Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 5 – vyšlo 5. února, ročník 19 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Borexino zachytilo neutrina ze slunečního CNO cyklu

Petr Kulhánek

SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. je hvězda, která získává energii termojadernou fúzíTermojaderná fúze – jaderná syntéza, při které se slučují lehčí prvky na prvky těžší a uvolňuje se energie. Jaderná fúze může probíhat tehdy, když jádra překonají odpudivé coulombovské síly a přiblíží se na dosah jaderných sil. K tomu je zapotřebí velkých tlaků a teplot. Přirozeným způsobem probíhá fúze v nitru hvězd. K praktickému využití na Zemi přicházejí v úvahu dvě reakce: slučování deuteria na helium nebo tritium a slučování tritia a deuteria na helium. probíhající v jejím nitru. Za enormní teploty se v jádru Slunce srážejí částice a probíhá zde řada nejrůznějších reakcí, při nichž se nakonec ze čtyř protonů sestaví velmi stabilní jádro helia složené ze dvou protonů a dvou neutronů. Existují dvě nejvýznamnější skupiny reakcí, kterým říkáme protono-protonový řetězec a Betheův CNO cyklus. První skupina reakcí se podílí na energetické bilanci z 99 %, Betheův cyklus přispívá jedním procentem. Uvolněnou energii z obou procesů nesou k povrchu fotony, které interagují s volnými elektrony, a proto jejich cesta není zdaleka přímočará a trvá mnoho set tisíc let. Na povrchu Slunce nevidíme okamžitý výsledek procesů v termojaderném kotli uvnitř, ale obraz zpožděný řádově o milion roků. Existuje jedna možnost, jak pozorovat procesy slučování částic v jádru Slunce přímo. Jde o pozorování neutrin, která z jádra doletí k Zemi bez jediné srážky. A právě s pomocí takových neutrin detekoval na konci roku 2020 historicky poprvé přímo CNO cyklus v nitru Slunce detektor Borexino nacházející se v Národní italské laboratoři Gran SassoLNGS – Laboratori Nazionali del Gran Sasso, Národní laboratoř Gran Sasso. Byla vybudována ve střední Itálii na bocích tunelu, který spojuje města Teramo a L'Aquilla, přibližně 120 km od Říma. 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..

Neutrinový detektor Borexino. Nachází se v největší podzemní laboratoři světa v italském Gran Sasso a za úkol má chytat neutrina z atypických fúzních reakcí v nitru Slunce. Foto: Aldebaran 2010.

Slunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.

LNGS – Laboratori Nazionali del Gran Sasso, Národní laboratoř Gran Sasso. Byla vybudována ve střední Itálii na bocích tunelu, který spojuje města Teramo a L'Aquilla, přibližně 120 km od Říma. 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.

BOREXINO – neutrinový detektor v italské Národní laboratoři Gran Sasso. Nachází se 1 400 metrů pod zemí. Byl zprovozněn v roce 2007. Je schopen detekovat sluneční neutrina s nízkou energií, která vznikají při reakcích berylia a bóru. Podle prvku bor byl detektor pojmenován (BORon EXperiment). Detektor je naplněn 278 tunami scintilační tekutiny. I s vnějšími stínicími obaly má průměr 18 metrů. Záblesky ze scintilační tekutiny jsou zachytávány 2 212 fotonásobiči. Čerenkovovo záření způsobené prolétávajícími miony je detekováno dalšími 208 fotonásobiči. Detektor je citlivý na sluneční neutrina, geoneutrina a exotické rozpady elementárních částic (například elektronu).

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.

Fúzní reakce ve hvězdách

Dlouho se váhalo, co je zdrojem energie hvězd. Uvažovalo se o gravitační kontrakci i o dalších mechanizmech. Až ve 30. letech dvacátého století se pomalu začalo uvažovat o fúzních reakcích a naplno tento názor zazněl v roce 1938 na čtvrté výroční konferenci teoretických fyziků ve Washingtonu. George Gamow a Carl Friedrich von Weizsäcker na konferenci navrhli, že ve Slunci je základní reakcí slučování dvou protonů. Jednu z možností, jak by reakce mohla probíhat, v zápětí propočítal Hans Bethe a v témže roce publikoval slavný CNO cyklus, který je energetickým zdrojem ve hmotnějších hvězdách. Ve hvězdách, jako je naše Slunce, dominují reakce protono-protonového řetězce (zkráceně pp řetězce). Obě skupiny reakcí si můžete prohlédnout na následujícím obrázku. Vše závisí na teplotě v nitru hvězdy. Do teploty zhruba 18 milionů kelvinů dominuje pp řetězec, od této teploty přebírá žezlo zdroje energie CNO cyklus (jde o hvězdy hmotnější než 1,3 hmoty sluneční). Naše Slunce má v nitru teplotu 15 milionů kelvinů, proto je dominantním zdrojem energie pp řetězec, ale CNO cyklus zde samozřejmě také probíhá, i když jen menšinově. Obě skupiny reakcí jsou zdrojem elektronových neutrin. V pp řetězci jde zejména o reakce

p + p → ²H + e⁺ + ν_e

p + e + p → ²H + ν_e

⁷Be + e → ⁷Li + ν_e

⁸B → 2 ⁴He + e⁺ + ν_e

První z reakcí se zkráceně označuje „pp“ reakce a druhá „pep“ reakce. Další dvě reakce berylia a bóru probíhají menšinově, ale jsou také zdrojem neutrin. Právě poslední z reakcí dala detektoru Borexino jeho jméno. Betheův CNO cyklus je také zdrojem neutrin, zejména jde o reakce

¹³N → ¹³C + e⁺ + ν_e

¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e

¹⁷F → ¹⁷O + e⁺ + ν_e

První dvě reakce jsou dominantním zdrojem neutrin v CNO cyklu, třetí produkuje neutrin výrazně méně. Detekce CNO cyklu probíhajícího v našem Slunci byla založena na prvních dvou reakcích. Není bez zajímavosti, že produkce energie v pp řetězci roste se čtvrtou mocninou teploty, zatímco u CNO cyklu se 17. mocninou teploty. To má za následek obrácené pořadí radiační a konvektivní zóny přenosu energie u hvězd, v nichž dominuje CNO cyklus.

Fúzní reakce ve hvězdách. U hvězd s nižší teplotou jádra dominuje pp řetězec,
u hvězd s vyšší teplotou Betheův CNO cyklus.

Borexino

Ve střední Itálii se pod horským masivem Gran Sasso v hloubce 1 400 metrů ukrývá největší podzemní laboratoř světa LNGSLNGS – Laboratori Nazionali del Gran Sasso, Národní laboratoř Gran Sasso. Byla vybudována ve střední Itálii na bocích tunelu, který spojuje města Teramo a L'Aquilla, přibližně 120 km od Říma. 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.. V ní se vědci z celého světa snaží chytat především neutrinaNeutrina – 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. z nejrůznějších zdrojů, ale i částice 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.. Jedním ze dvou desítek detektorů je BorexinoBOREXINO – neutrinový detektor v italské Národní laboratoři Gran Sasso. Nachází se 1 400 metrů pod zemí. Byl zprovozněn v roce 2007. Je schopen detekovat sluneční neutrina s nízkou energií, která vznikají při reakcích berylia a bóru. Podle prvku bor byl detektor pojmenován (BORon EXperiment). Detektor je naplněn 278 tunami scintilační tekutiny. I s vnějšími stínicími obaly má průměr 18 metrů. Záblesky ze scintilační tekutiny jsou zachytávány 2 212 fotonásobiči. Čerenkovovo záření způsobené prolétávajícími miony je detekováno dalšími 208 fotonásobiči. Detektor je citlivý na sluneční neutrina, geoneutrina a exotické rozpady elementárních částic (například elektronu).. Původně se tento detektor měl jmenovat BOREX (zkratka z anglického BORon solar neutrino EXperiment) a měl zkoumat atypické sluneční reakce, například tu, jíž se účastní bór, který dal detektoru jméno. Jak už to bývá, rozpočet na stavbu detektoru byl krácen, a tak vědci přejmenovali experiment na Borexino. Přípona „ino“ v italštině znamená zdrobnělinu, tedy Borexino je doslova „malý BOREX“. Detektor obsahuje 278 tun scintilační tekutiny, která při interakci s neutrinem (jedním z mnoha) vydá dva po sobě jdoucí charakteristické elektromagnetické záblesky (viz obrázek). Tyto záblesky zachytává 2 212 fotonásobičůFotonásobič – 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.. Dalších 208 fotonásobičů na vnějším obalu registruje Čerenkovovo zářeníČerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí. rychlých mionůMion – 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., které mohou vznikat při interakci neutrin s jádry atomů. Nepředstavujte si, že každé neutrino interaguje. Naprostá většina z nich detektorem projde a jen řádově desítka denně je z obrovského množství prolétávajících neutrin detektorem polapena.

Schéma detektoru Borexino. Patrné jsou různé části detektoru, jehož srdcenm je vnitřní nylonová sféra se scintilátorem ¹⁴C. Vnější stínění má průměr 18 metrů. Vpravo dole je logo kolaborace Borexino. Zdroj: LNGS/Borexino.

Fotografie ze stavby detektoru Borexino těsně před dokončením.
Zdroj: LNGS/Borexino.

Detekce CNO cyklu ve Slunci

Ve Slunci je CNO cyklus minoritní reakcí. Přesto jsou ale neutrina z tohoto cyklu detekovatelná. Nejsnáze rozeznatelná jsou kolem energie 800 keV, kde jsou dokonce majoritním zdrojem neutrin. Na následujícím grafu je tato oblast označena žlutým pásem. Neutrina z CNO cyklu (z rozpadů ¹³N a¹⁵O) jsou znázorněna červenou křivkou. Dalšími zdroji neutrin v této oblasti je pep reakce pp řetězce (zelená křivka), rozpad ²¹⁰Bi (modrá křivka, jde o šum, jehož původem je rozpad atomů olova stínění) a další reakce pp řetězce (⁷Be, ⁸B). K tomu, aby bylo možné jednotlivé zdroje neutrin odlišit, bylo zapotřebí velké množství dat. Kolaborace Borexino čítající 96 vědců z mnoha zemí a institucí sbírala data od července 2016 do února 2020 (celkem 1072 dní). Data byla analyzována v energetickém intervalu od 320 keV do 2,64 MeV. Po pečlivých výpočtech a separaci ostatních zdrojů (na základě znalosti závislosti počtu neutrin na energii) bylo detekováno přibližně 7 neutrin CNO cyklu denně na sto tun scintilátoru. To odpovídá toku neutrin CNO cyklu ze Slunce 700 milionů na centimetr čtrvereční za sekundu. Celkový tok neutrin, včetně těch z pp řetězce, je 60 miliard na centimetr čtvereční za sekundu, tedy mnohem více. CNO cyklus je zodpovědný za 1 % produkce energie, 99 % je výsledkem pp řetězce. Je to historicky vůbec poprvé, co byl detekován CNO cyklus, který je zdrojem energie mnoha hvězd, přímou metodou. Jde o přelomový experiment, který ukázal, že naše představy o procesech ve hvězdných nitrech jsou správné.

Výsledky měření toku neutrin v detektoru Borexino za období 2016 až 2020.
Zdroj: Kolaborace Borexino/ArXiv/Nature.

Video na závěr

Detektor Borexino vypadá jako cibule s mnoha slupkami. Ve vodním tanku o průměru 18 metrů je umístěna ocelová slupka a v jejím nitru dvě nylonové sféry. V té vnitřní je scintilační kapalina, která při zachycení neutrina vydá dva typické záblesky. Vnější obaly slouží jako stínění. Unikátní klip vznikl složením 149 záběrů pořízených při stavbě detektoru. V úvodní sekvenci vidíte vnitřek ocelové slupky (průměr 13,7 m) pokrytý mnoha fotonásobiči. Následují záběry z nafukování dvojice nylonových sfér v roce 2004. Vnitřní sféra má průměr 8,5 metru, vnější 11,5 metru. Detektor zachytil první neutrina v roce 2007. Zdroj: LNGS/Borexino.

Odkazy