Elektronové neutrino

Rozbalit box

Obsah boxu

Šablona:Infobox Částice Elektronové neutrino (symbol ${\nu }_e$) je elementární částice patřící mezi leptony. Společně s elektronem tvoří první generaci leptonů, a proto se mu také říká elektronové neutrino. Nemá žádný elektrický náboj a jeho hmotnost je extrémně nízká, i když nenulová. Interaguje pouze prostřednictvím slabé a gravitační interakce, což z něj činí jednu z nejhůře detekovatelných částic ve vesmíru. Každou sekundu proletí naším tělem miliardy těchto částic, aniž bychom si toho všimli.

Jeho existence byla teoreticky předpovězena Wolfgangem Paulim v roce 1930, aby byl zachován zákon zachování energie při beta rozpadu. Experimentálně bylo (přesněji jeho antičástice, elektronové antineutrino) poprvé detekováno v roce 1956 v experimentu, který vedli Clyde Cowan a Frederick Reines, za což později obdrželi Nobelovu cenu. Elektronová neutrina hrají klíčovou roli v procesech, jako je jaderná fúze ve hvězdách včetně Slunce, a jsou předmětem intenzivního výzkumu v částicové fyzice a astrofyzice.

📜 Historie

💡 Teoretická předpověď

Na konci 20. let 20. století fyzikové čelili záhadě. Při studiu beta rozpadu, při kterém se atomové jádro přeměňuje a emituje elektron (nebo pozitron), se ukázalo, že vylétávající elektrony nemají pevnou, předem danou energii. Místo toho měly spojité energetické spektrum, což bylo v příkrém rozporu se zákonem zachování energie a hybnosti. Dánský fyzik Niels Bohr dokonce navrhoval, že na subatomární úrovni tyto zákony nemusí platit.

V roce 1930 přišel rakouský fyzik Wolfgang Pauli s radikálním řešením. V dopise svým kolegům, který začínal slovy "Drahé radioaktivní dámy a pánové", navrhl existenci nové, elektricky neutrální a velmi lehké částice, která by při beta rozpadu odnášela chybějící energii. Tuto částici původně nazval "neutron".

Italský fyzik Enrico Fermi Pauliho myšlenku rozvinul a v roce 1934 vytvořil ucelenou teorii beta rozpadu. Protože v té době již byl objeven těžký neutron jako součást atomového jádra, Fermi přejmenoval Pauliho hypotetickou částici na neutrino, což v italštině znamená "malý neutron".

🔬 První detekce

Kvůli extrémně slabé interakci s hmotou trvalo více než čtvrt století, než se podařilo neutrino experimentálně potvrdit. Průlom přišel v roce 1956, kdy američtí fyzikové Clyde Cowan a Frederick Reines provedli experiment u jaderného reaktoru v Savannah River v . Reaktory jsou silným zdrojem elektronových antineutrin vznikajících při štěpení.

Jejich detektor obsahoval vodu s rozpuštěným chloridem kademnatým. Antineutrino interagovalo s protonem ve vodě za vzniku neutronu a pozitronu (tzv. inverzní beta rozpad). Pozitron se okamžitě anihiloval s elektronem za vzniku dvou gama fotonů, které byly detekovány jako první signál. Vzniklý neutron se po zpomalení zachytil na jádře kadmia, což vedlo k emisi dalšího gama fotonu o něco později. Detekce obou těchto signálů v krátkém časovém sledu byla nezvratným důkazem existence neutrina. Za tento objev byla Reinesovi v roce 1995 udělena Nobelova cena za fyziku (Cowan zemřel v roce 1974).

☀️ Problém slunečních neutrin

V 60. letech 20. století začal experiment Homestake v Jižní Dakotě, vedený Raymondem Davisem Jr.. Cílem bylo detekovat elektronová neutrina přicházející ze Slunce. Detektor tvořila obrovská nádrž naplněná tetrachlorethylenem. Interakce neutrina s jádrem chloru-37 jej přeměnila na radioaktivní argon-37. Po několika měsících byl argon z nádrže chemicky extrahován a byl změřen počet jeho rozpadů.

Výsledky byly šokující. Experiment detekoval pouze asi třetinu očekávaného počtu neutrin na základě standardního solárního modelu. Tento nesoulad, známý jako problém slunečních neutrin, přetrvával desítky let a vedl k podezření, že buď nerozumíme Slunci, nebo samotným neutrinům. Řešení přinesl až objev neutrinových oscilací.

⚛️ Fyzikální vlastnosti

• Hmotnost: Dlouho se předpokládalo, že neutrina mají nulovou klidovou hmotnost, podobně jako fotony. Objev neutrinových oscilací však dokázal, že neutrina hmotnost mít musí, i když je velmi malá. Přímá měření hmotnosti jsou extrémně obtížná. Současné experimenty, jako je KATRIN v Německu, stanovily horní limit pro hmotnost elektronového neutrina na přibližně 0,8 eV/c², což je více než 500 000krát méně než hmotnost elektronu.
• Náboj a spin: Elektronové neutrino je elektricky neutrální (náboj 0). Jako fermion má spin o velikosti ½.
• Interakce: Neutrina interagují pouze prostřednictvím slabé jaderné síly a gravitace. Nemají elektrický náboj ani barevný náboj, takže neinteragují elektromagneticky ani silně. Tato vlastnost jim umožňuje procházet obrovským množstvím hmoty (například celou Zemí) bez jediné interakce.
• Chiralita: Všechna pozorovaná neutrina jsou "levotočivá" (mají levotočivou chiralitu), zatímco všechna antineutrina jsou "pravotočivá". Důvod této asymetrie v přírodě zůstává jednou z nevyřešených otázek Standardního modelu.

🔄 Neutrinové oscilace

Neutrinové oscilace jsou kvantově-mechanický jev, při kterém se neutrino jednoho typu (tzv. "vůně" nebo "flavor") může během svého letu přeměnit na neutrino jiného typu. Elektronové neutrino (${\nu }_e$) se tak může spontánně změnit na mionové neutrino (${\nu }_{\mu }$) nebo tauonové neutrino (${\nu }_{\tau }$) a naopak.

Tento jev vysvětlil "problém slunečních neutrin". Slunce produkuje výhradně elektronová neutrina, ale na své cestě k Zemi část z nich "osciluje" do mionových a tauonových neutrin. Původní experimenty, jako Homestake, byly citlivé pouze na elektronová neutrina, a proto naměřily deficit.

Definitivní potvrzení přinesly experimenty jako Super-Kamiokande v Japonsku a zejména Sudbury Neutrino Observatory (SNO) v Kanadě. Detektor SNO byl schopen detekovat všechny tři typy neutrin a potvrdil, že celkový počet neutrin přicházejících ze Slunce odpovídá teoretickým předpovědím, čímž definitivně potvrdil existenci oscilací. Za tento objev byla udělena Nobelova cena za fyziku v roce 2015 Takaakimu Kajitovi a Arthuru B. McDonaldovi.

Existence oscilací je přímým důkazem toho, že neutrina mají nenulovou hmotnost, což je první významné rozšíření původního Standardního modelu částicové fyziky.

🌌 Zdroje elektronových neutrin

Elektronová neutrina vznikají v různých přírodních i umělých procesech:

• Slunce a hvězdy: Jsou hlavním produktem proton-protonového cyklu, což je série reakcí jaderné fúze, která pohání Slunce a většinu hvězd.
• Jaderné reaktory: Vznikají jako elektronová antineutrina při beta rozpadu nestabilních jader vzniklých štěpením uranu a plutonia.
• Supernovy: Při gravitačním kolapsu masivní hvězdy na konci jejího života se uvolní obrovské množství energie (až 99 %) ve formě neutrin všech typů, včetně elektronových. Detekce neutrin ze supernovy 1987A byla klíčovým momentem pro neutrinovou astronomii.
• Atmosférická neutrina: Vznikají při interakci kosmického záření s jádry atomů v horních vrstvách zemské atmosféry.
• Geoneutrina: Vznikají při radioaktivním rozpadu prvků jako uran a thorium uvnitř Země. Jejich studium pomáhá pochopit tepelnou bilanci naší planety.
• Reliktní neutrina: Podle teorie Velkého třesku by měl vesmír být zaplněn nízkoenergetickými neutriny, která vznikla krátce po jeho zrodu. Jejich detekce je však se současnou technologií nemožná.

🔭 Detekce

Detekce neutrin je kvůli jejich slabé interakci mimořádně náročná. Vyžaduje obrovské detektory, které jsou obvykle umístěny hluboko pod zemí (v dolech, horách nebo pod vodou), aby byly odstíněny od rušivého kosmického záření.

Mezi hlavní metody detekce patří:

• Radiochemické experimenty: Historická metoda (např. Homestake), kde neutrino způsobí jadernou transmutaci cílového prvku. Metoda je pomalá a neposkytuje informaci o směru a energii neutrina.
• Čerenkovovy detektory: Velké nádrže naplněné ultračistou vodou (např. Super-Kamiokande) nebo těžkou vodou (SNO). Když neutrino interaguje s elektronem nebo jádrem ve vodě, může vzniknout nabitá částice pohybující se rychleji než rychlost světla ve vodě. To produkuje slabý světelný kužel, tzv. Čerenkovovo záření, který je detekován tisíci citlivých fotonásobičů.
• Scintilační detektory: Využívají kapalné scintilátory. Interakce neutrina vyvolá světelný záblesk (scintilace), který je následně detekován. Tuto metodu používají experimenty jako Borexino nebo KamLAND.

🧑‍🏫 Pro laiky

Představte si elektronové neutrino jako "ducha" světa částic. Je všude kolem nás – každou sekundu vámi proletí biliony neutrin ze Slunce – ale téměř nikdy si ničeho nevšimne. Prochází hmotou, jako by to byl vzduch. Kdybyste chtěli postavit zeď z olova, která by měla 50% šanci zastavit průměrné neutrino ze Slunce, musela by být tlustá asi jeden světelný rok.

Důvodem této "plachosti" je, že neutrino ignoruje dvě ze čtyř základních sil přírody. Necítí elektromagnetismus (protože nemá náboj) ani silnou jadernou sílu (která drží jádra atomů pohromadě). Reaguje jen na slabou sílu a gravitaci, které jsou na krátké vzdálenosti buď velmi slabé, nebo mají zanedbatelný účinek.

Zajímavostí je jejich schopnost "měnit kabát" za letu. Neutrino, které se zrodí jako elektronové ve Slunci, může na své cestě k Zemi změnit svou identitu na mionové nebo tauonové. Je to jako kdybyste hodili červený míček a on by v půli letu změnil barvu na modrou. Tento jev, zvaný oscilace, byl velkou záhadou a jeho objev dokázal, že neutrina, na rozdíl od původních předpokladů, něco váží.

Šablona:Aktualizováno