Novinky ze světa neutrin

Petr Kulhánek, 31. ledna 2005

Neutrina – tajemné částice hmoty, které projdou skrze celou Zemi tak jako světlo prochází sklem. Částice, které fyziky mnohokrát překvapily svými podivnými vlastnostmi. V jejich světě nejsou pojmy levý a pravý symetrické, různé druhy neutrin se mění samovolně jedno v druhé, objevují se všude tam, kde vznikají elektrony. Jsou kolem nás a přesto je nevidíme a nevnímáme. Zajímavý svět neutrin, do něhož jsme ponořeni jako do neviditelného moře. Pojďme se v tomto článku s neutriny seznámit blíže.

Historie objevu neutrin

Při prvních experimentech s beta rozpadem, kdy se neutron rozpadá na proton a elektron, začalo být zřejmé, že při rozpadu musí vznikat ještě jedna malá neutrální částice. Jinak by nebyl splněn zákon zachování energie a hybnosti. V roce 1933 navrhuje italský fyzik Enrico Fermi, aby se nová částice nazývala neutrino (v itaštině „malý neutron“).

První neutrino, přesněji řečeno antineutrino, bylo detekováno až v roce 1956 Frederickem Reinesem a Clydem Cowenem v experimentu pečlivě připraveném v jaderné elektrárně Savannah River v Jižní Karolině. Za detektor posloužilo 400 litrů vody s chloridem kademnatým. Proud antineutrin z jaderného reaktoru je obrovský. Drtivá většina projde detektorem bez povšimnutí. Ale přece jenom: někdy antineutrino zainteraguje s protonem, kterých je ve vodě vskutku velmi mnoho. Vzniká pozitron a neutron, které jsou experimentálně snadno detekovatelné. Přimísené kadmium posloužilo k zachycení a následné detekci vzniklých neutronů.

Nalevo Frederick Reines (1918-1998), objevitel elektronového neutrina.
Napravo: Elektrárna v Savannah River, kde bylo neutrino  detekováno.

Dlouho hledané neutrino bylo na světě. V tu chvíli nikdo netušil, že neutrina jsou dokonce tři. Kdekoli vzniká elektron, doprovází ho elektronové neutrino či antineutrino. Právě toto neutrino objevili Reines a Cowen v roce 1956.

Při srážkách kosmického záření s horními vrstvami atmosféry vznikají miony, objeveny byly již v roce 1934. Tyto částice jsou velmi podobné elektronům, jen jsou těžší (mají hmotnost 207 krát větší než elektrony) a za dvě mikrosekundy se rozpadají na normální elektrony. Říkáme jim proto těžké elektrony. Při různých srážkách vznikají miony také v urychlovačích. V roce 1962 ukázali T. D. Lee a C. N. Yang na urychlovači v Brookhavenu (patří Kolumbijské universitě a je na ostrově Long Island v USA), že miony doprovází jiný typ neutrina – mionové neutrino.

V roce 1977 Martin Perl objevil další elektron – supertěžký elektron neboli tauon. Jeho hmotnost je 3 484 násobek hmotnosti elektronu a má dobu života jen 3×10⁻¹³ s. Rozpadá se na své lehčí bratry (elektron nebo mion) a neutrina. Je jasné, že musí existovat další typ neutrina, tauonové neutrino. Toto poslední neutrino bylo objeveno až v roce 1999 v laboratoři Fermilab.

Rodina leptonů: tři generace elektronů spolu s neutriny.
Dalších šest leptonů tvoří odpovídající antičástice

Výskyt neutrin

Reliktní neutrina

V době přibližně jednu sekundu po Velkém třesku (vesmír měl teplotu 10¹⁰ K) vzrostla střední volná dráha neutrin natolik, že přestala interagovat s látkou. Do této doby byla díky srážkám v termodynamické rovnováze s ostatním zářením a hmotou. Od této chvíle neutrina žijí vlastním životem a postupně chladnou. Dnes by reliktní neutrina měla mít teplotu kolem 2 K, všude kolem nás jich je 300 v každém cm³ a nesou v sobě obraz vesmíru z doby jejich oddělení od látky. Do jedné sekundy probíhala intenzívní slabá interakce mezi neutriny, elektrony, neutrony a protony. Neutrony a protony se vzájemně přeměňovaly a bylo jich stejné množství. Nyní převládá rozpad neutronů nad jejich tvorbou a jejich počet začíná oproti protonům klesat. Pokles se zastaví až v čase 4 minuty, kdy neutrony přestávají být volné a stávají se součástí atomárních jader. Výsledný poměr je 13 % neutronů a 87 % protonů.

Sluneční neutrina

V centru Slunce probíhá termojaderná syntéza vodíkových atomů na hélium (pp řetězec a v menším měřítku CNO cyklus), při které dochází ke vzniku neutrin s energiemi až do 20 MeV. Ta se z nitra Slunce šíří prostorem a zaplavují celou sluneční soustavu. U naší Země by každým centimetrem čtverečním nastaveným směrem ke Slunci mělo za sekundu protéct 70 miliard neutrin. Většina z nich prolétne bez povšimnutí naší Zemí, ale některá přece jen uvíznou v neutrinových detektorech. Již první experimenty v detektoru HomestakeHomestake – první detektor neutrin byl postaven v opuštěném zlatém dole v Jižní Dakotě. Šlo o vodorovně uloženou válcovou nádobu naplněnou 615 tunami tetrachloretylenu. Detektor byl uveden do provozu v roce 1967 za vydatného přispění R. Davise. Administrativně spadá pod Brookhavenské laboratoře. Jde o chlorový detektor slunečních neutrin. Jeho činnost byla ukončena v roce 1993. ukázaly, že detektor zachytí přibližně třetinu očekávaného počtu neutrin. Tento výsledek byl později potvrzen na detektoru Gallex (zcela jiného typu). Problém nedostatku slunečních neutrin souvisí s oscilacemi neutrin (detektor je necitlivý k jiným typům neutrin, která vznikla oscilacemi).

Neutrina z explozí supernov

Exploze supernov jsou doprovázené překotnou termojadernou syntézou a k jejím produktům samozřejmě patří i neutrina. Odhaduje se, že supernovu při explozi může jednorázově opustit kolem 10⁵⁷ neutrin. Poprvé byla neutrina tohoto typu zaznamenána při explozi supernovy SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Detektor IMB (Irvine-Michigan-Brookhaven) detekoval 8 neutrin za pouhých 5 sekund. Normální frekvence je jedno neutrino za týden.

Neutrina atmosférická

Při interakci částic kosmického záření s horními vrstvami atmosféry vznikají asi 20 km nad Zemí spršky částic, jejichž součástí jsou i neutrina. Jde sice o nepravidelné, ale zato vytrvalé zdroje neutrin. Právě díky atmosférickým neutrinům byly objeveny na detektoru Super-KamiokandeSuper-Kamiokande – japonská neutrinová observatoř z roku 1996 umístěná 1 700 m pod povrchem hory Ikena Jama ve starém zinkovém dole poblíž městečka Kamioka. 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. v Japonsku oscilace neutrin a nenulová hmotnost alespoň jednoho neutrina.

Neutrina z nitra Země

V nitru Země dochází k jaderným rozpadům uranu a thoria, jehož produktem jsou elektronová neutrina nazývaná geoneutrina. Odhady počtu geoneutrin se značně liší a jejich přesný počet není znám. Některé teorie dokonce hovoří o jakémsi přirozeném jaderném reaktoru v nitru Země. Jde však o ničím nepodložené spekulace.

Neutrina umělého původu

V dnešní době již i člověk při své činnosti, někdy chtěně a někdy nechtěně, produkuje neutrina. Neodmyslitelně doprovází výbuch atomové bomby, činnost všech jaderných elektráren (antineutrina se střední energií 4 MeV) a vznikají zpravidla jako vedlejší produkty v některých urychlovačích (typické energie 10 MeV až 100 GeV). Například na komplexu urychlovačů v Brookhavenu vznikají stovky milionů neutrin za hodinu.

Vlastnosti neutrin

Všechna neutrina jsou velmi málo hmotné částice (některá mají možná i nulovou klidovou hmotnost) se spinem 1/2. Neutrina nemají elektrický náboj a proto jsou necitlivá na elektromagnetickou interakci. Nemají ani barevný náboj silné interakce a proto neinteragují ani silně. Vzhledem k tomu, že gravitační interakce je na mikroskopické úrovni zanedbatelnou silou, zbývá jedině slabá interakce, kterou mohou tyto částice interagovat s hmotou. A to je důvod, proč hmotou tak snadno procházejí.

Další zajímavou vlastností je točivost neboli chiralita neutrin. Učená definice říká, že jde o projekci spinu do směru pohybu částice. Neutrino si můžete představit jako střelu vypálenou z hlavně s levotočivým nebo pravotočivým drážkováním. Střela bude roztočená na jednu nebo druhou stranu. Kdyby v přírodě platila levopravá symetrie, bude existovat stejný počet levotočivých i pravotočivých neutrin. V přírodě je u neutrin narušení levopravé symetrie stoprocentní. Neutrina se totiž vyskytují jen v levotočivém provedení. Tam, kde příroda ubrala na jedné straně, přidala na druhé. U antineutrin je to přesně obráceně. Všechna jsou pravotočivá.

Ještě jedné důležité vlastnosti neutrin jsme se prozatím vyhnuli. Tou je klidová hmotnost. Mají-li neutrina nulovou klidovou hmotnost, pohybují se rychlostí světla a navždy zůstanou sama sebou (alespoň do příští srážky). Nemají-li ale nulovou klidovou hmotnost, budou se pohybovat rychlostí slabě podsvětelnou a může dojít k tzv. oscilacím neutrin. Například neutrino je chvilku neutrinem elektronovým a pak zase mionovým, atd. Právě tyto oscilace byly pozorovány v roce 1998 na aparatuře Super-KamiokandeSuper-Kamiokande – japonská neutrinová observatoř z roku 1996 umístěná 1 700 m pod povrchem hory Ikena Jama ve starém zinkovém dole poblíž městečka Kamioka. 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.. Z pozorovaných oscilací plyne, že rozdíl hmotnosti mionového a elektronového neutrina je 0,07±0,04 eV, což nutně znamená nenulovou hmotnost mionového neutrina a možná i elektronového. Naměřená hmotnost je velmi malá. Kdyby ale byla větší jak 17 eV, stačila by jen hmotnost všech neutrin ve vesmíru k jeho kladnému zakřivení a zabránila by neustálé expanzi vesmíru. O tom se v minulosti hodně spekulovalo, dnes je jasné, že neutrina tuto úlohu ve vesmíru neplní, jejich hmotnost na takový úkol nestačí.

Pozorování neutrin

Vzhledem k tomu, že neutrina interagují s látkou velmi slabě, musí být v detektorech velký počet částic, se kterými neutrina mohou zainteragovat. Pak je jistá naděje, že se tak tu a tam stane. Existuje řada detektorů z nichž si povšimněme tří nejznámějších typů:

Chlorové detektory

Chlorové detektory jsou vlastně obří nádrže s roztokem látky obsahující chlór, například s tetrachlorethylenem. Procházející neutrina se občas zachytí v jádře chlóru a přemění jeden z neutronů na proton a elektron. Touto reakcí se atom chlóru Cl 37 přemění na snadno detekovatelný radioaktivní argon Ar 37 s poločasem rozpadu 35 dnů. Chlorové detektory jsou citlivé na neutrina s energiemi vyššími než 0,8 MeV. Na tomto principu je založen například první neutrinový detektor HomestakeHomestake – první detektor neutrin byl postaven v opuštěném zlatém dole v Jižní Dakotě. Šlo o vodorovně uloženou válcovou nádobu naplněnou 615 tunami tetrachloretylenu. Detektor byl uveden do provozu v roce 1967 za vydatného přispění R. Davise. Administrativně spadá pod Brookhavenské laboratoře. Jde o chlorový detektor slunečních neutrin. Jeho činnost byla ukončena v roce 1993..

První chlorový detektor neutrin HomestakeHomestake – první detektor neutrin byl postaven v opuštěném zlatém dole v Jižní Dakotě. Šlo o vodorovně uloženou válcovou nádobu naplněnou 615 tunami tetrachloretylenu. Detektor byl uveden do provozu v roce 1967 za vydatného přispění R. Davise. Administrativně spadá pod Brookhavenské laboratoře. Jde o chlorový detektor slunečních neutrin. Jeho činnost byla ukončena v roce 1993.
v Jižní Dakotě (1967-1993).

Galiové detektory

Jsou založeny na podobném principu jako detektory chlorové, jen účinnou látkou je roztok solí galia. Neutron v jádře galia se po zachycení neutrina změní na proton a z galia Ga 71 se stane snadno detekovatelné radioaktivní germanium Ge 71 s poločasem rozpadu 11,4 dne. Galiové detektory jsou citlivé na neutrina s energiemi vyššími než 0,2 MeV, polapí tedy větší množství neutrin než detektory chlorové. Jako typický příklad galiových detektorů jmenujme detektor Gallex nebo detektor SAGE.

Vodní detektory

Zpravidla jde o velkou nádobu naplněnou lehkou nebo těžkou vodou. Využívá se slabé interakce neutrin s neutronem, při které vzniká elektron nebo mion s rychlostí vyšší než je rychlost světla ve vodě. Za letícím elektronem nebo mionem se vytváří charakteristická kuželovitá rázová vlna elektromagnetického záření (tzv. Čerenkovovo záření), která je detekována fotonásobiči na stěně nádoby. Z velikosti kužele lze zjistit, zda šlo o neutrino elektronové nebo mionové. Nádoba s vodou je umístěna hluboko pod povrchem Země. Typickými detektory tohoto typu jsou Super-KamiokandeSuper-Kamiokande – japonská neutrinová observatoř z roku 1996 umístěná 1 700 m pod povrchem hory Ikena Jama ve starém zinkovém dole poblíž městečka Kamioka. 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., SNOSNO – Sudbury Neutrino Observatory, podzemní těžkovodní Čerenkovův detektor v Ontariu v USA. Je určen zejména pro detekci slunečních neutrin. Umístěn je v blízkosti městečka Sudbury ve starém dole 2 km pod zemí. Do akrylátové nádoby s průměrem 12 metrů je nalito 100 tun ultračisté těžké vody. Vně akrylátové koule je měřicí sféra o průměru 17 m, na které je umístěno 9 600 fotonásobičů. Vše je ponořeno do kontejneru s čistou vodou o rozměrech 22×32 m. (Sudburry Neutron Observatory) a IMB (Irvine-Michigan-Brookhaven). Detektory na stejném principu existují i pod mořskou hladinou nebo hluboko pod antarktickým ledem (například detektor AMANDA) využívající přirozeného výskytu molekul vody.

Co nového ve světě neutrin?

Oscilace neutrin

Pokud mají neutrina klidovou hmotnost, dochází k tzv. oscilaci neutrin. Nejčastěji se používá dvouneutrinový model, kdy dochází k oscilaci dvou druhů neutrin – elektronového a mionového. Pozorované stavy neutrin jsou mixáží dvou vlastních stavů s hmotnostmi m₁ a m₂ (nižší hodnotu označujeme m₁). Mixáž potom chápeme jako dvourozměrnou rotaci v prostoru odpovídajících vlnových funkcí

ν_e = + ν₁ cos θ + ν₂ sin θ ,

ν_μ = − ν₁ sin θ + ν₂ cos θ .

Úhel θ leží v intervalu <0, π/2>. Pro krajní hodnoty k oscilacím nedochází, pro θ = π/4 je tan θ = 1 a mixáž stavů je maximální. K experimentálně určovaným parametrům patří hodnoty Δm² = m₂²−m₁² a sin θ. V roce 1998 byl oznámen objev oscilací neutrin v detektoru Super-KamiokandeSuper-Kamiokande – japonská neutrinová observatoř z roku 1996 umístěná 1 700 m pod povrchem hory Ikena Jama ve starém zinkovém dole poblíž městečka Kamioka. 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. – byla pozorována jiná skladba elektronových a mionových neutrin ze směru nad detektorem než ze směru skrze Zemi. Neutrina prošlá Zemí měla čas na oscilace. Po zveřejnění objevu byly oscilace nalezeny i na starších záznamech z detektoru SNOSNO – Sudbury Neutrino Observatory, podzemní těžkovodní Čerenkovův detektor v Ontariu v USA. Je určen zejména pro detekci slunečních neutrin. Umístěn je v blízkosti městečka Sudbury ve starém dole 2 km pod zemí. Do akrylátové nádoby s průměrem 12 metrů je nalito 100 tun ultračisté těžké vody. Vně akrylátové koule je měřicí sféra o průměru 17 m, na které je umístěno 9 600 fotonásobičů. Vše je ponořeno do kontejneru s čistou vodou o rozměrech 22×32 m. . Z experimentů bylo možné odhadnout rozdíl kvadrátu hmotnosti základních stavů. Detailní studium oscilací bylo provedeno ale až v roce 2004 v japonském experimentu KamLANDKamLAND – KAMioka Liquid scintillAtor Neutrino Detector, japonský scintilační detektor neutrin. Detektor tvoří průhlédná nilonová koule o průměru 13 m, která je naplněna scintilační kapalinou detekující pozitrony vzniklé při záchytu antineutrina protonem. Koule je ponořena do oleje v ocelové nádobě o průměru 18 m. Na vnitřním povrchu nádoby je 1879 fotonásobičů. Vně nádoby je vnější Čerenkovův vodní detektor s 3 200 tunami vody. Celá konstrukce je tak třívrstvá. Detektor je určen ke sledování antineutrin z jaderných reaktorů., kde bylo dosaženo zatím nejpřesnějšího určení parametrů oscilací. Scintilační detektor KamLANDKamLAND – KAMioka Liquid scintillAtor Neutrino Detector, japonský scintilační detektor neutrin. Detektor tvoří průhlédná nilonová koule o průměru 13 m, která je naplněna scintilační kapalinou detekující pozitrony vzniklé při záchytu antineutrina protonem. Koule je ponořena do oleje v ocelové nádobě o průměru 18 m. Na vnitřním povrchu nádoby je 1879 fotonásobičů. Vně nádoby je vnější Čerenkovův vodní detektor s 3 200 tunami vody. Celá konstrukce je tak třívrstvá. Detektor je určen ke sledování antineutrin z jaderných reaktorů. detekoval neutrina z 53 japonských jaderných reaktorů. Odhaduje se, že příspěvek od všech ostatních reaktorů (experimentálních v Japonsku a reaktorů jaderných elektráren ve zbytku světa) nepřesáhl 4,5 % měřených dat. Bylo určováno energetické spektrum elektronových antineutrin v závislosti na uražené vzdálenosti. Antineutrina jsou v detektoru zachycena protony za vzniku pozitronu a neutronu. Energii neutrina je možné odhadnout přímo ze scintilace pozitronu. Vzniklé neutrony jsou zachycovány jádry vodíku na dráze přibližně 9 cm. Při záchytu je vyzářen charakteristický gama foton (2,2 MeV) detekovatelný fotonásobiči rozmístěnými na periferii detektoru. Výsledky jednoznačně potvrdily dřívější experimenty ze Super-KamiokandeSuper-Kamiokande – japonská neutrinová observatoř z roku 1996 umístěná 1 700 m pod povrchem hory Ikena Jama ve starém zinkovém dole poblíž městečka Kamioka. 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. a SNOSNO – Sudbury Neutrino Observatory, podzemní těžkovodní Čerenkovův detektor v Ontariu v USA. Je určen zejména pro detekci slunečních neutrin. Umístěn je v blízkosti městečka Sudbury ve starém dole 2 km pod zemí. Do akrylátové nádoby s průměrem 12 metrů je nalito 100 tun ultračisté těžké vody. Vně akrylátové koule je měřicí sféra o průměru 17 m, na které je umístěno 9 600 fotonásobičů. Vše je ponořeno do kontejneru s čistou vodou o rozměrech 22×32 m.  a definitivně vyloučily možnost, že by nedocházelo k oscilacím neutrin. Výsledná hodnota parametrů je Δm² = (7,9 ± 0,6)×10⁻⁵ eV², tan² θ = 0,40 ± 0,10.

Neutrina jako supratekutina

Neutrina jsou fermionyFermiony – částice, které mají poločíselný spin, vlnová funkce je antisymetrická, splňují Pauliho vylučovací princip a podléhají Fermiho–Diracovu statistickému rozdělení. Patří mezi ně všechny leptony, kvarky a baryony – například elektron, neutrino, proton, neutron. Při nízkých teplotách fermiony obsazují stavy postupně, až po tzv. Fermiho mez E_F.  a dvě takové částice se nemohou vyskytovat ve stejném kvantovém stavu (tzv. Pauliho vylučovací princip). Proto nemohou tvořit Bose-Einsteinův kondenzátBEC – Bose Einsteinův kondenzát, stav hmoty při kterém jsou všechny bosony systému v jediném (základním) stavu. Vykazují kolektivní chování a navenek se projevují jako jediný celek (koherentně).  tak jako bosonyBosony – částice, které mají celočíselný spin, symetrickou vlnovou funkci, nesplňují Pauliho vylučovací princip a podléhají Boseho-Einsteinově statistickému rozdělení. Například jsou to všechny skalární i vektorové mezony, fotony, gluony. Při nízkých teplotách se bosony mohou hromadit v základním stavu. (například He 4). Nicméně známe situace, kdy se fermionyFermiony – částice, které mají poločíselný spin, vlnová funkce je antisymetrická, splňují Pauliho vylučovací princip a podléhají Fermiho–Diracovu statistickému rozdělení. Patří mezi ně všechny leptony, kvarky a baryony – například elektron, neutrino, proton, neutron. Při nízkých teplotách fermiony obsazují stavy postupně, až po tzv. Fermiho mez E_F. (například elektrony, atomy He 3) spojují do párů  a ve výsledku se chovají jako bosonyBosony – částice, které mají celočíselný spin, symetrickou vlnovou funkci, nesplňují Pauliho vylučovací princip a podléhají Boseho-Einsteinově statistickému rozdělení. Například jsou to všechny skalární i vektorové mezony, fotony, gluony. Při nízkých teplotách se bosony mohou hromadit v základním stavu. a mohou se shromáždit v jednom jediném koherentním stavu a chovat se jako jediný makroskopický celek (superatom, supermolekula). Joe Kapusta z Minnesotské univerzity na sklonku roku 2004 navrhl, že by levotočivé a pravotočivé neutrino mohlo být vázané Higgsovým bosonem do klasického Cooperova páru. Takový pár popisuje teorie, podle které může tento pár kondenzovat do supratekutého stavu. Existenci takové tekutiny nic z fyzikálního hlediska nebrání. Problémem je, že pravotočivá neutrina zatím nikdo nepozoroval a pokud existují, jsou velmi vzácná. Druhou překážkou je, že neutrinová supratekutina by mohla existovat jen při teplotách nižších než je průměrná teplota vesmíru (2,7 K). Pokud by neutrinová supratekutina existovala a nalezly se spolehlivé metody její detekce, mohlo by jít o vynikající médium pro posílání zpráv na mezigalaktické vzdálenosti. Pohyb pulsu neutrinovou tekutinou má mnohem větší střední volnou dráhu než elektromagnetický puls a byl by tak mnohem výhodnější. Připadá vám tato myšlenka dostatečně šílená? Dne 17. 12. 2004 byla otištěna v jednom z nejprestižnějších fyzikálních časopisů Physical Review Letters...

Temná hmota

Víme, že ve vesmíru je 23 % temné chladné hmoty neznámé povahy. Existuje řada kandidátů na možné částice tvořící temnou hmotu. Jedním z velmi nadějných jsou neutralina – superpartneři k neutrinům s celočíselným spinem, jejichž existence je předpovídána teoriemi, které se pokouší sjednotit teoretický popis gravitace s ostatními interakcemi. Pokud by tomu tak bylo, neutralina by měla dominantní vliv na dynamiku galaxií i celého vesmíru.

Budoucnost neutrinové fyziky

Je nepochybné, že neutrina patří k nejméně interagujícím a nejhůře detekovatelným částicím ze všech, které dosud známe. Přesto se, díky pokrokům v teorii elementárních částic a vytříbeným detekčním metodám, vytvořil zcela nový fyzikální obor – neutrinová fyzika. Dotýká se jak částicové fyziky, tak moderní kosmologie. Shlédnout nitro hvězd v neutrinovém oboru, uvidět otisk raného vesmíru v nedozírném moři reliktních neutrin, využít neutrinovou supratekutinu jako zcela nový komunikační kanál nebo ztotožnit superpartnery neutrin s neznámými částicemi temné hmoty, to jsou možnosti zdaleka překonávající fantazii spisovatelů Sci-Fi. Otevřou se nám další, dosud netušené obzory poznání a s nimi neméně zajímavé otázky k řešení? Nechme se překvapit.

Bonus: Klip „Oscilace neutrin“

Oscilace elektronového a mionového neutrina byly objeveny na detektoru Superkamiokande v roce 1998 a mají za následek nenulovou hmotnost neutrin. Elektronové, mionové a tauonové neutrino jsou jen mixáží vlastních stavů a proto dochází k periodické přeměně jednoho neutrina na druhé. Tyto oscilace si můžeme představit na základě mechanické analogie dvou spřažených kyvadel. V animaci nejprve kývá levé kyvadlo představující elektronové neutrino. Po chvíli se energie přeleje do pravého kyvadla, které představuje mionové neutrino. Kývající kyvadlo tak symbolizuje právě pozorovatelný stav neutrina. Zdroj: Tohoku University, Japonsko

Odkazy