Neutrina v přírodě, vesmíru, laboratoři

1. Jaderná a radiační fyzika
1.0. Fyzika - fundamentální přírodní věda
1.1. Atomy a atomová jádra
1.2. Radioaktivita
1.3. Jaderné reakce
1.4. Radionuklidy
1.5. Elementární částice
1.6. Ionizující záření
1.7. Neutrina - duchové mezi částicemi

1.7. N e u t r i n a - "duchové" mezi částicemi 
I když elementární částice systematicky rozebíráme v §1.5 "Elementární částice", radioaktivita beta je vhodnou příležitostí zmínit se podrobněji již na tomto místě o velmi zajímavých a pozoruhodných částicích mikrosvěta - neutrinech. Učiníme tak poněkud obecněji, v samostatné kapitole, nejen v přímé souvislosti s radioaktivitou b *). Celkové zařazení neutrin do systematiky ostatních elementárních částic je však diskutováno v §1.5 "Elementární částice".
*) Odůvodnění existence neutrin a původ jejich názvu byl diskutován výše v části "Radioaktivita b^-", pasáž "Spektrum záření b.Neutrina.". Neutrina, vzniklá kdysi jako dodatečná ne příliš přesvědčivá hypotéza snažící se vysvětlit "něco co chybělo", se staly reálnými a velmi zajímavými částicemi nejen pro jadernou fyziku, ale i astrofyziku a kosmologii.
  Neutrina jsou pranepatrné částečky (s klidovou hmotností blízkou nule - viz níže pasáž "Klidová hmotnost neutrin"), které nemají elektrický náboj a nevykazují ani silnou jadernou interakci; vykazují jen slabou jadernou interakci *). Ta je natolik slabá a krátkodosahová, že neutrina s látkou téměř neinteragují a volně jí prolétají (jako "duchové"; navíc jeví schopnost vzájemného "převtělování" - oscilace mezi třemi různými typy, viz níže).
*) A samozřejmě se předpokládá univerzální gravitační působení, které je na mikroskopické úrovni zanedbatelnou silou a zatím nás zde nezajímá. Pro astrofyziku a kosmologii však gravitační působení neutrin, kterých je ve vesmíru obrovské množství, může mít značný význam, viz níže pasáž "Klidová hmotnost neutrin".
  Každou sekundu proletí naším tělem mnoho miliard neutrin. Odhaduje se, že zde na Zemi každým cm², včetně povrchu našeho těla, prolétá každou sekundu cca 50 miliard neutrin *) (pocházejících především z termonukleárních reakcí v nitru Slunce), ale nemusíme se obávat jejich škodlivých účinků na naše zdraví, za celý život se v našem těle zachytí snad jen jedno či dvě tato neutrina. Naprostá většina neutrin je schopna volně proletět i skrz celou naši zeměkouli. Odhaduje se, že neutrina by mohla úplně zachytit až vrstva olova tloušťky 1000 světelných let!
*) Tento obrovský počet neutrin se vyskytuje zde na Zemi v blízkosti Slunce a ve vesmíru v blízkosti každé hvězdy, v níž obrovské množství neutrin vzniká při termonukleárních reakcích. A ještě daleko větší počet neutrin je v okolí vybuchující supernovy. V dalekém mezihvězdném a mezigalaktickém vesmírném prostoru se hustota neutrin odhaduje na cca 300 neutrin/m³, kde se jedná především o reliktní neutrina.
  Neutrina v obrovském množství vznikají při řadě procesů ve vesmíru - od leptonové éry při "velkém třesku", přes termonukleární reakce ve hvězdách, až po výbuchy supernov (viz níže). Vzhledem k jejich stabilitě a pronikavosti se tyto částice ve světě neustále hromadí. Lze tedy soudit, že (spolu s fotony) neutrina jsou nejhojnějšími částicemi ve vesmíru - jsme jakoby "ponořeni do neviditelného moře neutrin", která se zrodila v různých dobách a na různých místech vesmíru. Jsou to všudypřítomné, avšak téměř nepolapitelné částice..!..

Vznik a druhy neutrin
Neutrina - velmi lehké částice (o klidové hmotnosti blízké nule), bez elektrického náboje, se spinem 1/2, pohybující se rychlostí blízkou rychlosti světla - jsou nerozlučnými doprovodnými částicemi při všech procesech s elementárními částicemi s účastí slabé interakce. Jejich emise doprovází vznik elektronů při rozpadech pionů a mionů, vzájemnou přeměnu protonů a neutronů (především při radioaktivitě b), jakož i řadu procesů při srážkách elementárních částic při vysokých energiích. Neutrina patří, spolu s fotony, mezi nejhojnější částice ve vesmíru.
  Podle svého původu, konkrétního místa a mechanismu vzniku, můžeme neutrina rozdělit na pět skupin :

• Reliktní neutrina
  pocházející z nejranějších období vývoje vesmíru. V tzv. leptonové éře, necelou 1sekundu po velkém třesku, kdy teplota poklesla pod asi 10¹⁰ °K, přestala neutrina prakticky interagovat s ostatní látkou (s elektrony, neutrony, protony). Od té doby se obrovské množství "reliktních" neutrin volně pohybuje expandujícím vesmírem (nyní se jejich hustota odhaduje na asi 300neutrin/cm³ v každém kousku vesmírného prostoru, i zde na Zemi). V důsledku kosmologické expanze vesmíru poklesla energie reliktních neutrin na velmi nízké hodnoty, takže nemáme k dispozici žádnou reakci, která by umožňovala jejich detekci.
  Kosmologické aspekty těchto procesů jsou popisovány v §5.4 "Standardní kosmologický model. Velký třesk." knihy "Gravitace, černé díry a fyzika prostoročasu".
• Hvězdná neutrina 
  V nitru všech hvězd probíhá termojaderná syntéza vodíkových jader na hélium (ať již se jedná o přímý p-p řetězec nebo CNO cyklus), v pozdějších fázích evoluce hvězd i syntéza těžších prvků (viz pasáž "Kosmická alchymie - jsme potomky hvězd!" v §1.1, §4.1 "Gravitace a evoluce hvězd" knihy "Gravitace, černé díry a fyzika prostoročasu", nebo sylabus "Kosmická alchymie"). V řetězci těchto jaderných reakcí se kromě silných interakcí účastní i slabé interakce - rozpady beta, při nichž dochází ke vzniku neutrin s energiemi do cca 20MeV *). Neutrina díky své pronikavosti snadno unikají z nitra hvězd a šíří se do okolního prostoru. Z nitra Slunce je emitováno veliké množství neutrin, které "zaplavují" celou Sluneční soustavu. U naší Země činí tok těchto slunečních neutrin cca 6.10¹⁰ neutrin/sekundu/cm², z nichž většina volně prolétne zeměkoulí.
  *) Nejvíce neutrin vzniká ve "startovní" proton-protonové reakci p⁺ + p⁺® ²H + e⁺ + n_e, ale jejich energie (<0,42MeV) je pro detekční metody nízká. Pro naše detekční metody jsou vhodná neutrina vznikající v jedné z vedlejších dílčích větví reakce, v níž se jádro bóru b⁺-rozpadem mění na jádro berylia, pozitron a neutrino: ⁸B ® ⁶Be + e⁺ + n_e, kde neutrino může mít maximální energii až asi 14MeV. Tato reakce je zastoupena jen asi 0,01%, ale příslušná sluneční neutrina jsou dobře detekovatelná.
• Neutrina z výbuchu supernov 
  Výbuch supernovy je doprovázen (a vlastně způsoben) rychlým pohlcením téměř všech elektronů protony (p⁺ + e^-® n^o + n - inverzní b-rozpad), přičemž se náhle vyzáří kolosální množství neutrin (odhadované na 10⁵⁷neutrin). Dochází též k masívní neutronové fúzi jader ve vnějších vrstvách, doprovázené následným b^--rozpadem, rovněž s emisí neutrin.
  Několik neutrin tohoto původu bylo detekováno v roce 1987 po explozi supernovy SN 1978A ve Velkém Magellanově oblaku, viz níže. Procesy při výbuchu supernov jsou podrobněji popsány v §4.2 "Konečné fáze hvězdné evoluce. Gravitační kolaps" knihy "Gravitace, černé díry a fyzika prostoročasu".
  Vysokoenergetická neutrina
  Vedle neutrin nižších a středních energií (řádově MeV) mohou při výbuchu supernovy vznikat i neutrina s vysokými energiemi. Prudce expandující slupka ionizované hmoty při výbuchu supernovy může Fermiho mechanismem urychlovat protony na vysoké energie. Interakcí těchto protonů s materiálem slupky jsou produkována (přes piony a miony) mimo jiné i neutrina vysokých energií (1¸1000 TeV), která jsou pak součástí primárního kosmického záření.
• Neutrina ze sekundárního kosmického záření (atmosférická neutrina) 
  Při interakcích částic tvrdého kosmického záření (primárního) s jádry dusíku a kyslíku v horních vrstvách atmosféry (ve výškách cca 20-30km nad zemí) vznikají spršky sekundárního kosmického záření, jejichž terciální součástí jsou i neutrina. Při primárních interakcích zde dochází k produkci pionů p^± (a též K mesonů), které se rychle rozpadají na miony m^± a (mionová) neutrina : p^- ® m^- + n'_m , p⁺ ® m⁺ + n_m . Miony se dále průběžně rozpadají na elektrony, pozitrony a neutrina (mionová a elektronová): m^- ® e^- + n'_e+ n_m , m⁺ ® e⁺ + n_e+ n'_m . Neutrina tohoto původu se označují jako atmosférická neutrina. Kosmické záření je podrobněji rozebíráno v §1.6, části "Kosmické záření".
• Neutrina z přírodní radioaktivity, geoneutrina 
  V zemské kůře dochází k radioaktivním rozpadům přírodních radionuklidů, především uranu, thoria a draslíku 40 (viz §1.4 "Radionuklidy", část "Přírodní radionuklidy", pasáž "Geologický význam přírodní radioaktivity"), při nichž vznikají elektronová (anti)neutrina, které se vzhledem ke svému původu nazývají geoneutrina.
  Detekce geoneutrin, které z nám nedostupných hlubin nitra Země volně procházejí mocnými vrstvami horniny až na povrch, by mohla poskytnout cenné informace o radioaktivních prvcích v nitru Země. Analýzou směrů příchodu neutrin do detektorů, rozmístěných v různých místech, můžeme dostat informaci o prostorovém rozložení radioaktivních prvků. Spektrometrickou analýzou energie neutrin lze v principu zjistit, která radioaktivní jádra je vyzařují: neutrina z rozpadu draslíku 40 a uranu 235 mají max. energii asi 1,3MeV, z rozpadové řady ²³²Th asi 2,2MeV, z řady ²³⁸U činí maximálmí energie neutrin zhruba 3,2MeV. Po zdokonalení detekční techniky tak bude možno detekci geoneutrin použít ke geologickému hledání ložisek uranu či thoria hluboko pod zemí.
    V ovzduší, ve vodě i v tělech rostlin a živočichů dále dochází k beta- rozpadu kosmogenních radionuklidů - radiouhlíku ¹⁴C a tritia ³H, rovněž s emisí neutrin.
• Neutrina z jaderných reaktorů a z urychlovačů (neutrina umělého původu) 
  Zde na Zemi jsou v moderní době intenzívními zdroji neutrin jaderné reaktory. Při vlastním štěpení jader uranu či plutonia sice neutrina nevznikají, avšak vznikají následně při radioaktivitě produktů štěpení. Těžká jádra (jako je ²³⁵U) mají pro svou stabilitu větší poměr počtu neutronů a protonů než stabilní středně těžká jádra. Středně těžká jádra, která při rozštěpení vzniknou, tudíž mají značný přebytek neutronů, kterých se "zbavují" pomocí několika b^- radioaktivních přeměn, dokud nevzniknou jádra stabilní. Vznikají přitom elektrony "beta" a elektronová (anti)neutrina, při deexcitacích jaderných hladin pak záření gama. Po každém štěpení vzniká cca 5-6 neutrin. Při tomto následném b-radioaktivním rozpadu štěpných produktů s nadbytkem neutronů tak vzniká velké množství elektronových antineutrin (o střední energii kolem 4MeV). Nazývají se někdy "reaktorová neutrina". Výkonný reaktor produkuje zhruba 10²⁰ neutrin/sekundu.
    V menší míře vznikají neutrina jako "vedlejší produkty" při interakcích částic v urychlovačích (tam se vyskytují energie desítky MeV až stovky GeV). Urychlovače pak umožňují i cílenou produkci svazků vysokoenergetických neutrin, především mionových :
    Vysokoenergetické protony z urychlovače necháme srážet s jádry terčíku, čímž vzniká velké množství mesonů p (a řada dalších částic - kaonů, hyperonů,...). Nabité piony se nechají procházet vakuovým rozpadový tunelem, kde se během letu rozpadají (mají poločas rozpadu jen asi 2.10^-8sec.) za vzniku mionů a mionových neutrin: p^- ® m^- + n'_m , p⁺ ® m⁺ + n_m . Tato mionová neutrina, vznikající z vysokoenergetických pionů, mají rovněž vysokou energii a jsou úzce kolimována ve směru původního pionového svazku (ve směru osy rozpadového tunelu) - viz níže "Experiment CNGS+OPERA".
    Produkce vysokoenergetických svazků elektronových neutrin je obtížnější. Určitou možností by mohlo být urychlování lehčích b-radioaktivních jader s krátkým poločasem rozpadu (např. ^6,8He, ⁹Li, nebo pod.) na lineárním nebo kruhovém urychlovači, které by se pak vedly do magnetického akumulačního prstence s delšími lineárními úseky. Urychlená jádra by při své b-přeměně emitovala elektronová neutrina, která by byla (v laboratorní vztažné soustavě) též "urychlená" na vysoké energie a vylétala by ve svazcích kolimovaných podél zmíněných lineárních úseků. Zatím nebylo realizováno.

Podle své fyzikální kvantové povahy se vyskytují tři druhy neutrin n, podle druhu přidruženého nabitého leptonu :

• Elektronová neutrina
  Neutrina uplatňující se při radioaktivitě beta jsou jen jedním ze 3 druhů neutrin - jsou to neutrina elektronová n_e, doprovázející vyzáření elektronu či pozitronu při přeměně beta. Elektronová neutrina (aspoň svým primárním původem) jsou však převládajícím druhem neutrin - vznikají při termonukleárních reakcích v nitru hvězd, při výbuchu supernov, v přírodní i umělé radioaktivitě, v jaderných reaktorech.
• Mionová a tauonová neutrina 
  Při procesech s miony m a tauony t (viz §1.5 "Elementární částice") se vyzařují neutrina mionová n_m (jsou významnou součástí "atmosférických" neutrin vznikajících ve sprškách sekundárního kosmického záření) a tauonová n_t. Většinou svých vlastností se značně podobají neutrinům elektronovým, liší se způsobem svých interakcí s elementárními částicemi - místo procesů s elektrony (jako jsou b rozpady) doprovázejí slabé interakce s účastí mionů a tauonů.

Tyto jednotlivé druhy neutrin rozlišujeme podle toho, z kterého typu nabitého leptonu vznikají, nebo který lepton vzniká při jejich interakci, zda se jedná o elektron, mion či tauon. V souvislosti se zákonem zachování leptonového čísla se předpokládá, že ke každému ze tří druhů neutrin existuje i příslušné antineutrino n'.
Odlišnost neutrin a antineutrin - helicita neutrin. Goldhaberův pokus. 
Diskutuje se o tom, zda jsou neutrina Diracovské nebo Majoranovské částice - zda jsou antineutrina odlišná nebo totožná s neutriny. Jediné, čím lze dvojici neutrino/antineutrino od sebe rozlišit, je jejich helicita (točivost, spirálnost) - orientace spinu (vnitřního momentu hybnosti) částice vzhledem ke směru jejího pohybu. Přímé změření helicity neutrina by bylo velmi obtížné (mimo možnosti nynější experimentální techniky). Jedinou schůdnou možností je nepřímé stanovení helicity neutrina přes zákon zachování momentu hybnosti v radioaktivním procesu elektronového záchytu EC (viz níže "Elektronový záchyt"). Při elektronovém záchytu je z jádra emitováno pouze neutrino, které v podstatě nedokážeme detekovat. Avšak dceřinné jádro po EC bývá často v excitovaném stavu, při jehož deexcitaci je vyzářen foton záření gama, který ve své helicitě nese určité informace o bilanci momentu hybnosti. Za určitých okolností lze tyto informace dekódovat ke stanovení helicity vylétajícího neutrina.
  Toto nepřímé stanovení helicity neutrina se v r.1958 podařilo americkému týmu pod vedením M.Goldhabera (Brookhaven National Laboratory) velmi rafinovaným pokusem. Použili k tomu měření helicity deexcitačních fotonů gama o energii 963keV emitovaných z excitovaného stavu ¹⁵²Sm vznikajícího elektronovým záchytem v jaderném izomeru europia ^152mEu (§1.3, pasáž "Europium"). Tento nuklid byl zvolen proto, že počáteční i koncový stav mají stejné spinové číslo 0^-. Při elektronovém záchytu jsou pak (v důsledku zákona zachování momentu hybnosti) neutrino a deexcitační foton emitovány s opačným spinem. Pokud změříme polarizaci fotonu, zjistíme tím i helicitu neutrina. Zářič ^152mEu byl umístěn ve feritovém magnetu, který filtruje (selektuje) vylétající deexcitační kvanta podle polarizace...... Tyto fotony gama pak dopadají do prstence z neaktivního ¹⁵²Sm, v němž mohou vyvolávat rezonanční absopci s deexcitací, jejíž fotony jsou registrovány scintilačním detektorem... poměrně složitá analýza výsledků naměřených impulsů v konfrontaci s bilancí spinů (momentů hybnosti) dala pro helicitu elektronových neutrin hodnotu Hne = -1 ± 0,3 - neutrina jsou levotočivá, zatímco antineutrina pravotočivá. Je to v souladu s poznatkem o porušení parity u slabé interakce (viz §1.5, pasáž "CPT symetrie interakcí").

Oscilace neutrin
U neutrin se setkáváme s překvapivým a z klasického hlediska nepochopitelným jevem - že dochází k samovolným přeměnám mezi jednotlivými druhy neutriny - tzv. oscilaci neutrin. Neutrino při svém letu je chvíli elektronovým n_e, pak se změní na mionové či taunové neutrino a vzápětí opět na elektronové atd. (viz však poznámku "Fyzické převtělování?"na konci této pasáže). Metaforicky lze s trochou nadsázky říci, že neutrina se v jistém smyslu chovají jako bájní "duchové": mohou bez překážek čímkoli procházet a jsou schopna se "převtělovat" jedno v druhé...   Jev oscilace neutrin si představujeme jako důsledek kvantově-mechanické interference tří kvantových stavů částice neutrina, které je vnitřně superpozicí stavů "1", "2" a "3" neutrina. Tyto stavy jsou popsány kvantovými vlnami rozdílných vlnových délek *), které se při šíření prostorem střídavě dostávají do stejných fází a do různých fází, což se projevuje jako elektronové, m- nebo t-neutrino.
*) Aby tento mechanismus interference různých vlnových délek mohl fungovat, je třeba aby jednotlivé kvantové stavy měly (v duchu korpuskulárně-vlnového dualismu) různou hmotnost - aby tedy neutrina měla obecně nenulovou klidovou hmotnost (aspoň některá z nich). Ve Standardním modelu částicových interakcí se reakce neutrin s nabitými leptony (např. m^- ® e^- + n_m + n_e') označují jako reakce tzv. slabých nabitých proudů a v kvantové teorii se popisují celkovým Lagrangiánem či Hamiltoniánem, zahrnujícím jak složky nabitého leptonu, tak neutrina, s koeficienty danými tzv. Pontecorvovou- Makaiovou- Nakagawovou- Sakatovou (PMNS) směšovací maticí. Tato matice, která popisuje směšování neutrinových polí, je parametrizována třemi směšovacími úhly q a třemi komplexními fázemi d. Příslušná Schrödingerova rovnice pak poskytuje celkové vlnové řešení jako koherentní superpozice "vlnových klubek", odpovídajících jednotlivým vlastním stavům hmotností. Pravděpodobnost nalezení vlastního stavu hmotnosti je pak vyjádřena periodickou funkcí času, což se při pohybu neutrina projevuje i periodickou závislostí druhu neutrina podél dráhy - oscilace neutrin v prostoru a čase. Velikost a časový průběh oscilací závisí na míře "míchání" mezi jednotlivými čistými stavy "1","2","3", ktré jsou popisovány tzv. směšovacími úhly q₁₂, q₂₃, q₁₃, resp. druhými mocninami sinusů těchto úhlů.
  V nejjednodušším případě pohybu relativistického neutrina s kinetickou energií E_n, které je koherentní superpozicí dvou hmotnostních komponent s rozdílem kvadrátů klidových hmotností Dm_n, vychází pravděpodobnost P nalezení určitého stavu neutrina (např. n_e): P_n®ne » 1 - sin²2q.sin²[(Dm_n²/4hc.E_n).L], kde L je vzdálenost od místa vyzáření neutrina a q je směšovací úhel parametrizující PMNS matici (která je zde dvojrozměrná). Pro každou hodnotu energie E_n pak existuje určitá tzv. oscilační délka L_o, při níž se argument L.Dm_n²/4hc.E_n v sinusové funkci změní o p a pravděpodobnost P_n®ne znovu nabude hodnotu 1: L_o = 4hc.E_n/Dm_n² . Oscilační délka je přímo úměrná energii neutrina E_n a nepřímo úměrná kvadrátu rozdílu hmotností Dm_n² obou druhů (stavů) neutrin. Pro obvykle používané jednotky délky a energie lze oscilační délku vyjádřit ve zjednodušeném tvaru: L_o[m] » 2,5. E_n[MeV] / Dm_n²_[eV2_] . Hodnotu Dm_n² lze stanovit experimentálně z měření závislostí počtu pozorovaných neutrin na energii E_n pro určitou pevnou vzdálenost L a známé spektrum energií E_n neutrin. Z experimentů KamLAND vychází pro oscilace n_e«n_m hodnota Dm_n²»8.10^-5eV², v Super-Kamiokande vychází hodnota Dm_n²»2.10^-3eV², přičemž se jedná o oscilace všech tří typů neutrin. Pro běžná solární a reaktorová neutrina s energiemi jednotky MeV vychází oscilační délka poměrně krátká, řádově desítky km. Pro "atmosférická" neutrina (která vznikají při interakcích vysokoenergetického kosmického záření v zemské atmosféře) o energii desítek GeV i vyšších, pak typická oscilační délka dosahuje stovek až tisíců kilometrů (k testování oscilací je pak třeba využít neutrina detekovaná ve velkých vzdálenostech od místa vzniku; dokonce neutrina vznikající v atmosféře na opačné straně zeměkoule, jak je níže zmíněno u experimentu Super-Kamiokande).
  Oscilace neutrin je kvantově-stochastický proces, jehož pravděpodobnost po emisi neutrina je zpočátku nízká, avšak po délce jeho dráhy se zvětšuje. Ve větších vzdálenostech od zdroje, emitujícího neutrina určitého druhu (zpravidla elektronová), budeme registrovat již směs neutrin všech tří druhů, zastoupených zhruba homogenně v poměru 1:3 (závisí to na hodnotách výše zmíněných směšovacích úhlů q). O vlivu tohoto jevu na detekci jednotlivých druhů neutrin se stručně zmíníme níže.
Pozn.: Fyzické převtělování ? 
Jev oscilace neutrin je z klasického hlediska těžko pochopitelný, mohlo by se zdát že porušuje zákony zachování. Z hlediska kvantové fyziky však nedochází k tomu, že by se neutrina "fyzicky" přeměňovala jedno na druhé. Jen vlnová funkce neutrina je superpozicí 3 stavů (je to parametrizováno výše uvedenými směšovacími úhly). V závislosti na vzdálenosti od místa vzniku se pak budou projevovat různé pravděpodobnosti, že neutrino bude interagovat jako elektronové, mionové či tauonové. V jistém smyslu si můžeme představovat, že osciluje i rychlost neutrina. V kvantové fyzice se tyto jevy samotné nepovažují za porušení zachování energie či symetrií.

"Sterilní" neutrina ?
Nicotnost neutrin ("duchové mezi částicemi") vedla některé jaderné fyziky a astrofyziky k ještě bizarnější představě: že by snad mohly existovat neutrina, která nevykazují ani slabou interakci a s hmotou neintaragují jinak než prostřednictvím pouze gravitační síly. Pro tyto hypotetické neutrální částice se navrhl název sterilní neutrina. Mohly by být kandidáty na vysvětlení zatím záhadné temné hmoty ve vesmíru (§5.6 "Budoucnost vesmíru. Šipka času. Temná hmota. Temná energie." monografie "Gravitace, černé díry..."). Jsou výplodem čiré fantazie, pro jejich existenci nic nesvědčí, nemohly by být nikdy přímo detekovány..!..

Interakce neutrin s částicemi a s hmotou
Neutrina nemají elektrický náboj, nevykazují elektromagnetickou ani silnou interakci, ale jen slabou interakci (o gravitační se zmíníme níže). Z hlediska vnitřního mechanismu jsou veškeré procesy s neutriny zprostředkovány slabou interakcí s virtuální účastí těžkých intermediálních bosonů W^± a Z⁰ (v rámci koncepce tzv. elektro-slabé interakce je tato slabá interakce zprostředkována výměnami těžkých intermediálních bosonů W a Z podle Standardního modelu interakcí částic, viz §1.5 "Elementární částice"). Společným znakem je zde velmi nízký účinný průřez neutrinových interakcí. V závislosti na druhu zúčastněných částic a energiích, interakce neutrin zahrnuje širokou škálu procesů - (kvazi)elastický rozptyl, hluboce neelastický rozptyl, inverzní beta-rozpad, nukleární záchyt, produkce hadronů, vysokoenergetické interakce se vznikem mnoha dalších částic. Některé z nich stručně zmíníme :
  Neutrino-leptonové interakce. Nejjednodušší neutrinovou interakcí je (kvazi)elastický rozptyl neutrin na leptonech (v praxi téměř vždy na elektronech v atom. obalu), typicky :
n + e^- --> n´ + e^-´.
Hodnota účinného průřezu neutrino-leptonové interakce neutrina s energií E_n s elektronem hmotnosti m_e se dá vyjádřit jako s ~ 2m_e.f.(G²/p).E_n , kde G je Fermiho vazbová konstanta slabé interakce (G ~ 1,16x10^–5 GeV^–2) a f je form-faktor zahrnující doplňkové parametry. Účinný průřez zde vychází cca s ~ 2x10^-41 cm²/GeV. Tato malá hodnota účinného průřezu je způsobena malou hmotností terčíkového elektronu.
Z kinematického hlediska, rychle letící neutrino n se srazí s elektronem e^-, odrazí se od něj (většinou pod velkým úhlem nebo dokonce v opačném směru) jakožto neutrino n´ s nižší energií, přičemž předá elektronu část své energie. Odražený elektron e^-´ se pohybuje většinou ve směru původního (incidenčního) neutrina n a může být detekován.
Pro mionová neutrina dochází i k interakci n_m + e^- --> m^- + n_e (nazývané též inverzní rozpad mionu). Má prahovou hodnotu energie 10,8 GeV, danou hmotností mionu, účinný průřez je cca s ~ 15x10^-42 cm²/GeV.
  Neutrino-neutrinové interakce. Za situace velmi vysokých toků a energií neutrin by mohlo docházet ke vzájemné interakci neutrin s neutriny, např. k anihilaci neutrin s antineutriny n + n^~ -> Z⁰ -> f + f^~ obecně na dvojici fermionu f a antifermionu f^~, což může být dvojice leptonů (včetně neutrin) nebo kvarků, za účasti virtuálního bosonu Z⁰. Dvojice nabitých leptonů může vzniknout i výměnou virtuálního W^± bosonu. Účinný průřez neutrino-neutrinových interakcí je zcela nepatrný, takové procesy nemohou být pozorovány. Při vysokých koncentracích a energiích v husté neutrino-elektronové směsi (v předpokládané leptonové éře během prvmí desetiny sekundy po velkém třesku - "Etapy vývoje vesmíru") by však mohly masivně probíhat procesy anihilací a vzájemných přeměn neutrin a elektronů: n_e + n^~_e <--> e^- + e⁺.
  Neutrino-hadronové interakce (v praxi interakce přilétajících neutrin s terčíkovými protony či neutrony v atomových jádrech) :
n_(e,m,t) + nukleon (p⁺,n⁰) --> lepton^-(e,m,t) + hadron.
Neutrino-hadronové interakce mají podstatně vyšší účinný průřez než neutrino-elektronové interakce - v poměru cca 1,8x10³; je to dáno poměrem hmotnosti nukleonu a elektronu. Účinný průřez inteakce neutrina s energií E_n s nukleonem hmotnosti M_p lze vyjádřit jako s ~ f.(G²/4p).M_p.E_n /GeV, kde G je faktor slabé interakce a f je form-faktor závislý na kvarkové struktuře terčíkového nukleonu. Základní hodnota je s_o ~ (G²/4p).M_p = 1,6x10^-38 cm² /GeV.

^{Feynmanovy diagramy některých základních interakcí neutrin s leptony a nukleony.}

  Pro většinu interakcí neutrin obecně platí, že účinný průřez je lineárně úměrný energii dopadajících neutrin. Čím vyšší je energie neutrin, tím snadněji je lze detekovat pomocí interakcí ve hmotě. Až při velmi vysokých energiích (>>~10⁶ GeV) již účinný průřez přestává být úměrný energii, dosáhne nasycení; pro neutrino-hadronové interakce již má konstantní hodnotu cca s ~ 10^-38 cm² (pro elektromagnetické interakce se dosahuje nesrovnatelně vyšších hodnot až s ~ 10^-27 cm²).
  Tyto a další druhy interakcí neutrin se pravděpodobně ve velkém měřítku uplatňují v bouřlivých astrofyzikálních procesech - při výbuchu supernov, ve velmi raných stádiích vývoje vesmíru (§5.4 "Standardní kosmologický model. Velký třesk. Formování struktury vesmíru.", část "Etapy vývoje vesmíru" v knize "Gravitace, černé díry a fyzika prostoročasu"). Některé z těchto procesů mohou být použity i k detekci neutrin :
 Detekce neutrin
O detekci různých druhů záření bude podrobně pojednáváno v kapitole 2 "Detekce a spektrometrie ionizujícího záření". Detekce neutrin se však svou technikou i principy značně liší od víceméně "rutinní" detekce záření a, b, g, využívané často i v technické praxi. Neutrina, která nemají elektromagnetickou ani silnou interakci a v látce téměř na nic nepůsobí, nikdy nemůžeme "vidět" ani detekovat přímo, lze detekovat pouze sekundární produkty vznikající při jejich interakcích. Jedná se (aspoň zatím) spíše o unikátní a delikátní experimenty, snažící se prokázat samotnou existenci neutrin a odhalit některé jejich základní vlastnosti (v tomto smyslu se poněkud podobá experimentům s detekcí gravitačních vln). Proto se o metodách detekce neutrin zmíníme již na tomto místě.
  Detekovat neutrina je obecně velmi obtížné - nevykazují elektromagnetickou ani silnou interakci, jen interakci slabou. Účinný průřez této slabé interakce je velmi malý, neboť je zprostředkován výměnami těžkých intermediálních bosonů W a Z; tato velká hmotnost výměnných částic způsobuje velmi malý dosah a silně potlačuje pravděpodobnost interakcí, na rozdíl od obvyklých elektromagnetických procesů, zprostředkovaných výměnou fotonů s nulovou klidovou hmotností. Abychom vůbec byli schopni nějaká neutrina detekovat, musí být splněny 4 základní podmínky :
1. Musí být k dispozici dostatečně intenzivní tok neutrin (min cca 10¹³ neutrin/cm²/s) dopadajících do citlivého objemu detektoru.
2. Detektor musí být velký - musí obsahovat velký objem detekční látky (hmotnost - bývají to tisíce až desítky tisíc tun), se kterou mohou dopadající neutrina interagovat. Jen tak bude určitá rozumná pravděpodobnost, že některá z těch miliard prolétajících neutrin budou interagovat a vyvolají detekovatelné impulsy.
3. Musí být na co nejnižší míru sníženo rušivé radiační pozadí z přírodní radioaktivity, z materiálu detektoru, z kosmického záření. Pro odstínění především kosmického záření je nutno detektory umístit hluboko do podzemního či podmořského prostoru. Klade to též vysoké pořadavky na použité konstrukční materiály a hlavně detekční látku, její čistotu.
4. Značně dlouhá doba akvizice (desítky dnů, měsíců, i několik let), abychom zaregistrovali dostatečně velký počet neutrin, umožňující potřebně přesnou statistickou analýzu dat.
  Pro detekci neutrin to tedy bývají velké nádrže obsahující mnoho stovek až tisíců tun vysoce čistého materiálu (vody, kapalného scintilátoru), umístěné v kilometrové hloubce pod zemí, příp. pod vodou či ledem v podmořském prostoru. Jsou opatřeny velkým počtem fotonásobičů pro detekci vznikajících scintilací ve scintilační látce nebo z Čerenkovova záření. Měří se po dobu mnoha dní či měsíců.
  K detekci neutrin lze využít především tří druhů procesů :

• 1. Interakce neutrin s nukleony (proces obráceného rozpadu beta; produkce částic)
  Elektronové neutrino n_e interaguje (slabou interakcí) v atomovém jádře s neutronem n^o a způsobí tam reakci n_e + n^o ® p⁺ + e^-, nebo s protonem reakcí n'_e + p⁺ ® n^o + e⁺. Účinný průřez této interakce činí asi 10^-47 m².(E_n /1MeV)².
  Při vysokých energiích neutrin může s nukleony docházet k částicovým interakcím za vzniku elektronů, mionů či tauonů.

První úspěšná detekce neutrin
pomocí procesu n_e+p⁺ ® n^o+e⁺ se podařila v r.1956 F.Reinesovi a C.Cowanovi z laboratoří v Los Alamos, kteří jako zdroj neutrin použili výkonný jaderný reaktor v Savanah River s tokem antineutrin cca 10¹³n/cm²/s. Jako terčík a současně detektor byl použit kapalný scintilátor (triethylbenzen) s příměsí kamia ve velké nádobě objemu 1400 litrů. Při interakci neutrina s protonem obsaženým ve scintilátoru vzniká neutron n^o (s kinetickou energií několik keV) a pozitron e⁺ (s kinetickou energií 0¸8MeV). Pozitron e⁺ se v kapalině velmi rychle zbrzdí (za dobu cca 10^-10s) a pak s některým z elektronů anihiluje (e⁺+ e^-® g + g) za vzniku dvou anihilačních fotonů g, z nichž každý má energii 511keV. Ionizační energie pozitronu spolu s anihilačními fotony (celková energie 1¸8MeV) vyvolají ve scintilátoru světelný záblesk registrovaný fotonásobiči. Neutron se srážkami s jádry zpomalí (proces zpomalení a difuze trvá do 30msec) a zachytí se jádrem kamia v reakci n^o + ¹¹³Cd₄₈ ® ¹¹⁴Cd₄₈ + g; excitovaný izotop kadmia při své deexcitaci během několika mikrosekund vyzáří 2-4 kvanta gama o celkové energii 9MeV a přejde do základního stavu. Tato kvanta g rovněž vyvolají ve scintilátoru světelný záblesk zachycený fotonásobiči. Interakce neutrina s protonem (n_e+p⁺®n^o+e⁺) se tedy prozradí dvěma po sobě následujícími elektrickými signály z fotonásobičů: 1.impuls o amplitudě odpovídající 1-8MeV pocházející z registrace pozitronu; do cca 25 msec se objeví 2.impuls o amplidudě 3-10MeV pocházející ze záchytu neutronu v jádře kadmia. Během měření trvajících více než 100 hodin bylo takto detekováno v průměru 36 případů zmíněné reakce (n_e+p⁺®n^o+e⁺) neutrin za hodinu, což dávalo účinný průřez reakce cca 10^-43cm².
Radiochemická detekce neutrin 
   Pro měření interakce s neutronem (n_e+n^o ® p⁺+e^-) je potřeba zvolit takové jádro, kde přeměna neutronu na proton vede k radioaktivnímu jádru vysílajícímu záření, jež lze snadno detekovat. V praxi se pro tato měření využilo nejdříve jader chlóru ³⁷Cl - velká nádrž naplněná asi 600 tunami tetrachloretylenu C₂C_l4 (jinak běžný chemický čisticí prostředek, který ale musel být speciálně vyčištěn) byla umístěna v hloubce asi 1,5km pod zemí v opuštěném dole na zlato Homestake v Jižní Dakotě v USA - aby bylo minimalizováno radiační pozadí z kosmického záření a z pozemských zdrojů. Experimenty probíhaly pod vedením R.Davise v 60.letech. Elektronová neutrina vyvolávají v jádrech chloru reakci obráceného b-rozpadu: n + ³⁷Cl ® ³⁷Ar + e^-; prahová energie neutrin je zde 814keV. Vzniklý argon ³⁷Ar se s poločasem 35 dní rozpadá elektronovým záchytem zpět na ³⁷Cl. Přitom z atomového obalu dceřinného chlóru jsou (následkem charakteristického X-záření, které z 90% podléhá vnitřní konverzi) emitovány Augerovy elektrony o energii okolo 2,6keV, které lze detekovat plynovým proporcionálním detektorem. K tomu je ovšem nutno vyextrahovat těch několik vzniklých atomů ³⁷Ar z celého objemu cca 400000 litrů tetrachloretylenu v nádrži, což je mimořádně obtížný technický problém. V r.1968 byly výsledky experimentu vyhodnoceny, neutrina byla úspěšně detekována, avšak jejich množství představovalo jen asi 30% neutrin očekávaných podle astrofyzikálních modelů termonukleárních reakcí v nitru Slunce.
  Dalším materiálem vhodným pro radiochemickou detekci neutrin je galium ⁷¹Ga, v jehož jádrech vyvolávají elektronová neutrina reakci n + ⁷¹Ga ® ⁷¹Ge + e^- s následným rozpadem germania ⁷¹Ge elektronovým záchytem doprovázeným vyzářením Augerových detektorů podobně jako při rozpadu ³⁷Ar. Výhodou galia je podstatně nižší prahová energie 233keV detekovaných neutrin, nevýhodou vyšší cena galia ve srovnání s chlorem. Na tomto základě byly počátkem 90.let uskutečněny experimenty SAGE a GALEX, které úspěšně detekovaly nízkoenergetická neutrina, rovněž v nižším počtu vzhledem k očekávanému.
  Tímto způsobem byla úspěšně detekována neutrina jak z laboratorních zdrojů, tak z vesmíru - především ze Slunce, kde vzniká obrovské množství neutrin při termonukleárních reakcích. Jedna záhada se zde však vyskytovala permanentně: všechna měření dávala zhruba 3-krát menší hodnotu toku elektronových neutrin než se očekávalo podle rozboru termonukleárních reakcí na Slunci. Tato záhada nedostatku slunečních neutrin byla vyřešena až za mnoho let, kdy zdokonalené metody detekce neutrin prokázaly efekt oscilace neutrin - samovolnou vzájemnou přeměnu elektronových, mionových a tauonových neutrin, přičemž dřívější metody byly schopny detekovat pouze neutrina elektronová (kterých je 1/3).
 CNGS (Cern Neutrinos to Gran Sasso) + OPERA (Oscillation Project with Emulsion tRacking Apparatus) 

Jedná se o nový zajímavý měřící systém typu vysílač ® přijímač(detektor) neutrin, jehož cílen je zkoumání oscilace neutrin, především na taunová neutrina a k upřesnění hmotnosti neutrin. Začal fungovat v r.2006. Vysílač neutrin je v CERN, přijímač (detektor) neutrin je instalován v podzemní laboratoři v hloubce 1400m pod horou Gran Sasso v Itálii. Vysílač neutrin je tvořem velkým urychlovačem protonů, synchrotronem SPS (Super Proton Synchrotron) v CERNu, z něhož protony, urychlené na energii 400GeV, se srážejí s jádry terčíku za vzniku velkého množství mesonů p (a řady dalších částic - kaonů, hyperonů,...). Nabité piony se pomocí magnetického pole separují a vedou do 1,2 kilometru dlouhého vakuového rozpadového tunelu, kde se během letu rozpadají (mají poločas rozpadu jen asi 2.10^-8sec.) za vzniku mionů a mionových neutrin: p^- ® m^- + n'_m , p⁺ ® m⁺ + n_m . Průměrná energie vznikajících neutrin je asi 17GeV; pro registraci tauonových neutrin pomocí tauonů potřebujeme značně vysokou energii původních mionových neutrin, vyšší než je klidová energie tauonu (m_0t »1,2GeV/c²). Neutrinový svazek je v důsledku relativistických efektů poměrně úzce kolimován přibližně ve směru původního protonového a pionového svazku.
  Celý systém [pionový svazek + rozpadová trubice] je nasměrován k 732km vzdálené podzemní laboratoři LNGS (Laboratori Nazionali del Gran Sasso) v Itálii, kam neutrina skrze zemi přilétají (ostatní částice se rychle pohltí již ve stínění na konci rozpadového tunelu, další miony pak v hornině pod zemí). Zde je instalován detekční systém OPERA složený ze 150000 střídajících se vrstev ("sendvičů", cihliček) olova *) tloušťky 1mm, proložených tenkými listy fotografické emulze. Olovo slouží jako terčík pro interakci neutrin a fotografická emulze pro registraci a zviditelnění produktů reakce.
*) Pro snížení radiačního pozadí bylo použito tzv. "římské olovo" z lodí převážejících olovo pro budování vodovodního potrubí v Římě a potopených někdy kolem 60.let před naším letopočtem. Na dně moře toto olovo leželo netknutě 2000 let, takže se v něm za tu dobu rozpadla většina přírodních radioaktivních isotopů.
  Tato "stará" technologie jaderných fotoemulzí byla použita proto, že jako jediná poskytuje velmi vysoké prostorové rozlišení »1mm registrovaných drah částic, potřebné pro zachycení kratičkých drah tauonů o velmi krátké době života (řádu pikosekund). Vyhodnocování fotoemulzí je zde ovšem plně automatizováno (pomocí technologií vyvinutých v Japonsku). Detekce drah částic pomocí jaderných fotoemulzí, včetně technologie zvané ECC (Emulsion Cloud Chamber), jakási "emulzní mlžná komora", je podrobněji rozebírána v §2.2, část "Detektory stop částic". Detekční systém OPERA je velmi mohutný, oněch 150000 sedvičů obsahuje dohromady asi 110 000 m² filmu s fotoemulzí a více než 100 000 m² olověných plátů o celkové hmotnosti více než 1200 tun. Tato mohutnost je vynucena dvěma okolnostmi: 1. Velmi nízký účinný průřez interakcí neutrin s látkou; 2. Vzdálenost 730km mezi vysílačem a detektorem (odpovídající době letu neutrin 2,43ms) je příliš krátká, takže jen velmi malá část (cca 1-2%) neutrin stihne oscilovat.
  Během letu od vysílače k detektoru dochází k oscilaci neutrin, takže kromě původních mionových sem přilétají i elektronová a taunová neutrina. Při reakcích mionových neutrin v olovu vznikají miony, při reakcích elektronových neutrin elektrony, při reakcích tauonových neutrin vznikají tauony (o které zde předvším jde). Vzniklé tauony se v 64% případů rozpadají na piony, v 18% na elektrony a v 17% na miony (za emise neutrin, které z detekčního prostoru unikají). Na základě záznamu stop částic ve fotoemulzi se mikroskopickým skenováním rekonstruuje kinematika původní interakce, což umožňuje stanovit polohu vzniku tauonu a místo jeho rozpadu. V systému jsou rozmístěny i plastové scintilátory, jejichž signál udává okamžik interakce a umožňuje stanovit, ve kterých fotoemulzích lze očekávat užitečný záznam; ty jsou vzápětí vyhodnoceny. Součástí systému jsou i elektronické "trackery" částic a magnetické spektrometry. V květnu r.2010 zde bylo poprve registrováno taunové neutrino, vzniklé oscilací z původně mionového neutrina.

• 2. Pružný rozptyl neutrina na elektronu: n + e^- ® n´ + e^-´
  (nastává pro všechny druhy neutrin). Rychle letící neutrino n se srazí s elektronem e^-, odrazí se od něj (většinou pod velkým úhlem nebo dokonce v opačném směru) jakožto neutrino n´ s nižší energií, přičemž předá elektronu část své energie. Odražený elektron e^-´ se pohybuje většinou ve směru původního (incidenčního) neutrina n a může být detekován.
  Účinný průřez této interakce činí asi 10^-48m².(E_n /1MeV).

   Pokud se tento elektron e^-´ pohybuje v nějakém prostředí (např. ve vodě) rychlostí vyšší než je rychlost světla v tomto prostředí, vysílá Čerenkovovo záření (mechanismus jeho vzniku a vlastnosti viz §1.6, pasáž "Čerenkovovo záření"), které lze detekovat fotonásobiči. Tento způsob detekce neutrin má sice vyšší prahovou energii (5MeV), jeho předností však je použitelnost i pro jiné druhy neutrin než jsou elektronová.

Detekce a spektrometrie neutrin s pomocí různých druhů jejich interakcí.
Vlevo: Některé principy detekce. Vpravo: Systém fotonásobičů SuperkamiokaNDE.

Neutrinový detektor Kamioka NDE
Detektor tohoto druhu, nazvaný Kamioka NDE (Kamioka Neutrino Detection Experiment *), byl pod vedením M.Koshiby zkonstruován v r.1982 v Japonsku - v cínovém dole Kamioka (v pohoří ... zvaném "Japonské Alpy") v hloubce 820m byla postavena nádrž obsahující asi 20000 tun vysoce čisté vody. Fotony Čerenkovova záření byly registrovány téměř 1000 velkými fotonásobiči; dalších 120 fotonásobičů, zapojených v antikoincidenci, obklopovalo tento systém v geometrii 4p. Elektronický systém zpracovávající impulsy z jednotlivých fotonásobičů umožňoval lokalizovat místo interakce neutrina, stanovit jeho energii a přibližně i směr příletu. Tento detektor tedy byl již spektrometrem, pracujícím v reálném čase (na rozdíl od dodatečné detekce Augerových elektronů v dřívějších radiochemických detektorech). Kromě zpřesnění výsledků z radiochemických detektorů a změření vysokoenergetické části spekter neutronů ze Slunce bylo na tomto detektoru dosaženo i dalšího významného úspěchu: dne 23.února 1987 byl zaregistrován záblesk 12 neutrin pocházející z výbuchu supernovy SN 1987A ve Velkém Magellanově oblaku (sousední galaxie vzdálená 170 000 světelných let).
*) Pozn. Detektor Kamioka NDE byl původně určen pro prokázání rozpadu protonu (zkratka NDE znamenala "Nucleon Decay Experiment") - podle některých verzí unitárních teorií velkého sjednocení (GUT = Grand Unifikační Teorie, sjednocují silné, slabé a elektromagnetické interakce) by proton neměl být stabilní částicí, ale rozpadal by se (např. p⁺®p^o+e⁺) s poločasem T1/2 >10^30-40let. Tento poločas je natolik dlouhý, že se ve vesmíru od jeho vzniku možná ještě nerozpadl ani jeden proton! Nepřekvapuje, že detekce rozpadu protonu nebyla úspěšná. Šťastný nápad použít toto zařízení k detekci neutrin byl však velmi úspěšný, což dalo zkratce NDE nový význam.
Super Kamioka NDE 
   Jako pokračování detektoru KamiokaNDE byl v r.1996 postaven ještě podstatně větší detektor Super KamiokaNDE, umístěný ve starém zinkovém dole 1700m pod povrchem hory Ikena Yama poblíž městečka Kamioka. Válcová nádrž o průměru 34m a výšce 36m, na jejichž vnitřních stěnách je rozmístěno 11 146 velkých fotonásobičů (průměr fotokadody téměř 50cm), je naplněna téměř 50 000 tunami superčisté vody. Fotonásobiče detekují Čerenkovovo záření elektronů nebo mionů vznikajících srážkou elektronových nebo mionových neutrin s protony a neutrony. Pomocí poměru četností produkce elektronů a mionů je systém schopen rozlišit elektronová a mionová neutrina. V r.1998 byly na této aparatuře prokázány oscilace atmosférických neutrin. Atmosférická neutrina neustále vznikají v horních vrstvách atmosféry při rozpadech pionů a posléze mionů, vytvářených interakcí tvrdého kosmického záření s atmosférou - viz §1.6, část "Kosmické záření", pasáž "Sekundární kosmické záření". Vznikají přitom mionová a elektronová neutrina (v poměru 2n_m : 1n_e). Neutrina energie E_n přicházející "zdola" procházejí skrze celou Zemi (vzdálenost L od místa jejich vzniku) a mají více času na prodělání oscilací, na rozdíl od neutrin přicházejících "zhora", které prošly jen několik kilometrů atmosféry a necelé 2km zeminy. Tato vertikální anizotropie v relativním zastoupení mionových neutrin byla detekčním systémem spolehlivě změřena. Byl pozorován znatelný úbytek detekované četnosti mionových neutrin pro L/E_n kolem 500km/GeV a navíc byl změřen opětovný nárust - "oživení" četnosti detekce mionových neutrin pro délky řádu L»10³-10⁴km/GeV, způsobený oscilačním chováním neutrin ve vzdálenosti větší než polovina oscilační délky L_o neutrin pro danou energii E_n (jak bylo diskutováno výše v pasáži "Oscilace neutrin").
Neutrinový detektor SNO 
   Další značné zdokonalení bylo realizováno v neutrinovém spektrometru SNO (Sudbury Neutrino Observatory) umístěném v hloubce 2km v dole u Sudbury v Ontariu v Kanadě. Zde je uvnitř nádoby se 7000 tun "lehké" vody (¹H₂O) umístěna další nádoba s 1000 tunami těžké vody (²H₂O, tj. D₂O). Záblesky Čerenkovova záření sleduje přes světlovodné trubice více než 9500 vnějších fotonásobičů. Neutrina způsobují v materiálu detektoru (vodě a těžké vodě) tři druhy reakcí:
a) Pohlcení elektronového neutrina neutronem v deuteriu, při němž se neutron změní na proton a energetický elektron. Deuteron, který je slabě vázaným jádrem, se pak rozpadne na dva protony a elektron: n_e + ²H ® p + p + e^-. Rychle letící elektron vyvolá Čerenkovovo záření.
b) Rychle letící neutrino se "srazí" s neutronem či protonem v deuteriu a při pružném rozptylu předá část kinetické energie, což způsobí rozpad deuteronu na proton a neutron: n + ²H ® n_rozptýlené + p + n^o. Uvolněný neutron je pak pohlcen jiným deuteronem, přičemž se emituje foton záření g. Tento foton g při fotoefektu či Comptonově rozptylu v látce vyrazí elektron, který způsobuje Čerenkovovo záření.
c) Neutrino se "srazí" s elektronem a při pružném rozptylu jej urychlí natolik, že vyvolává Čerenkovovo záření.
  Proces a) je možný pouze s elektronovým neutrinemn_e, zatímco procesy b) a c) může vyvolat libovolné neutrino. Procesy a) a b) nastávají pouze v deuteriu v těžké vodě, proces c) nastává stejně na elektronech v lehké i těžké vodě. Analýzou těchto procesů lze tak měřit nezávisle jak tok elektronových neutrin, tak i tok všech neutrin (tj. elektronových + mionových + tauonových) dohromady. Výsledky měření ukázaly, že nedostatek slunečních neutrin ve všech předchozích experimentech je způsoben neutronovými oscilacemi.
KamLAND - scintilační detektor neutrin z jaderných reaktorů 
   Japonský detektor KamLAND (Kamoioka Liquid Scintillator Neutrino Detector; původně zde byl KamiokaNDE, který byl předělán na KamLAND) je tvořen kulovou nádobou o průměru 13m, naplněnou kapalnou scintilační látkou detekující pozitrony vzniklé při záchytu antineutrina protonem. Scintilační záblesky jsou registrovány soustavou více než 18000 fotonásobičů rozmístěných na vnitřní stěně nádoby. Scintilační nádoba je obklopena vnějším Čerenkovovým detektorem s 3200 tunami vody. Energii neutrina je možno přibližně stanovit ze scintilace pozitronu. Vznikající neutrony jsou na dráze do asi 10cm zachycovány jádry vodíku, přičemž se vyzařují fotony záření g o energii asi 2MeV, způsobující rovněž scintilaci detekovanou soustavou fotonásobičů. Přístroj je určen k detekci antineutrin z okolních jaderných reaktorů, přičemž je určováno energetické spektrum a zastoupení elektronových antineutrin v závislosti na uražené vzdálenosti. Detektor umožnil detailnější studium oscilací neutrin, které potvrdilo a doplnilo výsledky z obou systémů zmíněných výše.
DUNE (Deep Underground Neutrino Experiment) 
   je budován pro studium vlastností neutrin, především v souvislosti s dosud ne dostatečně prozkoumaným a pochopeným jevem oscilací neutrin. Tento mezinárodní pokročilý projekt je založen na spolupráci především dvou nukleárních laboratoří :
-> Neutrina se budou "vyrábět" ve Fermi National Accelerator Laboratory (Fermilab) v Batavii, Illinois, v rámci projektu Long-Baseline Neutrino Facility (LBNF). Zde výkonný protonový urychlovač PIP-II (800 MeV) pomocí nárazů protonů do uhlíkového terčíku bude podukovat intenzívní svazky neutrin (mionových (anti)neutrin v rozmezí energií 1-5 MeV), kolimované severozápadně směrem na laboratoř Sanford Lab. Tyto neutrina ve Fermilabu budou nejprve procházet menším "monitorovacím" detektorem vysílaných (neoscilujících) neutrin.
-> Výsledná detekce těchto neutrin se bude provádět v Sanford Underground Research Facility (Sanford Lab) v Lead, Jižní Dakota, vzdálené 1300 km od zdroje, pomocí velkého kryogenního podzemního detektoru v hloubce 1,5 kilometru (v bývalém dole na zlato Homestake) obsahujícího 70 000 tun kapalného argonu ochlazeného na teplotu -184°C, s časově-pojekčními komorami LArTPC (tyto detektory jsou popsány v kap.2 "Detekce a spektrometrie záření", §2.3, pasáž "Driftové a časově-projekční proporcionální komory"), se simultánní detekcí scintilačních záblesků v argonu.
   Neutrina při své podzemní cestě dlouhé 1300 km budou průběžně oscilovat, takže do vzdáleného detektoru budou dopadat všechny 3 druhy neutrin. Měřením zastoupení různých druhů výsledných neutrin registrovaných ve vzdáleném detektoru, v závislosti na energii, umožní podrobnější studium dynamiky neutronových oscilací. Jedním z cílů je i zlepšit dosavadní malou úspěšnost detekce tauonových neutrin.
Velký kryogenní podzemním detektor v DUNE by též mohl detekovat neutrina z výbuchu supenovy. Rovněž se v něm plánuje hledat produkty případného rozpadu protonů ...
   Experiment DUNE lze považovat za podstatné zdokonalení dřívějšího neutrinového experimentu CNGS+OPERA (popsaného výše "CNGS+OPERA") a též proslulého neutrinového detektoru Kamioka - Super Kamioka NDE. Dokončení velkého podzemního detektoru, spuštění neutrinového svazku a zahájení měření v DUNE je plánováno na r. 2026-27.

• 3. Interakce vysokoenergetických neutrin s protony za vzniku mionů m .
  Nabité miony m pak při pohybu vysokou rychlostí v průzračném optickém prostředí vysílají Čerenkovovo záření, které lze detekovat fotonásobiči.

Detekce neutrin v ledovcích
Zajímavou a poněkud kuriózní možnost detekce rychlých neutrin představuje využití mohutných mas přírodního ledu v rozsáhlých ledovcích nacházejících se především v Antarktidě. Při nárazu vysokoenergetického neutrina na proton (v některém z jader molekuly vody - ledu) vznikne mion m o vysoké energii, který podél své dráhy pohybu ledem za sebou zanechává namodralý světelný kužel Čerenkovova záření. Jeho směr umožňuje určit směr dráhy původního neutrina. V kilometrových hloubkách v nitru ledovce za vysokých tlaků je led vysoce průhledný, kompaktní a bez bublinek, takže záblesky mionů lze detekovat do vzdáleností desítek až stovek metrů. Rozmístění fotonásobičů, spolu s koincidenční analýzou detekovaných impulsů, umožňuje prostorovou rekonstrukci kužele.
Pokud jsou optické senzory - fotonásobiče - obráceny směrem do nitra Země, detekují se neutrina přicházející z opačné strany, severní polokoule, procházející skrz zeměkouli. Z tohoto směru jsou totiž zcela odstíněny rušivé miony pocházející ze sekundárního kosmického záření. Systém je schopen detekovat nejen běžná neutrina s energiemi několik MeV, ale i vysoce energetická neutrina s energiemi řádu TeV i vyššími.
AMANDA
Prvním systémem tohoto druhu je projekt AMANDA (Antarctic Mion And Neutrino Detector Array) vybudovaný v letech 1996-2000 při Amundsen-Scotově polární stanici v Antarktidě. Sestává z více než 700 fotonásobičů, uložených v tlakuvzdorných skleněných koulích, zapuštěných pod antarktický led v 19 šachtách hloubky přes 2km*). Fotonásobiče jsou napájeny elektrickými kabely, detekované impulsy jsou světelnými kabely vedeny do vyhodnocovacího zařízení. Dosažené úhlové rozlišení pro neutrina z kosmického záření je kolem 1°.
*) Šachty do ledu jsou "vrtány" proudem horké vody 80°C, spustí se do nich fotonásobiče, načež šachta po několika hodinách opět zamrzne. V ledu zamrzlé fotonásobiče však zůstanou elektricky propojeny s vyhodnocovacím centrem.
ICECUBE
Pokračováním je ještě větší systém detekce neutrin v antarktickém ledovci, nazvaný ICECUBE (Ice Cube - krychle ledu), dokončený v prosinci 2010. Sestává z 5160 fotonásobičů, zapuštěných v 86 šachtách v různých hloubkách 1450-2450 m pod ledem. Tyto šachty jsou ve vodorovném směru rozmístěné v šestiúhelníkové mřížce s roztečí 125 metrů. Do každé této šachty byl (při rozpuštění) na laně spuštěn řetězec 60 fotonásobičů s vertikálními vzdálenostmi 17 metrů *), které pak v ledu zamrzly. Detekcí světelných záblesků je takto pokryta krychle 1x1x1 kilometr ledu. Všechny fotonásobiče jsou vybaveny digitálními mikroprocesory s rychlým přenosem dat do vzdálených vyhodnocovacích počítačů.
*) Pozn.: Ve středu pole je 8 řetězců fotonásobičů rozmístěno hustěji, s vodorovnou vzdáleností 70 metrů a svislou roztečí 7 metrů (tzv. "DeepCore"). Kromě toho je na povrchu nad každým hloubkovým řetězcem fotonásobičů umístěna fotodetekční jednotka se dvěma fotonásobiči směřujícími dolů. Toto povrchové pole "IceTop" slouží jako antikoincidenční a kalibrační detektor pro IceKube.
  Detekční systém IceCube běhen svého dosavadního provozu zaregistroval několik zajímavých případů vysokoenergetických neutrin. Poslední případ je ze září 2017, kdy bylo detekováno vysokoenergetické neutrino, pocházející pravděpodobně z velmi aktivního blazaru TXS 0506+056. Je reálná naděje na úspěšnou detekci neutrin ze supernovy ("Výbuch supernovy. Neutronová hvězda. Pulsary."), pokud by vybuchla v naší Galaxii nebo v některé sousední. Případně ze splynutí neutronových hvězd ("Srážky a splynutí neutronových hvězd").
Podmořská detekce neutrin 
Čerenkovovo záření, vznikající průletem mionů, lze detekovat i ve vodě ve velkých hloubkách v moři (kde již neproniká sluneční světlo). Prvním prototypem podmořského detektoru neutrin byl DUMAND (Deep Underwater Muon And Neutrino Detector) s 24 fotonásobiči u pobřeží Big Island of Hawaii. Prvním funkčním detektorem neutrin tohoto typu je BAJKAL se 192 fotonásobiči, který úspěšně pracuje v hloubce 1500m pod hladinou sibiřského jezera Bajkal.
  Podmořský detekční systém neutrin ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch) *) byl vybudován v r.2006-2008 ve Středozemním moři asi 40km od Francouzského pobřežního města Toulon. Do hloubky 2400m pod hladinu moře (kam již neproniká denní světlo) bylo postupně spuštěno 12 vertikálních nosných lan, každé délky 450m, nesoucích celkem 900 fotonásobičů. Detekční systém pokrývá plochu asi 200´200m. Záblesky Čerenkovova záření z prolétajících mionů vyvolávají ve fotonásobičích elektrické impulsy, které jsou detekovány v koincidenci. Toto záření z mionů musí být odlišeno od pozadí způsobeného bioluminiscencí podmořských organismů a od Čerenkovova záření velkého počtu elektronů energie okolo 1MeV, vznikajících b-rozpadem radioaktivního draslíku ⁴⁰K.
*) Vedle detekce neutrin je experiment ANTARES též součástí interdisciplinárního podmořského a oceánografického výzkumu, jako je monitorování podmořského prostředí, hlavně bioluminiscence; bude obsahovat i seismografická čidla.
  Experiment ANTARES bude v dalších letech pokračovat projekty NEMO (NEutrino Mediterranean Observatory) asi 80km od pobřeží Sicilie a NESTOR (NEutrinos from Supernova and TeV Sources, Ocean Range) u pobřeží Řecka, čímž bude realizována detekce neutrin v objemu řádově 1 km³. Bude tím pokrývána geografická oblast do značné míry komplementární k výše zmíněnému antarktickému detektoru IceCube.
Rádiová detekce neutrin pomocí Askaryanova záření 
Askaryanovo záření (viz §1.6, pasáž "Askaryanovo záření") se zkouší pro deteci neutrin, především v Antarktidě, kde vzniká při průletu vysokoenergetických neutrin vrstvou ledu. Anténa ANITA (....) umístěná na balónu nad Antarktidou, detekuje tyto rádiové impulsy. Pracuje ve spolupráci s fotonásobiči detekujícími Čerenkovovo záření v antarktickém ledu v systému IceCube.
   Hlavním úkolem rozsáhlých ledovcových a podmořských detektorů je hledání vysokoenergetických neutrin, která mohla vznikat při bouřlivých kosmických událostech, především při výbuchu supernov a při samotném vzniku vesmíru, při velkém třesku. Detekce takových neutrin by mohla být cenným zdrojem informací o procesech jiným způsobem nepozorovatelných. Lokalizace zdrojů vysokoenergetických neutrin by mohla objasnit mechanismus protonové akcelerace a odpovědět tak na otázku původu vysokoenergetického kosmického záření.

Význam detekce neutrin
Vedle základního (většinou čistě teoretického) výzkumu vlastností neutrin a částicových interakcí s jejich účastí, může mít detekce neutrin význam i pro studium různých procesů zde na Zemi i ve vesmíru. Neutrina totiž, díky své extrémní pronikavosti, jsou jediné částice, které jsou schopné "vynést" informace o jaderných a částicových procesech z nitra masívních, rozsáhlých či kompaktních objektů, odkud žádné jiné záření absolutně nepronikne.
   Zde na Zemi může zvýšený počet detekovaných neutrin v určitých místech indikovat výskyt ložisek přírodních radioaktivních látek (i ve velkých hloubkách pod zemí) - uranu a thoria, při jejichž radioaktivním rozpadu, v rozpadových řadách, vznikají i neutrina (elektronová antineutrina).
   Detekce toku solárních neutrin umožňuje testovat okamžitou intenzitu termonukleárních reakcí v nitru Slunce (zvláště proto-protonového cyklu). Ani vysoká hustota a tloušťka plasmatu ve slunečním nitru nezabrání neutrinům opustit prakticky okamžitě oblast svého zrodu a "vynést" tak ven příslušnou informaci (na rozdíl od fotonů, které se po statisíce let "prodírají" plasmou, s postupnou degradací energie, z nitra k povrchu, než se vyzáří; mohou nést informaci pouze o povrchových vrstvách Slunce).
   Neutrina dále přinášejí důležité informace o bouřlivých procesech ve vzdáleném vesmíru. Jsou to především výbuchy supernov, při nichž je emitováno kolosální množství neutrin (elektronových n_e). Reliktní neutrina, pocházející z leptonové éry, mohou poskytnout důležité informace o dynamice nejranějších fází vývoje vesmíru a formování jeho struktury.
   Širší využití možností poskytovaných neutriny je však vázáno na zdokonalení detekční techniky neutrin.

Klidová hmotnost neutrin
Původní Fermiho teorie předpokládala, že klidové hmotnost neutrina je nulová. Počátkem 80.let se však rozvinuly rozsáhlé diskuse o klidové hmotnosti neutrin: zda neutrino má nulovou klidovou hmotnost (a je tedy vlnové povahy - jako kvantum záření se šíří rychlostí světla c), či nenulovou, byť velmi malou, klidovou hmotnost m_0n (a je tedy částicí pohybující se pomaleji než světlo). Tyto diskuse byly podníceny prvními úspěšnými pokusy s detekcí neutrin v 70. a 80.letech, kdy se ukázalo, že tok slunečních neutrin je asi 3-krát nižší, než se očekávalo na základě analýzy termonukleárních a následných reakcí v nitru Slunce. Tento deficit slunečních neutrin se označoval jako "záhada slunečních neutrin", nebo dokonce jako "neutrinový skandál". V r.1985 přišli Mišejev, Smirnov a Wolfstein s hypotézou, že neutrina během svého letu "oscilují" mezi stavy elektronového, mionového a tauonového neutrina, což vede k tomu, že se stávají střídavě viditelnými a neviditelnými pro tehdejší detektory schopné zaznamenat pouze elektronová neutrina. Mechanismus oscilací však může fungovat jen tehdy, když neutrina mají nenulovou klidovou hmotnost (aspoň dva druhy-stavy neutrina); bylo diskutováno výše v pasáži "Oscilace neutrin". Změřit, či alespoň odhadnout, klidovou hmotnost neutrin lze několika způsoby.
   V principu by hmotnost neutrina m_0n bylo možno stanovit na základě zákona zachování energie při b-rozpadu, pokud bychom znali rozdíl hmotností DM mateřského a dceřinného jádra. Změřením maximální energie vylétajících elektronů E_bmax lze na základě zákona zachování energie v principu stanovit klidovou hmotnost elektronového neutrina - čím těžší je neutrino, tím méně kinetické energie zbývá na elektron b; klidová hmotnost neutrina pak činí m_0n = (DM.c² - E_bmax)/c². Závislost koncové části spojitého spektra beta na klidové hmotnosti neutrina je znázorněna na obr.1.2.3 vpravo, který si zde pro názornost uvedeme znovu :

Obr.1.2.3. Radioaktivita beta. Vlevo: Základní schéma radioaktivity b^-. Uprostřed: Spojité energetické spektrum záření b. Vpravo: Zvětšený detail koncové části spektra pro nulovou a nenulovou klidovou hmotnost neutrin.

   Při přímočarém změření rozdílu hmotností DM mateřského a dceřinného járda hmotnostním spektrometrem a energie E_bmax elektronovým spektrometrem jsou však měřící chyby podstatně větší než hledaná hodnota m_0n.c² [eV]. K energetické analýze záření b se proto používá linearizace spektra pomocí shora zmíněné transformace - Fermi-Kurieův graf (pasáž "Tvar spektra záření beta"). Pokud je klidová hmotnost neutrina nulová, bude Fermi-Kurieův graf lineární až do maximální hodnoty: bude mít i koncový úsek lineární a bude protínat energetickou osu v bodě maximální energie b. V případě nenulové klidové hmotnosti neutrina bude elektron beta vždy ochuzen o energii nutnou pro produkci této nenulové hmotnosti. V počátečních úsecích spektra se to projeví jen nepatrně a linearita F-K-grafu zde zůstane zachována. V koncovém úseku F-K-grafu se však v případě nenulové hmotnosti neutrina na lineární závislosti objeví malý "ohyb", spektrum klesá rychleji a je "předčasně" ukončeno (dosáhne nulové hodnoty) u poněkud nižší energie E_bmax - m_0n.c², srovnejme s obr.1.2.3 vpravo. Vzhledem k transformaci, kterou je nutno použít pro linearizaci spektra b, při analýze tvaru Fermi-Kurieho spektra zjišťujeme druhou mocninu hmotnosti neutrina m_0n².
   Vhodným b-radionuklidem pro tato měření je tritium ³H. Měření jsou velmi obtížná, neboť hledáme efekty mnohem menší než je "rozmazání" energie způsobené zpětným rázem jader (podle zákona akce a reakce při emisi b je jádro odraženo opačným směrem) i tepelným pohybem; měření se prováděla za teplot blízkých absolutní nule a zkoumaná b-radioaktivní jádra ³H byla vázána ve vysokomolekulární látce, aby zpětný ráz převedený na celou molekulu byl malý. U některých nových plánovaných experimentů se bude používat plynný radioaktivní zdroj ³H, aby byly co nejmenší energetické ztráty elektronů ve spektru.
   Počáteční měření, vycházející z detailní analýzy tvaru koncové části spojitého spektra záření b, dávala zpočátku poměrně vysoké hodnoty m_on»40eV, později se však hodnoty snižovaly na 5eV, což při měřicích chybách větších než ⁺5eV připouštělo i nulovou hodnotu. Teprve v nedávné době se experimenty přiklonily k nenulové klidové hmotnosti neutrin - byla totiž prokázána tzv. oscilace neutrin (výše popsané experimenty Super-Kamiokande, SNO, KamLAND) - samovolná přeměna mezi neutriny elektronovými n_e, mionovými n_m a taunovými n_t , která může nastat jen při jejich nenulové klidové hmotnosti. Tato měření oscilace neutrin však neposkytují žádnou absolutní škálu neutrinových hmotností; říkají jen, že alespoň dvě ze tří neutrin mají nenulovou klidovou hmotnost a pro to nejtěžší z nich udávají odhad dolní hranice >0,05eV.
  Poslední výsledky měření tvaru spektra b tritia ³H na speciálních elektrostatických spektrometrech s magnetickou kolimací (v laboratořích v Troicku a v Mainzu) udávají horní hranici m_on<2,3eV. Nové plánované experimenty a příp. analýza bezneutrinového dvojného rozpadu beta by tuto hranici měla ještě dále snížit a upřesnit. Jedním z těchto připravovaných experimentů je KATRIN (Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment), budovaný v mezinárodní spolupráci ve speciální Tritiové labotaroři v Karlsruhe. Bude tvořen plynným tritiovým zdrojem, jedním menším "filtračním" spektrometrem a obřím hlavním spektrometrem částic b (průměr 10m, délka 23m). Další plánovaný nezávislý experiment nese označení MARE (Microcalorimeter Arrays for a Rhenium Experiment), který bude měřit záření b radionuklidu ¹⁸⁷Re, který má ze všech nejnižší energii jen 2,5keV, avšak extrémně dlouhý poločas rozpadu T1/2=4,3.10¹⁰ let; měrná aktivita a intenzita záření je proto velmi nízká. Místo obvyklých spektrometrických metod zde bude použito velkého počtu kryogenních mikrokalorimetrů (jejich princip je stručně nastíněn v §2.5 "Polovodičové detektory"), v nichž bude elektronicky detekován nepatrný vzrůst teploty vyvolaný úplným pohlcením částice b ve vzorku Re. Od těchto budoucích experimentů se očekává citlivost na hmotnost neutrin cca 0,2eV.
  Další možnosti stanovení (či odhadu) klidové hmotnosti neutrin poskytují astronomická pozorování. Jednou z možností, bohužel velmi vzácnou, je pozorování výbuchu supernovy: v iniciální fázi při něm vzniká intenzívní světelný záblesk a mohutný výron neutrin. Pokud by se nám podařilo pozorovat světelný záblesk (či záblesk tvrdšího fotonového záření - X, g) a zároveň detekovat "záblesk" neutrin z téže supernovy, pak z časového rozdílu mezi příchodem fotonového a neutrinového záblesku můžeme stanovit, o kolik pomaleji než světlo se na cestě vesmírem pohybovaly neutrina. Z toho by pak podle zákonitostí speciální teorie relativity bylo možno stanovit klidovou hmotnost neutrin *)
*) Čistě teoreticky: nulový časový rozdíl by odpovídal nulové klidové hmotnosti; čím větší časový rozdíl, tím větší klidová hmotnost neutrin. Skutečnost je však bohužel složitější. Při iniciální fázi výbuchu supernovy - vzniku neutronové hvězdy - se rychle vyzáří obrovské množství neutrin, které téměř bez překážky a okamžitě vyletí do okolního vesmíru. Záblesk světla (a obecně elektromasgnetického záření) se však formuje delší dobu a "pracně se prodírá" hustou hmotou a plynovou obálkou. Proto neutrina ze supernovy přiletí ke vzdálenému pozorovateli zpravidla o něco dříve než světelný záblesk. Záblesk neutrin je rychlý - trvá jen několik desítek sekund, světelný záblesk je zpožděný, postupně sílí a maxima dosahuje až po několika hodinách. Měření při výbuchu supernovy ve Velkém Magellanově oblaku v r.1987 neprokázala (s ohledem na zmíněné skutečnosti) diferenci v rychlosti světla a neutrin a ukázala tím na velmi malou klidovou hmotnost neutrin.
   Nepřímé (a bohužel modelově závislé) odhady klidové hmotnosti neutrin lze v rámci kosmologie odvodit z měření anizotropie reliktního záření a z analýzy mechanismů utváření velkorozměrových struktur v raném stádiu vývoje vesmíru.

Kosmický význam neutrin
Nezaujatého člověka možná překvapí, "jaké mají ti fyzikové starosti?" - jestli takové téměř nic jako je neutrino má nicotně malou, či zcela nulovou klidovou hmotnost..?!.. Zájem o tuto problematiku však byl podnícen i z úplně opačné strany přírodovědeckého bádání než je mikrosvět - ze strany relativistické astrofyziky a kosmologie - viz kap.5 "Realativistická kosmologie" knihy "Gravitace, černé díry a fyzika prostoročasu". Standardní kosmologický model vzniku a vývoje vesmíru totiž ukazuje, že krátce po velkém třesku - v tzv. leptonové éře "..." - vzniklo ve vesmíru tak obrovské množství neutrin, že kdyby jejich klidová hmotnost byla větší než cca 5eV, byla by svým gravitačním působením schopna "uzavřít vesmír" - nynější rozpínání vesmíru by se (ve vzdálené budoucnosti) zastavilo, vesmír by se začal smršťovat a skončil by nakonec v "ohnivé peci" velkého krachu. V opačném případě by se vesmír rozpínal neustále (a konečným stavem by byla jakási "tepelná smrt" - zastavení všech procesů uvolňujících energii, pokles teploty na absolutní nulu ...); podrobnosti v §5.6 "Budoucnost vesmíru. Šipka času." zmíněné monografie "Gravitace, černé díry...". Taková gnoseologická situace je pro současnou fundamentální fyziku, astrofyziku a kosmologii příznačná - že totiž nejnepatrnější částice jakou známe (takové skoro "nic" jako je neutrino) může svou efemerní vlastností "mít či nemít klidovou hmotnost" rozhodovat o osudu toho největšího co jest - celého vesmíru. Jedním z paradoxů fyziky mikrosvěta je též to, že na ty nejmenší částice potřebujeme mít největší přístroje - viz §1.5 "Elementární částice".
  Zde jsme se letmo dotkli evoluce vesmíru v souvislosti s neutriny. Situace je však mnohem složitější - neutrina jsou jen jedním z "kandidátů" na temnou hmotu ve vesmíru, scénářů evoluce vesmíru je rovněž celá řada, podobně jako může být "více vesmírů" (viz práci "Antropický princip aneb kosmický Bůh" a "Existence více vesmírů?"). Každopádně, nyní stanovená max. klidová hmotnost neutrin ukazuje, že neutrina by na uzavření vesmíru, či metagalaxie, patrně nestačila. Vyskytly se ale spekulace, že vhodným "kandidátem" na temnou hmotu by mohli být neutralina - bosonoví superpartneři k neutrinům, jejichž existenci předpovídají tzv. supergravitační teorie (viz §1.5 "Elementární částice" a §B.6 "Sjednocování fundamentálních interakcí. Supergravitace. Superstruny." v knize "Gravitace, černé díry...."). Navíc nynější pozorování vzdáleného vesmíru naznačují, že kromě temné hmoty je vesmír zaplněn i jakousi "temnou energií" způsobující akcelerující expanzi vesmíru - viz závěr již zmíněné kapitoly 5.6 "Budoucnost vesmíru. Šipka času.", část "Akcelerovaná expanze vesmíru? Temná energie?".
  Ve stelární astrofyzice se ukazuje, že neutrina hrají důležitou úlohu v závěrečném stádiu evoluce hmotných hvězd při gravitačním kolapsu a výbuchu supernovy, kde odnášejí podstatnou část obrovské uvolněné energie z nitra kolabující hvězdy - §4.2, "Výbuch supernovy. Neutronová hvězda. Pulsary.".

1.1. Atomy a jádra		1.3. Jaderné reakce

Vojtěch Ullmann

Kuriózní záhada : Nadsvětelná rychlost neutrin?

V září 2011 se v tisku objevila zpráva, že v experimentu CNGS+OPERA se naměřila nepatrně nadsvětelná rychlost mionových neutrin vysílaných z urychlovače v CERN a detekovaných v podzemní laboratoři Gran Sasso. Na základě synchronizace času vyslání a přijetí (s použitím GPS) a statistického vyhodnocení detekce asi 16000 mionových neutrin experimentátoři CNGS změřili, že neutrina překonala vzdálenost 732km o asi 60 nanosekumd dříve, než kdyby letěla rychlostí světla (rychlost těchto neutrin by tedy byla asi o 2,5 tisícin procenta vyšší než rychlost světla). A hned se z toho vyvozovaly bombastické spekulace o neplatnosti speciální teorie relativity ("Einstein byl vyvrácen", "Musí se přepsat učebnice fyziky" a pod.). Všichni fyzikové doufáme, že je to "planý poplach", že se najde nějaká systematická chyba (pravděpodobně v synchronizaci času vyslání a přijetí). Jinak by to byl velký "průšvih"! Lze to přirovnat k situaci, že postavíte dům a těsně před dokončením vám nějaká laboratoř sdělí, že jej máte zbořit, protože v použitých cihlách byla nalezena určitá skrytá vada. A přitom z úplně stejných cihel byly postaveny stovky domů, které již stojí mnoho desítek let..!.. Prostě bychom z toho byli "blbí". Speciální teorie relativity (STR) je s vysokou přesností ověřena pro všechny známé jevy, pro všechny ostatní částice. Je založena na existenci maximální rychlosti šíření interakcí, která je rovna ryclosti šíření elektromagnetických vln (a tedy i světla) ve vakuu. Touto rychlostí se pohybují částice s nulovou klidovou hmotností, kterými jsou především fotony. A jelikož u neutrin byla prokázána nenulová klidová hmotnost (byť nepřímo), měly by se pohybovat nepatrně pomaleji než světlo. Kdyby se nepodařilo najít chybu, navrhoval bych prozkoumat např. následující spekulativní možnost vysvětlení:        Některé supersymetrické unitární teorie pole obsahují tachyony - hypotetické částice pohybující se pouze nadsvětelnou rychlostí (viz §1.5, část "Hypotetické a modelové částice", pasáž "Tachyony", nebo podrobněji §1.6 "Čtyřrozměrný prostoročas a speciální teorie relativity", pasáž "Tachyony" v knize "Gravitace, černé díry a fyzika prostoročasu"). Tyto částice formálně nenarušují speciální teorii relativity, avšak vzhledem k některým svým "patologickým" vlastnostem nemohou jako reálné zřejmě existovat. Mohou však "existovat" jako virtuální tachyony. Mohlo by pak docházet ke kvantovému "mixování" vlnových funkcí reálných neutrin s nepatrným příspěvkem vlnových funkcí virtuálních tachyonů. Tento mix kvantových stavů by pak efektivně mohl způsobit nepatrně nadsvětelné rychlosti neutrin jako kvantový efekt na pozadí STR.V kvantové fyzice je běžné, že stavy reálných částic jsou ovlivňovány částicemi virtuálními, aniž se to považuje za porušení fyzikálních zákonů. Zbývalo by ale vysvětlit, proč se tento efekt pozoruje pouze u neutrin a u ostatních částic nikoli..?.. Možností "vysvětlení" by se jistě našlo víc, ale všechny by asi rovněž byly "přitažené za vlasy" (např. prohlásit naměřenou rychlost neutrin za novou maximální rychlost šíření interakcí; nebo projev skrytých extra-dimenzí vícerozměrné mikro-struktury prostoročasu..?..). To však předbíháme.   V každém případě, pokud se nepodaří najít systematickou chybu, musí být efekt ověřen zcela nezávislým experimentem. Pak teprve ho můžeme brát vážně a bude oprávněné vyvozovat nějaké dalekosáhlé závěry. Zatím se jedná jen o přírodovědně-fyzikální "folklór"...

Pozn.1: Ostatně, je zde rozpor s astronomickým pozorováním při výbuchu supernovy ve Velkém Magellanově oblaku (sousední galaxie vzdálená 170 000 světelných let) v r.1987, z něhož byla zaregistrována sprška 12 neutrin (viz níže "Neutrinový detektor KamiokaNDE"), která přišla asi o 3 hodiny dříve než byl astronomicky zaregistrován světelný záblesk. Tato časová diference neznamená, že by snad neutrina byla o něco rychlejší než světlo, ale je vysvětlena mechanismem výbuchu supernovy (níže v pasáži "Klidová hmotnost neutrin") a svědčí pro pohyb neutrin rychlostí světla s přesností řádu miliardtin procenta. Kdyby se neutrina pohybovala rychlostí jaká byla "naměřena" ve shora uvedeném experimentu, dorazil by k nám světelný záblesk z této supernovy o několik let později (o cca 4 roky), než sprška neutrin! To je tedy pádný argument proti nadsvětelné rychlosti neutrin. Je třeba ovšem podotknout, že se zde jedná převážně o elektronová (anti)neutrina o nižších energiích; avšak nevidíme zatím žádný důvod, proč by se mionová neutrina (která mají navíc klidovou hmotnost možná vyšší než elektronová) měla chovat jinak... Pozn.2: R. van Elburg nedávno prozkoumal efekt dilatace času (podle speciální teorie relativity) mezi vztažnými soustavami Země a pohybující se družice GPS. Relativistická dilatace času způsobená pohybem hodin na palubě GPS vzhledem ke vztažné soustave Země by vedla k časové diferenci 32ns v CERN a 32ns v Gran Sasso. Tím by se možná onen rozdíl 60ns dal vysvětlirt..?..

Nalezla se technická chyba! Koncem února 2012 našli sami experimentátoři CNGS+OPERA dvě technické chyby: nesprávné zpojení optického kabelu spojujícího počítač se signálem ze satelitu GPS a chybu v oscilátoru použitém k synchronizaci externího signálu GPS s řídícími hodinami experimentu OPERA. Tyto problémy mohly zkreslit měření a způsobit falešný výsledek, že svazek neutrin urazil vzdálenost 732km z CERNu do detektoru Gran Sasso o 60 nanosekund dříve než odpovídá rychlosti světla...