Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 38 – vyšlo 27. září, ročník 17 (2019) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

38/2019

Ledová kostka a petaelektronvoltová neutrina

Petr Kulhánek

Už dlouhou dobu není elektromagnetické záření jediným zdrojem informací o blízkém i vzdáleném vesmíru. Naučili jsme se detekovat kosmické 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., sluneční vítrSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou Sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v cm³. Částice vylétávající podél otevřených siločar mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera., gravitační vlnyGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. nebo se pokoušíme získávat zajímavé informace z přilétajících neutrinNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. . Neutrina s látkou interagují velmi málo, proto musí mít jejich detektory většinou obrovské rozměry. Největší postavený detektor využívá jako médium antarktický led a má objem přes kilometr krychlový. Nazývá se IceCube a je schopný detekovat i velmi energetická neutrina, která jsou svědectvím o těch nejméně prozkoumaných procesech ve vesmíru.

Detektor IceCube. Nadzemní laboratoř se nachází na jižním pólu. Na strunách jsou hluboko v antarktickém ledu pod laboratoří zavěšeny detektory v celkovém prostoru o objemu přes 1 km³. Zdroj: IceCube Collaboration.

Neutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. Kosmické 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. Glashowova rezonance – rezonanční záchyt elektronového neutrina elektronem, k němuž dochází při energii 6,3 peV (6,3 milionů GeV). Výsledkem je polní částice W−. Rezonance je pojmenována podle amerického teoretika Sheldona Glashowa, jednoho ze spoluautorů teorie elektroslabé interakce. Elektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV), teraelektronvolt TeV (1012 eV) nebo petaelektronvolt PeV (1015 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kBT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.

Neutrina

Neutrina k nám přicházejí z nejrůznějších zdrojů. Z neutrin, která umíme zachytit, mají největší tok sluneční neutrina. Vznikají při termojaderné fúzi v nitru Slunce a každým centimetrem čtverečním vhodně orientované plošky projde na Zemi 60 miliard slunečních neutrin za jedinou sekundu. Interakce těchto neutrin s látkou je natolik malá, že z tohoto obrovského množství částic zachytí lidské tělo v průměru jednu jedinou za život. Proto i v těch největších detektorech dochází jen k několika záchytům neutrin denně. Dalším zdrojem neutrin je naše atmosféra. V horních vrstvách ji atakuje kosmické záření a při jeho srážkách s atomy a molekulami atmosféry vznikají tzv. sekundární spršky, v nichž jsou hojně zastoupena neutrina (říkáme jim atmosférická neutrina). Neutrina přicházejí také z nitra Země, kde je jejich zdrojem radioaktivní rozpad hornin, těmto neutrinům říkáme geoneutrina. Zdrojů neutrin je ale mnohem víc. Atakují nás neutrina z explozí supernov, neutrina z našich jaderných reaktorů a přicházejí k nám spolu s kosmickým zářením i neutrina z velmi vzdálených oblastí ve vesmíru – těm říkáme astrofyzikální neutrina – a právě detektor IceCube, o kterém bude dnes řeč, dokáže některé tyto posly z neskutečných dálav polapit.

V přehledu neutrin bychom neměli vynechat ani tzv. reliktní neutrina, která se oddělila od látky přibližně na konci první sekundy existence vesmíru a která v sobě nesou cenné informace o velmi raném vesmíru. Reliktních neutrin je v našem okolí nejvíce, je jich zhruba 300 v každém krychlovém centimetru a každým čtverečním centimetrem projde za jedinou sekundu 9 bilionů reliktních neutrin. Jejich energie je ale natolik nízká, že se nám je zatím nedaří zachytit.

Astrofyzikální neutrina přicházejí ze vzdálených zdrojů, například z blazarůBlazar – nejenergetičtější skupina galaxií s kompaktním aktivním jádrem. Buď jde o rychle proměnné kvazary OVV (Optically Violently Variable) nebo o proměnné galaxie typu BL Lacertae. – obřích černých děr, u kterých máme to štěstí, že se díváme přímo do směru výtrysku částic vyvrhovaných z okolí černé díry silným magnetickým polem. Zdroj: IceCube/NASA.

IceCube

Největším současným detektorem neutrin je IceCube – obří ledová kostka (přesněji hranol) vybudovaná v antarktickém ledu (viz AB 2/2011, AB 42/2010). Detektor nevznikl na zelené louce, ale byl vybudován rozšířením detektoru AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array), který posloužil jako předskokan současného detektoru. Jak takový detektor chytá neutrina? Princip je na první pohled docela jednoduchý. Drtivá většina neutrin prolétne antarktickým ledem bez povšimnutí. Některá z nich se ale dostanou do takové blízkosti kvarků v atomovém jádře, že přece jen dojde výjimečně k interakci, která změní některý neutron jádra na proton. Přitom z oblasti interakce vylétne velmi rychlý elektron. Podle toho, o jaké neutrinoNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy.  šlo, vznikne buď elektronElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932. normální, těžký (mionMion – těžký elektron, hmotnost má 207 m_e. Střední doba života je přibližně 2×10⁻⁶ s. Těžký elektron se rozpadá na stabilní elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino. Mion se vyskytuje v sekundárních sprškách z kosmického záření. Mion byl objeven C. Andersonem v kosmickém záření za pomoci mlžné komory v roce 1936.) nebo supertěžký (tauonTauon – supertěžký elektron, hmotnost má 3 484 m_e. Jde o nestabilní částici se střední dobou života 3×10⁻¹³ s. Rozpadá se na své lehčí dvojníky (elektron nebo mion) a neutrina. Byl objeven v roce 1977 Martinem Perlem.). Vzniklý elektron se pohybuje v antarktickém ledu rychleji než světlo. Na tom není nic divného, ve vodě se světlo šíří rychlostí 200 000 km/s a ve vakuu 300 000 km/s. Částice se musí pohybovat rychlostmi nižšími, než má světlo ve vakuu, ale v látce se často pohybují rychleji. A pokud jsou nabité, táhnou za sebou charakteristický kužel elektromagnetického záření, kterému se říká Čerenkovovo zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí.. A právě toto záření rychlých elektronů je v antarktickém letu chytáno fotonásobičiFotonásobič – často označováno jako PMT (PhotoMultiplier Tube), vakuová fotocitlivá součástka využívající zesilovacího efektu prostřednictvím sekundární emise na systému elektrod. Prvotní proud, iniciovaný dopadem světla na světlocitlivou vrstvu, fotokatodu, je tak mnohonásobně zesílen. Napětí mezi elektrodami je několik set voltů a je nastaveno tak, aby koeficient sekundární emise při dopadu elektronu na její povrch byl kladný. Fotonásobiče pracují v impulzním režimu. a je svědectvím o interakci neutrina s atomovým jádrem.

Základem detektoru IceCube jsou vrty o průměru zhruba 60 centimetrů zanořující se do hloubky 1 450 až 2 450 metrů. Do těchto vrtů jsou umísťovány struny s detektory, které jsou následně zality vodou a zamrznou. Stavba detektoru byla dokončena v roce 2010, v současnosti obsahuje 86 svislých strun, na nichž je navěšeno celkem 5 160 detektorů. Každá struna má samozřejmě v sobě napájecí a datové vodiče. Detektor je koncipován tak, aby byl schopen zachytávat neutrina o velmi velkých energiích, konkrétně nad sto gigaelektronvoltů. Zcela výjimečné jsou události, při nichž je zachyceno neutrino s energií nad dvacet teraelektronvoltů. Označují se zkratkou HESEHESE – High Energy Starting Events, termín využívaný při detekci neutrin. Takto jsou označovány události v detektoru, které byly způsobeny příletem neutrina s energií vyšší než 20 TeV. a za dobu provozu detektoru jich byla zaznamenána necelá stovka. Takové energie jsou extrémní, jde o několikanásobně větší energii, než mají protony urychlované v největším urychlovači světa LHCLHC – Large Hadron Collider. Urychlovač protonů na nominální energie 14 TeV. LHC byl vybudován ve středisku jaderného výzkumu CERN v tunelu po urychlovači LEP II, který má obvod 27 km. Do zkušebního provozu byl uveden v září 2008, ale zanedlouho došlo k poruše na jednom z magnetů. Urychlovač byl opětovně spuštěn v listopadu 2009. Od března 2010 probíhal fyzikální program na energii 7 TeV. V roce 2012 byl na urychlovači objeven Higgsův boson. Provoz na energiích blízkých nominální probíhá od roku 2015.. V několika případech byly dokonce zachyceny částice s energií v petaelektronvoltové oblasti (10¹⁵ eV, energie milionkrát vyšší než v LHC).

Princip detekce neutrina. Neutrino je zobrazeno jako letící šedý ovál. Po interakci s atomovým jádrem vylétá z místa interakce rychlý elektron, který za sebou táhne modrý kužel Čerenkovova záření. Zdroj: UCI School of Physical Sciences.

IceCube – vrtání otvorů pro struny. Zdroj: Amble, CC BY-SA 3.0.

Umístění a základní prvky detektoru IceCube. Zdroj: IceCube Collaboration.

Extrémní energie

Na urychlovačích sice dokážeme připravit částice s velkou energií, ale není to nic proti tomu, jaké energie se vyskytují u částic přilétajících z vesmíru. Říká se, že proton urychlený na urychlovači LHCLHC – Large Hadron Collider. Urychlovač protonů na nominální energie 14 TeV. LHC byl vybudován ve středisku jaderného výzkumu CERN v tunelu po urychlovači LEP II, který má obvod 27 km. Do zkušebního provozu byl uveden v září 2008, ale zanedlouho došlo k poruše na jednom z magnetů. Urychlovač byl opětovně spuštěn v listopadu 2009. Od března 2010 probíhal fyzikální program na energii 7 TeV. V roce 2012 byl na urychlovači objeven Higgsův boson. Provoz na energiích blízkých nominální probíhá od roku 2015. s energií 7 teraelektronvoltů (7×10¹² eV), má zhruba energii letícího komára. To je samozřejmě obrovská energie, uvědomíme-li si, jak je proton oproti komárovi malý. Nicméně energie dosud nejenergetištější zachycené částice odpovídala baseballovému míčku letícímu rychlostí 100 kilometrů za hodinu. Částice-monstrum byla polapena dne 15. října 1991 detektorem Muší oko v Utahu. Šlo o částici kosmického záření s energií 3,2×10²⁰ eV (tedy o 8 řádů vyšší, než má proton v LHC), která si vysloužila název „Oh My God Particle“ (částice „Ó můj bože“). Nevíme, o jakou částici konkrétně šlo, protože v detektoru byla zachycena jen sekundární sprška z této částice. Zatímco protony v urychlovači LHC můžeme připravovat rutinně, na částice s extrémní energií, které přilétají z vesmíru, musíme mnohdy čekat dlouhá desetiletí a když taková částice přilétne, není vůbec jisté, že se trefí do některého z našich detektorů. Detekce částic s vysokou energií tak do jisté míry připomíná loterii. Původ takových částic je nejasný, snad mohou pocházet z aktivních galaktických jaderAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 10¹⁶ cm^-3, T ~ 10⁵ K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 10⁹ K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary., snad jde o částice vymrštěné blazaryBlazar – nejenergetičtější skupina galaxií s kompaktním aktivním jádrem. Buď jde o rychle proměnné kvazary OVV (Optically Violently Variable) nebo o proměnné galaxie typu BL Lacertae. ve směru výtrysku naším směrem, možná vznikly při extrémních explozích supernovSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi., jistou roli může hrát Fermiho mechanizmusFermiho mechanizmus – mechanizmus urychlování nabitých částic v magnetických polích. Oblasti silnějších polí mohou sloužit jako magnetická zrcadla, která svým pohybem dokáží částici urychlit nebo přibrzdit. Při opakovaných odrazech může u některých jedinců dojít k statisticky významnému nárůstu energie. Mechanizmus navrhl italský teoretik Enrico Fermi. a možná existují i další způsoby urychlování, o nichž zatím vůbec nevíme. Pokud k nám přilétají nabité částice, je jejich směr za letu měněn všudypřítomnými magnetickými poli, a tak je velmi těžké odhadnout skutečný směr, ze kterého částice přilétla a nalézt její zdroj.

S neutriny je to ale jinak. Neutrina s extrémní energií letí od zdroje k nám přímočaře a jejich dráha není ovlivňována ani magnetickými, ani elektrickými poli. Proto jsou záchyty neutrin s extrémními energiemi považovány za události zcela mimořádné důležitosti. Samozřejmě, pokud tedy nejde o neutrina atmosférická, ale o neutrina, která k nám přilétají z prostoru daleko za hranicemi naší Galaxie – Mléčné dráhy. Průzkum událostí zachycených v detektoru IceCube i v dalších detektorech (například AugerPierre Auger – dosud největší projekt pro sledování kosmického záření, pojmenovaný podle objevitele spršek kosmického záření. Observatoř tvoří celkem 24 fluorescenčních detektorů a 1 600 Čerenkovových detekčních stanic pokrývajících území 3 000 km². Jako vhodné místo byla zvolena Argentina, oblast Pampa Amarilla, což je polovyprahlá planina v blízkosti města Malaragüe. Do projektu, jehož realizace započala v roce 2005, je zapojena i Česká republika. Observatoř je v plném provozu od roku 2007. V původním projektu se uvažovalo i o observatoři na severní polokouli, ta se ale z finančních důvodů nerealizovala.) ukázal, že neutrina s energií nad 20 TeV (HESEHESE – High Energy Starting Events, termín využívaný při detekci neutrin. Takto jsou označovány události v detektoru, které byly způsobeny příletem neutrina s energií vyšší než 20 TeV. události) mají mocninné spektrum, jejich počet ubývá přibližně jako 1/E^2,9. V oblasti nad 120 TeV se zdá, že se ve spektru uplatňuje i další mocninná složka, což by odpovídalo dvěma různým mechanizmům vzniku těchto neutrin. Navíc je zde jasný ořez počtu neutrin způsobený tzv. Glashowovou rezonancíGlashowova rezonance – rezonanční záchyt elektronového neutrina elektronem, k němuž dochází při energii 6,3 peV (6,3 milionů GeV). Výsledkem je polní částice W⁻. Rezonance je pojmenována podle amerického teoretika Sheldona Glashowa, jednoho ze spoluautorů teorie elektroslabé interakce.. Elektronová neutrina s energií 6,3 PeV (petaelektronvolt je 10¹⁵ eV) se totiž velmi ochotně spojují s elektrony, přičemž vznikne polní částice slabé interakce W⁻, která se následně rozpadá na energetickou spršku elementárních částic.

Neutrina v petaelektronvoltové oblasti jsou velmi vzácná a pravděpodobně jsou astrofyzikálního původu. Astrofyzikální neutrina mohou vznikat při interakci částic 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 látkou v nejrůznějších objektech, kterými prolétají. V průměru si takové neutrino odnáší přibližně 5 % energie původní částice. Jako druhý mechanizmus se uvažuje interakce kosmického záření s všudypřítomnými fotony. Někdy se také zvažuje možnost, že by temná hmotaTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou. mohla být tvořena extrémně hmotnými elementárními částicemi, které se mohou rozpadat na neutrina s velkou energií. Pak by petaelektronvoltová neutrina nemusela nutně vznikat ve velkých vzdálenostech od nás. Úspěšné záchyty petaelektronvoltových neutrin mohou odpovědět na řadu zajímavých otázek.

První dvě události v petaelektronvoltové oblasti byly v detektoru IceCube zaznamenány v roce 2013. Šlo o dvojici neutrin, která byla pojmenována Bert a Ernie podle postaviček americké dětské vzdělávací show Sezame, otevři se (v originále Sezame Street). Naší napodobeninou tohoto úspěšného vzdělávacího pořadu bylo Studio Kamarád. Další velmi zajímavá událost je z června 2014, kdy přilétlo neutrino, které v detektoru deponovalo energii 2,6 PeV. Pokud by šlo o elektronové neutrino, byla by jeho energie srovnatelná s energií deponovanou v detektoru. Loni provedené analýzy události z roku 2014 ukázaly, že pokud by šlo o mionové neutrino, muselo mít energii o něco málo vyšší než 8 PeV a v případě tauonového neutrina by dokonce šlo o energii kolem 67 PeV! V obou těchto případech by tedy neutrina měla energii nad Glashowovou rezonancíGlashowova rezonance – rezonanční záchyt elektronového neutrina elektronem, k němuž dochází při energii 6,3 peV (6,3 milionů GeV). Výsledkem je polní částice W⁻. Rezonance je pojmenována podle amerického teoretika Sheldona Glashowa, jednoho ze spoluautorů teorie elektroslabé interakce.. Připomeňme si, že neutrina mají nenulovou hmotnost (alespoň některá z nich), a proto dochází k jejich oscilacím (viz AB 5/2005, AB 42/2010). Ať už šlo na počátku o jakékoli neutrino, postupem času se mění pravděpodobnost, že ho budeme detekovat jako neutrino elektronové, mionové či tauonové (hovoříme o různých „vůních“ neutrina). Glashowova rezonance, která se týká jen elektronových neutrin, se tak po čase projeví snížením toků všech tří neutrinových vůní. Poměr detekovaných vůní astrofyzikálních neutrin, jejichž původ je velmi daleko od Země, by měl být ?_e:?_µ:?_? ~ 1:1:1. Detektor IceCube ale měří tento poměr jako 29:50:21. Důvod není známý, uvažuje se například o vlivu existence čtvrtého, tzv. sterilního neutrina, které interaguje pouze gravitačně.

Poslední velmi zajímavá událost, o které se zmíníme, je z 22. září 2017, kdy bylo v IceCube detekováno neutrino s energií 290 TeV (0,29 PeV, čtyřicetkrát více, než mají protony v LHC). Při této události se podařilo určit směr, ze kterého neutrino přilétlo. Šlo o oblast ze souhvězdí Orionu, v níž se nachází ve vzdálenosti 7 miliard světelných roků blazarBlazar – nejenergetičtější skupina galaxií s kompaktním aktivním jádrem. Buď jde o rychle proměnné kvazary OVV (Optically Violently Variable) nebo o proměnné galaxie typu BL Lacertae. TXS 0506+05. Pokud jde skutečně o zdroj neutrina (je to pravděpodobné, ale jistotu nemáme), je to poprvé, co byl přímo detekován zdroj původu extrémně energetického neutrina. Petaelektronvoltová neutrina uvízlá v antarktickém detektoru IceCube mohou přispět k výzkumu původu kosmického záření, k pochopení fyziky elementárních částic za hranicí standardního modeluStandardní model – současný obecně přijímaný model částic a interakcí. Obsahuje kvarky, leptony, polní částice jednotlivých interakcí (fotony, gluony, W⁺,  W⁻, Z⁰) a Higgsovu částici jakožto zdroj hmotnosti ostatních částic a narušení symetrie elektroslabé interakce. Součástí modelu není gravitační interakce. Standardní model je vybudován na základě kvantové teorie pole. a možná i k porozumění původu temné hmotyTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou.. Je patrné, že neutrinové okno do vesmíru přináší stále zajímavější a nečekané výsledky.

Záznam petaelektronvoltové události z června 2014. Zdroj: IceCube Collaboration.

Odkazy