Oficiální časopis Akademie věd ČR

 


Z monitoringu tisku

 

Akademický bulletin 2010–2015

Plakat_obalky_web.jpg



Stopy AB v jiných titulech

Stopa AB v dalších médiích a knižních titulech

Experiment Noνa a hon na neutrina

Částicová fyzika byla v posledních letech svědkem vlny zájmu médií a laické veřejnosti, a to především v souvislosti s hledáním a objevením „božské částice“. V současnosti se však pozornost odborníků stále více přesouvá k neutrinům, která mají potenciál rozporovat tzv. Standardní model, a otevírají tak cestu k „nové fyzice“. Neutrina mohou přispět k odpovědím na základní otázky typu „Proč existuje vesmír?“ nebo „Co je to temná hmota?“. Jedním z nejnovějších experimentů pokoušejících se vysvětlit uvedené nejasnosti prostřednictvím studia oscilací neutrin je projekt NOνA, jehož se účastní i vědci z Fyzikálního ústavu AV ČR, Fakulty jaderné a fyzikálně inženýrské ČVUT a Matematicko-fyzikální fakulty UK.

Počátkem 20. století si fyzikové lámali hlavu se spojitým energetickým spektrem beta rozpadu, který zdánlivě nezachovával energii reakce. S vysvětlením přišel v roce 1930 Wolfgang Pauli v asi nejslavnějším dopisu v historii fyziky, kde popsal beta rozpad jako úlohu tří těles a navrhl existenci nové, neutrální a velmi lehké částice – neutrina. Několik let poté údajně prohlásil, že „učinil hroznou věc, když předpověděl částici, kterou nikdy nebudeme schopni detekovat“. Naštěstí se našli odvážní experimentátoři Clyde L. Cowan a Frederick Reines, kteří se neutrino detekovat pokoušeli, až se jim to v roce 1956 skutečně podařilo.

Neutrina patří mezi elementární částice, základní stavební kameny hmoty. Standardní model (klasické Weinberg-Salamovo rozšíření Glashowova modelu – teorie popisující vlastnosti a interakce elementárních částic) považuje neutrina za nehmotné částice a rozeznává mezi nimi tři typy: elektronové neutrino νe, mionové neutrino νμµ a tau neutrino ντ. Neutrina inter­agují pouze prostřednictvím slabé interakce, každé z nich vždy jen se „svým“ leptonem. My ale prostřednictvím oscilací víme, že neutrina musí mít klidovou hmotnost. Mohou existovat také nějaké jiné druhy neutrin?

Jelikož neutrina cítí pouze dvě velmi slabé síly, slabou interakci a gravitaci, interagují s okolní hmotou jen velmi zřídka, i když jsou spolu s fotony daleko nejpočetnějšími známými částicemi ve vesmíru. Každým čtverečným centimetrem plochy na Zemi orientované kolmo ke Slunci prochází za sekundu více než 60 miliard slunečních neutrin. Neutrina interagují s okolní hmotou tak neochotně, že střední volná dráha neutrin z přeměn atomových jader (sluneční či reaktorová neutrina o energii v řádech MeV) v železe činí řádově 100 světelných let. Vedle solárních jsou všudypřítomná reliktní neutrina (stará zhruba jako vesmír), jež vzhledem k velmi nízké energii již neinteragují téměř vůbec – za to jich námi prolétá mnohokrát více než ostatních druhů.

Od šedesátých let 20. století měřili Raymnod Davis jr. a John N. Bahcall tok solárních neutrin v podzemním detektoru ve zlatém dole v americkém Homestake. Dlouhá léta se měření (nebo naopak teoretická předpověď) obecně považovalo za nesprávné – Davisovo zařízení detekovalo třikrát méně neutrin, než odpovídalo znalostem o Slunci a podrobným Bahcallovým výpočtům. Jedním z vysvětlení byl záhy navržený předpoklad, že ta chybějící se po cestě ze Slunce na Zemi mění v jiný typ neutrina, který již nelze v daném experimentu zaznamenat.

Výsledky z Homestake byly předzvěstí velkého objevu japonského experimentu SuperKamiokande, který v roce 1998 skutečně potvrdil možnost oscilace neutrin, tedy změny elektronového neutrina na mionové (a naopak). Objev oscilací neutrin měl dalekosáhlé důsledky – oscilující neutrina musí například mít nenulovou hmotnost. Hmotnost neutrin je tak malá, že se žádným přímým měřením zatím nepodařilo odlišit hodnoty hmotností od nuly; přesto díky oscilacím víme, že neutrina klidovou hmotnost mají. Oscilace neutrin také umožňují měřit případné rozdíly v chování neutrin a antineutrin, tzv. narušení CP symetrie, které by mohlo vysvětlit pozorovanou dominanci hmoty nad antihmotou ve vesmíru – a odpovědět tak právě na otázku, proč vesmír vůbec existuje. Pokud tedy není neutrino „božskou“ částicí, těchto pár samotných faktů z něj dělá z pohledu badatelů přinejmenším částici „boží“.

Neutrina interagují velmi vzácně; abychom mohli vůbec nějaká zachytit, potřebujeme jich opravdu obrovské množství (silný zdroj) a detektor k jejich registraci musí být dostatečně hmotný. Všechny neutrinové experimenty se tedy vyznačují enormní velikostí. Experimentálně se v zásadě využívají tři zdroje neutrin – přírodní, hlavně „kosmické“, vzniklé ve Slunci, v supernovách či při dopadu kosmického záření do atmo­sféry (Davisův experiment, SuperKamiokande, SNO, IceCube…, reaktorové, využívající silné toky elektronových antineutrin z jaderných reaktorů (Cowan-Reinesův experiment, Daya Bay a jiné) a neutrina z urychlovačových svazků (NOνA, MINOS, LBNE, OPERA, T2K…).

Nejaktuálnějším projektem, který studuje vlastnosti neutrin, je právě zprovozněný NuMI Off-Axis νe Appereance experiment (zkráceně NOνA) v Severní Americe, který využívá NuMI svazku mionových neutrin z Fermilabu a mimo jeho osu hledá pomocí obrovského detektoru případy, kdy νμ osciluje na νe.

 

neutrina_1.jpg
Obr. 1
Vznik svazku neutrin z primárních protonů. Pomocí fokusačních magnetů (tzv. horns) se extrahují piony, které se rozpadají na miony a mionová neutrina. Změna polarity magnetů mění náboj pionů (mionů), což dovoluje získat neutrina i antineutrina, která pokračují v letu skrz skálu a oba detektory.

Jak vlastně lze získat svazek neutrin, když jsou neutrální a nelze je urychlovat ani „usměrňovat“? NuMI svazek (Neutrinos at the Main Injector) využívá primárního svazku protonů z modernizovaného urychlovačového komplexu ve Fermilabu, který je po uzavření Tevatronu a nedávných úpravách schopný dodávat intenzitu svazku až 500 kW (nejvýkonnější urychlovač na světě). Tyto protony se střetnou s podlouhlým pevným grafitovým terčíkem, což má za následek vznik škály sekundárních částic. Složitou soustavou fokusačních magnetů se vypreparují piony, které putují dál rozpadovou trubicí ve směru původního svazku a během svého asi 700 metrů dlouhého letu se rozpadnou na mion a neutrino. Mionová neutrina opět pokračují dál zemskou kůrou ve směru svazku a miony a zbylé piony a jiné hadrony se odfiltrují. Využitím původního směru letu protonů tak získáme velmi čistý svazek mionových neutrin, která navíc nepotřebují žádný vakuový kanál, letí prostě skrz skálu (obr. 1). Není zde tak důležitá vysoká energie protonů (tak jako například v LHC), ale hlavně jejich počet – tedy „výkon“ svazku a následný výtěžek vzniklých neutrin, jejichž počet řádově odpovídá počtu primárních protonů. Do konce roku by se intenzita svazku měla ještě zvýšit na 700 kW. První fáze experimentu se uskuteční s neutrinovým svazkem; pouhou záměnou polarity fokusačních magnetů a změnou náboje pionů se následně elegantně získá svazek antineutrin pro druhou etapu měření.

Proč jsou ale naše detektory mimo osu svazku těchto neutrin? Neutrina neletí ve svazku jako úzce kolimovaný paprsek; vzhledem k jejich nepatrné rozbíhavosti má svazek zhruba gaussovský profil a již kilometr od terčíku činí šířka FWHM několik metrů. Logicky tedy s rostoucí vzdáleností od osy klesá intenzita (počet neutrin). Důležitým parametrem pro fyzikální analýzu je energie neutrin. A právě energetické spektrum se mimo osu svazku značně zužuje; necelý stupeň od osy tak detekujeme téměř monoenergetická neutrina (obr. 2), což v detektoru usnadňuje odlišení interakcí neutrin ze svazku a z jiných zdrojů a zpřesňuje následné určení směšovacích parametrů z pravděpodobností oscilací neutrin.

neutruna_2.jpg
Obr. 2
Energetické spektrum neutrin v různých vzdálenostech od osy svazku a pravděpodobnost oscilace νμ na νe pro dráhu 810 kilometrů


Oba detektory NOνA mají stejnou strukturu a jsou umístěny 14 mrad (0,9°) mimo osu svazku, což odpovídá střední energii neutrin 1,8 GeV. Tato energie byla také vybrána způsobem, aby ve vzdálenosti 810 kilometrů, kde u hranic s Kanadou leží Vzdálený detektor (obr. 3 a 4), byla pravděpodobnost oscilace νμµ na νe co nejvyšší. Vzdálený detektor má rozměry zhruba 16 × 16 × 65 m3 a váží 14 000 tun (obr. 5). Jeho strukturu tvoří dlouhé trubice z PVC, které jsou po vrstvách orien­továny střídavě ve vertikálním a ho­rizontálním směru. Každá trubice je naplněna minerálním olejem se scintilační příměsí pseudokumenu (1,2,4-trimetylbenzen) a po celé délce jí probíhá smyčka WLS optického vlákna (obr. 6). Scintilátor převede část energie, kterou v detektoru zanechaly nabité částice, na fotony (světelný záblesk). Optické vlákno poté změní vlnovou délku scintilačního světla (z modrofialové na zelenou) a přivede jej na jeden z pixelů 32kanálové lavinové fotodiody (APD), ze které se detekovaný signál přečte a následně zpracuje. Těch­to kanálů (trubic/pixelů) je ve Vzdáleném detektoru více jak 344 000. Blízký detektor, umístěný cca jeden kilometr od terčíku a 100 metrů pod povrchem ve Fermilabu, je v podstatě zmenšenina Vzdáleného detektoru o rozměrech 14,3 × 4,2 × 4,2 m3. Využívá totožnou technologii, váží 330 tun a obsahuje 18 000 kanálů.

neutrina_3.jpg
Obr 3
Mapa letu neutrin z Fermilabu (blízko Chicaga) do Ash Riveru u kanadských hranic

neutrina_4.jpg
Obr. 4
Budova Vzdáleného detektoru blízko Národního parku Voyagers v Minesotě


Oba detektory zaznamenávají stopy po průletu nabitých částic, a protože samotná neutrina nemají elektrický náboj, snaží se vědci z NOνA týmu rozlišit mionová a elektronová neutrina podle charakteristických stop jejich interakcí s elektrony a atomovými jádry materiálu detektorů. Porovnáním počtu detekovaných neutrin (antineutrin) v obou detektorech pak mohou určit pravděpodobnost změny mionového neutrina (antineutrina) v elektronové, respektive pravděpodobnost přežití mionového neutrina (antineutrina). Jelikož pravděpodobnosti závisí na parametrech oscilací, lze jejich hodnoty ze změřených dat určit.

neutruna_5.jpg
Obr. 5
Měřítko a struktura Vzdáleného a Blízkého detektoru


Úkolem experimentu NOνA je měřit parametry oscilací neutrin, konkrétně změny mionového neutrina (antineutrina) na elektronové (antineutrino). Pravděpodobnost oscilací, tedy četnost přeměn jednoho konkrétního typu neutrina v jiný, závisí na jejich energii a vzdálenosti od zdroje a dále na vlastnostech samotných neutrin a jejich interakcí (hmotnosti neutrin m1, m2, m3, směšovací úhly θ12, θ13, θ23 a jedna fáze CP narušení δ). Z pravděpodobností oscilací neutrin nelze zjistit přímo jejich hmotnosti, ale pouze rozdíly jejich kvadrátů (např. Δm221 = m22 – m12). Směšovací úhly a rozdíly kvadrátů hmotností neutrin jsou již změřeny; přesnost měření kvadrátů rozdílů hmot ale neumožňuje rozhodnout, jaké je znaménko Δm232, a tedy které z neutrin je nejtěžší (v případě kladného znaménka jde o tzv. „normální“ hierarchii hmot neutrin, v případě záporného znaménka o „inverzní“ hierarchii). Je důležité si uvědomit, že ony tři druhy neutrin jsou tři hmotové stavy (mass eigenstates) ν1, ν2, ν3; každý stav může s různými pravděpodobnostmi oscilovat mezi jednotlivými vůněmi νe, νμ a ντ.

neutrina_6_nahrada.jpg
Obr. 6
Dvě možné realizace hierarchie hmot neutrin


Významným faktorem ovlivňujícím pravděpodobnost oscilace je tzv. hmotový efekt, který vzniká při průchodu neutrin hmotou. Jeho vliv se pro obě hierarchie hmot neutrin liší, což umožňuje určit hierarchii hmot neutrin. Odhalení správné hierarchie, jež se v přírodě realizuje, by pomohlo protřídit modely popisující generování hmot neutrin. Hodnota fáze δ se zatím experimentálně neměřila, ale pokud se její hodnota liší od nuly, chování neutrin a antineutrin při oscilacích není stejné a tento rozdíl by mohl pomoci vysvětlit dominanci hmoty nad antihmotou v pozorovatelném vesmíru. A právě určení hodnot těchto dosud neznámých parametrů oscilací neutrin je vedle přesného měření úhlu θ13 hlavním cílem fyzikálního programu experimentu NOνA.

neutrina_8.jpg

neutrina_8.jpg

neutrina_7.jpg
Obr. 7
První tři kandidáti na pozorovaná neutrina ze svazku byli pojmenováni „Snap“, „Crackle“ a „Pop“.


Oba detektory se právě dokončují; projekt výstavby bude uzavřen koncem července 2014. Komplexní postup stavby však dovolil testovat části detektoru a nabírat data s ještě nedokončenou aparaturou. V březnu 2013 jsme v detektoru viděli první částice, v září byl spuštěn svazek a v květnu 2014 byly zveřejněny obrázky prvních neutrin ze svazku (rekonstruované z dat naměřených v listopadu).

Členy mezinárodního experimentu NOνA jsou i čeští vědci z Fakulty jaderné a fyzikálně inženýrské ČVUT, Fyzikálního ústavu AV ČR a Matematicko-fyzikální fakulty UK, kteří se podílejí na instalaci detektorů, vývoji a testování vyčítacího softwaru, řízení kontrolních systému detektoru, dlouhodobém testování lavinových fotodiod a také na produkci simulovaných dat a analýze nabraných dat.

FILIP JEDINÝ,
Fakulta jaderná a fyzikálně inženýrská,
České vysoké učení technické v Praze,
Fyzikální ústav AV ČR, v. v. i.