Eksperymenty dzisiaj

Neutrina mają wciąż wiele tajemnic. Na liczne pytania nie znaleziono jeszcze odpowiedzi. Jaką masę mają neutrina? Ile wynoszą parametry opisujące proces oscylacji neutrin? Czy i ile jest ekstremalnie wysokoenergetycznych neutrin? Skąd one pochodzą? Czy istnieje tzw. neutrino sterylne? Czy neutrina są opisywane teorią Diraca, czy Majorany? Na wiele z tych pytań uzyskamy odpowiedź już wkrótce. Fizycy bowiem wciąż prowadzą eksperymenty neutrinowe. Choć słowo "wciąż" jest tutaj nieodpowiednie.

Super-Kamiokande

Znajdujący się w japońskiej kopalni eksperyment Super-Kamiokande jest najbardziej znanym eksperymentem neutrinowym. To właśnie on potwierdził ostatecznie istnienie oscylacji neutrin. Dokonał tego mierząc strumień neutrin mionowych produkowanych w atmosferze ziemskiej w różnej odległości od detektora. Eksperyment Super-Kamiokande zmierzył również z wielką precyzją ilość oddziaływań neutrin pochodzących ze Słońca, potwierdzając ich deficyt. W 2002 roku fizyk kierujący eksperymentem został uhonorowany Nagrodą Nobla.


Eksperyment Super-Kamiokande to największy eksperyment badający neutrina. Dokonał on również w ostatnim czasie największej liczby odkryć związanych z nimi.

Eksperyment Super-Kamiokande

Super-Kamiokande znajduje się 1000 metrów pod powierzchnią Ziemi, w japońskiej kopalni Mozumi. Jest on detektorem składającym się z olbrzymiego zbiornika ultraczystej wody otoczonego przeszło 11 000 fotodetektorami. Zbiornik ma kształt walca, którego średnica i wysokość wynoszą po 40 metrów. Wypełnia go 50 000 ton wody. Zasada jego działania polega na rejestrowaniu oddziaływań neutrin z jądrami bądź elektronami cieczy. W wyniku takiego oddziaływania produkowany jest elektron (jeśli oddziałującym neutrinem było neutrino elektronowe) lub mion (jeśli oddziałało neutrino mionowe). W rzeczywistości sytuacja nie jest tak prosta. Elektron może być również wybity przez neutrino z materii za pośrednictwem wymiany bozonu Z0. W tym przypadku przelatujące przez ośrodek neutrino (obojętnie jakiego typu) wysyła bozon Z0, który absorbowany jest przez elektron. W wyniku absorpcji elektron nabywa wystarczającej energii kinetycznej, aby być zaobserwowany w detektorze. Jednakże prawdopodobieństwo tego, że to neutrino elektronowe spowodowało pojawienie się elektonu w detektorze, jest znacznie większe niż prawdopodobieństwo tego, iż było to neutrino mionowe bądź taonowe. W poniższym zapomnimy o tej niewielkiej domieszce i założymy, że wszystkie elektrony obserwowane w detektorze pochodzą z oddziaływań neutrin elektronowych.

Detektor Super-Kamiokande w czasie konstruowania

Jeśli oddziałujące neutrino miało wystarczająco dużo energii, to wyprodukowany mion lub elektron będzie poruszał się w cieczy z bardzo dużą prędkością. W szczególności prędkość ta może być większa od prędkości rozchodzenia się światła w wodzie. Przypomnijmy tutaj fakt, iż prędkość światła próżni jest maksymalną prędkością, której nie da się przekroczyć (zgodnie z teorią Alberta Einsteina), zaś prędkość rozchodzenia się światła w dowolnym ośrodku materialnym (a takim jest na przykład woda) jest mniejsza od owej maksymalnej prędkości w próżni. Dlatego przekroczenie prędkości rozchodzenia się światła w ośrodku materialnym jest możliwe. Jeśli prędkość cząstki naładowanej jest większa niż prędkość światła w ośrodku, w którym ta cząstka porusza się, zaczyna ona emitować światło w stożku skierowanym zgodnie z kierunkiem jej ruchu. Zjawisko to jest odpowiednikiem dźwiękowej fali uderzeniowej, która powstaje dla obiektów poruszających się szybciej niż dźwięk (np. naddźwiękowych samolotów). Nazywa się ono zjawiskiem Wawiłowa-Czerenkowa. Światło emitowane przez cząstkę jest następnie rejestrowane przez fotodetektory znajdujące się na ścianach zbiornika. Zarejestrowany błysk światła dostarcza naukowcom informacji o kierunku, z którego nadleciało neutrino (powstała w oddziaływaniu naładowana cząstka zazwyczaj kontynuuje ruch neutrina, które ją wyprodukowało) oraz o rodzaju neutrina (czy było ono neutrinem elektronowym, czy mionowym). Informacje o rodzaju neutrina zdobywa się analizując krawędzie zarejestrowanego stożka świetlnego. W przypadku, gdy oddziałało neutrino mionowe, wyprodukował się mion, który emituje stożek światła o bardzo ostro zaznaczonych krawędziach. W przypadku neutrina elektronowego powstał elektron, który chętnie oddziałuje z ośrodkiem i poruszając się produkuje liczne cząstki wtórne, w tym fotony tzw. promieniowania hamowania. W czasie oddziaływań zmienia też nieco kierunek swojego pierwotnego ruchu. Efekty te powodują, że utworzony stożek świetlny nie będzie miał ostrych brzegów. Będą one rozmazane. Dodatkowo naukowcy obliczają, jaką energię posiadało oddziaływujące neutrino. Obliczenia te dokonywane są na podstawie pomiaru ilości światła wyemitowanego przez wyprodukowany elektron bądź mion. Niestety dysponując danymi z Super-Kamiokande nie można ustalić ładunku elektronu lub mionu, a więc odpowiedzieć na pytanie, czy w oddziaływaniu wyprodukowała się cząstka, czy anty-cząstka. W związku z tym ustalenie tego, czy oddziaływało neutrino czy anty-neutrino, jest niemożliwe.

Przypadek z elektronem i mionem

Detektor Super-Kamiokande wywodzi się z wcześniejszego detektora - Kamiokande, który rozpoczął pracę w 1983 roku. Był on ponad 10 razy mniejszy od obecnego. Jego głównym celem było poszukiwanie rozpadu protonu, zjawiska, które powinno zgodnie z niektórymi teoriami fizycznymi zachodzić. Rozpadu protonu nie odkryto (wciąż jest on poszukiwany), za to zauważono, że detektor Kamiokande doskonale nadaje się do badania neutrin pochodzących ze Słońca. Detektor został do tego celu przystosowany i zaczął rejestrować owe neutrina. Dzięki możliwości oceny kierunku, z którego przybywały do detektora neutrina, udało się potwierdzić, że rzeczywiście pochodzą one ze Słońca. Był to pierwszy bezpośredni dowód na to, że Słońce jest źródłem neutrin. We wcześniejszych eksperymentach po prostu zakładano, że to, co się obserwuje, rzeczywiście pochodzi z naszej gwiazdy.

Wybuch supernowej widziany w "świetle" neutrinowym

W 1987 roku eksperyment Kamiokande był jednym z tych, którym udało się zarejestrować neutrina pochodzące z wybuchu supernowej w Wielkim Obłoku Magellana. W latach 90-tych podjęto decyzję o powiększeniu detektora, tak aby mógł on dokonać bardziej czułych pomiarów neutrin pochodzących ze Słońca i neutrin produkowanych w atmosferze przez cząstki promieniowania kosmicznego.

Napełnianie detektora

W 1996 detektor Super-Kamiokande został oddany do użytku. Dwa lata później zespół naukowców pracujących przy eksperymencie przedstawił analizę danych, z której wynikało, że natężenie mierzonych neutrin atmosferycznych typu mionowego jest zależne od odległości, którą te neutrina pokonały pomiędzy punktem produkcji i punktem detekcji. Był to dowód na oscylacje neutrin, czyli przekształcanie się jednego typu neutrin w inne. Oscylacje takie nie są możliwe w przypadku neutrin nieważkich. Neutrina muszą więc posiadać pewną masę.

Wyniki dla neutrin atmosferycznych

Dane eksperymentu Super-Kamiokande potwierdziły również wynik doświadczenia Davisa, czyli obserwacje znacznie niższego niż przewidywany strumienia elektronowych neutrin słonecznych. Wynik ten mógł również zostać wyjaśniony poprzez założenie oscylacji neutrin elektronowych (produkowanych na Słońcu) w inny, niemierzalny w doświadczeniu gatunek neutrin (naturalnym kandydatem na ten gatunek jest tutaj oczywiście gatunek taonowy).

Słońce widziane w świetle neutrinowym przez eksperyment Super-Kamiokande

Eksperyment Super-Kamiokande działał do 2001 roku, kiedy to zdarzył się wypadek. W wyniku uszkodzenia mechanicznego jednego z fotodetektorów, jego pęknięcia i zalania, w wodzie wypełniającej detektor pojawiła się fala uderzeniowa, która spowodowała zniszczenie kilku tysięcy innych fotodetektorów. Super-Kamiokande szybko zostało przebudowane i z mniejszą ilością fotodetektorów (a co za tym idzie, z mniejszą czułością) kontynuowało prace do lata 2005 roku, kiedy rozpoczęto generalną rekonstrukcję detektora. Rekonstrukcja zakończyła się wiosną 2006 roku. Super-Kamiokande znów zbiera dane i zbierać będzie w przyszłości.

Uszkodzenia detektora Super-Kamiokande

SNO

Celem detektora SNO, znajdującego się w Ameryce, jest uzupełnienie pomiarów detektora Super-Kamiokande. W szczególności ma on za zadanie zmierzyć ile neutrin elektronowych i ile neutrin pozostałych zapachów dociera ze Słońca do powierzchni Ziemi. Pomiar neutrin mionowych i taonowych pochodzących z naszej gwiazdy byłby bezpośrednim dowodem na oscylacje neutrin, bowiem Słońce nie może w sposób bezpośredni produkować innych neutrin jak elektronowe. Dodatkowo policzenie całkowitej ilości wszystkich rodzajów neutrin docierających ze Słońca na Ziemię byłoby testem poprawności astrofizycznego modelu Słońca. Współpraca fizyków SNO opublikowała już swoje wyniki. Zapraszamy do zapoznania się z nimi.


Eksperymentem, który potwierdził i uzupełnił dane zebrane przez detektor Super-Kamiokande, jest eksperyment o nazwie SNO. Wykorzystuje on, podobnie jak Super-Kamiokande, promieniowanie Czerenkowa. Natomiast jego konstrukcja jest zupełnie inna. Składa się on z ogromnej beczki wypełnionej 7000 tonami wody. Wewnątrz beczki znajduje się drugi, mniejszy, kulisty zbiornik wypełniony 1000 tonami ciężkiej wody (wody, gdzie zamiast zwykłego wodoru znajduje się jego cięższy izotop - deuter). Taka konstrukcja detektora daje możliwość badania trzech typów reakcji.

Detektor SNO

W pierwszym z typów neutrino elektronowe wyprodukowane na Słońcu oddziałuje z deuterem rozbijając go. W wyniku rozbicia pojawiają się dwa protony i jeden elektron. Zauważmy, iż w reakcji tej zachowana zostaje liczba elektronowa. Zapoczątkowało ją neutrino elektronowe mające liczbę elektronową plus jeden. Po reakcji pozostaje elektron o liczbie elektronowej również plus jeden.

Rozbicie deuteru na dwa protony i elektron

Drugim typem reakcji jest również rozbicie deuteru. Jednak w wyniku tego rozbicia powstaje neutron i proton, zaś neutrino przeżywa oddziaływanie. Tego typu reakcja nie produkuje elektronu, nie jest więc wymagane, aby początkowe neutrino było neutrinem elektronowym. Jest więc ona czuła na wszystkie rodzaje neutrin. Gdyby oscylacji nie było, ze Słońca do detektora powinny docierać jedynie neutrina elektronowe. W przypadku oscylacji część neutrin elektronowych przekształci się w neutrina pozostałych zapachów. Mierząc rozbicie deuteru na proton i neutron można więc zmierzyć strumień wszystkich neutrin docierających ze Słońca do detektora, a tym samym potwierdzić, że Słońce produkuje rzeczywiście tyle neutrin ile powinno, zaś obserwacje dokonana w eksperymencie Davisa i w Super-Kamiokande świadczą o oscylacji, nie zaś o tym, że Słońce produkuje mniej neutrin niż przewidują to astrofizycy.

Rozbicie deuteru na proton i neutron

Oba powyższe procesy - rozbicie deuteru z produkcją elektronu i bez - można odróżnić eksperymentalnie. W pierwszym z nich wyprodukowany elektron przebiegając przez detektor świeci światłem Wawiłowa-Czerenkowa (podobnie jak było to w przypadku detektora Super-Kamiokande). W drugim zaś przypadku elektron nie pojawia się. Pojawia się za to neutron, który wyłapywany jest chętnie przez jądro chloru (który jako domieszka znajduje się w zbiorniku z ciężką wodą). W momencie takiego wychwytu pojawia się błysk światła, który rejestrowany jest przez fotodetektory.

Oddziaływanie w detektorze SNO

Trzecim typem oddziaływań, do których dochodzi w detektorze SNO, jest produkcja przez neutrina elektronów. Elektrony te w przeważającej części są produkowane przez neutrina elektronowe. Jednakże część obserwowanych elektronów to elektrony, które już wcześniej znajdowały się w ośrodku. Przechodzące neutrino wyemitowało bozon Z0, który został następnie zaabsorbowany przez ów elektron, spowodował jego rozpędzenie i zarejestrowanie w detektorze. W tym wypadku nie jest ważne, czy neutrino, które oddziaływało, było elektronowe, czy nie. Rozpędziło ono bowiem już istniejący elektron, a nie wyprodukowało go.

Wyniki eksperymentu SNO

Eksperyment SNO, bazując na drugim rodzaju reakcji, może dokładnie zmierzyć całkowity strumień neutrin słonecznych, a posługując się pomiarami pierwszej i trzeciej reakcji może oszacować strumień neutrin elektronowych. Wyniki eksperymentu SNO zostały opublikowane. Wynika z nich, że całkowity strumień neutrin jest zgodny z przewidywaniami Standardowego Modelu Słońca, a za niedomiar neutrin elektronowych rzeczywiście odpowiadają oscylacje.

Eksperymenty radiochemiczne

Neutrina słoneczne po raz pierwszy zaobserwowane zostały w latach 70-tych w doświadczeniu badającym przemianę pod wpływem oddziaływania z neutrinami chloru w promieniotwórczy argon. Dziś, po przeszło 30 latach od odkrycia, eksperyment ów wciąż zbiera dane. Dodatkowo działają dziś również inne eksperymenty oparte na podobnej metodzie wykrywania neutrin pochodzących ze Słońca. Ich zaletą jest możliwość detekcji neutrin o niskich energiach, a tym samym dokładniejsze zbadanie procesów zachodzących w naszej gwieździe.


Najstarszą techniką detekcji neutrin słonecznych jest technika radiochemiczna. Polega ona na przygotowaniu ekstremalnie czystej chemicznie próbki pewnej substancji, izolowaniu jej od otoczenia, a następnie obserwowaniu jej zmian pod wpływem przenikających do jej wnętrza neutrin słonecznych. Zmiany te polegają na produkcji wewnątrz próbki jąder substancji radioaktywnej. Ilość wyprodukowanych jąder jest następnie wyznaczana dzięki pomiarowi stopnia promieniotwórczości. Ilość ta ma przełożenie na strumień neutrin, który dociera do detektora.

Przemiana galu w german

Eksperyment GNO zlokalizowany jest w laboratorium Gran Sasso we Włoszech. Jest on spadkobiercą innego eksperymentu radiochemicznego, który działał w latach 90-tych i nazywał się GALLEX. Detektor GNO składa się ze zbiornika wypełnionego 101 tonami chlorku galu. Substancją mierzącą oddziaływania z neutrinami słonecznymi jest właśnie ów gal. W wyniku oddziaływania z neutrinem jądro galu emituje elektron i przekształca się w jądro niestabilnego germanu. Czas rozpadu germanu jest długi. Wynosi około 16 dni. Eksperyment polega na wystawieniu zbiornika na oddziaływanie neutrin słonecznych na okres czasu wynoszący 4 tygodnie (właściwie "wystawianie" owo polega na zostawieniu oczyszczonej z jąder germanu substancji w spokoju, neutrina bez problemu przecież przenikają przez dowolną warstwę izolującą i docierają do zbiornika). Po 4 tygodniach w zbiorniku wytwarza się względna równowaga ilości jąder germanu - tyle samo tworzonych jest nowych jąder w oddziaływaniach z neutrinami, ile się ich rozpada (jądra germanu w wyniku rozpadu zamieniają się powtórnie w jądra galu). Następnie przeprowadza się metodami chemicznymi ekstrakcję chlorku germanu ze zbiornika chlorku galu. Ekstrakcja sama w sobie jest procesem niesłychanie zaawansowanym technicznie i musi być dokonana z wielką precyzją. Wystarczy tylko wspomnieć, że w zbiorniku zawierającym 1029 jąder galu wytworzy się zaledwie około 10 jąder germanu! Następnie wyekstrahowana próbka wprowadzana jest do licznika promieniowania, gdzie pozostaje do czasu rozpadu jąder germanu. W tym czasie zbiornik z galem ponownie wystawiany jest na oddziaływanie neutrin słonecznych.

Proces wydzielania germanu w eksperymencie GNO

Eksperyment GNO składa się więc z sekwencji - wystawiania na oddziaływanie, ekstrakcji, czyli wydzielenia powstałych jąder germanu oraz pomiaru ich liczby. Cała ta sekwencja powtarzana jest wielokrotnie, w celu zminimalizowania błędu eksperymentalnego.

Wyniki eksperymentu GNO

Drugim ważnym eksperymentem radiochemicznym jest wciąż trwający, nieprzerwanie od 1970 roku, eksperyment w kopalni Homestake. Ojcem tego eksperymentu jest noblista z 2002 roku, Raymond Davis. To właśnie w tym eksperymencie po raz pierwszy zaobserwowano deficyt neutrin słonecznych, co było wskazówką na ich oscylacje.

Kopalnia Homestake

Detektor eksperymentu Homestake to zbiornik zawierający 615 litrów związku chloru. Przechodzące przez zbiornik neutrina mogą spowodować przemianę chloru w promieniotwórczy izotop argonu. Następnie, podobnie jak w detektorze GNO, powstałe jądra są wydzielane metodami chemicznymi z całego zbiornika, a ich ilość mierzona poprzez pomiar stopnia promieniotwórczości wyekstrahowanej próbki.

Detektor Homestake

Przewagą eksperymentów radiochemicznych nad eksperymentami typu Super-Kamiokande jest fakt, iż eksperymenty te mogą mierzyć strumienie neutrin mających znacznie niższe energie. Próg energetyczny na reakcje zachodzące w zbiornikach stanowiących serce eksperymentów radiochemicznych jest bowiem znacząco mniejszy niż na reakcję neutrin z wodą, w której to reakcji powstaje elektron zdolny do emisji światła Wawiłowa-Czerenkowa. Dlatego eksperymenty radiochemiczne wciąż mogą i dają istotny wkład w zrozumienie neutrin słonecznych i reakcji termonuklearnych przebiegających we wnętrzu naszej gwiazdy.

Pod lodem i pod wodą

Wielkie detektory konstruowane przez człowieka zawierają dziesiątki tysięcy ton substancji, z którą mogą oddziałać przelatujące przez niego neutrina. Detektory budowane w oparciu o to, czego dostarcza nam przyroda, mogą mieć miliony ton owej substancji. Są to detektory działające wewnątrz pokrywy lodowej Bieguna Południowego i detektory umieszczone na dużych głębokościach pod wodą. Dzięki swoim rozmiarom (wielokrotnie przekraczającym rozmiar Super-Kamiokande) są one w stanie wykryć neutrina o ekstremalnie wysokich energiach. Technika detektorów podlodowych i podmorskich jest wciąż na wstępnym etapie rozwoju, jednak już dziś działają eksperymenty, które ją wykorzystują.


Eksperymenty typu Super-Kamiokande czy SNO nie mogą rejestrować neutrin o skrajnie wysokich energiach. Neutrina takie bowiem w oddziaływaniach produkują jedynie bardzo wysoko energetyczne elektrony lub miony. Takie skrajnie energetyczne naładowane cząstki oczywiście również wytwarzają promieniowanie Wawiłowa-Czerenkowa. Jednak detektory mające wielkość kilkudziesięciu metrów (jak Super-Kamiokande) nie są w stanie dokładnie zarejestrować tego promieniowania (detektory są po prostu za małe). Również częstotliwość pojawiania się tak wysokoenergetycznych neutrin nie jest wysoka, tak że aby zarejestrować odpowiednio duża liczbę przypadków ich oddziaływań, detektor powinien być znacznie większy od olbrzymiego Super-Kamiokande. Niestety im większy detektor, tym większy koszt jego budowy... Okazuje się jednak, że istnieje sprytne rozwiązanie owego budżetowego problemu. Można bowiem wykorzystać detektory, które udostępniła nam sama natura.

Baza polarna nad detektorem AMANDA

Detektor AMANDA znajduje się na biegunie południowym, a właściwie na głębokości 1,5 - 2 km pod jego lodową powierzchnią. Składa się z około 700 fotodetektorów obserwujących otaczający je lód. Na tej głębokości jest on wyjątkowo przezroczysty i w miarę jednorodny. Wysokoenergetyczne neutrina przechodząc przez lód mogą oddziaływać z nim i produkować naładowane cząstki. Naukowcy z eksperymentu AMANDA koncentrują się na wyprodukowanych w ten sposób mionach (przypomnijmy, że miony mogą zostać wyprodukowane jedynie przez neutrina mionowe). Mion jest cząstką bardzo przenikliwą i może pokonać kilkaset metrów w lodzie emitując przy tym promieniowania Wawiłowa-Czerenkowa. W związku z tym detektor może rejestrować oddziaływania neutrin mionowych, które nastąpiły nawet w dużej odległości od fotopowielaczy. Zwiększone są tym samym rozmiary samego detektora. Neutrina elektronowe natomiast bardzo szybko zatrzymują się w ośrodku. Aby zarejestrować ich dostatecznie wiele, detektor musiałby być znacznie większy. Prace nad takim detektorem trwają.

Eksperyment AMANDA Symulacja przechodzącego przez detektor mionu

Naukowcy pracujący przy eksperymencie AMANDA są świadomi, iż wiele wysokoenergetycznych mionów produkowanych jest bezpośrednio przez promieniowanie kosmiczne w atmosferze znajdującej się nad biegunem. Aby pozbyć się tego niechcianego tła analiza skupia się na badaniu tylko takich mionów, które docierają do detektora od dołu. Jeśli bowiem mion dociera od dołu, to oznacza to, że został wyprodukowany przez neutrino, które jako jedyna cząstka jest w stanie przejść przez całą Ziemię. Ziemia służy w tym wypadku za swoisty filtr.

Baza polarna nad detektorem AMANDA

Konkurencją dla detektora AMANDA jest detektor BAIKAL. Jako ośrodek, w którym następuje oddziaływanie neutrin, wykorzystuje on wodę jeziora Bajkał. Detektor zanurzony jest na głębokości około 1000 metrów, a jego konstrukcja zbliżona jest do konstrukcji AMANDY. Przewagą nad detektorem podlodowym jest w wypadku eksperymentu BAIKAL znacznie łatwiejsze umieszczenie fotodetektorów w ośrodku oraz ich ewentualna późniejsza konserwacja. Minusem są natomiast liczne zanieczyszczenia wody, w tym pojawiająca się w niej fluorescencja i rozpady zawartych w niej związków promieniotwórczych.

Eksperyment BAIKAL

Dlaczego tak ważne jest zmierzenie skrajnie wysokoenergetycznych neutrin? Otóż jest kilka istotnych powodów przeprowadzania tych badań. Detektory typu AMANDA czy BAIKAL mogą rejestrować kierunek, z którego przybyło neutrino, i tym samym zlokalizować jego źródło. Stwierdzenie, że znane nam (z obserwacji w widmie elektromagnetycznym) obiekty kosmiczne mogą produkować wysokoenergetyczne neutrina, powiedziałoby nam wiele na temat procesów w nich zachodzących. W szczególności poszukuje się neutrin związanych z rozbłyskami gamma - największymi zaobserwowanymi wybuchami we Wszechświecie, których pochodzenie nie zostało jeszcze w pełni wyjaśnione.

Wynik eksperymentu AMANDA

Innym ciekawym pomiarem jest poszukiwanie egzotycznych składników tzw. ciemnej materii zwanych WIMPami. Ciemna materia to materia, której istnienia jesteśmy pewni. Widzimy, jak oddziałuje na zwykłą materię grawitacyjnie (zaobserwowano ten efekt badając ruchy galaktyk). Nie dostrzegamy jednak jej w żaden inny sposób. Jednym z kandydatów na cząstki tej tajemniczej materii są tzw. WIMPy (z ang. Weakly Interacting Massive Particles). Jeśli takie obiekty rzeczywiście istnieją, to mogłyby, przyciągane grawitacyjnie, gromadzić się w centrum Słońca lub Ziemi. Z czasem ich zagęszczenie zwiększałoby się na tyle, że oddziaływałyby one ze sobą, również anihilowały. W wyniku anihilacji mogłyby być generowane, oprócz innych cząstek, neutrina o bardzo wysokich energiach. Poszukiwanie takich wysokoenergetycznych neutrin pochodzących ze Słońca jest jednym z celów podlodowych i podwodnych eksperymentów neutrinowych.

Eksperymenty przy akceleratorach

Aby dokładnie wyznaczać własności neutrin, nie wystarczy badać neutrina wytworzone w procesach naturalnych. W procesach takich nie mamy bowiem żadnej kontroli nad ich liczbą, kierunkiem rozchodzenia się czy energią. A precyzyjne pomiary właśnie takiej kontroli wymagają. Dlatego coraz więcej eksperymentów budowanych jest obok akceleratorów, które wykorzystywane są jako źródła neutrin. Obecnie najciekawszym z nich jest eksperyment MiniBooNE. Potwierdzi on albo zaprzeczy kontrowersyjnym rezultatom eksperymentu LSND, który działał w latach 90-tych. Jeśli wynik ów zostanie potwierdzony, znaczną część podręczników fizyki neutrin trzeba będzie przepisać od nowa.


W latach 1993-1998 zbierał dane eksperyment LSND zlokalizowany przy akceleratorze w ośrodku Los Alamos. Był to eksperyment, który wykorzystywał do produkcji neutrin wiązkę protonów. Protony z wiązki kierowane były na tarczę, na której następowała produkcja krótkożyciowych cząstek, pionów dodatnich. Piony te rozpadały się następnie na miony dodatnie (anty-miony) oraz neutrina mionowe. Miony z kolei mogły ulegać rozpadowi na anty-elektrony, neutrina elektronowe i anty-neutrina mionowe. Detektor LSND umieszczony został za osłoną wykonaną z żelaza i miedzi, która wyłapywała wszystkie cząstki, poza neutrinami i anty-neutrinami. Jego celem była próba rejestracji anty-neutrin elektronowych. Anty-neutrina te nie mogłyby powstawać w opisanym powyżej łańcuchu rozpadów. Musiałyby więc pochodzić z procesu oscylacji powstających w rozpadzie anty-neutrin mionowych w anty-neutrina elektronowe.

Wiązka neutrin z akceleratora

Detekcja anty-neutrin elektronowych oparta była na poszukiwaniu odwrotnego rozpadu beta. W procesie tym anty-neutrino elektronowe oddziałuje z protonem. W wyniku oddziaływania pojawia się anty-alektron, który w ośrodku szybko ulega anihilacji, w czasie której pojawia się błysk światła. W wyniku oddziaływania pojawia się również neutron, który wyłapywany jest przez jądro atomowe ośrodka. Wychwytowi temu towarzyszy również błysk światła. Zasada pomiaru była więc bardzo zbliżona do zasady doświadczenia Reinesa i Cowana, z tym że w eksperymencie tym źródłem anty-neutrin elektronowych miał być nie reaktor jądrowy, a oscylacje anty-neutrin mionowych pochodzących z akceleratora. Wynik eksperymentu LSND był pozytywny. W detektorze pojawiły się błyski światła, które naukowcy utożsamili z oddziaływaniami anty-neutrin elektronowych. LSND dostarczył dowodu na oscylacje anty-neutrin mionowych w elektronowe.

Wnętrze detektora LSND

Szybko jednak okazało się, że wyniki LSND nie dają się pogodzić w prosty sposób z obserwacjami z innych eksperymentów neutrinowych. W szczególności posługując się zaobserwowaną amplitudą oscylacji można oszacować różnice mas neutrin biorących udział w oscylacji. Jeśli istnieją trzy niezależne stany masowe neutrin, które tłumaczą się na trzy znane rodziny neutrin, to pomiędzy owymi masami znajdują się jedynie dwie niezależne różnice mas. Eksperymenty, których zadaniem jest zmierzenie owych różnic mas, powinny więc jako wynik przedstawić ostatecznie dwie różne liczby. Tymczasem wynik LSND dostarcza różnicy mas, która jest znacznie wyższa niż różnice mas dopuszczone przez wyniki innych eksperymentów. Jeśli pomiar grupy LSND nie jest wynikiem jakiegoś błędu, to może on oznaczać, że w przyrodzie pojawia się jeszcze jeden rodzaj neutrina! Czwarte neutrino. Jednak jak zauważyliśmy na stronie poświeconej pomiarowi ilości gatunków neutrin, w przyrodzie powinny istnieć jedynie trzy generacje owych cząstek - elektronowa, mionowa i taonowa. Aby pogodzić wynik LSND i pomiar mówiący o trzech generacjach, fizycy nadali owemu hipotetycznemu neutrinu specjalne cechy. Nie oddziałuje ono z materią. Wcale! Może być obserwowane jedynie poprzez efekty związane z oscylacjami. Nazwano je neutrinem sterylnym. Teoria neutrina sterylnego nie podoba się większości fizyków, którzy mają wrodzoną niechęć do wprowadzania do fizyki obiektów, których nie można bezpośrednio zaobserwować (słyszę śmiech Pauliego...). Wydaje się również, że inne pomiary oscylacji neutrin dokonywane przez różne eksperymenty zostawiają obecnie bardzo mało miejsca dla takiego dziwnego obiektu. Wyjątkowo istotną kwestią wydaje się więc potwierdzenie pomiaru eksperymentu LSND i wykluczenie pomyłki fizyków pracujących przy nim.

Eksperyment MINIBOONE

Głównym zadaniem zbierającego właśnie dane eksperymentu MiniBooNE jest próba potwierdzenia wyniku grupy LSND. MiniBooNE zlokalizowany jest przy jednym z akceleratorów ośrodka Fermilab (USA). Akcelerator ten służy do przyśpieszania protonów. Protony wykorzystywane są następnie do produkcji wiązki neutrin, która kierowana jest do detektora. Wiązka ta składa się praktycznie tylko z neutrin lub anty-neutrin mionowych. Liczba "zanieczyszczeń" w postaci pozostałych rodzajów neutrin jest dobrze znana. Detektor poszukuje nadwyżki neutrin bądź anty-neutrin elektronowych, która to nadwyżka wykraczałaby ponad ów poziom zanieczyszczenia.

Eksperyment MINIBOONE

Detektor eksperymentu MiniBooNE to 800 tonowy kulisty zbiornik oleju mineralnego. Na ścianach zbiornika znajduje się 1520 fotodetektorów, których zadaniem jest wykrycie światła emitowanego przez wyprodukowany we wnętrzu detektora elektron bądź mion. Produkcja elektronu następuje wskutek oddziaływania z neutrinem elektronowym, zaś produkcja mionu wskutek oddziaływania z neutrinem mionowym. Emisja promieniowania spowodowana jest zjawiskiem Wawiłowa-Czerenkowa (opisanym szerzej na stronie poświęconej detektorowi Super-Kamiokande). Badając to promieniowanie możliwe jest stwierdzenie, czy cząstką wyprodukowaną w detektorze był elektron czy mion, a więc można ustalić rodzaj neutrina, które oddziaływało (przy czym możliwość oddziaływania neutrina mionowego z elektronem ośrodka za pomocą wymiany bozonu Z0 i nadanie mu w tym oddziaływaniu dużej prędkości jest również brana pod uwagę). W ten sposób bada się ile neutrin obu rodzajów występuje w wiązce pochodzącej z akceleratora.

Przypadek z eksperymentu MINIBOONE

Eksperyment MiniBooNe trwa. Naukowcy pracujący przy nim nie podali jeszcze wyników. Świat fizyków neutrin czeka na nie z zapartym tchem...

Poszukiwanie bezneutrinowego podwójnego rozpadu beta

Istnienie podwójnego bezneutrinowego rozpadu beta przewidywane jest przez teorię Majorany. Nie wiemy, czy teoria ta jest słuszna, jednak jeśli jest, to wykrycie owego zjawiska byłoby pierwszym bezpośrednim pomiarem masy neutrin. Poszukiwanie bezneutrinowego rozpadu jest celem wielu obecnych i planowanych eksperymentów, których zadaniem jest obserwowanie substancji promieniotwórczej rozpadającej się w podwójnym rozpadzie beta i poszukiwanie takich przypadków, w których z rozpadającego się jądra wyemitowane zostały jedynie dwa elektrony.


Jeśli neutrino tożsame jest z anty-neutrinem, nazywane jest cząstką Majorany (od nazwiska fizyka, który jako pierwszy zaproponował taką możliwość). Niestety do dziś nie wiemy, czy neutrino jest właśnie takim obiektem, czy może jednak neutrino i anty-neutrino to dwie różne cząstki. Jeśli neutrino rzeczywiście jest obiektem Majorany, to powinniśmy być w stanie zaobserwować tzw. podwójny bezneutrinowy rozpad beta - rozpad, w którym jeden neutron rozpada się na proton, elektron i anty-neutrino, które będąc tożsame z neutrinem może być zaabsorbowane przez inny znajdujący się w rozpadającym się jądrze atomowym neutron, powodując z kolei jego rozpad na elektron i proton. W wyniku podwójnego bezneutrinowego rozpadu beta dwa neutrony zamieniają się na dwa protony, a jądro opuszczają dwa elektrony. Wykrycie takiego rozpadu oraz pomiar częstości, z jaką zachodzi, byłyby nie tylko potwierdzeniem słuszności hipotezy Majorany, ale również (a może przede wszystkim) bezpośrednim pomiarem masy neutrina (nie zaś jak w przypadku eksperymentów oscylacyjnych jedynie pomiarem różnicy mas). Okazuje się bowiem, że im większa jest ta masa, tym częściej zachodziłby taki rozpad.

Bezneutrinowy podwójny rozpad beta

Eksperyment NEMO-III jest spadkobiercą dwu poprzednich eksperymentów (tak, tak, o nazwach NEMO i NEMO-II), które działały w latach 90-tych. Eksperyment ten oparty jest na wyjątkowo kompleksowym detektorze szukającym podwójnego bezneutrinowego rozpadu beta. Sercem detektora jest kilka różnych substancji promieniotwórczych - głównie molibden i selen, otoczonych tzw. płaszczyzną detektorów śladowych. Za płaszczyzną znajdują się moduły tzw. kalorymetru, które mierzą energię cząstek.

Detektor NEMO

Rozpadające się jądro emituje cząstki naładowane. Przechodzą one przez detektory śladowe, dzięki którym można zrekonstruować ich tory. Detektory śladowe pracują w polu magnetycznym, tzn. tory przechodzących naładowanych cząstek są odchylane, tak że staje się możliwe zmierzenie owego ładunku. Po przejściu przez detektor śladowy cząstka wpada do detektora zwanego kalorymetrem. W detektorze tym wzbudza scyntylacje, która proporcjonalna jest do energii przez nią niesionej.

Przekrój przez detektor NEMO

Sygnaturą podwójnego rozpadu beta w detektorze jest obserwacja emisji z jednego punktu dwu cząstek o ładunku ujemnym, które utożsamiane są z elektronami. Pomiar energii zdeponowanej przez owe elektrony świadczy zaś o tym, czy rozpad, który nastąpił, był zwykłym podwójnym rozpadem (gdzie oprócz elektronów emitowane są dwa anty-neutrina), czy też rozpadem bezneutrinowym. Póki co detektor NEMO nie wykrył podwójnych bezneutrinowych rozpadów beta. Poszukiwania trwają.

Dwa tory elektronów w detektorze NEMO

Badanie prowadzone przez grupę NEMO i przez inne grupy poszukujące i przygotowujące się do poszukiwania podwójnego bezneutrinowego rozpadu beta stają się niezwykle istotne w świetle wyników eksperymentu Heidelberg-Moskwa. Eksperyment ten poszukiwał podwójnego bezneutrinowego rozpadu beta posługując się próbką 11 kg germanu. Po 13 latach zbierania i analizowania danych fizycy pracujący w tym eksperymencie ogłosili odkrycie owego zjawiska. Niestety ich wynik jest na granicy statystycznej znaczoności i istnieje prawdopodobieństwo, że jest on jedynie pewną przypadkową fluktuacją tła. Dlatego wynik ten nie jest rozstrzygający i kolejne eksperymenty o czułości większej niż osiągnięta w detektorze Heidelberg-Moskwa są konieczne.

Wynik eksperymentu Heidelberg-Moskwa