

Niels Bohr, twórca teorii budowy atomu wodoru, założył się z Paulim, że neutrina nigdy nie zostaną odkryte, ale… przegrał zakład. W ćwierć wieku później, w roku 1956, Frederick Reines i Clyde Cowan z USA potwierdzili doświadczalnie istnienie tych hipotetycznych cząstek. Prawo zachowania energii pozostało niekwestionowalne.

Minęły jednak aż cztery dziesięciolecia, zanim Królewska Szwedzka Akademia Nauk ten fakt uhonorowała (dożył tylko F. Reines). Była to pierwsza Nagroda Nobla dotycząca tematyki neutrin. Ale zaledwie siedem lat później, w roku 2002, neutrina stawały ponownie na podium — tę zaszczytną nagrodę wręczano dwom badaczom za osiągnięcia w dziedzinie szybko rozwijającej się nowej dziedziny wiedzy, astrofizyki neutrinowej. Byli to Raymond Davis Jr. z USA i Masa-Toshi Koshiba z Japonii (na rys. 1 kopia tytułu znamiennej publikacji Laureata).

O możliwościach obserwacji neutrin wysyłanych przez ciała niebieskie zaczynano mówić już przed około czterdziestoma laty. Lista obserwatoriów neutrinowych — aktualnie czynnych, tych które zaprzestały już działalności, jak też będących w trakcie budowy — zawiera już około 25 pozycji. Urządzenie, określane mianem „teleskop neutrinowy”, w niczym nie przypomina jednak znanych nam instrumentów o nazwie teleskop. To na ogół olbrzymi, wypełniony jakąś substancją zbiornik; bywa otoczony tysiącami fotopowielaczy. Właściwszą nazwą jest tu detektor neutrin. Przyzwyczailiśmy się, że teleskopy znajdują się tam, skąd widać niebo i ciała niebieskie. A tymczasem detektory neutrin umieszczane są pod powierzchnią Ziemi czy też w lodzie. (Taka lokalizacja jest konieczna, by zredukować do minimum wpływ promieniowania kosmicznego).

Przykłady:

Najpotężniejszy z dotychczasowych detektorów neutrin — Superkamiokande — znajduje się w kopalni cynku w Japonii, 1 km pod powierzchnią Ziemi. Jest to zbiornik w kształcie walca o wysokości i średnicy około 40 m (pojemność, powiedzmy, katedry). Zawiera on 32 tys. ton wody, plus 18 tys. ton jako osłona przed zakłóceniami. Zjawiska rejestruje tu 11200 fotopowielaczy.

Najnowszy Sudbury Neutrino Observatory — detektor, który najbardziej przysłużył się do rozwikłania problemu neutrin słonecznych — mieści się w kopalni niklu w Kanadzie na głębokości 2 km. Zaś w tunelu pod Alpami pracuje Gallex. Natomiast będący jeszcze w stadium próbnym Amanda (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array) to już Antarktyda i zupełnie inny typ detektora. Aparatura rozmieszczana jest tam w lodzie, na głębokości od 1500 do 2000 m. Przewiduje się rozbudowę tego urządzenia do rozmiarów 1 km³. Wreszcie w planie jest też budowa podwodnego detektora o powierzchni 1 km².

Do tematyki obserwacyjnej powrócimy w punktach 3 i 4, tymczasem trochę fizyki i astrofizyki.

Tabela 1. Leptony

Nazwa	Rok odkrycia	Symbol	Ładunek elektr. (e)	Czas życia (s)	Masa (eV / cm²)
Elektron	1897	e^-	-1	trwały	5,11 × 10⁵
Neutrino elektronowe	1956	ν_e	0	trwałe	∼0,1?
Mion	1936	μ^-	-1	2,2 × 10^-6	1,06 × 10⁸
Neutrino mionowe	1962	ν_μ	0	trwałe
Tau (tauon)	1977	τ^-	-1	2,9 × 10^-13	1,78 × 10⁹
Neutrino tau taonowe	2000	ν_τ	0	trwałe

Szóstka leptonów. Wraz z antycząstkami jest ich 12. Każdej cząstce odpowiada antycząstka mająca taką samą masę i czas życia, ale odwrotny znak wszystkich liczb kwantowych (jak np. ładunek elektryczny). Dane z ostatnich dwóch kolumn odnoszą się więc również i do antycząstek; ich symbole to: e⁺ (pozyton), μ⁺, τ⁺, zaś antyneutrin ν_e, ν_μ, ν_τ.
W fizyce jądrowej energię E wyraża się w elektronowoltach, 1 eV = 1,602 × 10^-19 dżuli. A skoro E = mc², to masy wyrażane są w jednostkach eV/c2 (często pisze się tu tylko eV)

1. Leptony

Do cząstek prawdziwie elementarnych, tj. nie mających struktury wewnętrznej, zaliczamy dziś leptony i kwarki, jak też bozony pośredniczące w oddziaływaniach. Nas interesują tu tylko leptony ¹, gdyż do tej właśnie grupy należą neutrina.

Dane o leptonach w tab. 1.

Jak widać, wymieniona tam szóstka cząstek składa się z trzech, wyraźnie odróżniających się par. W skład każdej z nich wchodzi cząstka naładowana oraz jej „partner”, tj. odpowiadające jej neutrino. Pary te nazywamy generacjami ². Są to: generacja elektronowa, mionowa i taonowa. Występują między nimi wyraźne różnice w masach oraz czasie życia.

Znamy zatem trzy rodzaje neutrin: elektronowe, mionowe i taonowe. Jak wskazują na to najnowsze badania, występuje tu tzw. zjawisko oscylacji, to jest przechodzenie neutrin jednej generacji w neutrina innej generacji. Będzie o tym mowa w punkcie 4.

Rys.2 Rozkład energii neutrin słonecznych, emitowanych w trzech przemianach jądrowych (wymienionych w tabeli 2). W górnej części zaznaczono granice czułości detektorów z galem, chlorem i wodą

2. Gwiazdy źródłem neutrin

Najwięcej neutrin dociera do nas ze Słońca. Cząstki te to uboczny produkt zachodzących w jego wnętrzu przemian jądrowych. Ale podówczas, kiedy kiełkowała koncepcja ich istnienia, nie było to tak oczywiste; mechanizm świecenia Słońca i gwiazd stanowił jeszcze duży znak zapytania. Dopiero dekadę później, w roku 1939, amerykański fizyk niemieckiego pochodzenia, Hans Bethe, przedstawił pierwszą teorię reakcji termojądrowych mogących zachodzić w Słońcu (Nagroda Nobla, 1967).

Źródłem energii emitowanej przez Słońce jest przemiana wodoru w hel. Główny jest tu cykl proton-proton, niewielką rolę odgrywa też cykl węglowoazotowy. Dla obu cykli bilans końcowy jest ten sam: z czterech jąder wodoru powstaje jądro helu, ulegają anihilacji dwa pozytony i ulatują dwa neutrina elektronowe

4 ¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2ν_e.

(1)

Najistotniejszy jest fakt, że z przemianą tą wiąże się ubytek masy. Masa jądra helu jest mniejsza od sumy mas składników, z którego ono powstało. I w tym tkwi właśnie cała tajemnica źródła energii: Słońce świeci na koszt swej masy. Wyemitowana energia jest równoważna temu ubytkowi masy (w myśl wzoru Einsteina E = mc²).

Obliczmy, ile tych neutrin ulatuje ze Słońca w ciągu każdej sekundy. Rachunek jest bardzo prosty.

Masa jądra helu jest mniejsza od masy czterech jąder wodoru o 4,8×10^-29 kg. Odpowiada temu energia 4,3×10^-12 dżuli.

Z taką więc porcyjką wyprodukowanej przez Słońce energii wiąże się emisja dwóch neutrin — a zatem z jednym neutrinem: 2,15 × 10^-12 dżuli. Skoro zaś nasza gwiazda emituje 3,8×1026 dżuli na sekundę, to z podzielenia wynika natychmiast, że w ciągu każdej sekundy wylatuje ze Słońca około 2 × 10³⁸ neutrin. Po ośmiu minutach przecinają one powierzchnię kuli o promieniu jednej jednostki astronomicznej (3 × 10²⁷ cm²). Przez każdy centymetr kwadratowy tej kuli — a więc np. przez nasze oko — przelatuje w ciągu każdej sekundy około 6 × 10¹⁰ neutrin!

Jest to wartość olbrzymia. Rozpatrując możliwości detekcji tych cząstek, należy znać ich energię ³. Zależy to od przemiany jądrowej, w trakcie której te neutrina powstawały. Dane dla głównych reakcji cyklu proton-proton podane są w tab. 2 oraz na rys. 2. Są to wartości teoretyczne, oparte na Standardowym Modelu Słońca.

Jak widać, zdecydowanie najwięcej neutrin powstaje przy syntezie deuteru (przemiana pp), ale ich energie są najniższe. Najbardziej wysokoenergetyczne pojawiają się natomiast w trakcie rozpadu boru 8; ta przemiana dostarcza ich jednak najmniej. W obu tych przypadkach widmo energii jest widmem ciągłym. Coś odmiennego przedstawia natomiast przemiana berylu 7; jest to wychwyt elektronu z orbity okołojądrowej, co pociąga za sobą emisję neutrin o dwóch ściśle określonych wartościach energii. Jest tu zatem widmo liniowe (rys. 2).

3. „Polowanie” na neutrina

U podstaw działania detektora neutrin leży oddziaływanie tych cząstek z materią — a stanowi to oczywiście nie lada problem, gdyż „nie przejawiają one

Tabela 2. Wartości energii i strumieni neutrin słonecznych

Przemiana jądrowa	Symbol przemiany	Energia (MeV)	Strumień przy Ziemi (cm^-2 s^-1)
¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e	pp	0-0,4	6 × 10¹⁰
⁷Be + e^- → ⁷Li + ν_e	⁷Be	0,86 (90%) 0,38 (10%)	5 × 10⁹
⁸B → ⁸Be + e⁺ + ν_e	⁸B	0-15	5 × 10⁶

nadmiernego entuzjazmu w tym kierunku”. Cząstki te ignorują bowiem oddziaływanie silne oraz elektromagnetyczne, zaś grawitacyjne ma tu małe znaczenie. W grę wchodzą więc w zasadzie tylko oddziaływania słabe, których głównym przykładem jest wspominany już rozpad beta. (Zresztą, sama idea istnienia neutrin narodziła się przecież na tym właśnie gruncie).

W zależności od metody wykrywania, funkcjonujące detektory neutrin można podzielić na dwie grupy. W pierwszej stosuje się metody radiochemiczne, w drugiej (nazywanej też „aktywną”) tym głównym zjawiskiem fizycznym jest promieniowanie Czerenkowa.

a) Metoda radiochemiczna

Podstawową reakcją jest tu odwrotna przemiana beta: pod działaniem neutrina elektronowego neutron (n) przechodzi w proton (p) i wyzwala się elektron

ν_e + n → p + e^-.

(2)

Drobny komentarz. Neutron swobodny jest cząstką nietrwałą, ulega on procesowi rozpadu beta (na proton, elektron i antyneutrino elektronowe); średni czas jego życia „na wolności” wynosi 15 minut. Ale neutrony związane — tj. wchodzące w skład jąder atomowych — są trwałe, nie rozpadają się. Przemiana (2) dotyczy neutronów związanych. Pod działaniem neutrina jeden z neutronów jądra przechodzi w proton, powstaje więc jądro o wyższej liczbie protonów — czyli inny, kolejny pierwiastek z układu okresowego. Oczywiście liczba masowa, tj. suma neutronów i protonów, pozostaje w tym jądrze niezmieniona.

Dwa przykłady takich właśnie odwrotnych przemian beta, wykorzystywanych dotychczas w detektorach:

ν_e + ³⁷Cl → ³⁷Ar + e^-,

(3)

ν_e + ⁷¹Ga → ⁷¹Ge + e^-,

(4)

Powstające pod działaniem neutrin argon i german są izotopami radioaktywnymi o okresach połowicznego rozpadu odpowiednio 34 i 11 dni. Miarą przechwyconych neutrin jest tu oczywiście liczba wytworzonych radioaktywnych izotopów.

Aby mogła zajść przemiana (3), energia neutrina winna przekraczać 0,81 MeV; natomiast dla przemiany (4) ten próg czułości leży dużo niżej — 0,23 MeV (zaznaczono to na górze rys. 2). Z danych w tab. 2 wynika więc, że detektor z chlorem reaguje tylko na neutrina z tej najmniej licznej grupy boru 8 (jak też ewentualnie z linii 0,86 MeV). Natomiast gdy w zbiorniku jest gal, można wyłapywać również i niskoenergetyczne neutrina z przemiany pp.

Rys.3 Detektor w Homestake. Przemiana chloru w radioaktywny argon. Wyniki 25 lat obserwacji

Na bazie chloru działał od roku 1967 najstarszy i najbardziej zasłużony detektor neutrin słonecznych; znajduje się on półtora km pod powierzchnią Ziemi w kopalni złota w Homestake (Południowa Dakota, koło Lead, USA). Realizatorem tego przedsięwzięcia, jak też pionierem w dziedzinie obserwacji neutrin, był wspomniany ubiegłoroczny laureat Nagrody Nobla, Raymond Davis. Ową tarczę, przez którą przelatywały neutrina, stanowiło tu 2,16 × 10³⁰ atomów chloru, zawartych w 615 tonach środka czyszczącego C₂Cl₄. Otóż stopień „niechęci” neutrin do oddziaływania z materią dobitnie ilustruje fakt, że spośród tych 10„30” atomów chloru przemiana jednego z nich w argon zachodziła średnio co 50 godzin ⁴. Na rysunku rys. 3 przedstawiono zestawienie wyników uzyskanych przez Davisa w latach 1970–1995.

Detektory radiochemiczne reagują tylko na neutrina elektronowe i pozwalają w zasadzie określić jedynie liczbę reagujących cząstek. Brak tu informacji o ich energii, jak też o dokładnym czasie zajścia reakcji. Ponadto — co bardzo niekorzystne — nie ma tu możliwości określenia kierunku, z którego one przybyły. Brak więc bezpośredniego potwierdzenia, że obserwowane neutrina pochodzą ze Słońca.

Rys.4 Detektor wodny. Neutrino wyzwala relatywistyczny elektron, występuje emisja promieniowania Czerenkowa. Umieszczone na zewnątrz zbiornika fotopowielacze rejestrują rozbłysk w kształcie pierścienia. Miejsce jego pojawienia się zależy od kierunku, z jakiego przybyło neutrino

b) Detektory wodne (Czerenkowa)

Ta metoda jest oparta na wykorzystaniu zjawiska promieniowania Czerenkowa ⁵. Emisja tego promieniowania występuje wówczas, gdy przez materię przebiega cząstka naładowana, której prędkość jest większa od prędkości rozchodzenia się światła w tym ośrodku. Tak więc np. jeżeli w wodzie porusza się elektron z prędkością, powiedzmy 250 tys. km/s, pojawi się emisja Czerenkowa, jako że prędkość światła w wodzie wynosi tylko 225 tys. km/s.

Jest to promieniowanie elektromagnetyczne z zakresu widzialnego (barwa niebieskawa). Geometria emisji przedstawia się tu dość osobliwie: promieniowanie wysyłane jest bowiem wzdłuż tworzących stożka, którego oś pokrywa się z kierunkiem ruchu tej cząstki naładowanej. Na otaczającym zewnętrznym ekranie emisja ta ujawni się zatem w postaci pierścienia świetlnego.

Wracając do tematu o detektorach, zauważmy, że skoro w tej metodzie występuje promieniowanie, które ma się rozchodzić i być rejestrowane, to ośrodek, w którym to się dzieje, winien być dla tego promieniowania przezroczysty. Warunek taki spełnia woda.

W tego typu detektorach neutrina oddziałują więc z molekułami wody, pojawiają się relatywistyczne elektrony. Zachodzącą tu reakcję zapiszemy

ν_e + e^- → ν^'^e + e^'-.

(5)

W języku fizyki jest to rozpraszanie cząstek; ich liczba i rodzaj nie ulega tu zmianie, a jedynym skutkiem oddziaływania jest przekazywanie pędu i energii, zachodzące między zderzającymi się cząstkami. Pod działaniem neutrina elektron może osiągnąć wystarczająco dużą prędkość, by mogła nastąpić emisja promieniowania Czerenkowa. Co zaś tu bardzo istotne, elektron ten ma tendencję do poruszania się w tym samym kierunku, w jakim biegło neutrino (rys. 4).

Metoda bazująca na zjawisku Czerenkowa dostarcza znacznie więcej informacji niż radiochemiczna. Miejsce położenia pierścienia świetlnego wskazuje na kierunek, z jakiego przybyło neutrino, a moment rozbłysku podaje czas zjawiska; można też wyciągać wnioski co do energii neutrina. Co się zaś tyczy zakresu czułości detektorów wodnych, to — jak zaznaczono na rys. 2 — rejestrują one jedynie neutrina z przemiany boru 8, te o energii powyżej 7,5 MeV.

Dwa tego typu detektory pracują w Japonii: wspomniany już Superkamiokande (działa od 1996 r.) i dziesięciokrotnie mniejszy jego poprzednik, Kamiokande II (od 1986 r.). Obydwa znajdują się w tej samej kopalni w pobliżu miejscowości Kamioka, ok. 240 km na zachód od Tokio. Pierwotnym planem badawczym była tam weryfikacja teorii rozpadu protonu; przypuszczalny czas życia tej cząstki miałby być rzędu 1032 lat. (Stąd i nazwa detektorów: do Kamioka dodano pierwsze litery od Nucleon Decay Experiment).

Kamiokande II zasłynął z przechwycenia 12 neutrin od supernowej z roku 1987 (jest to — jak dotąd — jedyny poza Słońcem obiekt, „ujrzany w świetle neutrinowym”). Dwa lata później za pośrednictwem tego detektora wykazano, że obserwowane neutrina są rzeczywiście neutrinami słonecznymi; stwierdzono bowiem wyraźny nadmiar zdarzeń skorelowanych z kierunkiem od Słońca. Fakt ten potwierdził też później i Superkamiokande.

4. Koniec „problemu neutrin słonecznych”. Zjawisko oscylacji

Przez dobre ćwierć wieku obserwatorzy neutrin nie mogli spać spokojnie, gdyż gnębił ich problem deficytu tych cząstek. Detektory wyłapywały je, ale było ich wyraźnie mniej niż należało oczekiwać w myśl danych teoretycznych. Niezgodności te zilustrowane zostały graficznie na rys. 5. Są tam zebrane wszystkie ówczesne obserwacje neutrin słonecznych, wykonywane trzema typami detektorów — bazujących na chlorze, galu i wodzie. Dla porównania wartość przewidywana dla danej reakcji.

W czym istota tej niezgodności? Na opisywanie tego zużyto wiele atramentu, rozpatrywane były różne aspekty problemu, aż z upływem lat uwaga zaczęła koncentrować się tylko na jednym — na samej naturze tych cząstek. Istota rzeczy tkwiłaby w zjawisku tzw. oscylacji neutrin (była o tym wzmianka w punkcie pierwszym). Na trasie od wnętrza Słońca do detektora neutrina mogłyby przechodzić metamorfozę, przekształcając się z elektronowych w mionowe czy taonowe. A ówczesne detektory były w stanie rejestrować tylko te pierwsze, elektronowe.

Dziś nie ma już wątpliwości co do tego, iż taka była właśnie przyczyna owych rozbieżności. Do rozwikłania problemu przyczynili się głównie Kanadyjczycy, dzięki oddaniu do użytku w roku 1999 wspomnianego Sudbury Neutrino Observatory (rejon Wielkich Jezior, koło miasta Sudbury). Ten detektor pracuje na ciężkiej wodzie (której molekuła składa się z atomu tlenu i dwóch atomów ciężkiego wodoru, ²H). Główny zbiornik zawiera tysiąc ton tej ciężkiej wody i otoczony jest siedmioma tysiącami ton wody zwykłej.

Otóż ciężki wodór (deuter) stanowi doskonałą tarczę do wyłapywania neutrin. Prawdopodobieństwo reakcji z neutrinami jest tu dużo większe i — co najważniejsze — możliwe są też oddziaływania z neutrinami mionowymi i taonowymi. Wszystkim trzem generacjom neutrin dana jest tu szansa rozszczepiania jądra deuteru na jego składniki — proton i neutron. Podstawowe w tej metodzie są dwie reakcje

ν_e + ²H → p + p + e^-,

(6)

ν_e,μ,τ + ²H → p + n + n.

(7)

Jak widać z indeksów, tę pierwszą przemianę mogą wywołać tylko neutrina elektronowe, natomiast ta druga może zajść pod działaniem wszystkich trzech rodzajów neutrin (no i z takim samym prawdopodobieństwem).

Funkcjonujący na wodzie ciężkiej detektor stwarza zatem nowe możliwości badawcze, w szczególności pozwala dać odpowiedź na to kluczowe pytanie dotyczące zjawiska oscylacji. Rozumowanie jest tu następujące. Z wnętrza Słońca wylatują tylko neutrina elektronowe. Gdyby docierały one do naszego detektora w niezmienionej postaci, liczba przechwyconych neutrin via reakcja (6) i (7) winna być podobna. Ale jeżeli za pośrednictwem tej drugiej wykrywać ich się będzie więcej, byłoby to jednoznaczną wskazówką, że na trasie od centrum Słońca do detektora część ich przemieniła się w neutrina innej generacji (czy też, jak tu mówią fizycy, zmieniła „zapach”). Otóż taki właśnie obraz ukazywały wyniki uzyskane w Sudbury.

Rezultaty tych obserwacji opublikowane zostały w „Physical Review Letters” z 1 lipca 2002 r. Dotyczyły one badań prowadzonych w latach 1999–2001. Stwierdzono, że strumień neutrin elektronowych stanowi tylko 50% strumienia neutrin nieelektronowych. A skoro tych drugich Słońce nie produkuje, wniosek stąd jednoznaczny, że na drodze do detektora dwie trzecie neutrin elektronowych przeobraziło się w mionowe i taonowe.

Rys.5 Ilustracja problemu deficytu neutrin słonecznych (dane z końca lat dziewięćdziesiątych). Wyniki uzyskane w pięciu obserwatoriach — w zestawieniu z wartościami przewidywanymi przez teorię

A zatem wszystko już się zgadza! Z danych na rys. 5 wynika, że stwierdzano średnio około 50-procentowy deficyt. Detektor z Sudbury te brakujące 50% obecnie odnajduje — tylko pod przeobrażoną postacią neutrin nieelektronowych. Żadnego problemu deficytu neutrin więc nie ma, wszystko wyjaśnia zjawisko oscylacji⁶.

I jeszcze drugi, równie ważki wynik tych badań. Przemiana jądrowa (7) dotyczy neutrin wszystkich trzech generacji. Tak więc strumień cząstek uzyskany na drodze tej reakcji wskazuje na łączną, całkowitą ich liczbę. Biorąc pod uwagę prawdopodobieństwo zajścia tej przemiany, na strumień neutrin przy Ziemi otrzymano (5,09 ± 0,4) × 106 cm^-2 s^-1. Ze spojrzenia na tab. 2 (przemiana boru 8) wynika, iż następuje tu pełna zgodność z danymi teoretycznymi.

Zgodność ta niewątpliwie cieszy. Dzisiaj nikt już chyba nie wątpi w to, że źródłem energii Słońca są zachodzące tam przemiany jądrowe. Ale wiedza ta opierała się na danych teoretycznych, żadne nośniki informacji z wnętrza Słońca do nas nie docierały. Życiodajne promieniowanie słoneczne przekazuje tylko dane o warstwach zewnętrznych, nic nie mówiąc o tym, co dzieje się wewnątrz.

Bezpośrednia informacja stamtąd zaczęła docierać dopiero teraz, po opanowaniu techniki nawiązywania kontaktu z neutrinami — no i dane teoretyczne są w pełni potwierdzane.

Kończąc, jeszcze parę zdań dotyczących bohaterów tego artykułu. Neutrina były traktowane dotąd raczej jako cząstki bezmasowe. Obecnie sytuacja się zmienia. Condicio sine qua non występowania zjawiska oscylacji jest posiadanie pewnej masy spoczynkowej. A skoro neutrina słoneczne, tak jak i te atmosferyczne, zjawisko to ujawniają, pewną masę należy im przypisać. Jak wielką — na odpowiedź trzeba tu będzie poczekać. Pierwsze przymiarki wskazują, że byłyby to może wartości rzędu milionowej masy elektronu — a więc w pobliżu 1 eV/cm², to jest jakieś 10^-36 kg — a może jeszcze mniejsze. Niby to znikomo mało, ale neutrin we Wszechświecie jest mnóstwo. Produkują je gwiazdy, a winno istnieć i tło neutrinowe, pozostałość (tak jak promieniowanie reliktowe) po Wielkim Wybuchu. Sądzi się, że w pierwotnej kuli ognistej neutrina winny być wytwarzane tak samo często jak fotony — a zatem winny przewyższać sumę protonów i neutronów o czynnik rzędu 10⁹. Masa protonu (czy neutronu) to około 10^-27 kg; przyczynek masy neutrin mógłby więc być porównywalny do masy ciężkich cząstek (barionów). Masę neutrin należy zatem teraz uwzględniać w sumarycznej masie Wszechświata, ale nie byłaby to wartość na tyle duża, by mieć znaczący wpływ na obecne problemy w kosmologii.

Literatura:
Świat Nauki, paźdz. 1998, s. 10; paźdz. 1999, s. 48.
Delta 1998, nr 9, s. 9; 1999, nr 2, s. 4; 2002, nr 7, s. 7; 2003, nr 1, s. 12.
Urania 1992, nr 9, s. 265; 1998, nr 4, s. 148.
Nature 4 May 1995, s. 29.
Physics Today July 1996, s. 30; August 1998, s. 17.

¹ Słowo lepton pochodzi z języka greckiego, λεπτóσ = drobny. »» powrót

² Używany jest też termin „zapach”, co oznacza, że dana generacja wyróżnia się właściwością, nazywaną zapachem. »» powrót

³ Nasuwa się tu analogia do fal elektromagnetycznych. Energia kwantów świetlnych różni się np. od rentgenowskich — stąd inna jest technika ich obserwacji. »» powrót

⁴ W świetle tych danych obserwacyjnych bardziej zrozumiałą może być definicja SNU — solar neutrino unit — jednostki wskazującej na szybkość wychwytu neutrin w danym detektorze. 1SNU oznacza 10^-36 reakcji na atom na sekundę. »» powrót

⁵ Paweł Czerenkow, fizyk rosyjski. Wraz z I. Frankiem i I. Tammem odkryli w roku 1934 ten nowy rodzaj promieniowania. W roku 1958 otrzymali Nagrodę Nobla.
Zwróćmy uwagę, że podobnym zjawiskiem w akustyce jest fala uderzeniowa, występująca przy ruchu w powietrzu obiektu o prędkości większej od prędkości dźwięku. »» powrót

⁶ Temat oscylacji neutrin występował też ostatnio i w badaniach geofizycznych. Chodzi o neutrina powstające w wyniku oddziaływania promieniowania kosmicznego z atmosferą ziemską. Pod wpływem wysokoenergetycznych protonów powstają tu ulewy cząstek, pojawiają się miony, neutrina mionowe, jak też elektronowe. Ale coś się tu nie zgadza, bo mionowych wyraźnie brakuje. Inny dylemat tego typu ujawnił Superkamiokande. Prowadzono tam obserwacje neutrin mionowych, przybywających z dwóch przeciwległych kierunków — tych „z góry”, jak też tych „z dołu”, których droga wiodła przez wnętrze Ziemi. Powinno ich być tyle samo — a tymczasem tych z antypodów rejestrowano o blisko połowę mniej. Otóż specjaliści uważają, iż następuje tu metamorfoza, że neutrina mionowe przechodzą w taonowe — a tych Superkamiokande nie rejestruje. »» powrót

Tadeusz Jarzębowski jest emerytowanym docentem astronomii, który prawie całe swe życie naukowe spędził na Uniwersytecie Wrocławskim. O astronomii neutrinowej pisał pierwszy raz w „Uranii” w sierpniu 1961 r. na s. 241