Částice a interakce | Leptony

První skupinou jsou leptony, tvoří je šestice částic a šestice antičástic. Původní název pochází z řeckého leptos, což znamená lehký. Smysl tohoto názvu je ale již jen historický, nejtěžší částice z této skupiny, tauon, má téměř dvojnásobně větší hmotnost než proton. Do této skupiny patří elektrony (elektron, mion a tauon) a jejich neutrina (elektronové, mionové a tauonové). Všechny tyto částice mají i v nejvytříbenějších experimentech bodovou strukturu, takže se zdá, že jde opravdu o elementární, dále nedělitelné částice. Zatímco elektrony interagují elektromagnetickouElektromagnetická interakce – interakce působící na všechny částice s elektrickým nábojem. Má nekonečný dosah, mezi tělesy ubývá s druhou mocninou vzdálenosti. Polními částicemi jsou fotony, které vytvářejí mezi nabitými tělesy elektromagnetické pole. Nemají elektrický náboj, mají nulovou klidovou hmotnost a spin rovný jedné. Teorie elektromagnetické interakce se nazývá kvantová elektrodynamika (QED). i slabou interakcíSlabá interakce – interakce s konečným dosahem, který je přibližně 10^–17 m. Působí pouze na levotočivé kvarky a leptony. Polními částicemi jsou vektorové bosony W⁺, W⁻ a Z⁰ se spinem rovným jedné. Hmotnosti částic jsou v rozmezí (80÷90) GeV. Typickým slabým procesem je například beta rozpad neutronu. Teorie slabé interakce se nazývá kvantová flavourdynamika (QFD)., neutrina interagují jen slabou interakcí, proto je pro ně látka velmi průhledná, například sluneční neutrina projdou bez problémů celou zeměkoulí.

Neutrina jsou věrní souputníci elektronů. Pokud při slabé interakci vznikne lepton, musí se také objevit příslušná částice, tedy antilepton. Při vzniku pozitronu (antičástice k elektronu) vznikne ještě elektronové neutrino, naopak při vzniku elektronu (například při beta rozpadu) se objeví elektronové antineutrino. U ostatních elektronů je tomu obdobně. S těžkým elektronem (mionem) vzniká mionové antineutrino a s tauonem se vynoří tauonové antineutrino. Neutrina mají velmi malou hmotnost a šíří se téměř rychlostí světla. Jejich hmotnost vzniká superpozicí tzv. hmotových stavů, které mají přesně definovanou hmotnost. Neutrina mají bodovou strukturu, poloviční spin a nulový elektrický náboj. Jejich malá hmotnost způsobuje tzv. oscilace neutrin. Při pozorování se mění pravděpodobnost detekce od elektronového přes mionové až po tauonové neutrino. Neutrina se proto chovají jako duchové – umí procházet zdí a přeměňovat se jedno v druhé.

Umělecká představa leptonů. Kresba: André-Pierre Olivier.

Objev neutrin souvisí s objevem radioaktivityRadioaktivita – radioaktivní rozpad, přeměna jader nestabilních nuklidů na jiná jádra, při níž vzniká ionizující záření. Pokud se změní v jádře počet protonů, dojde ke změně prvku. Rychlost přeměny je charakterizována poločasem rozpadu. Radioaktivitu objevil v roce 1896 Henri Becquerel u solí uranu.. Už na počátku 20. století bylo zjevné, že něco není v pořádku. Elektrony vylétávající z rozpadajících se jader měly spojitou energii. Podle teorie by ale měly mít jen některé hodnoty energie odpovídající příslušným kvantovým přechodům v jádře. V roce 1930 navrhl rakousko-německo-americký fyzik Wolfgang Pauli, že by spolu s elektronem měla vznikat ještě velmi malá neutrální částice, která by odnášela část energie, a tím by se problémy se zákonem zachování energie vyřešily. V roce 1932 objevil anglický fyzik James Chadwick neutron, ale tato částice byla příliš hmotná na to, aby problémy vyřešila. V roce 1933 navrhuje italský fyzik Enrico Fermi, aby se hledaná částice jmenovala neutrino, což v italštině znamená „malý neutron“. Na objev neutrina si ale lidstvo muselo počkat až do roku 1956, kdy od Pauliho návrhu uplynulo 26 let, tedy více než čtvrt století. Neutrino nakonec polapili američtí fyzikové Frederick Reines a Clyde Cowan v toku částic z jaderné elektrárny v Savannah River v Jižní Karolíně. Tehdy se zrodila neutrinová fyzika a spolu s ní neutrinová astronomie.

Neutrina k nám přilétají z niter všech hvězd, kde vznikají při termojaderné fúzi. Země je doslova zaplavena slunečními neutriny z naší nejbližší hvězdy (každým centimetrem čtverečním proletí na Zemi 60 miliard slunečních neutrin za sekundu). Dalším zdrojem jsou exploze supernov, kde neutrina odnášejí uvolněnou energii z nitra explodující hvězdy. Na povrch Země dopadají také atmosférická neutrina, která vznikají při interakci kosmického záření s atmosférou. V nitru Země vznikají při radioaktivním rozpadu geoneutrina. Neutrina uměle vytváříme v jaderných elektrárnách a při srážkách částic v urychlovačích. A měl by tu být ještě jeden zajímavý zdroj neutrin – tzv. reliktní neutrina, která se oddělila od zárodečné polévky našeho vesmíru přibližně v jedné sekundě jeho existence. Tato reliktní neutrina ale zatím chytat neumíme. Žijeme tedy v moři neviditelných neutrin, která procházejí bez povšimnutí nejen námi, ale i Zemí a ostatními tělesy ve vesmíru. Pojďme se nyní s rodinou leptonů zevrubně seznámit.

Elektron

Elektron je první objevenou elementární částicí. Nalezl ho anglický fyzik John Joseph Thomson 1897 v katodovém záření. Za tento objev dostal Nobelovu cenu v roce 1906. Jeho syn George Paget Thomson prokázal, že elektron má vlnové vlastnosti a Nobelovu cenu získal v roce 1937. Jde o stabilní částici s hmotností m_e = 9,1×10^–31 kg a elektrickým nábojem e = 1,6×10^–19 C. Elektron hraje nesmírně důležitou roli v atomární látce. Rozdílné chování různých atomů je způsobeno rozdílnou konfigurací elektronových obalů. Makroskopický pohyb elektronů vnímáme jako elektrický proud. Pohyb elektronů a jejich vlastnosti jsou základem veškerých elektronických (využívají náboj) a spintronickýchSpintronika – spinová elektronika neboli magnetoelektronika. Jde o technologii využívající kvantové vlastnosti spinu elektronu, případně celého atomu. Zatímco klasická elektronika využívá ve všech technologiích pouze náboj elektronu, ve spintronice se kromě náboje elektronu využívá i orientace jeho spinu. První spintronické logické obvody byly zkonstruovány v roce 1997. (využívají spin) zařízení. Existenci antičástice k elektronu (pozitronuPozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932.) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Předpověď učinil v době, kdy byly známy pouze tři elementární částice (elektron, proton a foton). Pozitron byl objeven v roce 1932 Carlem Andersonem v kosmickém zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.. Anderson určil náboj a hmotnost nově objevené částice ze zakřivení stop (způsobeného magnetickým polem) v mlžné komoře.

Mion

Tentýž Carl Anderson, který objevil pozitron, objevil za pomoci mlžné komory ve sprškách kosmického záření také těžký elektron neboli mion, a to v roce 1936 – ve stejném roce, kdy obdržel Nobelovu cenu za nalezení pozitronu. Mion se chová velmi podobně jako elektron. Má hmotnost 207 m_e. Doba života je přibližně 2,2 mikrosekundy. Potom se těžký elektron rozpadá na normální elektron a neutrina: μ⁻ → e⁻ + ͞ν_e + ν_μ. Mion je stejně jako jeho dvojník elektron schopen vytvořit vázaný stav s protonem, tzv. mionium (vodík s mionem v obalu místo elektronu). Miony s relativistickými rychlostmi vznikají interakcí kosmického zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. s horními vrstvami atmosféry. Vzhledem ke své krátké době života by neměl mion nikdy dopadnout na zemský povrch. Avšak díky dilataci času žije mion z hlediska pozorovatele na Zemi „déle“ a má dosti času, aby dopadl na povrch Země. Z hlediska mionu se Země „přibližuje“ relativistickou rychlostí a díky kontrakci vzdálenosti letí mion k povrchu Země jen zlomek skutečné vzdálenosti. Vidíme, že z hlediska obou souřadnicových soustav je výsledek stejný, mion dopadne na povrch Země. U hladiny moře je možné detekovat přibližně 1 mion dopadlý na cm² za minutu. Tyto miony pocházejí ze sekundárních spršek kosmického záření.

Tauon

Tauon je třetí z elektronů, říkáme mu supertěžký elektron. Má náboj stejný jako elektron a hmotnost 3 484 m_e, to je téměř dvojnásobek klidové hmotnosti protonu. Jde o nestabilní částici s dobou života 0,3 pikosekundy. Rozpadá se na své lehčí dvojníky (elektron nebo mion) a neutrina. V přírodě se dnes běžně nevyskytuje, lze ho připravit uměle v urychlovačích. V raných horkých fázích vesmíru byly všechny tři formy elektronu rovnoměrně zastoupeny. Tato rovnováha se narušila až tehdy, když průměrná energie částic ve vesmíru klesla pod klidovou energii tauonu, což znemožnilo jeho samovolný vznik. Ve vesmíru se tak stalo při teplotě 20 bilionů kelvinů (ve zlomku mikrosekundy po jeho vzniku). Tauon byl objeven v roce 1977 na urychlovači SPEAR ve Stanfordském urychlovačovém centruSLAC – Stanford Linear Accelerator Center, středisko s několika urychlovači, nejznámějším je přes 3 kilometry dlouhý lineární urychlovač patřící Stanfordově univerzitě v Kalifornii, podle něhož je centrum SLAC pojmenováno. Urychlovač je v provozu od roku 1962. V současnosti je středisko přejmenováno na „SLAC National Accelerator Laboratory“ a je jednou z deseti národních laboratoří Spojených států. týmem, který vedl americký fyzik Martin Perl. Za objev tauonu získal Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1995. Druhou polovinu této ceny získal Frederick Reines za objev neutrina. Druhý z objevitelů, Clyde Cowan, byl v té době již po smrti.

Elektronové neutrino

Elektronové neutrino má nulový elektrický náboj, malou klidovou hmotnost a spin ½. Poprvé bylo polapeno v roce 1956 v toku neutrin z jaderného reaktoru P-105 v jaderné elektrárně v Savanah River v Jižní Karolíně. Američtí fyzikové Frederick Reines a Clyde Cowan k detekci využili roztoku kadmiumchloridu. Některá z antineutrin letících z reaktoru slabě interagují s protonem za vzniku pozitronu a neutronu. Pozitron téměř okamžitě anihiluje s nějakým elektronem a přitom vznikne dvojice fotonů. Neutron je absorbován kadmiovým jádrem, které také vyšle foton. Výsledkem je dvojice charakteristických záblesků s časovým odstupem 15 mikrosekund. Za objev neutrina resp. antineutrina získal Frederick Reines Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1995. Cowan byl v té době již mrtvý, a proto mu nebylo možné cenu udělit.

První detektor chytající sluneční neutrina zkonstruoval americký fyzik Raymond Davis v Jižní Dakotě v opuštěném dole Homestake. Základem detektoru byla nádoba s 615 tunami tetrachloretylénu. Jádra chlóru se po spojení s neutrinem změnila na snadno detekovatelné radioaktivní jádro argonu s poločasem rozpadu 35 dní. Zachycený tok neutrin ze Slunce byl zhruba třetinový oproti teorii, což bylo způsobeno oscilacemi neutrin (Davisův detektor byl citlivý jen na elektronová neutrina). Oscilace mezi elektronovým a mionovým neutrinem byly prokázány v roce 1998 v japonském detektoru SuperKamiokande a téměř současně v americké Sudburské neutrinové observatoři SNO.

Mionové neutrino

Mionové neutrino má, stejně jako elektronové, nulový elektrický náboj, malou klidovou hmotnost a spin ½. O jeho existenci se spekulovalo od 40. let, objeveno bylo v roce 1962 americkými fyziky Leonem Ledermanem, Melvinem Schwartzem a Jackem Steinbergerem v Brookhavenské národní laboratořiBNL (Brookhaven National Laboratory) – Brookhavenská národní laboratoř, jedna z deseti národních laboratoří USA založená Americkým ministerstvem energetiky (DOE–U.S. Department of Energy). Její výzkum je orientován na fyziku, biomedicínu, životní prostředí a energetiku. Laboratoř je umístěna na ostrově Long Island v blízkosti New Yorku. K nejvýznamnějším výsledků patří objev narušení CP symetrie, objev těžkého elektronu (mionu), objev K mezonů, objev částice Ω⁻ předpověděné kvarkovým modelem či objev částice J/ψ – vázaného stavu kvarku c a jeho antikvarku. na Long Island ve Spojených státech. Za tento objev získali všichni tři Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1988. Oscilace mezi mionovými a elektronovými neutriny byla prokázána na detektoru Super-KamiokandeSuper-Kamiokande – japonská neutrinová observatoř z roku 1996 umístěná 1 000 m pod povrchem hory Ikeno ve starém zinkovém dole poblíž městečka Kamioka. Horniny nad detektorem jsou ekvivalentní 2 700 metrům vodního sloupce. Nádoba detektoru obsahuje 50 000 tun vody, na stěnách je 13 000 fotonásobičů, průměr nádoby je 40 metrů. Detektor detekuje Čerenkovovo záření elektronu nebo mionu vzniklého srážkou elektronového nebo mionového neutrina s neutronem. Z tvaru kužele Čerenkovova záření lze snadno odlišit elektronové a mionové neutrino. V průměru je zachyceno jedno atmosférické neutrino za hodinu a půl. V roce 1998 byl oznámen objev oscilací neutrin. V roce 2001 byl detektor vážně poškozen. Oprava trvala 5 let a stála 25 milionů USD.  v roce 1998. V několika současných experimentech je vysílán svazek mionových neutrin do detektoru záměrně pod povrchem Země. Nejznámější je experiment CNGS (CERN Neutrinos to Gran Sasso), při němž se minová neutrina vyrobená srážkami protonů v útlumovém členu posílají pod zemí do italského Gran SassoNLGS – Národní laboratoř Gran Sasso, byla vybudována ve střední Itálii na bocích tunelu, který spojuje města Teramo a L'Aquilla. Nachází se 1 400 metrů pod horou Gran Sasso a tvoří ji tři haly, každá o délce 100 metrů a výšce necelých 30 metrů. Je zde umístěno přibližně 20 funkčních experimentů. Celková plocha laboratoří, které byly otevřeny v roce 1987, je 17 300 m². Laboratoře patří pod Národní ústav jaderné fyziky INFN (Instituto Nazionale di Fizica Nucleare). V podzemí jsou především detektory neutrin různého původu, kosmického záření a temné hmoty. (732 kilometrů daleko), kde je chytají detektory Opera a Icarus. Cílem experimentu je sledování oscilací neutrin. V roce 2011 se zdálo, že neutrina létají z komplexu CERN do Gran Sasso nadsvětelnou rychlostí – na vině byl povytažený konektor optického vlákna (u experimentu Opera), které zajišťovalo komunikaci mezi podzemní a nadzemní částí laboratoře. Ve Spojených státech se v roce 2012 podařilo uskutečnit první komunikaci prostřednictvím neutrin. Zdrojem neutrin byly balíčky protonů z Hlavního injektoru bývalého urychlovače TevatronTevatron – synchrotron postavený ve Fermilabu v Batávii, ve státě Illinois. Do zprovoznění LHC v CERN šlo o největší urychlovač tohoto typu na světě, protony a antiprotony byl schopen v  prstenci o obvodu 6,3 km urychlit až na energii 1 TeV. Šlo o kolider, jehož vstřícné svazky měly v těžišťové soustavě energii 1,96 TeV. Tevatron byl dostaven v roce 1983 a stál 120 milionů USD. Další velkou investicí byl hlavní injektor za 290 milionů USD přidaný v letech 1994 až 1999. Provoz Tevatronu byl ukončen v roce 2011.. Vzniklé balíčky mionových neutrin představovaly logické jedničky, nevyslání balíčku logickou nulu. Mionová neutrina byla namířena na detektor Minerva a proletěla vzdálenost cca kilometr, z toho 260 metrů pod zemí. Americkým vědcům se podařilo tímto extravagantním způsobem poslat skrze horninu slovo „neutrino“.

Tauonové neutrino

Tauonové neutrino má, stejně jako elektronové a mionové, nulový elektrický náboj, malou klidovou hmotnost a spin ½. Po objevu tauonu v roce 1975 bylo zřejmé, že by mělo existovat i tauonové neutrino. Bylo objeveno až v roce 1999 v americkém Fermilabu v experimentu DONUT (Direct Observation of the NU Tau). Šlo už o období obřích kolaborací, kdy jsou na objevitelských článcích někdy i stovky jmen a lze jen těžko určit, kdo je skutečným objevitelem. V roce 2010 byla poprvé detekována oscilace mionového neutrina na tauonové v experimentu CNGS (CERN Neutrinos to Gran Sasso). Stalo se tak na experimentu OperaOPERA – zařízení, kde se zpívá a tančí jako o život. pod horou Gran SassoNLGS – Národní laboratoř Gran Sasso, byla vybudována ve střední Itálii na bocích tunelu, který spojuje města Teramo a L'Aquilla. Nachází se 1 400 metrů pod horou Gran Sasso a tvoří ji tři haly, každá o délce 100 metrů a výšce necelých 30 metrů. Je zde umístěno přibližně 20 funkčních experimentů. Celková plocha laboratoří, které byly otevřeny v roce 1987, je 17 300 m². Laboratoře patří pod Národní ústav jaderné fyziky INFN (Instituto Nazionale di Fizica Nucleare). V podzemí jsou především detektory neutrin různého původu, kosmického záření a temné hmoty.. Všechna tři neutrina jsou superpozicí tří hmotových stavů. Úhly superpozice (koeficienty mixování) jsou dnes relativně dobře známy. Různé mixáže hmotových stavů vnímáme v experimentech jako jednotlivá neutrina. Nalezení konkrétní kombinace hmotových stavů má vždy jen pravděpodobnostní charakter. Zajímavou otázkou je, zda by ještě nemohly existovat částice čtvrté generace, tedy například čtvrtý elektron či neutrino. Z kosmologických pozorování procentuálního zastoupení prvků se zdá tato možnost vyloučená.

Tabulka vlastností leptonů

W – slabá interakce, E – elektromagnetická interakce, G – gravitace