Masowe czy nieważkie?

Jednym z najważniejszych pytań dotyczących neutrin, na które poszukiwano odpowiedzi od lat 30-tych XX wieku, jest pytanie o to, czy neutrina posiadają masę, czy też są obiektami nieważkimi. W Modelu Standardowym, który jest modelem opisującym cząstki elementarne oraz ich wzajemne interakcje, neutrina występują jako obiekty nie posiadające masy. Gdyby okazało się, że neutrina istotnie masę posiadają, wtedy znaleziony zostałby pierwszy efekt, który nie pasuje i wychodzi poza ów budowany przez ostatnie 40 lat model. Istotnie, istnienie niezerowej masy neutrin zostało potwierdzone przez eksperymenty na przełomie XX i XXI wieku.

Bezpośrednie pomiary

Pierwsze górne ograniczenie na masę neutrin zostało podane przez Wolfganga Pauliego w momencie, w którym wprowadził on ową cząstkę do fizyki. Przez następne dziesięciolecia naukowcy próbowali zmierzyć masę owej ulotnej cząstki bazując na zasadach zachowania, pędu i energii. Bezskutecznie. Przesuwali jedynie coraz bardziej w dół górne ograniczenie na ową masę. Gdy na scenie pojawiło się drugie neutrino (mionowe), a następnie trzecie (taonowe), również próba bezpośredniego pomiaru ich masy znalazła się na liście pomiarów dokonywanych przez fizyków.


Neutrino wprowadził do fizyki w latach 30-tych Wolfgang Pauli. Wprowadzając je zauważył, że cząstka ta musi mieć bardzo małą masę, porównywalną z masą elektronu lub mniejszą, może nawet wręcz mieć masę równą zeru. Na jakiej podstawie Pauli wyciągnął ten wniosek? Otóż w rozpadzie beta jądro pierwotne przechodzi w jądro końcowe emitując elektron i anty-neutrino elektronowe. Energia obu produktów - końcowego jądra oraz elektronu może być mierzona w doświadczeniu. Jedynym obiektem, którego energii nie możemy bezpośrednio zmierzyć, jest energia anty-neutrina elektronowego. Możemy za to posłużyć się zasadą zachowania energii dla procesu - energia jądra początkowego (które spoczywa, więc jego energia całkowita jest uwięziona w jego masie, zgodnie z tożsamością masa-energia znalezioną przez Alberta Einsteina) musi być równa sumie energii niesionej przez jądro końcowe, elektron oraz anty-neutrino. W ten sposób możemy znaleźć energię uciekającego anty-neutrina. Niestety jeśli neutrino jest cząstką posiadającą masę, to jego energia jest sumą jego energii ruchu (energii kinetycznej) i energii związanej z masą neutrina. Znając całkowitą energię neutrina nie jesteśmy w stanie powiedzieć, ile energii przypada na ową energię kinetyczną, a ile na energię związaną z masą. Tym samym nie jesteśmy w stanie powiedzieć, ile wynosi masa neutrina. Istnieje jednak pewien sposób. Elektrony emitowane są w reakcji rozpadu beta z różnymi energiami. Okazuje się, że maksymalna energia, jaką mogą mieć elektrony w takiej reakcji, zależy od masy anty-neutrina elektronowego. Można to sobie wyobrazić w taki sposób, że im cięższe jest neutrino, tym większa musi być energia, którą wynosi ono z reakcji w postaci swojej masy, a więc tym mniejsza jest energia, którą może wynieść elektron. Pomiar masy anty-neutrina elektronowego (która zgodnie z podstawową zasadą fizyki mikroświata powinna być równa masie neutrina elektronowego) polega na badaniu rozkładu energii elektronów emitowanych w rozpadzie beta i poszukiwaniu tych elektronów o maksymalnej energii, jej pomiarze oraz ocenieniu z owej energii, jaka jest masa neutrina.

Bezpośredni pomiar masy neutrina

Niestety pomiar tego typu jest bardzo trudny do wykonania. Liczba elektronów emitowanych w rozpadzie beta najpierw rośnie, a następnie spada wraz z ich energią. Tych o najwyższych energiach jest bardzo, bardzo mało. Tych, które mogą nam powiedzieć coś o masie neutrin, jest nie więcej niż jeden na dziesięć milionów elektronów emitowanych w rozpadzie beta. Dlatego eksperymenty, które starają się zmierzyć masę neutrin posługując się rozpadem beta, trwają zazwyczaj wiele miesięcy, a nawet lat. Kolejnym problemem jest wykonanie dokładnego pomiaru energii owych elektronów. Pomiar ten musi być na tyle dokładny, aby rozróżnić pomiędzy maksymalnymi energiami charakterystycznymi dla hipotezy bezmasowych neutrin i neutrin posiadających bardzo małą masę. Eksperymenty, które przeprowadzają pomiary rozpadu beta, posługują się polami magnetycznymi, aby odseparować od siebie elektrony o różnych prędkościach, a więc o różnych energiach. Co więcej, fizycy prowadzący takie doświadczenia muszą być świadomi wszystkich procesów powodujących utratę energii przez elektrony wyemitowane w rozpadzie beta. Takimi procesami są na przykład zderzenia elektronów z innymi atomami wewnątrz próbki z substancją radioaktywną oraz z atomami znajdującymi się w detektorze.

Przygotowywany eksperyment Katrin2

Wszystkie opisane powyżej efekty sprawiają, że pomiar masy neutrin w rozpadach beta jest niezwykle trudny. Jednak pomiarów takich dokonuje się od przeszło 50 lat. Każdy kolejny eksperyment ma większą czułość od poprzedniego, pozwala też na próby zmierzenia coraz mniejszych mas neutrina. Niestety do tej pory wszystkie prowadzone eksperymenty dały wyniki na masę neutrina elektronowego zgodne z zerem. Podaje się jedynie tzw. górne ograniczenia na ową masę, czyli wartości masy, poniżej których eksperymenty przestają być czułe, i nawet jeśli masa neutrina byłaby różna od zera i leżała poniżej owego górnego ograniczenia, to eksperymenty nie byłyby w stanie jej wykryć. Każdy kolejny eksperyment obniża owe górne ograniczenie na masę neutrina. Aby zobrazować postęp w dziedzinie pomiaru masy neutrina elektronowego wystarczy powiedzieć, że Pauli twierdził, iż masa neutrina musi być równa bądź mniejsza niż masa elektronu (czyli w języku fizyków 511 000 eV), dziś wiemy, że neutrina mogą mieć co najwyżej masę równą 1/250 000 masy elektronu (czyli około 2 eV)! Kolejne eksperymenty, które przesuną owe ograniczenie jeszcze bardziej, trwają.

Bezpośredni pomiar masy neutrina

Fizycy próbują również zmierzyć w sposób bezpośredni masę neutrina mionowego i taonowego. Wiemy, że mion jest cięższy od elektronu około 200 razy, zaś taon około 3400 razy. Może więc neutrina mionowe i taonowe są również znacznie cięższe od neutrina elektronowego.

Eksperyment Troisk

Aby znaleźć masę neutrina mionowego, naukowcy badają rozpady pionu. Pion rozpada się na mion oraz anty-neutrino mionowe. Mierząc energię pionu i mionu oraz ich pędy można stwierdzić, ile energii i pędu wyniosło ze sobą anty-neutrino. Niestety pomiary tego typu są znacznie trudniejsze niż pomiary rozpadu beta. Piony są cząstkami niestabilnymi. Eksperymenty badające ten proces nie znalazły niezgodności pomiędzy masą neutrina mionowego a zerem. Górne ograniczenie na masę neutrina mionowego wynosi pół masy elektronu (250 000 eV). Ograniczenie jest więc znacznie gorsze niż w przypadku neutrina elektronowego, co jest wynikiem trudności pojawiających się przy dokonywaniu pomiarów.

Ograniczenie na masy poszczególnych rodzajów neutrin

Aby znaleźć podobne ograniczenie na masę neutrina taonowego, fizycy badają rozpad taonu, w którym to rozpadzie pojawi się na końcu pięć naładowanych pionów oraz jedno neutrino taonowe (lub anty-neutrino). Wszystkie naładowane piony są rekonstruowane w detektorze, mierzona jest ich energia i pęd. W ten sposób posługując się zasadami zachowania można wyznaczyć ograniczenie na masę neutrina taonowego (podobnie jak miało to miejsce w przypadku neutrina elektronowego). Niestety pomiar tego typu jest znacznie trudniejszy niż pomiar dla neutrina elektronowego czy mionowego. W chwili obecnej górne ograniczenie na masę neutrina taonowego wynosi około trzydziestu mas elektronu.

Bezneutrinowy rozpad beta

Jeśli neutrino występuje w odmianie zawsze lewoskrętnej, zaś anty-neutrino prawoskrętnej, to czy uzasadnione jest wprowadzanie dwu różnych obiektów tzn. neutrina i anty-neutrina? Może jest tylko jedna cząstka - neutrino, występująca w dwu odmianach lewo- i prawoskrętnej. W latach 30-tych Majorana podał hipotezę, zgodnie z którą nie istnieje różnica pomiędzy neutrinem i anty-neutrinem. Hipoteza ta stała w opozycji do hipotezy Diraca, w której obie cząstki są odrębnymi stanami. Okazuje się, że obie hipotezy można rozróżnić i wykazać słuszność jednej z nich tylko w przypadku, w którym neutrina posiadają niezerową masę. W takim przypadku bowiem istnieje niewielkie prawdopodobieństwo zmiany obiektu prawoskrętnego w lewoskrętny i odwrotnie. Jeśli udałoby się potwierdzić teorię Majorany, to udowodniony zostałby fakt posiadania masy przez neutrino.


Podwójny rozpad beta jest rozpadem promieniotwórczym, w którym w tym samym momencie następuje przemiana dwu neutronów w dwa protony. W wyniku rozpadu z jądra emitowane są dwa elektrony oraz dwa anty-neutrina elektronowe. Niektóre jądra atomowe nie mogą rozpadać się w pojedynczym rozpadzie beta ze względu na zasadę zachowania energii, zaś podwójny rozpad beta jest dla nich energetycznie dozwolony.

Podwójny rozpad beta

Załóżmy teraz, że neutrina elektronowe są obdarzone niezerową masą oraz iż prawdziwa jest koncepcja Majorany mówiąca, że neutrino da się utożsamić z anty-neutrinem. Wtedy podwójny rozpad beta mógłby zachodzić, oprócz sposobu przedstawionego powyżej, w następujący sposób. Najpierw jeden neutron rozpada się emitując elektron oraz neutrino prawoskrętne (w teorii Diraca byłoby to anty-neutrino). Jeśli neutrino to obdarzone jest niezerową masą, istnieje niewielkie prawdopodobieństwo, że po emisji zmieni ono swoją skrętność na lewą i będzie mogło zostać zaabsorbowane przez jeden z pozostałych w jądrze neutronów. Absorpcja lewoskrętnego neutrina powoduje rozpad neutronu na proton i elektron. W ostatecznym rozrachunku dwa neutrony zamieniają się w dwa protony (zupełnie tak jak w normalnym podwójnym rozpadzie beta), z jądra natomiast wylatują jedynie dwa elektrony. Neutrino emitowane w jednym z rozpadów jest absorbowane w drugim. Tego typu podwójny rozpad beta nazywa się rozpadem bezneutrinowym. Może on zachodzić tylko i wyłącznie w przypadku, gdy neutrino jest cząstką Majorany. Gdyby neutrino było cząstka Diraca (tzn. neutrino i anty-neutrino byłyby odrębnymi obiektami), to wyemitowane w rozpadzie jednego neutronu anty-neutrino nie mogłoby zostać zaabsorbowane przez inny neutron - neutron może dokonać absorpcji jedynie neutrina, a nie anty-neutrina. Co więcej bezneutrinowy podwójny rozpad beta może zachodzić tylko, gdy neutrina obdarzone są niezerową masą. Im masa większa, tym rozpady tego typu zachodzić będą częściej. Wykrycie podwójnego rozpadu beta byłoby potwierdzeniem hipotezy Majorany oraz dowodem na niezerową masę neutrina. Gdyby udało się zmierzyć jak często taki rozpad zachodzi, można by wyznaczyć wartość owej masy. Jak doświadczalnie odróżnić zwykły podwójny rozpad beta od podwójnego rozpadu beta bezneutrinowego?

Podwójny bezneutrinowy rozpad beta

W zwykłym podwójnym rozpadzie beta emitowane są z jądra cztery cząstki - dwa elektrony i dwa neutrina. Jeśli zmierzymy w różnych rozpadach sumaryczną energię owych dwu elektronów, to nie będzie ona za każdym razem taka sama (podobnie jak w pojedynczym rozpadzie beta energia elektronu nie była ustalona, gdyż dostępna energia była dzielona pomiędzy elektron i neutrino). W podwójnym bezneutrinowym rozpadzie beta emitowane są z jądra jedynie dwa elektrony. W tym wypadku, mierząc ich sumaryczną energię zawsze powinniśmy otrzymać tę samą wartość (to tak jakby jądro rozpadało się na dwa obiekty - jądro końcowe oraz układ elektron-elektron, a w rozpadach na dwa obiekty ich energie i pędy są z góry ustalone).

Spektrum energii z podwójnego rozpadu beta

Poszukiwanie bezneutrinowego podwójnego rozpadu beta polega na obserwacji próbki jąder, które mają możliwość rozpadania się w podwójnym rozpadzie beta. Całkowita energia unoszona przez cząstki emitowane w takim rozpadzie jest znana. Jeśli zdarzy się podwójny bezneutrinowy rozpad, sumaryczna energia wyemitowanych elektronów będzie równa owej całkowitej energii. Gdy elektronom towarzyszą neutrina, sumaryczna energia elektronów będzie niższa od owej całkowitej energii. Pomiar polega więc na szukaniu takich rozpadów, w których energia elektronów jest dokładnie równa całkowitej energii wyzwalanej w rozpadzie.

Detektor NEMO - poszukowanie neutrin Majorany

Pomimo licznych eksperymentów do tej pory nie udało się zaobserwować bezneutrinowego podwójnego rozpadu beta (ostatnio w jednym z eksperymentów pojawił się słaby sygnał, który mógłby świadczyć o zachodzeniu tego rozpadu, jednak póki co wynik ten nie został potwierdzony). Oznacza to, że neutrina są cząstkami Diraca lub są one cząstkami Majorany i ich masa jest bardzo mała. W tym drugim przypadku wyniki eksperymentalne dają się przełożyć na górne ograniczenie masy neutrin. Dla neutrin elektronowych (a z takimi mamy do czynienia w rozpadach promieniotwórczych) ograniczenie to wynosi 1 eV. Innymi słowy, jeśli neutrina są cząstkami Majorany, to aby wyjaśnić negatywny wynik eksperymentów, w których poszukiwano podwójnego rozpadu beta, masa ich musi być mniejsza od 1 eV.

Zagadka Słońca

Słońce jest potężnym źródłem neutrin. Neutrina te, będące rodzaju elektronowego, przebywają próżnię dzielącą Słońce i Ziemię i mogą być obserwowane w specjalnych detektorach budowanych przez fizyków. Pierwszy pomiar neutrin pochodzenia słonecznego został dokonany w latach 60-tych i dał zaskakujący wynik. Okazało się, że w detektorze zaobserwowano trzy razy za mało neutrin w stosunku do spodziewanej ilości. Od tamtego czasu wiele innych eksperymentów potwierdziło ów deficyt elektronowych neutrin słonecznych, a zaobserwowany efekt został nazwany "neutrinowym kryzysem słonecznym".


Jak dowiedzieliśmy się na jednej z poprzednich stron, w latach 50-tych próbowano wykryć neutrina pochodzące z reaktorów jądrowych. Niestety w procesie rozszczepienia w reaktorach uwalniane są anty-neutrina, nie zaś neutrina. Tak więc eksperymenty, których celem było wykrycie neutrin, z góry były skazane na porażkę, chyba że neutrina i anty-neutrina byłyby tymi samymi cząstkami (pisaliśmy o tym na poprzedniej stronie).

Detektor poszukujący neutrin pochodzących z akceleratora

Szefem jednej z grup fizyków pracujących przy eksperymentach reaktorowych był Raymond Davis. Jego pomysł na detekcję neutrin polegał na umieszczeniu przy reaktorze dużego zbiornika zawierającego chlor. Przechodzące przez chlor neutrino mogłoby oddziaływać z ośrodkiem zamieniając jedno z jąder chloru w jądro argonu. Wyprodukowane jądro argonu byłoby jądrem promieniotwórczy. Davis co kilka dni przeprowadzał filtrowanie zbiornika, w czasie którego - gdyby rzeczywiście powstały w nim jądra argonu - zostałyby one usunięte z detektora i umieszczone w specjalnym zewnętrznym liczniku promieniowania. Celem detektora był pomiar ilości owych radioaktywnych jąder argonu. Pomiar zakończył się wynikiem negatywnym. Davis nie wykrył żadnych jąder argonu i potwierdził tym samym, że reaktor jądrowy nie jest źródłem neutrin. W tym samym czasie dwaj inni fizycy: Fred Reines i Clyde Cowan odkrywali anty-neutrina pochodzące z reaktora...

Eksperyment w kopalni Homestake

W latach 60-tych Davis niezrażony nie wykryciem neutrin pochodzenia reaktorowego postanowił przeprowadzić nowy eksperyment, który opierał się na tej samej zasadzie detekcji. Tym razem celem eksperymentu było wykrycie neutrin produkowanych w czasie syntezy jądrowej zachodzącej wewnątrz Słońca. Zasada eksperymentu była podobna, jednak jego czułość zwiększona została wielokrotnie. W olbrzymim metalowym zbiorniku Davis umieścił 380000 litrów związku chloru (C2Cl4) - poprzednio, w eksperymencie przy reaktorze Davis dysponował zaledwie 3800 litrami. Sam zbiornik zaś zlokalizowany został 1500 metrów pod powierzchnią w jaskini wykutej w kopalni Homestake na terenie Południowej Dakoty. Zbiornik połączony został z zawansowanym systemem filtrującym (filtrowanie odbywało się za pomocą przepłukiwania zbiornika helem, które skutecznie oddzielało argon od chloru). Filtrowanie obywało się co 1-3 tygodnie i miało na celu wydzielenie wyprodukowanych jąder argonu. Aby zmierzyć efektywność filtracji, Davis dodawał do zbiornika pewną ilość niepromieniotwórczej odmiany argonu. Po zakończeniu filtracji porównywał ilość wydzielonego argonu z argonem wprowadzonym na początku (ilość wyprodukowanego argonu w oddziaływaniach z neutrinami była pomijalnie mała w tych rozważaniach). Następnie odfiltrowana próbka trafiała do czułego licznika promieniowania. Wewnątrz licznika następowały rozpady promieniotwórczej odmiany argonu, której jądra zostały wytworzone przez oddziaływania neutrin. Próbka pozostawała przez wiele dni w detektorze, tak długo, aż praktycznie wszystkie znajdujące się w niej jądra promieniotwórcze uległy rozpadowi.

Eksperyment w kopalni Homestake

W latach 50 i 60-tych fizycy stworzyli Standardowy Model Słońca. Model ten opisuje procesy termojądrowe zachodzące wewnątrz naszej gwiazdy oraz ich intensywności. Model jest zależny od kilku parametrów, w zależności od których daje nieco inne przewidywania. Najbardziej czułym parametrem modelu jest temperatura panująca w jądrze Słońca. Natężenie różnych reakcji termojądrowych będzie zależeć przede wszystkim właśnie od owej temperatury.

Model Słońca

Skąd biorą się neutrina, które mogłyby zostać zarejestrowane przez eksperyment Homestake? Okazuje się, że aby przemiana chloru w argonu zaszła, w oddziaływaniu musi brać udział neutrino, którego energia jest dość wysoka. Większość neutrin produkowanych w naszej gwieździe, opisywanej przez Standardowy Model Słoneczny, jest zbyt niskoenergetyczna, aby oddziaływanie zaszło. Jednak istnieje jeden specyficzny proces, który może wyprodukować neutrina o energii wyższej niż minimalna energia wymagana do przemiany chloru w argon. Procesem tym jest rozpad boru (tzw. boru-8) na beryl. W wyniku rozpadu produkowany jest anty-elektron oraz neutrino elektronowe. Eksperyment Homestake mierząc przemiany chloru w argon, mierzyłby intensywność strumienia neutrin pochodzących z tego procesu, a więc i natężenie samej przemiany. Okazuje się, że wyznaczenie natężenia tej przemiany byłoby wystarczające do wyznaczenia temperatury wnętrza Słońca, a tym samym do ustalenia najważniejszego parametru Standardowego Modelu Słońca.

Strumień neutrin słonecznych - przewidywania

Eksperyment Homestake rozpoczął się w 1967 roku. Wyniki, których dostarczył, stały się jednym z najważniejszych odkryć w fizyce cząstek elementarnych drugiej połowy XX wieku, a Davisowi zapewniły Nagrodę Nobla.

Okazało się, że eksperyment Homestake rejestruje zaledwie około 30 procent neutrin, które przewiduje Standardowy Model Słońca. Biorąc pod uwagę nawet duże niepewności wynikające z nieznajomości dokładnych wartości parametrów modelu, zmierzona ilość neutrin jest znacznie poniżej oczekiwań. Wyniki eksperymentu Homestake były tak zaskakujące, że Davis wraz z towarzyszącym mu zespołem kontynuował pomiar neutrin w kopalni przez następne dziesięciolecia. Aktywność fizyków przy owym eksperymencie wciąż trwa.

Rezultat eksperymentu Homestake

Pod koniec lat 80-tych pojawiły się dwa inne eksperymenty potwierdzające pomiary przeprowadzone w Homestake. Eksperymentami tymi były: Kamiokande, znajdujący się w japońskiej kopalni, oraz SAGE, owoc współpracy sowiecko-amerykańskiej. Pierwszy z tych eksperymentów mógł rejestrować jedynie neutrina o znacznie wyższych energiach niż Homestake. Drugi próg energetyczny na rejestrację neutrin położony miał znacznie niżej. Oba doświadczenia wykazały znaczny niedobór neutrin pochodzenia słonecznego.

Neutrina słoneczne mierzone przez różne eksperymenty

Problem niedoboru neutrin pochodzących ze Słońca zyskał miano "neutrinowego kryzysu słonecznego". Próby rozwiązania kryzysu zaczęły się oczywiście od rewizji Standardowego Modelu Słońca. Okazało się jednak, że aby wytłumaczyć tak mały strumień neutrin, należałoby założyć wyjątkowo niską temperaturę jądra naszej gwiazdy. Próbowano między innymi wprowadzić nowy gatunek cząstek, z których składałaby się również ciemna materia (tzw. WIMPy), które to cząstki wynosiłyby z wnętrza Słońca dużo energii, studząc je w ten sposób. Wszystkie te zabiegi służące zmniejszeniu temperatury jądra Słońca były nieskuteczne i wkrótce okazało się, że Standardowy Model Słońca powinien zostać jaki jest. Zmienić powinien się natomiast model samego neutrina.

Zagadka atmosfery

Neutrina rodzą się również w atmosferze ziemskiej. Pochodzą one z rozpadów krótkożyjących cząstek produkowanych w czasie zderzeń promieniowania kosmicznego z atomami atmosfery. W wyniku rozpadów powstają zarówno neutrina elektronowe, jak i mionowe. Detektory budowane w kopalniach pod powierzchnią Ziemi są w stanie mierzyć owe neutrina i wyznaczać ich ilość. W latach 90-tych po raz pierwszy zmierzono także ilość owych neutrin dochodzących do detektorów z różnych kierunków. W szczególności zwrócono uwagę na neutrina docierające z kierunku antypodów - neutrina te narodziły się w atmosferze po przeciwnej stronie globu, a następnie przenikały przez całą Ziemię i trafiały do detektora. Mierząc neutrina mionowe docierające z antypodów okazało się, że jest ich znacznie mniej niż tych docierających z kierunku zenitu. Neutrina mionowe pokonując Ziemię gdzieś znikały...


Neutrina atmosferyczne są produkowane dzięki procesowi zderzeń cząstek promieniowania kosmicznego z atomami górnych warstw atmosfery. W wyniku zderzeń powstaje ogromna liczba nietrwałych cząstek zwanych pionami. Pion rozpada się w czasie podróży przez atmosferę na mion oraz neutrino mionowe (nie będziemy na niniejszej stronie rozróżniać cząstek i antycząstek, gdyż detektory mierzące neutrina atmosferyczne również tego nie potrafią, mówiąc neutrino mamy więc na myśli zarówno neutrino, jak i odpowiadające mu anty-neutrino). Mion rozpada się zaś na elektron, neutrino elektronowe i neutrino mionowe. Bazując na tej prostej przemianie można oszacować stosunek ilości neutrin mionowych do ilości neutrin elektronowych, które docierają do powierzchni Ziemi. Powinien on wynosić 2 do 1, czyli detektory neutrin atmosferycznych powinny rejestrować dwa razy więcej neutrin mionowych od elektronowych. Oczywiście, jak zawsze w fizyce, należy brać pod uwagę liczne dodatkowe poprawki i wprowadzić kilka korekt do owego stosunku. Poprawki te są znane i obliczane przez naukowców. Ostateczne oszacowanie stosunku strumieni neutrin obu gatunków docierających do powierzchni Ziemi jest wyznaczone z dokładnością kilku procent.

Promieniowanie kosmiczne produkujące neutrina

W 1998 roku eksperyment SuperKamiokande (o którym szerzej możesz przeczytać w części poświęconej dzisiejszym eksperymentom neutrinowym) opublikował pierwszy wynik pomiaru ilości neutrin atmosferycznych obu rodzajów. Naukowcy otrzymali stosunek neutrin mionowych do neutrin elektronowych o czynnik 1,6 mniejszy niż przewidywany!

Neutrina dochodzące z góry i z dołu

Drugim wynikiem grupy SuperKamiokande był pomiar asymetrii w ilości neutrin docierających do detektora z dołu i z góry. Promieniowanie kosmiczne dociera do powierzchni Ziemi izotropowo, tzn. tak samo z każdego kierunku. Oczywiście ziemskie pole magnetyczne wpływa na rozchodzenie się promieniowania i zaburza ową symetrię. Jednak jeśli weźmiemy pod uwagę jedynie bardzo szybkie cząstki promieniowania, to pole magnetyczne Ziemi będzie miało na nie znikomy wpływ. W eksperymencie skupiono się więc na badaniu bardzo szybkich neutrin, które produkowane były przez bardzo szybkie cząstki promieni kosmicznych. Jeśli promieniowanie kosmiczne dociera do atmosfery w sposób izotropowy, to do detektora neutrina powinny docierać również izotropowo (trzeba tu uwzględnić jeszcze poprawkę na grubość atmosfery ziemskiej, która w różnych kierunkach od detektora jest inna, niemniej stwierdzenie, że z kierunku zenitu powinno do detektora docierać dokładnie tyle neutrin co z kierunku nadiru, pozostaje w mocy). Rysunek poniżej przedstawia przewidywania i wyniki pomiaru. Na lewym wykresie, który obrazuje pomiar neutrin elektronowych, wyniki eksperymentu w doskonały sposób zgadzają się z przewidywaniami. Prawy wykres przedstawia natomiast sytuację dla neutrin mionowych. Wynika z niego jasno, że ilość neutrin docierających do detektora "z dołu" jest znacząco mniejsze od przewidywanej. Ilość neutrin docierających "z góry", pozostaje natomiast zgodna z ilością teoretyczną.

Wynik pomiaru neutrin atmosferycznych

Jaki wniosek płynie z wyników eksperymentu SuperKamiokande? Gdzieś pomiędzy punktem powstania a detektorem część neutrin mionowych znika. Przy czym znikanie to jest zależne od drogi, którą neutrina przebywają. Dla neutrin, które przybywają z góry, przechodząc jedynie przez obszar atmosfery (średnia przebyta przez nie droga wynosi około kilkunastu kilometrów), znikania neutrin nie zanotowano. Dla neutrin, które rodzą się w atmosferze po drugiej stronie globu, a następnie przenikają całą Ziemię (około 10 000 kilometrów) zanim dotrą do detektora, efekt jest znaczący.

Eksperyment Soudan 2

Eksperyment SuperKamiokande był pierwszym eksperymentem, który opublikował wyniki "znikania" mionowych neutrin atmosferycznych. Wkrótce odkrycie zostało potwierdzone przez detektor Soudan II znajdujący się w kopalni w Minnesocie w Stanach Zjednoczonych. Detektor ten również zarejestrował niedobór atmosferycznych neutrin mionowych dochodzących do niego z kierunku nadiru.

Znikanie mionowych neutrin atmosferycznych

Jak wytłumaczyć wyniki eksperymentów SuperKamiokande i Soudan II? Co się dzieje ze znikającymi neutrinami? Czy problem ten da się powiązać z brakującymi neutrinami słonecznymi?

Okazuje się, że znikanie neutrin atmosferycznych i niedobór neutrin słonecznych są dowodami na niezerową masę owych cząstek, o czym powiemy na następnej stronie.

Oscylacje neutrin

Odpowiedzią na problem z brakującymi neutrinami słonecznymi i ze znikającymi neutrinami atmosferycznymi jest teoria oscylujących neutrin. Okazuje się, że neutrina mogą zmieniać swój rodzaj. Neutrino elektronowe na przykład po pewnym czasie może stać się neutrinem mionowym lub taonowym. Oscylacje neutrin opisywane są prawami mechaniki kwantowej. Mogą one następować tylko w przypadku, gdy neutrina obdarzone są masą. Ale nie taką zwykłą masą... Każde z gatunków neutrin obdarzone jest bowiem pewną kombinacją trzech różnych mas. Dziwne, prawda? Jeśli chcesz się dowiedzieć więcej o tym niesamowitym fenomenie świata neutrin, zapoznaj się po prostu z poniższą stroną.


Znamy trzy rodzaje neutrin (tzw. trzy zapachy) - elektronowe, mionowe i taonowe. W wyniku rozpadu beta powstaje neutrino elektronowe (a właściwie anty-elektronowe). W wyniku rozpadu mionu powstaje neutrino mionowe, a w wyniku rozpadu taonu neutrino taonowe.

W latach 60-tych Bruno Pontecorvo zaproponował nową daleko idącą teorię. Zgodnie z nią neutrina mogłyby zmieniać swój zapach. Jak? Otóż Pontecorvo w swoja teorię opiera na mechanice kwantowej i opisywanych przez nią efektach. Nie powtórzymy tu oczywiście pełnego rozumowania uczonego, gdyż wymagałoby to dokładnego poznania podstaw fizyki kwantowej. Podamy je jedynie w przybliżeniu.

Mechanika kwantowa - podręcznik

Pontecorvo założył, że neutrina mają masę. Jednak masa ta nie jest ustalona. Nie, nie chodzi tu o zasadę nieoznaczoności Heisenberga. Bynajmniej. Pontecorvo i jego następcy zaproponowali istnienie trzech różnych stanów masowych neutrin, które jednak nie są tożsame z trzema ich stanami zapachowymi (elektronowym, mionowym i taonowym). Neutrino elektronowe na przykład składa się w części z pierwszego stanu masowego, w części z drugiego i w części z trzeciego. Podobnie neutrino mionowe i taonowe. Proporcje poszczególnych stanów masowych w poszczególnych stanach zapachowych są różne.

Trzy stany masowe, trzy stany zapachowe

Wyobraźmy sobie, że w pewnym oddziaływaniu rodzi się neutrino elektronowe, które jest mieszanką trzech stanów masowych. Stany te propagują się następnie przez ośrodek niezależnie, a jako że posiadają odmienne masy, to ich prędkości także będą się różnić. Wynika z tego, że w różnych punktach przestrzeni, przez które przelatuje neutrino, proporcje poszczególnych stanów masowych będą różne. W pewnej odległości od punktu powstania neutrinu, które pierwotnie było neutrinem elektronowym, bliżej pod względem mieszanki tworzących je stanów masowych do neutrina mionowego lub taonowego. W mechanice kwantowej posługujemy się pojęciem prawdopodobieństw. Im bardziej neutrino pod względem masowym przypomina neutrino mionowe, tym większe prawdopodobieństwo, że w chwili rejestracji (oddziaływania) zostanie ono rzeczywiście zaobserwowane jako neutrino mionowe. Im mniej neutrino pod względem masowym przypomina neutrino elektronowe, tym mniejsza szansa, że w chwili rejestracji będzie ono faktycznie neutrinem elektronowym. W chwili, gdy mieszanka stanów masowych będzie odpowiadać dokładnie mieszance tworzącej "czyste" neutrino mionowe, prawdopodobieństwo obserwacji stanu mionowego wyniesie sto procent, a jakiegokolwiek innego (elektronowego lub taonowego) wyniesie zero.

Przemiany jednych neutrin w inne

Na bazie opisanego powyżej zjawiska można spróbować rozwiązać problem niedoboru neutrin elektronowych pochodzących ze Słońca. Otóż Standardowy Model Słońca jest słuszny. Eksperyment Homestake zarejestrował za mało neutrin słonecznych, dlatego że był (jest) on czuły jedynie na neutrina typu elektronowego. Jeśli założymy, że część neutrin elektronowych (tylko takie neutrina są produkowane w reakcjach na Słońcu) pokonując drogę Słońce-Ziemia zamienia się, zgodnie z teorią zaproponowaną przez Pontecorvo, w innego rodzaju neutrina (mionowe bądź taonowe), to doświadczenie Homestake powinno rzeczywiście wykrywać niedobór neutrin słonecznych! Eksperyment SuperKamiokande, który potwierdził niedobór neutrin elektronowych pochodzących ze Słońca, także nie jest czuły na neutrina typu mionowego i taonowego. Niestety, aby wykryć neutrino mionowe, czy taonowe, należy zmierzyć mion lub taon (cząstki naładowane), które byłyby produkowana w oddziaływaniu takiego neutrina. Energia neutrin słonecznych jest jednak za niska na to, aby mion lub taon (cząstki znacznie masywniejsze od elektronu) mógły zostać wyprodukowane. Eksperyment SuperKamiokande nie może więc wykrywać neutrin mionowych czy taonowych i ostatecznie potwierdzić hipotezy oscylacji neutrin słonecznych. Zrobił to inny eksperyment mierzący oddziaływania neutrin słonecznych z jądrami deuteru (ciężkiego wodoru), w których to oddziaływaniach jądra te były rozbijane. Eksperymentem tym był eksperyment SNO (opisany dokładnie w dziale poświęconym eksperymentom prowadzonym obecnie). Nie mógł on również mierzyć bezpośrednio neutrin mionowych i taonowych. Był zaś w stanie zarejestrować całkowity strumień neutrin wszystkich rodzajów (elektronowego, mionowego i taonowego) docierających do niego ze Słońca. Okazało się, że strumień ten zgadza się doskonale ze Standardowym Modelem Słońca. Słuszność modelu oraz hipoteza oscylacji neutrin słonecznych zostały ostatecznie potwierdzone.

Wynik eksperymentu SNO potwierdza Standardowy Model Słońca

Drugim pomiarem, który świadczył w sposób bezpośrednim o zachodzeniu procesu oscylacji neutrin, był pomiar atmosferycznych mionowych i elektronowych neutrin dokonany przez eksperyment SuperKamiokande. Przypomnijmy, że do detektora SuperKamiokande dochodziła zgodna z teorią ilość neutrin mionowych z kierunku zenitu i znacznie mniejsza niż przewidywana z kierunku antypodów. Strumień neutrin elektronowych docierający z góry jak i z dołu pozostawał zgodny z przewidywaniami. Grupa fizyków pracująca w zespole SuperKamiokande zinterpretowała tą obserwację jako przejaw zamiany części neutrin mionowych w inny rodzaj neutrina. W tym wypadku znów powinny być to neutrina taonowe, które w eksperymencie nie były rejestrowane. Neutrina mionowe dochodzące z góry nie zdążyły zamienić się w neutrina taonowe, te z antypodów miały na to wystarczająco dużo czasu. Wynik eksperymentu SuperKamiokande był historycznie pierwszym silnym dowodem na zachodzenie przemian jednych neutrin w drugie. Pojawił się on kilka lat wcześniej przed wynikiem eksperymentu SNO, który ostatecznie potwierdził, że to własność neutrin, a nie problem ze Słońcem odpowiedzialny jest za niedobór neutrin elektronowych.

Oscylacje neutrin atmosferycznych

Efekt przemian jednego rodzaju neutrin w inny zwany jest oscylacjami. Oscylacjami dlatego, że przemiana ta jest cykliczna, tzn. neutrina konkretnego typu po jakimś czasie zamieniają się w neutrina innego typu, po czym te neutrina mogą ponownie przeoscylować w neutrina pierwotne. Procentowa ilość neutrin, które przeoscylowały, zależy od odległości od źródła miejsca, w którym dokonujemy pomiaru, energii neutrin, różnic w masach pomiędzy poszczególnymi stanami masowymi, oraz od tzw. kątów mieszania (trzech) (pojawia się jeszcze tutaj jeden dodatkowy parametr odpowiedzialny za łamanie pewnej symetrii oddziaływań, ale o nim nie będziemy mówić). W przypadku Słońca oraz atmosfery nie mamy możliwości zmiany ani energii, ani odległości pomiędzy źródłem a detektorem. Aby dokonać dokładnego pomiaru różnic mas oraz kątów mieszania, trzeba pójść o krok dalej. Należy przeprowadzić eksperymenty używając jako źródeł neutrin akceleratorów. Wiązka neutrin pochodząca z akceleratorów powinna być następnie skierowana na detektor neutrin, a najlepiej na kilka detektorów ustawionych w różnych odległościach od źródła. Dzięki kilku detektorom, które czułe byłyby na więcej niż jeden zapach neutrina, dałoby się w sposób bezpośredni zarejestrować efekty oscylacji. Można byłoby również zmieniać energię produkowanych neutrin regulując wiązkę akceleratora, a następnie badać zależność oscylacji od tej energii. Badania takie doprowadziłyby do dokładnego poznania różnic mas pomiędzy poszczególnymi stanami masowymi oraz wyznaczenia kątów mieszania. Eksperymenty z użyciem akceleratorów obecnie już trwają. W trzech miejscach: w Japonii (gdzie wykorzystuje się detektor SuperKamiokande celując w niego wiązką neutrin z laboratorium akceleratorowego KEK), w USA (gdzie działa detektor MINOS, badający wiązkę neutrin produkowaną przez znajdujący się przeszło 700 kilometrów dalej akcelerator ośrodka Fermilab) oraz w Europie (gdzie rusza właśnie eksperyment w laboratorium Gran Sasso we Włoszech, który mierzy wiązkę neutrin produkowaną przez akcelerator ośrodka CERN znajdującego się w Szwajcarii). Pierwsze wyniki tych eksperymentów potwierdzają oscylacje neutrin. Teraz pora na dokładne pomiary parametrów decydujących o oscylacjach.

Detektor MINOS badający oscylacje neutrin

Oscylacje neutrin dowodzą, że neutrina obdarzone są masą. Gdyby neutrina były obiektami bezmasowymi, żadne oscylacje nie mogłyby zachodzić. Niestety mierząc oscylacje (nawet bardzo dokładnie) nie można wyznaczyć owej masy. Można jedynie podać różnice pomiędzy masami poszczególnych stanów. Dlatego inne eksperymenty (bezpośrednie próby pomiaru masy) są równie istotne jak eksperymenty mierzące oscylacje neutrin.