Odkrywanie neutrin

Witamy na stronie poświęconej fizyce neutrin. Neutrino jest cząstką elementarną o zerowym ładunku elektrycznym. Z innymi cząstkami materii oddziałuje tylko za pomocą tzw. oddziaływań słabych, najsłabszych oddziaływań (nie licząc grawitacji) występujących w przyrodzie. Dlatego przez 20 lat, od wprowadzenia owej cząstki do fizyki przez Wolfganga Pauliego, było ono obiektem teoretycznym, unikającym bezpośredniej detekcji. Ostatecznie neutrino wykryto doświadczalnie w latach 50-tych i od tamtej pory kolejne generacje eksperymentów fizycznych badają cechy owego obiektu.

Po co w ogóle zajmować się tak ulotną cząstką? Okazuje się, że neutrina towarzyszyły narodzinom Wszechświata, dają wgląd we wnętrze naszego Słońca i we wnętrze Ziemi, są pierwszymi cząstkami, które dostarczają nam informacji o fizyce leżącej poza ugruntowanym przez ostatnie 40 lat modelem mikroświata, tzw. Modelem Standardowym.

Powodów, dla których fizycy interesują się neutrinami, jest wiele. Niestety badanie własności owej cząstki jest niesłychanie trudnym zajęciem. Na niniejszych stronach pokażemy Ci, w jaki sposób koncepcja neutrina rodziła się, w jaki sposób dojrzewała i w jaki sposób neutrina bada się dzisiaj w wielu zaawansowanych eksperymentach rozrzuconych po całym globie ziemskim.

Trochę historii

Przed poznaniem głównego bohatera strony - neutrina, proponujemy Ci zapoznanie się z historią badań nad promieniowaniem jądrowym, a w szczególności nad promieniowaniem beta. Okaże się bowiem, że nasz główny bohater odgrywa w tym procesie podstawową rolę, która jednak przez wiele dziesięcioleci nie była znana. Niewiedza ta doprowadziła do licznych problemów z wyjaśnieniem procesu rozpadu beta, a niektórych fizyków (np. wielkiego Nielsa Bohra) doprowadziła nawet do zanegowania zasady zachowania energii...

Krótki wstęp

Świat składa się z atomów. Atomy są obiektami złożonymi z jądra atomowego i krążących wokół niego elektronów. Jądro natomiast składa się z neutronów (cząstek neutralnych elektrycznie) i protonów (cząstek o ładunku dodatnim). Protony i neutrony są również obiektami złożonymi składającymi się z kwarków i wiążących je gluonów. Kwarki i elektrony nie mają wewnętrznej struktury i są nazywane cząstkami fundamentalnymi. Dwie inne ważne cząstki fundamentalne to mion i taon - zwane również ciężkimi elektronami. Każda cząstka materii ma odpowiadającą sobie cząstkę antymaterii o tej samej masie, jednak przeciwnych cechach (np. ładunku). Na przykład anty-elektron (zwany pozytonem) ma ładunek dodatni.


Na stronach naszego serwisu przedstawimy historię okrycia i badania jednej z najdziwniejszych i najbardziej tajemniczych cząstek materii, neutrina. Zanim jednak wprowadzimy naszego głównego bohatera na scenę, trzeba opowiedzieć trochę o tle, na jakim główny bohater zagra. A tłem tym jest ogólna wiedza o świecie atomów i cząstek elementarnych, oglądana z dwu perspektyw - naukowca współczesnego i fizyka początku XX wieku, gdy koncepcja neutrina dopiero miała się narodzić.

Planetarny model atomu E. Rutherforda.Planetarny model atomu E. Rutherforda.

Na początek trochę wiedzy szkolnej. Świat składa się z atomów materii. Każdy z atomów złożony jest z jądra atomowego o ładunku dodatnim i z krążących wokół jądra elektronów (właściwie posługując się językiem współczesnego fizyka elektrony owe nie krążą wokół jądra, po prostu gdzieś tam wokół jądra są, jednak bez większego uszczerbku na poprawności możemy wyobrażać sobie elektrony jako krążące po orbitach kuleczki). Elektrony mają ładunek ujemny, sumarycznie równy ładunkowi jądra. Jądro atomowe znajduje się w centrum atomu i jest złożone z dwu rodzajów cząstek: neutronów i protonów. Protony obdarzone są elektrycznym ładunkiem dodatnim, zaś neutrony nie posiadają ładunku. Rodzaje atomów różnią się pomiędzy sobą właśnie ilością protonów, które zawierają ich jądra. Atom wodoru (najprostszy z atomów) ma jądro, którym jest pojedynczy proton. Atom helu natomiast posiada w swoim jądrze dwa protony, zaś atom uranu aż dziewięćdziesiąt dwa. Atomy tego samego pierwiastka mogą zawierać natomiast różną ilość neutronów, na przykład wodór występuje w trzech odmianach: bez, z jednym, lub z dwoma neutronami (najbardziej rozpowszechniona jest odmiana bez-neutronowa). Odmiany tego samego pierwiastka o różnej ilości neutronów nazywają się izotopami.

Jądro atomowe.Jądro atomowe.

Elektrony są cząstkami nie posiadającymi żadnej wewnętrznej struktury (do chwili obecnej takiej struktury nie odkryliśmy). Protony i neutrony zaś mają wewnętrzną strukturę i są obiektami złożonymi. W skład każdego protonu i neutronu wchodzą trzy cząstki - kwarki. Ogólnie w przyrodzie istnieje sześć różnych rodzajów kwarków (o nazwach: górny, dolny, dziwny, powabny, prawdziwy i piękny - ładne nazwy, prawda?). Większość z nich jednak nie wchodzi w skład materii, z którą mamy do czynienia każdego dnia. W skład zwykłej materii wchodzą jedynie kwarki: górny i dolny. I tak proton złożony jest z trzech kwarków: dwóch górnych i jednego dolnego, zaś neutron z dwóch dolnych i jednego górnego. Kwarki górne mają ładunek dodatni +2/3 ładunku protonu, zaś kwarki dolne ładunek ujemny -1/3 ładunku protonu. Oprócz kwarków protony i neutrony (nazywane wspólną nazwą nukleony) zawierają w swoim wnętrzu pewną liczbę cząstek o nazwie gluony. Gluony są cząstkami, które działają jak klej (glue to klej w języku angielskim). Ich zadaniem jest związanie ze sobą kwarków. Z zadania tego wywiązują się tak dobrze, że niemożliwe jest wyrwanie pojedynczego kwarku z wnętrza nukleonu, tzn. nie można uzyskać swobodnego, wolnego kwarku. Kwarki zawsze pozostają uwięzione wewnątrz nukleonów (bądź innych, o których jednak nie będziemy mówić, cząstek materii).

Wodór i hel.Wodór i hel.

Podsumujmy teraz nasz (dodajmy słowo "uproszczony") model mikroświata. Świat składa się z atomów, atomy zaś posiadają jądro atomowe i krążące wokół niego elektrony. Jądro atomowe złożone jest z dodatnich protonów i neutralnych neutronów. Obiekty te określamy wspólną nazwą - nukleony. W skład nukleonów wchodzą po trzy kwarki (dwóch typów) oraz gluony wiążące silnie owe kwarki. Kwarki, elektrony i gluony nie posiadają wewnętrznej struktury. Kwarkowa struktura protonu i neutronu.Kwarkowa struktura protonu i neutronu.

Aby nasz obraz nie był zbyt prosty, dodajmy do niego kilka dodatkowych szczegółów, które okażą się istotne w naszych poszukiwaniach neutrin. Elektron ma dwóch braci o nazwach mion oraz taon. Cząstki te posiadają wszystkie cechy elektronu prócz masy. Mion jest około dwustu razy cięższy od elektronu, zaś taon cięższy jest od mionu kolejne 20 razy. Obie cząstki nie występują w przyrodzie w sposób naturalny. Fizycy są jednak w stanie je wyprodukować zderzając znane cząstki (np. protony) przyśpieszone do dużych prędkości. W czasie takiego zderzenia w małej objętości kumulowana jest ogromna energia, a zgodnie z zasadą równoważności energii i masy (sławnym wzorem E=mc2) zgromadzona energia może zamienić się w masę nowych cząstek elementarnych, w tym mionów i taonów. Oba rodzaje cząstek żyją bardzo krótki czas i po ułamku sekundy rozpadają się na zwyczajne elektrony, no i ... Ale o tym procesie dowiesz się dopiero na następnych stronach naszego serwisu.

Zderzenie dwóch protonów - produkcja nowych cząstek.Zderzenie dwóch protonów - produkcja nowych cząstek.

Drugim szczegółem, który dodamy do naszego obrazu, jest istnienie antymaterii. Okazuje się, że każda cząstka materii ma odpowiadającą sobie antycząstkę. Antycząstki nie są, jak niektórym się wydaje, jakimiś wyjątkowo dziwnymi bytami. Mają one po prostu wszystkie liczby kwantowe (sic!) przeciwne do liczb kwantowych odpowiadających im cząstek. Aby zejść na ziemię, zastąpmy określenie "liczby kwantowe" słowem "cechy" i wszystko zaraz stanie się jasne. Na przykład znany nam elektron opisywany jest cechą o nazwie ładunek elektryczny i cecha ta przyjmuje dla niego wartość ujemną -1. Anty-elektron (nazywany również pozytonem) ma zgodnie z tym, co powiedzieliśmy, wszystkie cechy przeciwne, w tym również ładunek, tzn. obdarzony jest ładunkiem dodatnim o wartości +1. Proste, prawda? A co z masą anty-elektronu? Czy jest ona przeciwna do masy elektronu, czyli ujemna? Nie! Masy antycząstek są dokładnie takie same jak masy odpowiadających im cząstek materii. W momencie spotkania cząstki materii z odpowiadającą jej cząstką antymaterii następuje zamiana ich mas w energię. Proces ten nazywa się anihilacją. Wyzwolona energia może opuścić punkt spotkania w formie na przykład światła. Tor pozytonu.Tor pozytonu.

Ostatnią komplikacją, którą dodamy do naszego obrazu mikroświata, są oddziaływania. Znamy cztery rodzaje oddziaływań: grawitacyjne - które dotyczy wszystkich obiektów obdarzonych masą, elektromagnetyczne - które dotyczy obiektów obdarzonych ładunkiem elektrycznym, silne jądrowe - które wiąże ze sobą nukleony w jądrze atomowym oraz wiąże ze sobą kwarki wewnątrz nukleonów, słabe jądrowe - które jest odpowiedzialne za rozpady nietrwałych cząstek, w tym np. za rozpady beta, o których dowiesz się na kolejnej stronie. Oddziaływania są przenoszone również za pomocą cząstek, które nazywane są cząstkami oddziaływania. I tak oddziaływanie elektromagnetyczne przenoszone jest za pośrednictwem fotonów, silne jądrowe przy pomocy opisanych wcześniej gluonów, zaś słabe jądrowe (którym zajmiemy się później) przy pomocy bozonów pośredniczących. Sytuacja nie jest jednak aż tak prosta. Okazuje się bowiem, że mikroświat opisywany jest językiem dualizmu korpuskularno-falowego, tzn. oddziaływania mogą być opisane w języku cząstek pośredniczących, jak i w języku fal. Na przykład oddziaływania elektromagnetyczne opisuje się za pomocą fotonów i za pomocą fal elektromagnetycznych. W niektórych eksperymentach oddziaływania zachowują się jak cząstki, a w innych jak fale. Oddziaływania są więc zarówno cząstkami jak i falami. Dziwne? Tak, ale właśnie taka jest natura mikroświata opisywanego mechaniką kwantową. Zresztą okazuje się, że również zwykłe cząstki materii muszą być opisywane przy użyciu tych dwu języków - korpuskularnego i falowego. Przedstawiony powyżej obraz mikroświata to obraz, jaki powstał po przeszło stu latach badań cząstek elementarnych. Dalej możesz zobaczyć skróconą historię owych badań i lata, w których dokonywano najważniejszych odkryć. Na następnej stronie zaproponujemy Ci podróż w czasie do przełomu XIX i XX wieku, kiedy współczesna fizyka dopiero zaczynała raczkować.

Wybrane odkrycia z historii rozwoju fizyki cząstek

400 p.n.e. Koncepcja atomu Demokryt z Abdery
Aby dowiedzieć się więcej:
1804 Prawo masowe John Dalton
Aby dowiedzieć się więcej:
1869 Tablica okresowa Dmitrij Mendelejew
Aby dowiedzieć się więcej:
1894 Odkrycie elektronu John Thomson
Aby dowiedzieć się więcej:
1896 Promieniotwórczość Henri Becquerel
Aby dowiedzieć się więcej:
1905 Ruchy Browna Albert Einstein,
Marian Smoluchowski
Aby dowiedzieć się więcej:
1911 Planetarny model atomu Ernest Rutherford
Aby dowiedzieć się więcej:
1913 Model kwantowy atomu Niels Bohr
Aby dowiedzieć się więcej:
1928 Kwantowy opis cząstek elementarnych Paul Dirac
Aby dowiedzieć się więcej:
1932 Odkrycie pozytonu Carl Anderson
Aby dowiedzieć się więcej:
1932 Odkrycie neutronu James Chadwick
Aby dowiedzieć się więcej:
1935 Teoria oddziaływań silnych Hideki Yukawa
Aby dowiedzieć się więcej:
1938 Rozszczepienie jądra Otto Frisch,
Lisa Meitner
Aby dowiedzieć się więcej:
1938 Teoria syntezy jądrowa Hans Bethe
Aby dowiedzieć się więcej:
1942 Reaktor jądrowy Enrico Fermi
Aby dowiedzieć się więcej:
1956 Odkrycie neutrina Frederic Reines,
Clyde Cowan
Aby dowiedzieć się więcej:
1964 Model kwarkowy Murray Gell-Mann,
George Zweig
Aby dowiedzieć się więcej:
lata 60-te Model nukleonu Richard Feynman
Aby dowiedzieć się więcej:
1973 Współczesna teoria oddziaływań silnych Frank Wilczek,
David Gross,
David Politzer
Aby dowiedzieć się więcej:
1975 Odkrycie kwarku powabnego  
Aby dowiedzieć się więcej:
1979 Odkrycie gluonów  
Aby dowiedzieć się więcej:
1980 Odkrycie kwarku pięknego  
Aby dowiedzieć się więcej:
1983 Odkrycie bozonów pośredniczących  
Aby dowiedzieć się więcej:
1996 Odkrycie kwarku prawdziwego  
Aby dowiedzieć się więcej:
1998 Odkrycie oscylacji neutrin  
Aby dowiedzieć się więcej:
2007-9 Odkrycie cząstki Higgsa (?)  
Aby dowiedzieć się więcej:

Czy wiesz, że...

Ostatecznym potwierdzeniem istnienia atomów było wyjaśnienie zjawiska ruchów Browna (czyli chaotycznych ruchów drobin kurzu zawieszonych w płynie wywoływanych uderzeniami atomów płynu) przez Einsteina i Smoluchowskiego (polskiego fizyka) w 1905 roku. Pierwszy składnik atomu - elektron - został zaś odkryty dziesięć lat wczesniej przez Thomsona.


Więcej na ten temat:

› Przygoda z cząstkami
› Atom wspaniały świat
› wikipedia.pl
› wikipedia.org

Odkrycie promieniowania

Na przełomie XIX i XX wieku Henri Becquerel zaobserwował, iż substancje zawierające uran emitują promieniowanie zdolne zaciemnić płytę fotograficzną. Niedługo odkryte zostały kolejne pierwiastki emitujące promieniowanie: polon, rad i tor. Okazało się, że promieniowanie to ma trzy składowe nazwane alfa, beta i gamma. Promieniowanie alfa zostało zidentyfikowane jako jądra helu, beta jako elektrony, zaś gamma jako wysokoenergetyczne fale elektromagnetyczne. Okazało się również, że jądro emitujące promieniowanie beta lub alfa ulega przemianie w jądro innego rodzaju. Następuje jego rozpad.


Był rok 1896. Fizycy odkryli dopiero co promieniowanie rentgenowskie (zwane X). Odkrycie to, dokonane przypadkiem, wydało się wielu naukowcom wierzchołkiem góry lodowej. Zamierzali oni więc przebadać dokładnie różne zjawiska towarzyszące emisji promieniowania X. Jednym z takich zjawisk była fluorescencja (wysyłania przez niektóre ciała pobudzone naświetlaniem z zewnątrz własnego światła). Zjawiskiem tym zajął się Henri Becquerel.

Henri Becquerel w laboratorium.W swoim doświadczeniu Becquerel użył płyty fotograficznej owiniętej szczelnie dwoma nieprzepuszczającymi światła czarnymi arkuszami papieru. Na tak przygotowanej płycie położył substancję, która pobudzana światłem miała przejawiać zjawisko fluorescencji. Traf chciał, że ową substancją był kryształ siarczanu uranowo-potasowego (dziś uran kojarzy nam się z promieniowaniem, ale wtedy, przed odkryciem owego, pozostawał on zupełnie zwyczajnym minerałem). Układ poddawany był następnie wielogodzinnemu naświetlaniu promieniami słonecznymi. Becquerel zakładał, że w czasie fluorescencji kryształ siarczanu emitować będzie również promieniowanie X lub podobne do niego, które przeniknie przez czarny papier i spowoduje zaczernienie płyty fotograficznej. I udało się! Po zakończeniu doświadczenia i wywołaniu zdjęcia wyraźne zaczernienie było widoczne. Następnym krokiem była seria doświadczeń, w których naukowiec umieszczał różne przedmioty pomiędzy owiniętą płytą fotograficzną, a kryształem siarczanu. W ten sposób uzyskiwał on "zdjęcia" owych przedmiotów wykonane przy użyciu badanego promieniowania. Również i w tych doświadczeniach kryształy były pobudzane do fluorescencji światłem zewnętrznym.

Płyta po wywołaniu.Henri Becquerel chciał już powiadomić cały świat o odkryciu przez siebie "fluorescencyjnego promieniowania", jednak jego intuicja naukowca podpowiedziała mu, by sprawdził jeszcze jedną rzecz. Aby być pewnym, że to fluorescencja jest czynnikiem decydującym o wyniku doświadczenia, postanowił położyć płytę fotograficzną obok nieoświetlonego, a wiec nie wykazującego zjawiska fluorescencji kryształka siarczanu. Jakież było jego zdziwienie, gdy i tym razem wywołana płyta wykazywała wyraźne zaczernienie! Okazało się, że to nie fluorescencja, ale sam badany związek odpowiedzialny jest za powstanie dziwnego promieniowania, które przenikając przez papier powoduje zaczernienie płyty. Wkrótce Becquerel wykazał, że to uran zawarty w kryształku siarczanu jest źródłem owego efektu - inne substancje zawierające domieszki uranu powodowały zaczernienie, przy czym zupełnie nieistotne było, czy owe substancje miały zdolność fluorescencji, czy nie. Zjawisko to, nazwane promieniotwórczością, poruszyło ponownie świat naukowy. Badacze postawili sobie za cel odkrycie, czym jest owa tajemnicza promieniotwórczość i jakie ma ona cechy.

Maria Curie-Skłodowska z Piotrem w laboratorium.Dwa lata po odkryciu Becquerela Maria Skłodowska-Curie, wraz z mężem Piotrem, odkryła substancje, które są znacznie silniejszym źródłem promieniowania niż uran. Substancje te okazały się zawierać zupełnie nowe pierwiastki. Pierwsza z nich została nazwana radem, zaś druga na cześć ojczyzny Marii polonem.

Wkrótce naukowcy badający uran, rad, polon i odkryty niedługo później przez Ernesta Rutherforda (tak, tego samego, który kilka lat później zaproponował planetarny model atomu) tor zaobserwowali, iż promieniowanie nie ma natury jednorodnej i w przyrodzie występują trzy rodzaje promieniowania, nazwane: alfa, beta oraz gamma. Promieniowanie alfa jest najmniej przenikliwe i łatwo podlega absorpcji, mając trudności z przeniknięciem nawet przez cienką kartkę papieru. Drugi rodzaj, promieniowanie beta, z łatwością przeniknie nawet przez grubą gazetę, lecz centymetrowej grubości płyta aluminiowa stanowi dla niego przeszkodę nie do pokonania. Najbardziej przenikliwe promieniowanie gamma jest zatrzymywane dopiero przez dość grube warstwy ołowiu. Przenikliwość jednakże to nie jedyna cecha rozróżniająca trzy rodzaje promieniowania. Zapewne pamiętasz o tym, że obiekty obdarzone ładunkiem elektrycznym przechodząc przez obszar pola magnetycznego zakrzywiają tor swego ruchu, przy czym kierunek owego zakrzywienia jest różny w zależności od znaku ładunku. Otóż po przepuszczeniu promieniowania przez obszar pola magnetycznego okazało się, że promieniowanie typu alfa zakrzywiane jest w stronę, w którą zakrzywiane powinny być obiekty obdarzone ładunkiem dodatnim, promieniowanie beta w stronę przeciwną, zaś promieniowanie gamma nie jest zakrzywiane wcale. Wniosek - cząstki alfa, czymkolwiek by nie były, muszą nieść dodatni ładunek elektryczny, cząstki beta muszą nieść ujemny ładunek elektryczny, zaś promieniowanie gamma nie jest obdarzone ładunkiem elektrycznym.

Promieniowanie przechodzi przez materię.Promieniowanie przechodzi przez materię.

Na przełomie wieków fizycy mieli opanowaną umiejętność pomiaru stosunku ładunku do masy dla różnych cząstek materii. Robili to wykorzystując pole magnetyczne oraz pole elektryczne, które to pola wpływają na tor poruszających się w ich zasięgu naładowanych cząstek materii. Po odpowiednim wykorzystaniu obu pól oraz prostych przekształceniach wzorów z zakresu szkoły średniej (patrz tutaj) udaje się wyznaczyć ów stosunek. Po przeprowadzeniu doświadczenia okazało się, iż cząstka promieniowania alfa ma stosunek ładunku do masy dwa razy mniejszy niż cząstka zjonizowanego wodoru (zjonizowany wodór to jądro wodoru, a jądro wodoru to zwyczajny pojedynczy proton). Niedługo później w sąsiedztwie substancji promieniotwórczej odkryto cząstki helu. I wszystko ułożyło się w spójną całość. Okazuje się, że tajemnicze cząstki promieniowania alfa to nic innego jak jądra helu, które są cztery razy cięższe od jądra wodoru i obdarzone dwa razy większym ładunkiem (stąd stosunek ładunku do masy dwa razy mniejszy niż dla wodoru). Jądro substancji promieniotwórczej emituje jądro helu (cząstkę alfa). Po emisji jądro ma ładunek mniejszy o dwa ładunki protonu (dwa protony zostały wysłane wraz z jądrem helu). Jądro po emisji jest więc innego rodzaju niż przed emisją.

Zagięcie toru w zewnętrznym polu magnetycznym.Zagięcie toru w zewnętrznym polu magnetycznym.

Podobne badania przeprowadzono dla promieniowania beta. W tym wypadku okazało się, że stosunek ładunku do masy cząstki beta jest identyczny z owym stosunkiem wyznaczonym dla elektronu (który sam został odkryty zaledwie rok przed odkryciem promieniowania). Cząstka beta jest więc elektronem emitowanym przez jądro atomowe. W wyniku emisji jądro atomowe zwiększa swój ładunek o jeden (aby zgodnie z zasadą zachowania ładunku elektrycznego ładunek całego układu nowe jądro - elektron pozostał równy ładunkowi jądra sprzed rozpadu) i staje się jądrem innego rodzaju. Skąd w jądrze był elektron i w jaki sposób jądro zwiększa swój ładunek? Dziś już wiemy, że rozpad ten tak naprawdę jest przemianą jednego z neutronów siedzących w jądrze w elektron, proton i coś, o czym dowiesz się na kolejnych stronach tego serwisu... Elektron z rozpadu neutronu opuszcza jądro, zaś proton w nim zostaje zwiększając jego ładunek o jeden ładunek protonu.

Rozpad alfa Rozpad beta

Czymże jest jednak promieniowanie gamma? Przypomnijmy, że jest ono bardzo przenikliwe i nie jest obdarzone ładunkiem elektrycznym. Okazuje się, że w przeciwieństwie do promieniowania beta i alfa, gamma nie ma natury cząsteczki materii. Jest natomiast, podobnie jak zwykłe światło widzialne, promieniowaniem elektromagnetycznym. Jednak długość fal tego promieniowania jest znacznie mniejsza niż długość fal dla światła widzialnego.


Notki biograficzne: Becquerel || Skłodowska-Curie


Czy wiesz, że...

Oprócz promieniowania beta w przyrodzie istnieje również promieniowanie beta plus, gdzie zamiast emisji elektronu z jądra emitowany jest tzw. anty-elektron, cząstka do złudzenia przypominająca elektron, jednakże obdarzona ładunkiem dodatnim!


Więcej na ten temat:

› O promieniotwórczości
› Alfa, beta i gamma
› eduseek.pl
› Wiedza i Życie

Promieniowanie beta

Nowo odkryte promieniowanie było na początku XX wieku przedmiotem wielu badań. Między innymi próbowano wyznaczyć energię elektronów wchodzących w skład promieniowania beta. Istniały dwie konkurencyjne teorie. Pierwsza mówiła, że elektrony powstające w czasie rozpadu powinny za każdym razem mieć taką samą energię kinetyczną. Druga teoria mówiła, że energia elektronów powinna zmieniać się od rozpadu do rozpadu. Przy czym teoria ta wymagała istnienia jakiegoś czynnika, który odpowiadałby za owe różnice w energii. Niezwykle precyzyjne doświadczenia prowadzone w latach 20-tych pokazały, że energia rzeczywiście nie jest stała. Co było tym tajemniczym czynnikiem, nie było jasne...


W poprzednim paragrafie dowiedziałeś się, że jądro atomowe w wyniku rozpadu może emitować trzy różne rodzaje promieniowania - alfa, beta i gamma. Dowiedziałeś się również, że promieniowanie alfa to nic innego jak jądra helu (dwa protony + dwa neutrony), które wyrzuca z siebie rozpadające się jądro, promieniowanie beta to elektrony wyrzucane przez jądro, zaś promieniowanie gamma to fale elektromagnetyczne o bardzo niewielkiej długości. W tym paragrafie powiemy kilka dodatkowych słów na temat drugiego z owych rodzajów promieniowania. Bowiem to właśnie promieniowanie beta doprowadzi nas w końcu do bohatera owej witryny - neutrina.

Na początku XX wieku fizycy zaczęli systematyczne badania własności elektronów pochodzących z rozpadu beta jąder atomowych. Pierwszym i najważniejszym celem badań było wyznaczenie energii kinetycznej tych cząstek. Generalnie istniały dwie możliwości. Zgodnie z pierwszą z nich wszystkie elektrony emitowane w rozpadzie beta powinny mieć identyczne energie. Koncepcja ta była popierana przez większość ówczesnych naukowców, bo wydawała się najprostsza i przez to najbardziej elegancka. Zgodnie z drugą koncepcją emitowane elektrony powinny charakteryzować się różnymi energiami. Zgodnie z nią musiałby istnieć jakiś nieznany czynnik, który w chwili rozpadu ustalałby inną za każdym razem energię emitowanej cząstki beta. Oczywiście taki czynnik nie był na początku wieku znany, więc koncepcja ta była mało popularna. W fizyce jednak tak już jest, że prawdy nie ustala się przez głosowanie. Prawda ustalana jest w wyniku doświadczenia.

Spektrum energii dla dwu teorii opisujących rozpad beta

Doświadczenia takie zostały przeprowadzone w różnych laboratoriach. Ich zasada polegała na wpuszczaniu wiązki promieni beta w obszar jednorodnego, prostopadłego do kierunku ruchu cząstek pola magnetycznego. W polu magnetycznym tor naładowanych cząstek ulega zakrzywieniu. Zakrzywienie to jest tym większe im wolniej porusza się cząstka (mówiąc najogólniej cząstka naładowana w takim polu porusza się po torze, którym jest okrąg, im cząstka ma większą energię tym promień okręgu jest większy). Promień zakrzywienia można mierzyć przegradzając tor cząstek jakimś detektorem. Za detektor taki może służyć błona fotograficzna (ulega zaczernieniu pod wpływem uderzających w nią cząstek), bądź detektor oparty na zjawisku przebicia (na przykład licznik Geigera). Pomiary tą metodą nie dały jednak jednoznacznej odpowiedzi na pytanie. Wprawdzie zaobserwowane zostało, że elektrony mają ciągły rozkład energii, jednak rozkład ten mógł być przecież wynikiem wtórnych oddziaływań elektronów i wynikających stąd strat energii w czasie opuszczania materiału promieniotwórczego, a nie przejawem faktu, iż elektrony na początku, tuż po rozpadzie, miały różne energie. Zaobserwowane elektrony o energii większej traciłyby w czasie przechodzenia przez materię po prostu mniej energii niż elektrony, których zmierzona energia była mniejsza.

Pomiar energii cząstek naładowanych

Aby ostatecznie rozstrzygnąć problem energii elektronów beta w 1925 roku dwóch fizyków: Charles Drummond Ellis i William Wooster przeprowadziło niezwykle czułe doświadczenie. Doświadczenie polegało na zamknięciu grudki bizmutu (pierwiastka promieniotwórczego) wewnątrz bloku ołowianego. Bizmut w wyniku swojego rozpadu emitował cząstki beta, które trafiały do bloku ołowianego i tam były absorbowane. W wyniku absorpcji zwiększała się energia samego bloku, a więc rosła jego temperatura. I to właśnie ten wzrost temperatury (który był rzędu ułamków stopnia) był mierzony przez Ellisa i Woostera. Ostatecznie znając wzrost temperatury bloku, jego masę oraz ilość rozpadów, które nastąpiły w próbce (fizycy zmierzyli w oddzielnym doświadczeniu średnią ilość rozpadów na sekundę w wykorzystywanej przez siebie próbce bizmutu), można wyznaczyć energię emitowaną w jednym rozpadzie. Jeśli energia przypadająca na jeden rozpad jest zawsze taka sama, a mierzone wcześniej spektrum jest efektem wtórnym, wynikiem doświadczenia powinna być energia odpowiadająca maksymalnej energii obserwowanej w spektrum. Jeśli natomiast spektrum odpowiada początkowym energiom emitowanych cząstek, energia zmierzona w doświadczeniu powinna odpowiadać średniej wartości owego spektrum. Jaki był wynik eksperymentu? Okazało się, że zmierzona wartość jest w doskonałej zgodności ze średnią wartością otrzymaną ze spektrum, tzn. elektrony w rozpadzie beta nie są emitowane z jedną konkretną wartością energii, lecz ich energie z niewiadomych przyczyn zmieniają się od rozpadu do rozpadu!!! Jaki jest powód tego efektu? Cóż, fizycy w latach dwudziestych nie wiedzieli. Trzeba było kolejnych dziesięciu lat, aby odkryć odpowiedź. Na szczęście my nie musimy czekać dekady. Odpowiedź znajduje się kilka stron dalej. Zanim jednak ją podamy, przedstawimy jeszcze kilka efektów związanych z rozpadem beta, które nijak nie pasowały do obrazu mikroświata zbudowanego w pierwszym 20-leciu XX wieku.


Czy wiesz, że...

W rozpadzie alfa danego jądra atomowego cząstki helu opuszcząjących rozpadające się jądro mają takie same energie. Energie te są jednak różne dla różnych jąder atomowych. Mierząc energię cząstek alfa pochodzących z pewnej próbki można zidentyfikować substancje promieniotwórcze wchodzące w jej skład.


Więcej na ten temat:

› Zasady zachowania
› wikipedia.org
› physics_2000

Zasady zachowania

Po odkryciu, iż elektrony emitowane w rozpadzie beta nie charakteryzują się jedną konkretną energią, okazało się, że rozpad ten opisywany prostym modelem: jądro pierwotne zamienia się w jądro pochodne emitując elektron, nie jest zgodny z zasadą zachowania energii. Pojawił się też problem ze zmuszeniem elektronu, aby przed zajściem rozpadu pozostawał w jądrze atomowym. Ten ostatni problem został rozwiązany po wykryciu, iż w jądrze obok protonów znajdują się również neutrony, a rozpad beta polega na przemianie neutronu w proton. W czasie tej przemiany powstaje elektron, który wyrzucany jest z jądra. Niestety model taki nie tłumaczył problemu z zasadą zachowania energii.


Przyjrzymy się teraz rozpadom beta z innej strony. Ze strony zasad zachowania. Zasady zachowania są w fizyce fundamentem, na którym muszą opierać się wszystkie tworzone teorie. Oczywiście same zasady nie pozostają niezmienne, wciąż podlegają ewolucji i wciąż muszą być potwierdzane doświadczalnie, jednak są zawsze ważnymi drogowskazami rozwoju fizyki.

Chyba najważniejszymi i zarazem najstarszymi zasadami zachowania są zasady zachowania pędu i energii. Na początku XX wieku zasady te zostały przeformułowane w języku fizyki relatywistycznej opracowanej przez Alberta Einsteina. Najistotniejszą zmianą było dodanie do zasady zachowania energii członu odpowiadającego za energię spoczywającego obiektu. Obiekt taki ma energię daną sławnym równaniem E=mc2, gdzie m to masa, zaś c to prędkość światła. Energię spoczynkową trzeba uwzględniać rozpatrując procesy subatomowe, w tym rozpady jąder. Zazwyczaj bowiem całkowita masa produktów reakcji jest mniejsza niż całkowita masa jej substratów. Część energii spoczynkowej jest w takim procesie zamieniana w energię kinetyczną produktów oraz w energię fotonów (korpuskuł światła) powstających w czasie reakcji.

Kolejną ważną zasadą jest zasada zachowania ładunku elektrycznego. Okazuje się, że w przyrodzie ładunek elektryczny jest wielkością zachowaną, tzn. nie istnieje reakcja, która w czasie zachodzenia gubiłaby lub produkowała ładunek. W pierwszej chwili stwierdzenie takie może wydać się nieprawdziwe. W końcu jeśli spotkają się ze sobą proton i elektron, oba obiekty obdarzone niezerowym ładunkiem, powstanie atom wodoru, który jest elektrycznie obojętny. Jednak tak jak w przypadku pozostałych zasad zachowania i tutaj trzeba brać pod uwagę cały układ biorący udział w reakcji. Przed reakcją bowiem całkowity ładunek układu (protonu + elektronu) jest równy zeru, po reakcji, gdy powstanie atom wodoru, całkowity ładunek układu jest również równy zeru.

Trzecią ważną zasadą zachowania jest zasada zachowania momentu pędu. Moment pędu w rozumieniu klasycznym jest wielkością określającą jak trudno jest zatrzymać obracający się obiekt. Im większa prędkość obrotów oraz masa kręcącego się obiektu, tym oczywiście jest to trudniejsze. Jeśli kręcący się obiekt rozpadnie się na kilka mniejszych, ich wypadkowy moment pędu musi być identyczny z momentem pędu obiektu przed rozpadem. I znowu początek wieku XX zmodyfikował tę znaną od dawna zasadę zachowania. W 1925 roku George Uhlenbeck i Samuel Goudsmit odkryli spin elektronu. W 1927 roku David Dennison wprowadził pojęcie spinu dla protonu. Spin można wyobrażać sobie jako wirowanie cząstek względem pewnej osi. Cząstki obdarzone są więc pewnym własnym momentem pędu. Jest jednak istotna różnica z tym, co znamy z fizyki makroświata. Okazuje się, że wirowanie cząstek jest skwantowane, tzn. może przyjmować tylko konkretne wartości. Spin (wewnętrzny moment pędu) elektronu, protonu i neutronu może przyjmować jedynie jedną wartość oznaczaną 1/2. Wirowanie takiego obiektu może za to odbywać się w dwu kierunkach - zgodnym ze wskazówkami zegara oraz przeciwnym. Potocznie mówimy, że ma wartość spinu +1/2 lub -1/2 (stwierdzenie takie nie jest do końca poprawne, ale nam wystarczy). Inne stany, łącznie ze stanem w którym cząstka pozostaje w spoczynku i się nie kręci, nie są dozwolone! Przy rozpatrywaniu reakcji jądrowych i badaniu zasady zachowania momentu pędu trzeba uwzględniać spiny zarówno produktów jak i substratów.

Zobaczmy teraz jak działają powyższe zasady zachowania dla rozpadu beta.

Zasady zachowania energii

W rozpadzie beta jądro atomowe jednego rodzaju zamienia się w jądro innego rodzaju. Zgodnie z naszą wiedzą, zdobytą na tej stronie do tego momentu, w czasie rozpadu beta z jądra emitowany jest elektron. Jak proces ten wygląda pod względem zachowania energii? Jądro przed przemianą na ogół spoczywa. Całkowita energia początkowa układu równa się więc energii spoczynkowej owego jądra. Po rozpadzie jądro pochodne jest lżejsze od jądra pierwotnego, to znaczy, iż jego energia spoczynkowa jest mniejsza niż całkowita energia początkowa. Część brakującej energii odnajduje się w masie wyemitowanego elektronu. Po dodaniu energii spoczynkowej elektronu i powstałego jądra atomowego okazuje się jednak, że nadal energia ta jest mniejsza od energii początkowej. Jest to oczywiste, bowiem część energii początkowej została zamieniona w energię kinetyczną uciekającego elektronu (energia kinetyczna, jaką zabrało znacznie cięższe od elektronu jądro atomowe jest zaniedbywalnie mała, może być policzona dzięki użyciu innego prawa zachowania - prawa zachowania pędu). No dobrze, ale skoro są ustalone - masa jądra początkowego, masa jądra końcowego oraz masa elektronu, a więc wszystkie energie spoczynkowe pojawiające się w problemie, to energia zamieniana w energię kinetyczną musi być również ustalona. Powtórzmy to jeszcze raz. Energia spoczynkowa jądra początkowego zgodnie z zasadą zachowania energii odnajduje się w sumie energii spoczynkowej jądra końcowego, energii spoczynkowej elektronu i energii kinetycznej elektronu. Skoro pierwsze trzy są z góry ustalone, to i czwarta wielkość musi być stała. Tymczasem w wyniku doświadczenia okazało się, że energia elektronu pochodzącego z rozpadu beta nie jest stała i zmienia się od rozpadu do rozpadu! Model rozpadu beta zaproponowany przez nas: jądro pierwotne jądro -› pochodne + elektron, jest niezgodny z zasadą zachowania energii!!! Trzeba zmodyfikować model albo odrzucić zasadę zachowania energii...

Zasada zachowania energii w rozpadzie beta?

Zasady zachowania ładunku

W rozpadzie beta z jądra emitowany jest elektron o ładunku ujemnym. Jeśli jądro atomowe przed rozpadem zawierało Z protonów (czyli jego ładunek równy był Z ładunkom elementarnym), to po rozpadzie, aby zneutralizować wyemitowany elektron, ładunek jądra musi wynosić (Z+1) ładunków elementarnych, tzn. w jądrze na końcu reakcji musi znajdować się o jeden proton więcej niż przed reakcją. Skąd wziął się ten dodatkowy proton? W latach 30-tych XX wieku istniała teoria, mówiąca że w jądrze atomowym o ładunku +Z ładunków elementarnych mającym liczbę masową A, znajduje się A protonów oraz A-Z elektronów. Elektrony te neutralizują ładunek nadmiarowych protonów. Rozpad beta polegałby w takim modelu na wyrzuceniu jednego z owych konstytuentnych elektronów z jądra. W procesie tym w naturalny sposób jądro nabierałoby dodatkowego ładunku dodatniego i w równie naturalny sposób pojawiałby się na zewnątrz elektron. Niestety obliczenia dokonywane w ramach mechaniki kwantowej pokazywały, iż elektronu w żaden sposób nie da się utrzymać wewnątrz jądra atomowego, co stało w sprzeczności z powyższym modelem.

W 1932 James Chadwick dokonał odkrycia zupełnie nowej cząstki jądrowej - neutronu. Niedługo później Ettore Majorana zaproponował model jądra atomowego, które składałoby się z Z protonów i (A-Z) neutronów. W modelu takim nie były potrzebne elektrony wewnątrz jądra atomowego. Jednak jak wytłumaczyć w tym wypadku rozpad beta? Da się to zrobić zakładając, że jeden z neutronów w atomie w pewnym momencie zamienia się w proton. Aby w takiej reakcji ładunek był zachowany, dodatkowo musi pojawić się elektron obdarzony ładunkiem ujemnym. Wprowadzenie neutronów do jądra atomowego pozwala więc rozwiązać problem niemożności utrzymania elektronów w jego wnętrzu i jednocześnie podać nowy opis rozpadu beta. Model ten nie rozwiązuje jednak problemu z zasadą zachowania energii. Pojawia się też nowa niezgodność, o której powiemy za chwilę.

Zasada zachowania ładunku w rozpadzie beta

Czy wiesz, że...

Bliscy odkrycia neutronu byli Frederic i Irene Joliot-Curie (córka Marii). Doświadczenie, które przeprowadzili, polegało na bombardowaniu tarczy berylowej jądrami helu (cząstkami alfa). W wyniku bombardowania z tarczy uwalniane było promieniowanie pewnego rodzaju, które było bardzo przenikliwe i mogło wybijać protony z tarczy wodorowej umieszczonej nawet za grubą osłoną ołowianą. Promieniowanie to, jak się okazało, było właśnie neutronami. Niestety państwo Joliot-Curie nie zinterpretowali poprawnie wyniku doświadczenia.

Zasady zachowania momentu pędu

Na poprzedniej stronie przedstawiliśmy model rozpadu beta, zgodnie z którym rozpad ten polega na przemianie jednego z neutronów zawartych w jądrze atomowym w proton oraz elektron. Elektron następnie opuszcza jądro i jest rejestrowany jako promieniowanie beta. Powiedzieliśmy również, że neutron, proton oraz elektron mają wewnętrzne momenty pędu - spiny. Zgodnie z zasadą zachowania całkowity moment pędu układu (którym jest neutron) przed reakcją musi równać się całkowitemu momentowi pędu układu po reakcji (układem tym jest układ proton-elektron). Po reakcji mogą pojawić się trzy różne konfiguracje cząstek: proton i elektron wirujące w tym samym kierunku, który jest zgodny z ruchem wskazówek zegara (wtedy wypadkowy spin wynosi +1), wirujące w kierunku zgodnym, ale przeciwnie do ruchu wskazówek zegara (wtedy wypadkowy spin wynosi -1), oraz sytuacja, w której obie cząstki wirują w kierunkach przeciwnych (wypadkowy spin wynosi 0). W żadnej z powyższych możliwości całkowity moment pędu na końcu reakcji (całkowity spin) nie jest równy całkowitemu momentowi pędu przed reakcją. W naszym prostym modelu znów pojawia się problem. (Rozwiązanie tego problemu było możliwe przy pewnych szczególnych założeniach na gruncie modelu neutron - proton + elektron, jednak rozwiązanie to nie było szczególnie eleganckie i nie będziemy go tu prezentować.)

Zasada zachowania momentu pędu w rozpadzie beta

Czy wiesz, że...

Pojęcie spinu pojawia się w sposób naturalny w równaniu sformułowanym w 1928 przez Paula Diraca. Równanie to opisuje cząski elementarne łącząc język mechaniki kwantowej z językiem szczególnej teorii względności. Oprócz spinu z równania tego wynika konieczność istnienia antymaterii, która odkryta została kilka lat po jego sformułowaniu.

Odkrycie neutrin

Na poniższych stronach na scenę odkryć naukowych wkroczy neutrino. Obiekt przewidziany w pierwszej połowie XX wieku przez Wolfganga Pauliego doczekał się swojego doświadczalnego potwierdzenia dopiero dwadzieścia lat później. Eksperyment, który potwierdził istnienie owej ulotnej cząstki, został przeprowadzony przez Frederica Reinesa i Clyde'a Cowana. Niedługo nowe odkrycia, dokonane najpierw w laboratoriach Brookhaven, a następnie SLAC, skomplikowały obraz neutrina. Odkryto bowiem dwa nowe rodzaje neutrin. Zapraszamy do zapoznania się z opowieścią o gorącym, pełnym ekscytujących odkryć etapie rozwoju fizyki neutrin, gdy koncepcja neutrina rodziła się i dojrzewała.

Teoria neutrina

Na początku lat 30-tych Wolfgang Pauli zaproponował istnienie nowej cząstki materii. Cząstka ta emitowana byłaby razem z elektronem w czasie rozpadu beta neutronu. Nazwana została neutrinem. Jej pojawienie się w rozpadzie beta ratowałoby zasadę zachowania energii - rozpad byłby trzyciałowy, a nie dwu, jak zakładano wcześniej. Neutrino, zgodnie z przewidywaniami Pauliego, miało zerową lub bliską zeru masę i spin połówkowy (tak samo jak elektron). Wkrótce Enrico Fermi opisał rozpady beta równaniami matematycznymi i stwierdził, że neutrino wprowadzone przez Pauliego nie będzie praktycznie oddziaływać z materią. Teoria Fermiego, zwana teorią oddziaływań słabych, przetrwała bez konieczności zmian następne 20 lat.


W poprzednich rozdziałach dowiedziałeś się o odkryciu rozpadu beta jądra atomowego. W rozpadzie tym jądro atomowe wyrzuca z siebie elektron i zamienia się w inne jądro atomowe, które zawiera o jeden proton więcej w swoim wnętrzu. Powiedzieliśmy też, że na początku lat 30-tych naukowcy stworzyli model rozpadu beta, zgodnie z którym rozpad ten polega na przemianie jednego z neutronów zawartych w jądrze atomowym w proton oraz elektron. Zgodnie z tym modelem całkowity ładunek elektryczny układu jest zachowany. Niestety doświadczenie pokazało, że elektrony emitowane w rozpadzie beta nie mają jednej ustalonej energii, co nie mogło być wytłumaczone zgodnie z przyjętym powyżej modelem i zasadą zachowania energii. Albo więc zasada zachowania, sprawdzona w wielu eksperymentach przez kolejne pokolenia fizyków, była niewłaściwa w przypadku rozpadu beta, albo nasz model nie był słuszny.

Wolfgang Pauli

Na początku lat 30-tych pojawiło się błyskotliwe rozwiązanie wszystkich problemów związanych z rozpadem beta. Rozwiązanie to zostało zaproponowane przez Wolfganga Pauliego i polegało na dodaniu do modelu dodatkowej, neutralnej cząstki. Zgodnie z nowym modelem rozpad beta polegać miał na przemianie jądra pierwotnego w jądro pochodne, w czasie której następuje emisja elektronu oraz pewnej nowej cząstki (zwanej w dzisiejszej nomenklaturze anty-neutrinem, my jednak na razie cząstkę tę będziemy nazywać po prostu neutrinem). To proste rozwiązanie tłumaczy doskonale problem ciągłego spektrum energii elektronów. Teraz bowiem zasada zachowania energii mówi co następuje: energia spoczynkowa jądra rozpadającego się musi być równa sumie energii spoczynkowych jądra powstałego, elektronu i neutrina plus energia kinetyczna elektronu, plus energia kinetyczna neutrina (pomijamy tu znikomą energię kinetyczną, którą posiada na końcu reakcji jądro). Wszystkie energie spoczynkowe, jako że uzależnione tylko od masy danej cząstki, muszą być w rozpadzie stałe. Aby zasada zachowania energii pozostawała spełniona, stała musi być również suma energii kinetycznych powstałego neutrina i elektronu. W modelu tym nie ma jednak wymagania na stałość energii kinetycznej samego elektronu!!! Jeśli rejestrujemy elektron o mniejszej energii, to znaczy to, że więcej energii zostało uniesione przez neutrino, i odwrotnie - obserwując elektron o większej energii wiemy, że mniej energii zostało zabrane przez neutrino.

Rozpad neutronu na proton, elektron i neutrino

W modelu Pauliego można rozróżnić dwa przypadki graniczne. W pierwszym z nich powstaje elektron, który po zajściu reakcji pozostaje w spoczynku, czyli jego energia kinetyczna wynosi zero. W tym przypadku suma energii kinetycznych składa się z jednego niezerowego członu - członu odpowiadającego energii kinetycznej neutrina. W drugim skrajnym przypadku to neutrino po reakcji nie ma żadnej energii kinetycznej, a cała energia ruchu przenoszona jest przez uciekający elektron. W tym przypadku elektron obdarzony jest maksymalna dostępną dla przemiany energią. Jak powiedzieliśmy wcześniej, część energii w rozpadzie zamienia się w energię spoczynkową neutrina, a więc w jego masę. Masy tej nie znamy. Znając spektrum energetyczne elektronu możemy jednak ją wyznaczyć, zauważając fakt, że im neutrino lżejsze, tym więcej energii zamieniane jest na energię kinetyczną obu emitowanych cząstek. Rozpatrując skrajny przypadek, w którym cała energia kinetyczna jest zabierana przez elektron, można posługując się równaniem opisującym prawo zachowania energii wyznaczyć masę neutrina. Aby rozpatrzyć ów skrajny przypadek, konieczne jest zarejestrowanie najwyżej energetycznych elektronów pojawiających się w rozpadzie. Niestety pomiar taki nie jest prosty, gdyż elektrony pochodzące z obszaru odpowiadającego krańcowi spektrum pojawiają się w rozpadzie bardzo rzadko. Im bliżej krańca, tym rzadziej. Dodatkowo pojawia się komplikacja spowodowana oddziaływaniem elektrycznym pomiędzy jądrem a wyemitowanym elektronem. Próby bezpośredniego pomiaru masy neutrina były dokonywane wielokrotnie. Zaowocowały stwierdzeniem, że masa neutrina jest bardzo mała, a wręcz może być równa zeru! Jeśli byłaby to prawda i neutrino nie posiadałoby masy, to byłby to ewenement w świecie cząstek materii. Jako że problem masy neutrina jest obecnie jednym z najważniejszych zagadnień związanych z fizyką cząstek, poświęcimy mu osobny dział strony zatytułowany: "Masowe, czy nieważkie?".

Rozpad neutronu na proton, elektron i neutrino

Wprowadzenie neutrin do teorii rozwiązuje również drugi problem związany z rozpadem beta - problem łamania zasady zachowania momentu pędu. W obrazie Pauliego bowiem neutron rozpada się na trzy cząstki - proton, elektron i neutrino. Neutron, proton i elektron mają spin połówkowy. Logiczne było więc założenie, iż neutrino, jako cząstka materii, również powinno być obdarzone takim samym spinem (dziś dzięki pomiarom wiemy, że tak rzeczywiście jest). Po rozpadzie dysponujemy więc trzema cząstkami o spinie połówkowym i możemy kierunki ich wirowania poustawiać tak, aby wypadkowa wartość wirowania była równa wirowaniu neutronu przed rozpadem. Możemy na przykład mieć do czynienia z rozpadem, w którym neutron wirował zgodnie z kierunkiem wskazówek zegara, tak samo wirują po rozpadzie proton i elektron, neutrino zaś wiruje w stronę przeciwną. Okazało się, że wprowadzając dodatkową neutralną cząstkę do opisu rozpadu beta pozbywamy się problemu z zasadami zachowania, które na szczęście obowiązują i w tym procesie.

Mają masę, cze nie?

Jakie cechy ma neutrino wprowadzone przez Pauliego? Po pierwsze jest cząstką neutralną (musi tak być, aby zasada zachowania ładunku w rozpadach beta była spełniona). Jako cząstka neutralna nie oddziałuje elektromagnetycznie z otoczeniem. Po drugie ma spin połówkowy (o czym powiedzieliśmy wyżej). Po trzecie ma masę bardzo bliską zeru. Po czwarte nie oddziałuje z materią jądrową za pośrednictwem sił silnych jądrowych (w innym przypadku nie mogłaby tak łatwo opuścić w czasie rozpadu beta jądra atomowego). Jeśli więc nie oddziałuje ani elektrycznie, ani silnie z materią, to czy w ogóle może mieć jakikolwiek wpływ na otoczenie? Okazuje się, że wpływ taki może mieć. Samo powstanie neutrina w czasie rozpadu jest już wywarciem pewnego wpływu. Pojęcie wywoływania wpływu można utożsamić z pojęciem oddziaływania. A skoro nie jest to oddziaływanie elektromagnetyczne ani też silne jądrowe, musi to być jakiś nowy rodzaj oddziaływania. Rozumowanie to doprowadziło nas do wprowadzenia pojęcia oddziaływania słabego, które póki co będzie przez nas rozumiane jako oddziaływanie pomiędzy neutrinem a innymi cząstkami materii (choć okazuje się, że wszystkie cząstki materii mogą ze sobą oddziaływać za pomocą tego oddziaływania).


Czy wiesz, że...

Wolfgang Pauli wprowadzając neutrina do fizyki oryginalnie nazwał je neutronami. Niedługo po postawieniu hipotezy przez Pauliego James Chadwick odkrył neutralne składniki jądra atomowego o masie porównywalnej z masą protonów. To one właśnie przejęły nazwę zaproponowaną przez Pauliego. Nazwa neutrina pojawiła się niedługo później...


Więcej na ten temat:

› Zasady zachowania
› Odkrycie neutrina

Odkrycie neutrina

W latach 40-tych skonstruowano pierwszy reaktor jądrowy. Okazało się, że procesy w nim zachodzące są wyjątkowo wydajnym źródłem anty-neutrin. W 1954 roku dwu amerykańskich fizyków Frederic Reines i Clyde Cowan postanowiło wykorzystać reaktor do przeprowadzenia pierwszej bezpośredniej obserwacji neutrin. Eksperyment, który przygotowali, bazował na tzw. odwrotnej przemianie beta, w której lecące anty-neutrino oddziałuje z protonem ośrodka produkując neutron i anty-elektron. Anty-elektron oddziałuje z jednym z elektronów zawartych w detektorze i w procesie anihilacji daje błysk światła. Neutron natomiast jest wyłapywany przez jądro atomowe ośrodka. W tym procesie również powstaje błysk światła. Reines i Cowan poszukiwali właśnie takich dwukrotnych rozbłysków. Eksperyment zakończył się sukcesem, efekty związane z oddziaływaniem anty-neutrina zostały zaobserwowane.


Na poprzedniej stronie wprowadziliśmy do teorii opisującej rozpad beta nową cząstkę - neutrino. Każda teoria w fizyce wymaga jednak eksperymentalnego potwierdzenia. Jak potwierdzić istnienie neutrina? Wydaje się to być bardzo trudne, jeśli nie niemożliwe. Przecież raz stworzone w czasie rozpadu neutrino nie będzie oddziaływać elektromagnetycznie ani silnie jądrowo z materią detektora. Przy próbie detekcji neutrina trzeba zdać się na owo tajemnicze oddziaływanie słabe. Należy zadać pytanie, czy skoro neutrino rodzi się dzięki temu oddziaływaniu, to czy nie może ono wpływać na otaczającą je materię również za pośrednictwem tegoż oddziaływania? Pytanie takie zadali Hans Bethe i Rudolf Peierls w połowie lat 30-tych. Odpowiedzią zaś był tzw. odwrotny rozpad beta. W chemii często mamy do czynienia z reakcjami odwracalnymi, w których substraty możemy zastąpić produktami, a produkty substratami. W świecie cząstek powinien być możliwy podobny mechanizm. Skoro zachodzi rozpad beta, w którym neutron zamienia się w proton, elektron i neutrino, to być może możliwy jest proces odwrotny, w którym lecące neutrino oddziałuje z protonem zawartym w jądrze atomu, a w wyniku oddziaływania powstaje neutron oraz pozyton (anty-elektron), który opuszcza jądro atomowe. Proces ten spełniał wszystkie znane zasady zachowania, więc nie ma powodów, aby nie zachodził!

Rozpad beta i odwrotny rozpad beta

Mniej więcej w tym samym czasie, co rozważania Bethego i Peierlsa, Enrico Fermi, posługując się relatywistyczną mechaniką kwantową jako fundamentem, zapisał równania, które pozwalały na przewidywanie własności reakcji wywołanych oddziaływaniem słabym. Równania te, pomimo że oparte na dość ogólnych rozważaniach, które nie wnikały w naturę oddziaływania słabego, pozwalały dokładnie odtworzyć spektrum elektronów produkowanych w rozpadzie beta. Ponadto równanie można było zastosować do reakcji odwrotnego rozpadu beta i przewidzieć w ten sposób prawdopodobieństwo jego zajścia. Okazało się, że jest ono wyjątkowo małe. Neutrino powstające w procesie rozpadu beta może przeniknąć przez zbiornik wodny o długości około 1000 lat świetlnych, zanim zostanie zaabsorbowane w odwrotnym rozpadzie beta!!! W latach 30-tych eksperyment, w którym udałoby się wykryć odwrotny rozpad beta, wydawał się nie do przeprowadzenia. Pauli zaczynał żałować, że wprowadził do fizyki obiekt, którego najprawdopodobniej nigdy nie uda się wykryć...

Na szczęście w fizyce okres "nigdy" trwa zazwyczaj nie dłużej niż 20 lat. W tym wypadku było podobnie.

Pierwszy reaktor nuklearny zbudowany w Chicago w 1942 roku

II wojna światowa dla większości fizyków pracujących w USA minęła na pracy nad rozszczepieniem uranu. Najpierw w 1942 roku uruchomiono pierwszy reaktor jądrowy na uniwersytecie w Chicago, później w 1945 skonstruowano pierwszą bombę jądrową. Nowe pokolenie fizyków wychowane na projekcie Manhattan po zakończeniu wojny szukało dla siebie nowej pracy, pracy, w której wykorzystają zdobyte przez siebie wojenne doświadczenie i jednocześnie przysłużą się rozwojowi, a nie zagładzie ludzkości. Wśród tych fizyków był Fred Reines i Clyde Cowan. Ich współpraca zaowocować miała odkryciem poltergeista cząstek elementarnych - neutrina. Uczeni ci zdali sobie sprawę, że produkty powstające w czasie procesu rozszczepienia uranu są wyjątkowo wydajnym źródłem neutrin, rozpadają się bowiem bardzo szybko w procesach beta. Źródło to jest o wiele rzędów wielkości wydajniejsze niż naturalne izotopy promieniotwórcze, którymi dysponowali naukowcy w latach 30-tych. Bomba atomowa lub reaktor jądrowy o dużej mocy wydawały się wręcz idealnymi narzędziami, które mogły posłużyć do wykrycia neutrin. Reines i Cowan po długich rozważaniach i wstępnych pomiarach, które dawały dwuznaczny wynik, postanowili posłużyć się reaktorem w Savannah River w Południowej Karolinie jako źródłem neutrin. Detekcja ich miała natomiast opierać się na obserwacji przewidzianego 20 lat wcześniej odwrotnego rozpadu beta. Był rok 1955...

Reines i Cowan przy swoim pierwszym detektorze

Jak zarejestrować odwrotny rozpad beta? Przypomnijmy, że w procesie tym neutrino oddziałuje z protonem zamieniając go w neutron, przy czym następuje jednoczesna produkcja pozytonu (anty-elektronu). Jeśli reakcja zachodzi w ośrodku materialnym, a nie w próżni, to pozyton opuszczający obszar reakcji napotyka dość szybko na któryś z elektronów ośrodka. Następuje anihilacja. W czasie anihilacji para cząstka - anty-cząstka zamieniana jest na dwie cząstki światła (fotony), które biegną w kierunkach niemalże przeciwnych. Podstawową oznaką zajścia odwrotnego procesu beta jest więc pojawienie się dwóch rozbiegających się fotonów (błysków światła). Reines i Cowan w swoim doświadczeniu postanowili skorzystać ze zbiornika (a właściwie kilku) wypełnionego wodą. Odwrotny proces beta polegałby więc na zamianie jednego z protonów zawartych w wodzie na neutron. Neutron taki w wyniku oddziaływania zyskiwałby pewną energię kinetyczną i mógłby swobodnie poruszać się w ośrodku. Swoboda ta byłaby ograniczona jednak poprzez atomy ośrodka, z którymi zderzałby się w czasie ruchu, zmniejszając za każdym zderzeniem swoją energię. W końcu neutron stałby się bardzo powolny. A powolne neutrony mają tendencję do bycia absorbowanymi przez jądra atomów ośrodka. W wyniku absorpcji powstaje nowe jądro atomowe, które zazwyczaj jest w tzw. stanie wzbudzonym, czyli zawiera pewną dodatkową porcję energii, która jest emitowana z jądra w postaci cząstek światła (fotonów promieniowania gamma). Reines i Cowan dodali do wody chlorek kadmu, który zapewniał wydajną absorpcję neutronów. Obliczyli, że od momentu zajścia odwrotnej reakcji beta do momentu spowolnienia uwolnionego neutronu, jego absorpcji i emisji fotonów gamma przez powstałe jądro mija okres około 15 mikrosekund. W wyniku reakcji pojawiałyby się dwa fotony rozbiegające się w przeciwnych kierunkach pochodzące z anihilacji pozytonu oraz po upływie około 15 mikrosekund dodatkowe fotony wytworzone w procesie wychwytu neutronu przez jądro atomowe. Aby odkryć neutrina, trzeba więc zarejestrować fotony pojawiające się w wyniku reakcji. Aby to zrobić, zbiorniki wodne zostały otoczone detektorami zbudowanymi z substancji scyntylacyjnej. W wyniku przejścia przez nie wysokoenergetycznych fotonów powstałych w wodzie substancja ta zaczynała świecić. Świecenie było rejestrowane przez zestaw fotopowielaczy umieszczonych na jej brzegach.

Zasada eksperymentu Reinesa i Cowana

Tak przygotowany detektor został umieszczony około 10 metrów od rdzenia reaktora, od którego oddzielała go osłona zatrzymująca wszystkie cząstki materii prócz nieuchwytnych neutrin. Dodatkowo nad detektorem znajdowała się specjalna kilkunastometrowa osłona redukująca wpływ promieniowania kosmicznego, które stanowić mogło istotne tło dla badanego procesu. Eksperyment trwał ponad rok, po którym Frederic Reines i Clyde Cowan oznajmili, że ponad wszelką wątpliwość zaobserwowali błyski światła odpowiadające odwrotnemu procesowi beta, który musiał być indukowany przez neutrina pochodzące z reaktora. Cząstka, której istnienie zostało zapostulowane 20 lat wcześniej przez Wolfganga Pauliego, ostatecznie została odnaleziona.

Eksperyment Reinesa i Cowana

Przypomnijmy tu jeszcze raz konwencję, której się trzymamy - w wyniku rozpadu beta zgodnie z dzisiejszą nomenklaturą powstaje cząstka zwana anty-neutrinem. Również anty-neutrino zostało tak naprawdę zaobserwowane przez Reinesa i Cowana. Jednak w momencie dokonywania odkrycia cząstkę tę nazywano po prostu neutrinem. Jako że nie omówiliśmy jeszcze sposobu odróżnienia neutrina od anty-neutrina, póki co określamy oba te obiekty nazwą "neutrino".

Sprawa mionu

Do górnych warstw atmosfery ziemskiej dochodzi tzw. promieniowanie kosmiczne. Promieniowanie to jest poruszającymi się z olbrzymimi prędkościami cząstkami elementarnymi i jądrami atomowymi pochodzącymi z przestrzeni kosmicznej. Cząstki te oddziałują z atmosferą powodując pojawianie się tzw. cząstek wtórnych. Wśród owych cząstek wtórnych fizycy w latach 30 i 40-stych odkryli liczne nowe, nieznane wcześniej cząstki materii - m.in. anty-elektrony, miony i piony. Mion to cząstka bardzo podobna do elektronu, ale znacznie od niego cięższa. Jest nietrwała, po krótkiej chwili rozpada się na elektron oraz dwa neutralne obiekty, które zostały zidentyfikowane jako neutrina. Pion, który jest ważnym obiektem biorącym udział w wiązaniu neutronów i protonów w jądrze atomowym, również jest nietrwały. Rozpada on się na mion oraz jedno neutrino.


Wróćmy jeszcze na początek wieku XX-tego, do czasów, gdy naukowcy dopiero zaczynali badać promieniotwórczość. W 1910 roku pewien niemiecki jezuita - ojciec Theodore Wulf - postanowił zmierzyć promieniotwórczość naturalną Ziemi. W tym celu dokonywał pomiaru w różnych odległościach od jej powierzchni. Wulf postanowił wejść na szczyt Wieży Eiffela. Logicznym założeniem było, iż w miarę oddalania się od powierzchni mierzona intensywność promieniowania powinna maleć. Jakież było jego zdziwienie, gdy okazało się, że na szczycie budowli detektor wskazuje wyższą wartość promieniowania niż u jej podstawy. Rok później Victor Hess wykonał podobne pomiary używając balonu wypełnionego detektorami. Ponad wszelką wątpliwość poziom promieniowania rósł wraz z wysokością. Dziś, po stu latach badania tego zjawiska, wiemy, że promieniowanie to powstaje w wyniku zderzeń przylatujących z przestrzeni kosmicznej wysokoenergetycznych cząstek z jądrami atmosfery. Jądra w wyniku zderzenia mogą być rozbijane, a produkty powstające w wyniku rozbicia mogą zderzać się z kolejnymi jądrami. Rozwija się kaskada cząstek wtórnych biegnąca przez atmosferę. Oprócz rozbicia jąder atomowych w wyniku zderzenia i kumulacji dużej energii w małym obszarze przestrzeni mogą wytworzyć się nowe cząstki elementarne (gdyż energia jest związana z masą zgodnie z równaniem Einsteina E=mc2). W latach 30-tych fizycy zaczęli systematyczne studia owych produktów w celu odnalezienia nowych, nieznanych wcześniej fizyce cząstek elementarnych. W ten sposób dokonano pierwszej obserwacji pozytonu (anty-elektronu) oraz...

Promieniowanie kosmiczne produkujące nowe cząstki w atmosferze

W 1937 roku Carl Anderson i Seth Neddermayer zaobserwowali w zbudowanym przez siebie detektorze ślady cząstek, które przenikały przez ośrodek znacznie łatwiej niż elektrony czy protony. Jednocześnie były obiektami przenoszącymi ładunek elektryczny. Wykazano również, że w czasie przechodzenia przez materię cząstki owe zachowuje się identycznie jak elektron, który jednak obdarzony byłby znacznie większą masą. Jeszcze w tym samym roku Jabez Street i Edward Stevenson oszacowali masę owego obiektu, która okazała się być około 200 razy większa od masy elektronu. Cząstka została nazwana mionem. Wkrótce zaobserwowano rozpady owej cząstki, w wyniku których powstają elektrony.

Rozpad mionu

W 1947 roku Donald Perkins odkrył kolejną nową cząstkę pojawiającą się wśród cząstek kaskady przechodzącej przez atmosferę. Cząstka ta została nazwana pionem. Okazuje się, że spełnia ona bardzo ważna role w procesie scalania protonów i neutronów w jądrze atomowym. Jednak nie ta rola będzie dla nas interesująca. Cechą, która spowodowała, że pion zagościł na niniejszej stronie, jest fakt, iż jest on nieznacznie cięższy od mionu i może się na niego rozpaść.

Rozpad pionu

Mamy więc następujący łańcuch rozpadu: pion rozpada się na mion, który następnie rozpada się na elektron. W obu tych rozpadach oczywiście, jak wszędzie w przyrodzie, powinny obowiązywać prawa zachowania. W szczególności powinien być zachowany pęd i energia. Niestety w obu rozpadach opisanych powyższym łańcuchem wielkości te nie są zachowane! Może więc oprócz cząstek naładowanych w rozpadach pojawiają się także nierejestrowane cząstki neutralne, neutrina. Ale ile jest tych neutrin w każdym z powyższych rozpadów? Czy na przykład pion rozpada się na mion i jedno neutrino, czy może na dwa neutrina? A jak to jest z rozpadem mionu na elektron?

Rozpad pionu

No właśnie, aby odpowiedzieć na pytanie o ilość neutralnych cząstek powstających w rozpadzie, należy znów odwołać się do zasady zachowania energii (wspartej zasadą zachowania pędu). Otóż okazuje się, że jeśli rozpad jest jedynie na dwa ciała, to uwzględniając poprawkę na pęd i energię obiektu rozpadającego się (lub jak kto woli - przechodząc do układu odniesienia, w którym ten obiekt spoczywa) powinniśmy mierzyć w każdym rozpadzie taką samą wartość energii niesioną przez naładowany produkt rozpadu. Innymi słowy, jeśli pion rozpada się na mion i tylko jedno neutrino, to energia mionu powinna być ustalona. Podobnie jeśli mion rozpada się na elektron i tylko jedno neutrino, to energia elektronu powinna być ustalona. Jeśli natomiast w wyniku rozpadu otrzymujemy więcej niż jedno neutrino, to energia naładowanego produktu (mionu lub elektronu) nie będzie ustalona (zupełnie jak przy rozpadach beta, prawda?). I rzeczywiście, okazało się, że energia mionu jest ustalona, a energia elektronu nie! Naukowcy założyli więc, że pion rozpada się na mion oraz jedno neutrino, zaś mion rozpada się na elektron oraz dwa neutrina.

Energia anty-elektronu pochodzącego z rozpadu anty-mionu

Czy jednak neutrina powstające w rozpadach pionu i mionu są identyczne, i czy są identyczne z tymi powstającymi w rozpadach beta neutronu? W latach 50-tych pojawiła się teoria, że neutrina te są różne. Teoria ta oparta była na tzw. problemie z rozpadem fotonowym. Otóż Bruno Pontecorvo, były współpracownik Fermiego, próbował wykryć rozpad mionu na elektron oraz foton. Rozpad taki był dozwolony przez wszystkie prawa zachowania znane w owym czasie. Powinien więc zachodzić. I to zgodnie z przewidywaniami teoretyków powinien występować znacznie częściej niż rozpad mionu na elektron i neutrina. Tymczasem Pontecorvo po długich, bezowocnych poszukiwaniach stwierdził, że rozpad taki, jeśli w ogóle występuje, musi być niezwykle rzadki. Ta niezgodność pomiędzy teorią i doświadczeniem daje się wytłumaczyć, jeśli zapostuluje się istnienie nowego prawa zachowania. Załóżmy, że w przyrodzie obecne są nowe wielkości, które nazwiemy mionowatością oraz elektronowatością. Załóżmy ponadto, że obie te wielkości są zachowane. Zdefiniujmy je następnie przypisując określoną mionowatość i elektronowatość mionowi i elektronowi. I tak mion ma mionowatość równą 1, zaś elektronowatość równą 0. Elektron zaś ma elektronowatość równą 1, zaś mionowatość równą 0. Antycząstki zaś, zgodnie z definicją antycząstek wprowadzoną wcześniej, mają cechy przeciwne do swych odpowiedników w świecie cząstek. I tak anty-mion ma mionowatość równą -1, a anty-elektron elektronowatość równą -1. Zobaczmy jak działają nasze nowo wprowadzone prawa zachowania na prostym przykładzie. Jeśli mamy układ składający się z elektronu i anty-elektronu, to całkowita elektronowatość wynosi 0. Elektron może z anty-elektronem wejść w proces anihilacji, którego efektem jest zamiana obu cząstek w błyski światła (fotony). Oczywiście światło nie ma takiej cechy jak elektronowatość, lub mówiąc inaczej cecha ta przyjmuje dla niego wartość 0. Przed reakcją elektronowatość systemu była 0 i po reakcji równa się ona 0. Podobnie można rozpatrywać anihilacje mionu i anty-mionu. Wprowadźmy teraz określenia stosowane przez fizyków. Fizycy nie mówią elektronowatość, ale "liczba elektronowa", podobnie nie mówią mionowatość, ale "liczba mionowa". I zgodnie z tym, co powiedzieliśmy, obie te liczby są w przyrodzie zachowane.

Niewystępujący rozpad mionu

Każda teoria jest tak dobra, jak mocne i sprawdzalne są jej przewidywania. Co przewiduje teoria liczb elektronowej i mionowej? Otóż przewiduje ona na przykład fakt, że lecący foton (cząstka światła) może zamienić się w parę elektron i anty-elektron. Nie jest zaś możliwa przemiana fotonu w parę elektron i anty-mion. W obu przypadkach na początku liczba elektronowa i mionowa równa się zero, jednak tylko w pierwszym końcowe liczby pozostają zerowe. W drugim przypadku liczba elektronowa wynosi +1 (mamy jeden elektron), natomiast liczba mionowa wynosi -1 (mamy jeden anty-mion). I rzeczywiście pierwsza z opisanych przemian jest obserwowana, zaś drugiej do tej pory nikomu nie udało się znaleźć. Wprowadzenie liczb elektronowej i mionowej wydaje się uzasadnione. A jak to jest z neutrinami?

Neutrino mionowe

Aby wyjaśnić dlaczego mion nie może rozpadać się na elektron i kwant światła (foton), wprowadzona została zasada zachowania liczby elektronowej i mionowej. Mion obdarzony został liczbą mionową +1 i mógł się rozpaść tylko w taki sposób, że sumaryczna liczba mionowa produktów rozpadu również musiała być równa jedności. Okazało się, że jedno z neutrin powstające w rozpadzie jest obdarzone ową jednostkową liczbą mionową. Zgodnie z tą teorią elektron powinien być natomiast obdarzony dodatnią liczbą elektronową, a drugie z neutrin (a właściwie anty-neutrino) pojawiające się w rozpadzie mionu powinno przenosić liczbę elektronową równą -1. W takim wypadku rozpad mionu nie generuje liczby elektronowej (elektron i anty-neutrino w sumie dają zerową liczbę elektronową), zaś liczba mionowa jest zachowana. Okazuje się, że inne rozpady, w których biorą udział neutrina, również wymagają wprowadzenia owych liczb. Neutrina przenoszące liczbę mionową nazwano neutrinami mionowymi, zaś elektronową, elektronowymi. W latach 60-tych przeprowadzono eksperymentalne potwierdzenie istnienia dwu rodzajów neutrin.


Na poprzedniej stronie powiedzieliśmy, że istnieją w przyrodzie dwie nowe zachowane w oddziaływaniach cząstek wielkości - liczba elektronowa i liczba mionowa. Pierwsza z nich wynosi +1 dla elektronu, zaś druga +1 dla mionu. Dla anty-cząstek liczby te są przeciwne. Pokazaliśmy również przykład reakcji, która jest zabroniona ze względu na zachowanie owych liczb. Reakcja ta rzeczywiście okazuje się nie występować w przyrodzie. Teraz omówmy rozpady beta, rozpady pionów i rozpady mionów w świetle owych zachowanych wielkości.

Liczby leptonowe

W rozpadzie beta neutron zmienia się w proton, elektron i neutrino. Logiczne będzie przyjęcie, że neutron nie jest obdarzony różną od zera liczbą elektronową. Podobnie przyjmiemy, że proton nie przenosi owych liczb. Jeśli więc na początku reakcji liczba elektronowa wynosi zero (mamy tylko neutron), na końcu zaś mamy elektron o liczbie +1, to wydaje się, że proces łamie zasadę zachowania liczby elektronowej, chyba że... No właśnie, chyba że założymy, iż neutrino powstające w rozpadzie beta jest obdarzone elektronową liczbą równą -1. Wtedy +1 plus -1 daje nam 0.

Rozpad beta i liczby leptonowe

Jak to jest w rozpadzie pionu? Przypomnijmy, że pion rozpada się na mion i neutrino. Jeśli przyjąć, że pion obdarzony jest liczbą elektronową i mionową równą zero, a na końcu mamy do czynienia z liczbą mionową równą +1 (mamy mion), to neutrino powstające w rozpadzie musi być obdarzone liczbą mionową -1. W tym wypadku neutrino to musi oczywiście posiadać liczbę elektronową równą 0.

Rozpad pionu i liczby leptonowe

Popatrzmy teraz na rozpad mionu. Jak powiedzieliśmy, mion rozpada się na elektron i dwa neutrina. Mion posiada liczbę mionową równą +1. Liczba elektronowa dla mionu jest 0. Elektron natomiast ma liczbę mionową równą 0, zaś elektronową +1. Aby spełnione były prawa zachowania obu liczb, powstające w procesie neutrina muszą unosić ze sobą liczbę elektronową równą -1 oraz liczbę mionową równą +1. Skoro w reakcji powstają dwa neutrina, to logicznym założeniem jest stwierdzenie, iż jedno z tych neutrin obdarzone jest liczbą elektronową -1 (identyczne neutrino powstaje w rozpadzie beta), a drugie obdarzone jest liczbą mionową równą +1.

Rozpad mionu i liczby leptonowe

Podsumujmy nasze rozumowanie. Aby liczba elektronowa i mionowa pozostawały zachowane w rozpadach z udziałem neutrin, neutrina muszą być obdarzone niezerowymi wartościami tych liczb. W rozpadzie beta pojawia się neutrino o liczbie elektronowej równej -1, zaś w rozpadzie pionu neutrino o liczbie mionowej równej -1. Przy rozpadzie mionu zaś mamy do czynienia z dwoma neutrinami, jednym o liczbie elektronowej -1, zaś drugim o liczbie mionowej +1. Mamy więc dwa różne obiekty, dwa różne neutrina. Jedno o niezerowej liczbie elektronowej, drugie zaś o niezerowej liczbie mionowej. Pierwsze z tych neutrin nazwane zostało neutrinem elektronowym (gdyż przenosi "elektronowatość"), zaś drugie neutrinem mionowym (bo przenosi "mionowatość"). Ponadto neutrina danego rodzaju mogą występować w dwu postaciach - jako cząstka i jako anty-cząstka. Neutrinu mionowemu przypisujemy liczbę mionową +1, anty-neutrinu mionowemu odpowiada zaś liczba -1 (zgodnie ze stwierdzeniem podanym wcześniej, mówiącym, że anty-cząstka ma wszystkie cechy przeciwne w stosunku do cząstki). Neutrinu elektronowemu przypisujemy liczbę elektronową +1, a anty-neutrinu elektronowemu liczbę elektronową -1. I w ten sposób doszliśmy do poprawnego opisu rozpadów. Otóż rozpad beta to rozpad neutronu na proton, elektron i anty-neutrino elektronowe, pion rozpada się na mion i anty-neutrino mionowe, zaś mion na elektron, anty-neutrino elektronowe i neutrino mionowe.

Rozpad pionu i mionu

Teoria o dwóch odmianach neutrin, elektronowej i mionowej, mimo swojej niewątpliwej symetrii pozostawała jedynie teorią, aż do eksperymentalnego odkrycia neutrin mionowych. Eksperyment został przeprowadzony przez Melvina Schwartza, Leona Ledermana i Jacka Steinbergera na początku lat 60-tych. W eksperymencie wykorzystana została wiązka protonów z akceleratora (maszyny, która dzięki polu elektromagnetycznemu przyśpiesza naładowane cząstki materii), która zderzała się z tarczą wykonaną z berylu. W wyniku zderzeń powstawały różne cząstki wtórne, z których większość stanowiły piony. Piony następnie kierowane były w tzw. tunel rozpadowy o długości około 20 metrów. W tunelu tym następowały rozpady pionów na miony i neutrina. Tunel kończył się 14-metrową stalową ścianą, która była w stanie zatrzymać wszystkie naładowane cząstki - miony powstałe w rozpadzie i piony, które nie zdążyły się rozpaść, a także wszystkie inne przypadkowo wyprodukowane w reakcji cząstki. Jedynymi obiektami, które mogły przejść przez ścianę, były neutrina. Za ścianą ustawiona została aluminiowa tarcza, która stanowiła jednocześnie pomysłowy detektor. Tarcza podzielona była na 90 rozsuniętych płyt. Pomiędzy kolejnymi płytami przyłożone zostało wysokie napięcie. W przypadku gdyby neutrinu, które dociera do detektora, udało się oddziałać z jedną z płyt, powstała w reakcji naładowana cząstka elementarna przeszłaby przez resztę płyt powodując jonizację gazu znajdującego się pomiędzy nimi. Jonizacja natomiast umożliwiłaby przeskoki iskier między sąsiednimi płytami w miejscu, gdzie przeszła owa naładowana cząstka elementarna.

Odkrycie neutrina mionowego

Przeskoki iskier mogłyby zostać sfotografowane i tor lotu cząstki uwieczniony na kliszy. Schwartz, Lederman i Steinberger chcieli w eksperymencie sprawdzić dwie hipotezy. Zgodnie z pierwszą neutrina istnieją tylko w jednym, uniwersalnym gatunku. Wtedy wewnątrz detektora neutrina oddziaływałyby produkując podobną liczbę mionów co elektronów. Zgodnie z drugą hipotezą zakładającą istnienie dwu gatunków neutrin, neutrina powstające w rozpadzie pionu byłyby typu mionowego, czyli przenosiły liczbę mionową. Takie neutrina oddziałując z detektorem mogłyby produkować tylko miony. Produkcja elektronów byłaby zabroniona, gdyż neutrino mionowe ma zerową liczbę elektronową. Jeśli w eksperymencie zobaczylibyśmy w detektorze zarówno miony, jak i elektrony, teoria dwu rodzin musiałaby znaleźć się w koszu (lub być znacznie zmodyfikowana). Jeśli pojawiłyby się tylko miony, oznaczałoby to potwierdzenie powyższej teorii. No dobrze, ale jak odróżnić tor mionu od toru elektronu? Elektrony, jako że są znacznie lżejsze od mionów, dość szybko w oddziaływaniu z otoczeniem tracą energię. Łatwo też jest w takim oddziaływaniu zmienić tor ich ruchu. Miony natomiast będąc cięższymi tracą energię znacznie mniej chętnie i trudno jest zmienić trajektorię ich ruchu. Jeśli więc w reakcji pojawia się tor nieregularny, "połamany" przez kolejne oddziaływania z materią ośrodka, to należy on najprawdopodobniej do elektronu. Jeśli zaś mamy do czynienia z torem prostym, to pochodzi on od mionu.

Eksperyment dwu-neutrinowy

Jaki był wynik eksperymentu? Zaobserwowano 29 śladów na pewno należących do mionów i zaledwie kilka śladów, które mogły należeć do elektronów. Te kilka elektronowych śladów zgodne było z przewidywaniami na ilość reakcji związanych z zanieczyszczeniami pochodzącymi z różnych źródeł, np. z rejestrowanymi przypadkami promieniowania kosmicznego. Istnienie dwu rodzajów neutrin zostało potwierdzone, a oddziaływanie neutrin mionowych zaobserwowane.

Taon i trzecie neutrino

W latach 70-tych został odkryty jeszcze cięższy odpowiednik elektronu, zwany taonem. Natychmiast po odkryciu pojawiła się koncepcja, że i z tym obiektem stowarzyszone jest neutrino, nazwane neutrinem taonowym, które przenosi liczbę taonową. Niestety taon ze względu na swą olbrzymią masę jest cząstką bardzo nietrwałą. Badanie jej w eksperymencie jest niezwykle trudne. Podobne trudności pojawiają się przy próbie bezpośredniego wykrycia neutrina taonowego, gdyż neutrino to w oddziaływaniu z materią powinno produkować właśnie taon. Eksperyment, w którym ostatecznie potwierdzono występowanie takich oddziaływań, został przeprowadzony w 2000 roku. Ostatnie z neutrin zostało odkryte.


Na poprzednich stronach dowiedziałeś się, że w przyrodzie istnieją dwa rodzaje elektronopodobnych cząstek - elektron i mion (który ma wszystkie cechy elektronu, ale jest znacznie od niego cięższy). Z każdą z tych cząstek stowarzyszone jest neutrino - z elektronem neutrino elektronowe, z mionem neutrino mionowe. Powiedzieliśmy również, że wszystkie te cząstki mają swoich anty-partnerów w świecie antymaterii. Od pozostałych cząstek materii (jak neutron, czy proton oraz wchodzące w ich skład kwarki) odróżnia je to, że nie oddziałują za pośrednictwem jądrowych sił silnych, toteż nie znajdujemy ich w jądrze atomowym (gdyż tylko te siły są w stanie utrzymać cząstki elementarne wewnątrz jądra). Fizycy wymyślili dwie nazwy, które stosują na określenie obu rodzajów cząstek. Te, które oddziałują silnie, nazwane zostały hadronami, te zaś, które silnie nie oddziałują - leptonami. Elektron, mion i odpowiadające im neutrina są więc leptonami. Co więcej, aby podkreślić różnicę pomiędzy elektronem i jego neutrinem oraz mionem i jego neutrinem, grupa leptonów została podzielona na dwie generacje: generacje pierwszą (elektron i jego neutrino) i generację drugą (mion i jego neutrino). Nasuwa się naturalne pytanie, czy dwie generacje leptonów to wszystkie generacje, czy może jest ich więcej. Pytanie takie postawiła sobie grupa fizyków pracujących na początku lat 70-tych pod przewodnictwem Martina Perla.

Miejsce eksperymentu Perla

Martin Perl był jednym z uczestników eksperymentu mającego na celu dokładne zbadanie cząstek powstających w reakcji zderzenia elektronu z anty-elektronem. Zarówno elektrony i anty-elektrony pochodziły z akceleratora SLAC (mieszczącego się w Stanford w USA). Miejsce zderzenia otoczone zostało podobnymi detektorami, jakich używali Schwartz, Lederman i Steinberg w eksperymencie, w którym udowodnili istnienie neutrina mionowego. Dodatkowo, aby móc odróżniać ładunki powstałych cząstek, detektor umieszczony został w polu magnetycznym (przypomnijmy, że w takim polu tory cząstek naładowanych ulegają zakrzywieniu w lewo lub w prawo, w zależności od tego jakim cząstka obdarzona jest ładunkiem - ujemnym, czy dodatnim).

Eksperyment Mark I

Czego poszukiwał Perl? Otóż nie spodziewał się ujrzeć ślad nowego naładowanego leptonu. Jeśli lepton taki rzeczywiście istnieje, to czas jego życia musi być bardzo krótki. Gdyby ów czas był długi, to lepton ten byłby zaobserwowany już we wcześniejszych eksperymentach. Krótki czas życia nie pozwalałby oddalić się owej cząstce od punktu, w którym się narodziła, gdyż średnio po upływie owego czasu cząstka ta ulegałaby rozpadowi. Detektor, którym dysponował Perl, a który został ochrzczony "Mark I", nie pozwalał na rejestrację torów tak krótkich. Po prostu pierwsze płaszczyzny detekcyjne były oddalone od punktu zderzenia o odległość znacznie większą niż odległość, jaką przed rozpadem mógłby przebyć ów nieznany lepton. Detekcja nie mogła więc polegać na bezpośredniej rekonstrukcji toru. Została więc oparta na poszukiwaniu cząstek, na które ów krótko żyjący lepton powinien się rozpadać. Perl rozumował następująco: skoro mion, lepton z drugiej generacji, rozpada się na elektron - lepton z pierwszej generacji, oraz dwa neutrina - neutrino mionowe i anty-neutrino elektronowe, to hipotetyczny naładowany lepton z trzeciej generacji powinien rozpadać się na mion lub elektron (obie te cząstki są lżejsze od poszukiwanego obiektu, więc rozpady na elektron jak i mion powinny być dopuszczalne). Oczywiście w wyniku rozpadu na elektron powinno pojawić się również anty-neutrino elektronowe, zaś w wyniku rozpadu na mion anty-neutrino mionowe. Dodatkowo zakładając, że dla trzeciej generacji również obowiązuje zasada zachowania pewnej liczby (dla pierwszej generacji jest to liczba elektronowa, dla drugiej generacji mionowa), w wyniku rozpadu powinno zostać wyemitowane neutrino wchodzące w skład trzeciej generacji. Więcej, aby liczba ta była zachowana, w wyniku oddziaływania cząstek pochodzących z akceleratora musi powstać para leptonów naładowanych z trzeciej generacji, tzn. lepton i anty-lepton. Lepton rozpadnie się produkując elektron lub mion, zaś anty-lepton w wyniku rozpadu da anty-elektron lub anty-mion. Wszystkie kombinacje są tu dozwolone tzn. sygnałem wytworzenia pary nowych leptonów będzie obserwacja przez detektor Mark I par cząstek: elektron - anty-elektron, elektron - anty-mion, mion - anty-elektron lub mion - anty-mion. Niestety przypadki, w których pojawiają się leptony z tej samej generacji (elektron - anty-elektron i mion - anty-mion), należy odrzucić, gdyż generacja par cząstka - anty-cząstka zachodzi bardzo często i nie musi mieć nic wspólnego z produkcją nowych ciężkich leptonów. Za to przypadki, w których pojawiają się dwa leptony z różnych rodzin, wydają się być bardzo dobrą sygnaturą produkcji nowego, superciężkiego odpowiednika elektonu. Dodatkowo, w przypadkach takich powinna znikać duża część początkowej energii, która unoszona jest przez uciekające neutrina. Zespół prowadzony przez Perla przeanalizował wielką liczbę zderzeń elektron - anty-elektron. W części z nich pojawiła się sygnatura, która w sposób ewidentny wskazywała na produkcję par superciężkich naładowanych leptonów z trzeciej generacji. Nowy naładowany lepton, nazwany taonem, został odkryty. Odkrycie zostało opublikowane w 1974 roku.

Odręczna notatka Perla

A co z neutrinem taonowym? Czy i ono istnieje? Jeśli w wyniku rozpadu taonu powstaje neutrino taonowe, to dysponując odpowiednio intensywną wiązką owych neutrin powinno dać się zaobserwować reakcję odwrotną, w której neutrino taonowe oddziałuje z elektronem zwykłej materii dając w efekcie taon. Odkrycie takiej reakcji byłoby bezpośrednim dowodem na istnienie neutrina stowarzyszonego z naładowanym leptonem trzeciej generacji.

Eksperyment DONUT

Poszukiwanie powyższej reakcji było przedmiotem eksperymentu o wdzięcznej nazwie DONUT (która jest akronimem ang. "Direct Observation of Nu Tau" czyli "Bezpośrednia Obserwacja Neutrina Taonowego"). Eksperyment polegał na naświetlaniu tarczy wiązką protonów pochodzących z akceleratora laboratorium Fermiego (USA). W wyniku tego naświetlania produkowane były różne ciężkie hadrony (najlżejszymi hadronami są piony i protony, ale fizycy potrafią dziś produkować liczne cięższe hadrony, czyli przypomnijmy, cząstki zawierające w swoim wnętrzu kwarki). Niektóre z tych hadronów mogą następnie rozpadać się na lżejsze obiekty, w tym również na taony. Jeśli w rozpadzie powstaje taon, to musi powstać w nim również anty-neutrino taonowe (aby liczba taonowa była zachowana). Dodatkowo sam taon jest bardzo nietrwały i rozpada się na lżejszy lepton naładowany (elektron bądź mion). W wyniku rozpadu pojawia się neutrino taonowe. Eksperyment DONUT używał bardzo silnej wiązki protonów, dzięki czemu w tarczy produkowanych było bardzo dużo neutrin i anty-neutrin taonowych. Za tarczą umieszczona została gruba osłona mająca na celu absorpcję wszystkich cząstek z wyjątkiem neutrin. Neutrina jako jedyne przenikały przez osłonę i padały na umieszczony za nią blok emulsji jądrowej. Strumień neutrin taonowych padających na emulsję powinien od czasu do czasu spowodować produkcję taonu, który prawie natychmiast powinien rozpaść się na mion (lub elektron).

Schemat pomiaru w eksperymencie DONUT

Emulsja jądrowa to specjalna, czuła emulsja fotograficzna, która pozwala na rejestrację torów naładowanych cząstek przechodzących przez nią. Dokładność emulsji jest tak dobra, że dzięki jej użyciu można zarejestrować nawet tory tak krótko żyjących cząstek jak taony. W eksperymencie poszukiwano właśnie takich krótkich torów, które następnie zamieniały się w długie tory (odpowiadające elektronowi bądź mionowi). W punkcie rozpadu taonu kończył się krótki tor odpowiadający mu, a zaczynał długi, który odchylony był pod niewielkim kątem względem toru krótkiego. To niewielkie odchylenie wynika z faktu emisji w rozpadzie taonu neutrin i zabierania przez nie części energii oraz pędu rozpadającego się układu.

Jeden z 4 przypadków, w których zaobserwowano reakcję z udziałem neutrina taonowego

Eksperyment zakończył się wynikiem pozytywnym. Fizycy analizujący dane znaleźli 4 (!) oddziaływania, w których wyprodukowany został w emulsji taon w oddziaływaniu z neutrinem taonowym. Ostateczny dowód istnienia trzeciego rodzaju neutrina został przedstawiony. Było to w roku 2000.

Trzy neutrina?

Jeśli trzy, to dlaczego nie cztery, i więcej. Okazuje się, że w przyrodzie istnieją dokładnie trzy lekkie rodzaje neutrin - elektronowe, mionowe i taonowe. Dowodu na to dostarczyły wyniki eksperymentów prowadzonych przy największym z wybudowanych dotychczas akceleratorów cząstek, nazywanym LEP. Dowód ten polega na badaniu rozpadów cząstki przenoszącej oddziaływania słabe tzw. bozonu Z0, który wyglądałby nieco inaczej dla innej niż trzy liczby lekkich neutrin.


Trzy generacje leptonów: elektron + neutrino elektronowe, mion + neutrino mionowe, taon + neutrino taonowe. Czy to na pewno już wszystkie generacje? A może będzie tak, że fizycy co kilka, kilkanaście lat będą odkrywać kolejną generację leptonów...

Z każdym oddziaływaniem w przyrodzie stowarzyszona jest cząstka przenosząca to oddziaływanie. Oddziaływanie elektromagnetyczne przenoszą fotony, oddziaływanie silne jądrowe (które wiążą kwarki w protonie i neutronie) przenoszą gluony. Oddziaływanie słabe jądrowe, które odpowiedzialne jest za rozpad cząstek elementarnych, przenoszone jest przez trzy różne tzw. bozony pośredniczące: cząstki W+, W-, Z0. I tak na przykład rozpad neutronu na proton (rozpad beta) nie następuje tak naprawdę w sposób, w jaki zapisywaliśmy to do tej pory (neutron rozpada się na proton, elekton i anty-neutrino elektronowe). W latach 60-tych i 70-tych fizycy zrozumieli, że rozpad ten musi zachodzić w dwu krokach: w pierwszym kroku neutron rozpada się na proton i cząstkę W-, w drugim kroku cząstka W- rozpada się na elektron i anty-neutrino.

Rozpad beta z bozonem pośredniczącym W

Bozony W+, W-, Z0 w przeciwieństwie do fotonów i gluonów są cząstkami obdarzonymi masą i masa ta jest naprawdę duża - rzędu 90 mas protonu. Pośrednim przejawem istnienia bozonów są rozpady promieniotwórcze. Bezpośrednie ich wytworzenie wymaga natomiast zgromadzenia olbrzymiej energii w małej objętości, tak aby energia ta mogła zostać zamieniona zgodnie z równoważnością masy i energii na olbrzymią masę tych cząstek. Aby zgromadzić odpowiednio dużą energię w odpowiednio małym obszarze, trzeba doprowadzić do zderzenia bardzo szybkich znanych cząstek elementarnych (np. elektronów, protonów) nadlatujących z przeciwnych kierunków. Aby wytworzyć tak szybkie cząstki, trzeba je przyśpieszyć przy pomocy odpowiedniej maszyny (akceleratora). Akcelerator o wystarczającej mocy powstał na początku lat 80-tych w ośrodku CERN pod Genewą. W 1983 roku dokonano odkrycia cząstek Z0. W 1989 roku w tymże ośrodku uruchomiony został kolejny akcelerator o nazwie LEP. Zoptymalizowany on został pod kątem badania własności cząstek Z0. Nazwany on został wręcz fabryką bozonów Z0.

Akcelerator LEP w CERN

Co własności Z0 mogą nam powiedzieć o liczbie generacji leptonów? Otóż bozon ten jest niestabilny i może rozpadać się na znane nam cząstki materii. W szczególności może rozpadać się na leptony, w tym na neutrina. Okazuje się, że czas życia rozpadającej się cząstki jest tym krótszy, im więcej kombinacji cząstek, na które może się ona rozpadać. Im więcej istnieje w przyrodzie rodzajów neutrin, tym więcej kombinacji cząstek, na które może rozpadać się Z0. Mierząc średni czas życia Z0 można więc dokładnie zmierzyć liczbę rodzajów neutrin i w ten sposób wyznaczyć liczbę generacji leptonów. Pomiar czasu życia Z0 nie jest prosty. Obiekt ten rozpada się bardzo szybko po powstaniu. Bezpośredni pomiar owego czasu jest więc niemożliwy. Na szczęścia z pomocą fizykom przychodzą prawa mechaniki kwantowej. Jedna z jej podstawowych zasad, zwana zasadą nieoznaczoności Heisenberga, mówi, że im krótszy czas życia obiektu mikroświata, tym gorzej jest określona jego masa. I nie chodzi tu o pomiar masy! Zgodnie z zasadą nieoznaczoności krótko żyjąca cząstka nie charakteryzuje się po prostu jedną konkretną masą. Im krótszy czas życia cząstki, tym "rozmycie" jej masy jest większe. Fizykom badającym bozon Z0 produkowany w akceleratorze LEP udało się z wielką dokładnością wyznaczyć rozmycie jego masy, a tym samym wyznaczyć średni czas życia. Okazało się, że czas ten zgodny jest z hipotezą istnienia trzech gatunków neutrin, a tym samym trzech generacji leptonów - elektronowej, mionowej i taonowej.

Eksperymentalne potwierdzenie hipotezy trzech neutrin

Na pytanie: czy wiemy ile rodzajów neutrin jest w przyrodzie, odpowiedź jest twierdząca. Istnieją trzy rodzaje neutrin. Nie więcej i nie mniej. O ile oczywiście nie pojawiają się jakieś dziwne neutrina, które byłyby cięższe od bozonu Z0. Cząstka Z0 może się rozpadać oczywiście tylko na lżejsze od siebie cząstki, więc takie masywne neutrina nie miałyby wpływu na jej czas życia. Jednak skoro trzy znane rodzaje neutrin mają masy zbliżone do zera, trudno zakładać, że inne, nieznane neutrina miałyby masę wielokrotnie większą od masy protonu.


Czy wiesz, że...

Niedawno pojawiły się teorie przewidujące istnienie super-masywnych partnerów znanych nam lekkich neutrin. Teorie te wprowadzają owe obiekty, aby wytłumaczyć dlaczego znane nam neutrina mają niezerową, niewielką masę. Oczywiście owe ciężkie neutrina nie mogłyby wpływać na rozpad cząstek Z0, bo ich masa byłaby znacznie większa niż masa owego bozonu pośredniczącego.


Więcej na ten temat:

› Bozony pośredniczące
› Strona CERN-u
› LEP - podstawowe dane

Własności neutrin

Własności neutrin były badane od momentu ich pierwszej obserwacji w latach 50-tych. Właściwie nawet przed eksperymentalnym potwierdzeniem ich istnienia fizycy zajmujący się teorią próbowali zamknąć owe ulotne cząstki w równaniach matematycznych i znaleźć wszystkie ich istotne cechy. Na stronach, które proponujemy Ci poniżej, przedstawimy kilka podstawowych cech neutrin. Powiemy między innymi dlaczego neutrino uważane jest za wampira świata cząstek elementarnych, czy prawdopodobieństwo oddziaływania wysokiej energii neutrin z materią rzeczywiście jest większe od stu procent i w jaki sposób można zmierzyć masę neutrina.

Neutrina w lustrze

Jeśli neutrino jest obiektem bezmasowym, to porusza się z prędkością światła. Neutrino posiada spin, który można sobie wyobrażać jako kręcenie się względem konkretnej osi. W przypadku neutrin poruszających się z prędkością światła oś taka wyznaczona jest przez kierunek ruchu. Teoretycznie więc możemy mieć do czynienia z dwoma rodzajami neutrin - kręcącym się zgodnie z kierunkiem wskazówek zegara i przeciwnie do niego, względem owej wyróżnionej osi - tzw. neutrina prawo- i lewoskrętne. Pod koniec lat 50-tych przeprowadzono pomiar, w którym wykazano, że neutrina występują jedynie w odmianie lewoskrętnej, zaś anty-neutrina w odmianie prawoskrętnej. Efekt ten nazwano łamaniem parzystości dla neutrin.


Piękno Świata, fizyki i matematyki tkwi w symetrii, którą można w nich znaleźć. Jedną z podstawowych symetrii jest tzw. symetria lewo-prawo. Jeśli kierunki zostaną zamienione o 180 stopni, to świat powinien zachowywać się tak samo. Innymi słowy, świat w lustrze powinien być opisywany przez te same prawa fizyki, co nasz świat. Wszystkie obiekty, które istnieją w naszym świecie, mają swoje odpowiedniki w świecie lustrzanym. Jedynym, wydawałoby się, wyjątkiem od tej zasady są wampiry, które w świecie lustrzanym nie istnieją. Okazuje się, że neutrino jest takim wampirem wśród cząstek elementarnych. W świecie lustrzanym nie istnieje!

Symetria

Neutrino obdarzone jest spinem. Spin można (choć nie jest to do końca poprawne) wyobrażać sobie jako wirowanie względem konkretnej osi. W przypadku neutrin oś taka wyznaczona jest przez kierunek ich ruchu. Jeśli neutrino kręci się w kierunku zgodnym z ruchem wskazówek zegara względem osi wyznaczonej przez kierunek jego ruchu, neutrino takie nazywać będziemy prawoskrętnym. Jeśli neutrino kręci się w kierunku przeciwnym, lewoskrętnym. Obiekty nie posiadające masy (załóżmy, że neutrino takowej nie posiada) i poruszające się w związku tym z prędkością światła mają ściśle określoną skrętność. Znaczy to tylko tyle, że nie jesteśmy w stanie osiągnąć większej niż ono prędkości, gdyż nie możliwe jest poruszanie się prędzej od światła. Gdyby było inaczej i udałoby się nam osiągnąć prędkość większą niż ma neutrino, to kręciłoby się ono nadal w tym samym kierunku, zaś kierunek jego ruchu względem nas zmieniłby się na przeciwny. W ten sposób z neutrina prawoskrętnego moglibyśmy zrobić neutrino lewoskrętne i na odwrót. W przypadku bezmasowego neutrina taka zamiana nie jest możliwa. Aby zrobić z prawoskrętnego neutrina neutrino lewoskrętne możemy natomiast posłużyć się lustrem. Załóżmy, że nasze neutrino porusza się z dołu do góry. Obrazem lustrzanym takiego neutrina będzie neutrino poruszające się również do góry (lustro nie zmieni kierunku ruchu). W odbiciu lustrzanym neutrino natomiast będzie się kręciło w stronę przeciwną niż w świecie rzeczywistym (można to prosto sprawdzić stając przed lustrem i kręcąc się w danym kierunku, nasz obraz w lustrze będzie kręcił się w kierunku przeciwnym). W ten sposób pokazaliśmy, że lustro zamienia neutrino prawoskrętne w lewoskrętne i odwrotnie.

Odbicie lustrzane kręcącego się neutrina

W 1957 roku Maurice Goldhaber, Lee Grodzins i Andrew Sunyar postanowili zmierzyć, czy emitowane w rozpadach promieniotwórczych neutrina mogą występować w obu skrętnościach. Do pomiarów wybrali próbkę promieniotwórczych jąder pierwiastka o nazwie europ (Eu). Jądro tego pierwiastka jest niestabilne i rozpada się dzięki wyłapywaniu i absorbowaniu elektronu znajdującego się pierwotnie na najbliższej jądru orbicie. W wyniku rozpadu powstaje neutrino elektronowe oraz jądro pierwiastka samaru (Sm), które tuż po rozpadzie jest jądrem wzbudzonym. Jądro to traci swoje wzbudzenie dzięki emisji cząstki światła (fotonu), niedługo po zajściu rozpadu.

Rozpad europu

Rozpatrzmy zasadę zachowania momentu pędu obowiązującą w tym procesie. Jądra europu i samaru mają spin równy zeru (moment pędu równy zero). W stanie wzbudzonym samar ma zaś spin równy jeden (oznaczamy go +1). Elektron absorbowany w czasie rozpadu ma zaś spin równy pół (+1/2). Neutrino musi więc mieć spin przeciwnie skierowany do spinu elektronu (-1/2). Konfiguracja taka zapewnia zachowanie momentu pędu układu. Przed rozpadem układ składa się z jądra europu i elektronu (moment pędu wynosi 0+1/2=+1/2). Po rozpadzie składa się on ze wzbudzonego samaru i wyemitowanego neutrina (moment pędu wynosi +1-1/2=+1/2). Całkowite momenty pędu przed i po rozpadzie wynoszą więc +1/2. Plusy i minusy w powyższym rozważaniu oznaczają kierunki kręcenia się danego obiektu. Widać więc, że powstałe jądro samaru wzbudzonego kręci się w kierunku przeciwnym niż powstałe neutrino. Jednak zgodnie z zasadą zachowania pędu oba obiekty - neutrino i jądro - będą po rozpadzie poruszać się w kierunkach przeciwnych. Jeśli jądro ma przeciwny kierunek kręcenia się i przeciwny kierunek poruszania niż neutrino, to jego skrętność jest taka sama jak neutrina. Jeśli w rozpadzie wyemitowane zostało neutrino lewoskrętne, jądro wzbudzonego samaru jest też lewoskrętne, jeśli wyemitowane zostało neutrino prawoskrętne i jądro samaru jest prawoskrętne. Po krótkiej chwili (rzędu ułamka ułamka sekundy) wzbudzone jądro samaru mające spin +1 zamienia się w jądro nie wzbudzone o spinie równym 0. W czasie tej przemiany emitowany jest foton, który przenosi spin równy +1. Foton może być wyemitowany w dwu kierunkach - albo w kierunku zgodnym z kierunkiem poruszającego się wcześniej jądra wzbudzonego samaru albo w kierunku przeciwnym. Jeśli zostanie on wyemitowany w kierunku zgodnym, to będzie się on oczywiście poruszał w tym samym kierunku, co jądro wzbudzonego samaru. Także kierunek jego wirowania będzie identyczny z kierunkiem wirowania jądra wzbudzonego samaru. Znaczy to tylko tyle, że skrętność wyemitowanego fotonu będzie taka sama jak skrętność rozpadającego się jądra, a ta z kolei jest taka sama jak skrętność wyemitowanego wcześniej neutrina. Gdy kierunek emisji fotonu będzie przeciwny, to jego skrętność również będzie przeciwna. Jeśli udałoby się wybrać tylko te fotony emitowane w kierunku zgodnym z kierunkiem ruchu jądra wzbudzonego samaru, a następnie zmierzyć ich skrętność, to zmierzona zostałaby tym samym skrętność samych neutrina. Jak wykonać ten pomiar?

Produkty rozpadu europu i ich skrętności

Sposób pomiaru dokonanego przez Goldhabera, Grodzinsa i Sunyara był następujący. Naukowcy umieścili próbkę europu wewnątrz żelaznej osłony otoczonej jarzmem elektromagnesu. Po włączeniu elektromagnesu (włączeniu pola magnetycznego) metal osłony został spolaryzowany (spiny znacznej części elektronów w metalu zostały ustawione w konkretnym kierunku). Aby wydostać się na zewnątrz fotony pochodzące z rozpadu substancji promieniotwórczej musiały przebyć przez ową osłonę. Część fotonów była w niej zatrzymywana. Okazuje się, że procent zatrzymanych fotonów w osłonie zależy od wzajemnego ustawienia spinów fotonów oraz elektronów. Jeśli elektrony zostaną spolaryzowane przez zewnętrzne pole magnetyczne w tę samą stronę co fotony, osłona zatrzyma więcej fotonów. Jeśli polaryzacja będzie przeciwna, to zatrzymana ilość będzie mniejsza. Zakładając, że z substancji emitowane są tylko fotony o jednej skrętności, zmieniając polaryzacje osłony i obserwując ilość fotonów w detektorze można ową skrętność wyznaczyć. Jeśli próbkę opuszcza tyle samo fotonów lewo- co prawoskrętnych, detektor na zewnątrz osłony będzie rejestrował taką samą ilość fotonów, niezależnie od przyłożonego pola magnetycznego. Przypomnijmy teraz jeszcze, że interesują nas tylko konkretne fotony, fotony, które zostały wyemitowane z próbki zgodnie z kierunkiem ruchu wzbudzonego samaru. Trzeba je w jakiś sposób wybrać. Naukowcy dokonali tego umieszczając na drodze fotonów, którym udało się przejść przez osłonę, płytę zbudowaną z samaru (identycznej substancji, jaka powstawała w wyniku zachodzącego rozpadu). Samar w płycie mógł absorbować owe fotony wzbudzając się (reakcja odwrotna niż zachodząca w pierwotnej próbce). Z uwagi na zasadę zachowania pędu i energii samar może absorbować jedynie te fotony, które wyemitowane zostały pierwotnie w kierunku, w którym poruszało się wzbudzone jądro. Po krótkiej chwili wzbudzony samar płyty reemituje foton, przechodząc ponownie ze stanu wzbudzonego do normalnego. Kierunek tej emisji jest w zasadzie dowolny. Część z reemitowanych fotonów wysyłanych jest w kierunku detektora, który ukryty został przed pierwotnym strumieniem fotonów pochodzących bezpośrednio z próbki. Płyta samarowa działa więc podobnie do zwierciadła odbijającego w kierunku detektora jedynie te fotony, które zostały wyemitowane z próbki w kierunku zgodnym z ruchem wzbudzonego jądra.

Foton wyemitowany ze wzbudzonego samaru i jego skrętność

Załóżmy, że w wyniku rozpadu promieniotwórczego europu powstaje nadwyżka lewoskrętnych neutrin. Wtedy fotony emitowane zgodnie z kierunkiem ruchu jądra wzbudzonego samaru będą także w większości lewoskrętne. Zmieniając pole magnetyczne, a co za tym idzie polaryzując elektrony w osłonie w przeciwnych kierunkach, przepuszczamy przez nią różną liczbę fotonów. Po przejściu przez osłonę wiązka fotonów pada na płytę samarową, która kieruje do detektora jedynie te fotony, które zostały wyemitowane zgodnie z ruchem wzbudzonego samaru. Zmieniając polaryzację osłony zmienia się ilość mierzonych przez detektor fotonów. Owa zmiana będzie świadczyć o tym, że fotony wyemitowane przez próbkę miały przewagę danej skrętności, a co za tym idzie, że neutrina emitowane w rozpadzie miały taką samą nadwyżkę skrętności.

Układ eksperymentalny

Jaki był wynik eksperymentu? Zespół badaczy wykonał dziewięć serii pomiarowych zmieniając różne detale eksperymentu. Ze wszystkich wynikało, że neutrina emitowane w rozpadzie promieniotwórczym są lewoskrętne. Po wykonaniu wielu podobnych eksperymentów w ciągu ostatnich pięćdziesięciu lat okazało się, że wszystkie neutrina pojawiające się w nich są lewoskrętne. Anty-neutrina okazały się być natomiast prawoskrętne. Nie zaobserwowano neutrin prawoskrętnych i anty-neutrin lewoskrętnych.

Neutrino jest lewoskrętne, a anty-neutrino prawoskrętne

No dobrze, a co z tym wampirem? Weźmy próbkę substancji rozpadającej się w rozpadzie beta, tzn. emitującą prawoskrętne anty-neutrino. Jak będzie przedstawiał się ten proces w lustrze? W lustrze zobaczymy tę samą substancję, która rozpada się w rozpadzie beta, jednak jak już powiedzieliśmy cząstka emitowana będzie lewoskrętna (odbicie w lustrze zmienia skrętność!). Jednocześnie musi to być anty-neutrino (bo wciąż jest to rozpad beta). Ale przecież anty-neutrino lewoskrętne nie istnieje! Świat, który widzimy w lustrze, nie może więc istnieć, być realny. Aby odróżnić świat realny od odbitego możesz więc poprosić o pomoc wampira - świat, w którym nie będzie istniał jego obraz, to odbicie lustrzane. Równie dobrze możesz posłużyć się neutrinem. Świat, w którym neutrino będzie prawoskrętne, to odbicie lustrzane, nie zaś realny świat. Efekt łamania symetrii prawo-lewo nazwano łamaniem parzystości.

Majorana czy Dirac?

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? Hipoteza ta nazywa się hipotezą Majorany. W teorii Diraca zaś neutrino rzeczywiście różni się od anty-neutrina. Są to dwie odrębne cząstki. Okazuje się, że odpowiedź na pytanie, czy neutrino jest obiektem opisywanym przez teorię Majorany, czy Diraca, jest możliwa w przypadku, w którym neutrina posiadają niezerową masę. W takim przypadku bowiem istnieje niewielkie prawdopodobieństwo zmiany obiektu prawoskrętnego w lewoskrętny i odwrotnie. Oczywiście materia nie może zamienić się na anty-materię. Doświadczenia próbujące potwierdzić prawdziwość teorii Majorany wciąż trwają.


W latach 30-stych Dirac zapisał równanie, które łączyło mechanikę kwantową ze szczególną teorią względności. Z równania tego wynikało między innymi, że każda cząstka materii ma swojego partnera w postaci anty-cząstki. Ujemnemu elektronowi odpowiada dodatni anty-elektron (zwany pozytonem), dodatniemu protonowi odpowiada ujemny anty-proton itd. Również obojętne elektrycznie neutrino powinno mieć swojego obojętnego partnera w postaci anty-neutrina. W 1937 roku Ettore Majorana zauważył, że spójność teorii zostanie zachowana, jeśli utożsami się neutrino z anty-neutrinem, tzn. że neutrino i anty-neutrino to ta sama cząstka. Założenie takie redukuje ilość cząstek występujących w przyrodzie, jest więc założeniem upraszczającym, a każde uproszczenie obrazu świata fizycznego jest godne rozważenia.

Neutrina Diraca i Majorany

Mówiąc o odkryciu neutrina powiedzieliśmy, że wykorzystano do niego tzw. odwrotny rozpad beta. Proces ten zachodzi w wyniku absorpcji diracowskiego anty-neutrina. Anty-neutrino to jest wcześniej wyemitowane w wyniku rozpadu beta następującego w reaktorze jądrowym. Jeśli hipoteza Majorany byłaby prawdziwa to ustawiony koło reaktora inny detektor, rejestrujący nie anty-neutrina lecz neutrina również notowałby zachodzące w nim zdarzenia produkowane przez absorpcję neutrin. Neutrino byłoby bowiem tym samym obiektem co anty-neutrino. Eksperyment taki został przeprowadzony przez Raymonda Davisa. Polegał on na umieszczeniu obok reaktora zbiornika z substancją zawierającą chlor. Chlor ma zdolność absorpcji neutrin. Po absorpcji jądro chloru zamienia się w jądro radioaktywnego argonu. Stosując metody fizykochemiczne można zmierzyć ilość wyprodukowanych jąder argonu w zbiorniku. Davis jednak nie zaobserwował produkcji argonu w swoim doświadczeniu. Najwyraźniej anty-neutrino nie jest tożsame z neutrinem, o ile...

Eksperyment Davisa

Po odkryciu łamania parzystości idea Majorany powróciła. Możliwe przecież jest, że neutrina i anty-neutrina można utożsamić, a za obserwowane efekty odpowiada ich skrętność. Załóżmy, że Majorana miał rację i istnieje tylko jedna cząstka - neutrino. Jednak neutrino to występowałoby wtedy w dwu odmianach - prawo- i lewoskrętnej. Być może w rozpadzie beta powstają tylko i wyłącznie neutrina prawoskrętne, które nie mogą być absorbowane przez chlor, gdyż chlor może tylko i wyłącznie absorbować neutrina lewoskrętne!

Czy prawdziwa jest koncepcja Diraca, zakładająca istnienie neutrina oraz anty-neutrina, czy koncepcja Majorany, która zakłada istnienie jednej cząstki - neutrina? Mogłoby się wydawać, iż problem jest nie do rozstrzygnięcia. Gdy założymy zerową masę neutrin, cząstki te będą poruszać się z prędkością światła, a co za tym idzie, gdy przy narodzinach nadana zostanie im konkretna skrętność, będą ją miały już zawsze. Pamiętajmy, że cząstka poruszająca się z prędkością światła nie zmieni nigdy swojej skrętności. Możemy więc zdefiniować neutrino jako obiekt lewoskrętny, zaś anty-neutrino jako obiekt prawoskrętny i dostać w ten sposób parę neutrino - anty-neutrino opisane teorią Diraca, lub też stwierdzić, że istnieją dwa odrębne stany tej samej cząstki, lewo- i prawoskrętny, i otrzymać teorię Majorany. Teorie wydają się więc nie do rozróżnienia, a problem jest czysto akademicki.

Jak wyglądałaby sytuacja w przypadku, gdyby neutrino posiadało pewną masę? W tym przypadku nie mogłoby się ono oczywiście poruszać z prędkością światła. Okazuje się, że wtedy istnieje pewne małe prawdopodobieństwo na przejście jednej skrętności w drugą. Załóżmy, że neutrino jest cząstką Majorany, i powróćmy na chwilę do doświadczenia Davisa. W doświadczeniu tym w reaktorze rodziły się neutrina prawoskrętne (w wyniku rozpadu beta). Cząstki te opuszczały reaktor i trafiały do chlorowego detektora. Aby chlor mógł przemienić się w argon, jego jądro musi zaabsorbować neutrino lewoskrętne. Jak powiedzieliśmy, w przypadku, w którym neutrina mają niezerową masę, istnieje pewne prawdopodobieństwo przejścia neutrina prawoskrętnego (emitowanego przez reaktor) w neutrino lewoskrętne (wymagane przy absorpcji w chlorze). W detektorze powinny więc zachodzić reakcje! Załóżmy teraz, że neutrino jest cząstką Diraca i ma niezerową masę. Wtedy w reaktorze zachodziłaby produkcja prawoskrętnych anty-neutrin. Anty-neutrina te opuszczałyby reaktor i w czasie przechodzenia przez detektor część z nich byłaby nadal prawoskrętna, zaś część lewoskrętna. Jednak w tym przypadku absorpcja anty-neutrin nie byłaby w chlorze możliwa. Chlor bowiem może zaabsorbować tylko i wyłącznie neutrino, nie zaś anty-neutrino!

Eksperyment NEMO

W eksperymencie Davisa nie zaobserwowano żadnych reakcji. Czy oznacza to, że neutrina są cząstkami Diraca? Nie! Prawdopodobieństwo przejścia skrętności jednej w drugą jest tym mniejsze, im mniejsza jest masa neutrina. Ze spektrum energii elektronu w rozpadzie beta wiemy, że masa ta musi być bardzo mała (jeśli nie zerowa). Znaczy to tyle, że gdyby nawet neutrino było cząstką Majorany, to po narodzinach w stanie prawoskrętnym miałoby bardzo małe prawdopodobieństwo przejścia do stanu lewoskrętnego i oddziałania w detektorze Davisa. Eksperyment Davisa rzeczywiście nie miał dużej czułości. Dziś przeprowadza się podobne eksperymenty wykorzystując zamiast reaktora i zbiornika z chlorem bardzo ciekawe zjawisko fizyczne, jakim jest podwójny rozpad beta. Ale o tym nieco później.

Bozony

Teoria oddziaływań słabych opracowana przez Fermiego okazała się niekompletna. W latach 60-tych uległa ona przemianie w tzw. teorię oddziaływań elektrosłabych. W teorii tej oddziaływania słabe (w tym rozpad beta) następowały za pośrednictwem naładowanych cząstek W i neutralnych Z - tzw. bozonów pośredniczących. Neutrino jako obiekt, który czuły jest jedynie na tego rodzaju oddziaływanie, informuje otaczającą materię o swojej obecności wymieniając z nią właśnie owe bozony. Niestety w latach 60-tych nie zaobserwowano jeszcze reakcji, w których oddziaływania przenoszone były za pomocą neutralnych bozonów. Pierwsza ich obserwacja nastąpiła na początku lat 70-tych w ośrodku CERN i była potwierdzeniem teorii opisującej oddziaływania słabe. Same bozony zaobserwowano 10 lat później również w owym ośrodku.


Stworzona przez Enrico Fermiego teoria oddziaływań, w których biorą udział neutrina, miała jeden słaby punkt, który pomimo jej licznych sukcesów dowodził jej niekompletności. Teoria ta opisywała prawdopodobieństwo oddziaływania neutrina z materią. Prawdopodobieństwo to, zgodnie z nią, zależy od energii owego neutrina. Im wyższa energia, tym szansa na oddziaływanie większa. Problem teorii polegał na tym, że przy bardzo wysokich energiach neutrin prawdopodobieństwo oddziaływania z materią stawało się większe od stu procent! No ale przecież prawdopodobieństwo nie może być nigdy większe od stu procent. Samo stwierdzenie, że wynosi ono sto procent znaczy tyle, że oddziaływanie zachodzi zawsze. Nic nie może zachodzić częściej niż zawsze. Nonsens!

Rozpad beta według teorii Fermiego

Fizycy dostrzegali ów problem i byli świadomi, iż teoria Fermiego wymaga radykalnej modyfikacji. Z drugiej strony teoria ta opisywała w doskonały sposób reakcje z udziałem neutrin zachodzące przy niskich energiach. Nowa teoria musiała być z jednej strony zgodna z teorią Fermiego stosowaną w owym niskoenergetycznym obszarze. Z drugiej zaś strony musiała modyfikować teorię Fermiego dla wysokich energii. Okazało się, że teoria, która sprostała obu tym wymaganiom, wprowadziła do fizyki nowe cząstki, zwane bozonami pośredniczącymi. Nie będziemy w tym miejscu omawiać w szczegółach drogi rozumowania i drogi doświadczalnej, które doprowadziły do ukonstytuowania się owej nowej teorii. Przedstawimy natomiast w skrócie jej założenia.

Neutrina biorą udział tylko i wyłącznie w oddziaływaniach słabych. Teoria, która zastąpiła teorię Fermiego, podaje opis tych oddziaływań posługując się pojęciem nośnika oddziaływania. Nośnikiem tym jest pewna cząstka, która rodzi się na początku owego oddziaływania i kończy swój żywot na jego końcu. Dla ustalenia uwagi rozpatrzmy, jak w nowej teorii wygląda rozpad beta neutronu. Do tej pory mówiliśmy, że rozpad ten to rozpad neutronu na proton, elektron i anty-neutrino elektronowe. Przy czym rozpad ten następował w jednym miejscu w przestrzeni. Nowa teoria opisuje rozpad beta w dwu krokach. Na początku neutron zamienia się w proton i w tzw. bozon pośredniczący W-. W drugim kroku bozon W- rozpada się na elektron oraz elektronowe anty-neutrino. Aby w obu rozpadach zachowany był ładunek, bozon W- musi przenosić ładunek ujemny (stąd indeks '-').

Rozpad beta z bozonem pośredniczącym W

Aby pojawienie się owego bozonu w oddziaływaniu nie zmieniało teorii Fermiego przy niskich energiach, jego masa musi być bardzo duża. Jest ona równa około 100 masom samego neutronu. W tym momencie część czytelników strony uzna jej treść za herezje. Jak neutron (o masie protonu) może rozpaść się na proton i bozon W- (którego masa jest tyle razy większa od masy samego protonu). Przecież w rozpadzie takim początkowa masa będzie znacząco mniejsza od końcowej i, zgodnie z zasadą Einsteina równoważności energii i masy, energia końcowa będzie znacznie większa od początkowej. Czyżby proces ten łamał zasadę zachowania energii??? Nie! W mechanice kwantowej, która opisuje oddziaływania cząstek elementarnych, istnieje zasada nieoznaczoności Heisenberga. Pozwala ona na pojawianie się tzw. cząstek wirtualnych, które łamią zasadę zachowania energii, ale na bardzo krótki czas, tak krótki, że fakt złamania owej zasady nie może być zaobserwowany przez zewnętrznego obserwatora. Im cząstka bardziej "łamie" zasadę zachowania, tym czas jej życia musi być krótszy.

Rozpad z wymianą W - diagram Feynmanna

Okazuje się, że czas życia bozonów W- jest, z powodu ich olbrzymiej masy, bardzo bardzo krótki, a powstanie bozonu w pierwszym etapie reakcji i następnie jego rozpad zachodzą prawie w tym samym punkcie w przestrzeni. Nic więc dziwnego, że przy niskich energiach, przy których badane były rozpady beta, proces dało się opisać w jednym kroku, bez odwoływania się do bozonu pośredniczącego. Przy wyższych energiach prędkości powstających bozonów W- są większe i oddziaływania przestają być takie, jakie byłyby gdyby zachodziły w jednym punkcie.

Rozpad z wymianą W

Oprócz cząstki W- istnieje również jej naładowany przeciwnie partner: W+. Cząstka ta pojawia się w przemianie protonu w neutron (która może zachodzić wewnątrz jądra atomowego). W przemianie tej proton zamienia się w neutron emitując bozon W+. Bozon ten rozpada się po chwili na anty-elektron oraz neutrino elektronowe.

Emisja cząstki W dodatniej

Teoria przemian z udziałem bozonów pośredniczących opisuje wszystkie reakcje z udziałem neutrin. I tak np. pion o ładunku ujemnym rozpada się najpierw na bozon W-, który to następnie bozon rozpada się na mion oraz anty-neutrino mionowe. Rozpad mionu polega zaś na przemienieniu się mionu w parę neutrino mionowe oraz bozon W-. Bozon W- rozpada się po chwili na parę elektron i anty-neutrino elektronowe.

Rozpad mionu

Neutrino może oddziaływać z materią również przez wymianę bozonów W. Lecące przez materię neutrino elektronowe może wyemitować bozon W+ zamieniając się w elektron. Bozon ten jest następnie absorbowany przez neutron w materii zamieniając go w proton.

Rozpad pionu

Niedługo po wprowadzeniu bozonów pośredniczących W fizycy zdali sobie sprawę, że aby w sposób spójny opisać oddziaływania słabe i elektromagnetyczne potrzebny jest jeszcze jeden bozon pośredniczący. Cząstka ta nie powinna przenosić ładunku, a jej masa powinna być zbliżona do masy W. Została ona nazwana bozonem Z0. Również on może brać udział w oddziaływaniach neutrin z materią. Oddziaływania za pośrednictwem bozonu Z0 przebiegają np. w następujący sposób. Neutrino przechodzące przez materię emituje Z0 zmieniając kierunek swojego ruchu. Bozon ten absorbowany jest następnie np. przez elektron znajdujący się w materii. Po absorpcji elektron, pierwotnie będący w spoczynku, zaczyna się poruszać. Inną możliwością jest absorpcja bozonu Z0 przez składnik jądra atomowego. W tym wypadku może nastąpić wzbudzenie jądra i emisja z niego pionów.

Oddziaływanie za pomocą prądów neutralnych

Eksperymentalne potwierdzenie istnienia oddziaływania neutrin za pośrednictwem wymienianych bozonów Z0 (tzw. prądów neutralnych) nastąpiło w 1973 roku w eksperymencie używającym detektora Gargamelle w ośrodku CERN.

Detektor Gargamelle

Na detektor ten padała wiązka neutrin produkowana przy pomocy akceleratora. W detektorze oczywiście nie można było zaobserwować śladów samych neutrin. Jednak co jakiś czas neutrino oddziaływało z ośrodkiem detektora za pośrednictwem bozonów Z0. Bozony te były absorbowane albo przez elektrony, które w wyniku absorpcji zaczynały się poruszać, albo przez jądra atomowe powodując produkcję pionów. Fizycy poszukiwali więc albo elektronów, które bez żadnego widocznego powodu zaczynały się w detektorze poruszać, albo jąder, które nagle zaczynały emitować z siebie piony. Zdarzenia takie rzeczywiście zaobserwowano, co było dowodem na oddziaływania z wymianą bozonu Z0.

Odkrycie prądów neutralnych w CERN

Skąd pochodzą

Neutrina produkowane są w wielu źródłach. Naturalnych i stworzonych przez człowieka. Naturalnymi źródłami są między innymi Słońce, inne gwiazdy oraz oddziaływania cząstek promieniowania kosmicznego z atomami atmosfery ziemskiej. Źródłami tworzonymi przez człowieka są akceleratory cząstek elementarnych oraz reaktory jądrowe. Jednym z najciekawszych źródeł neutrin pochodzenia naturalnego są przemiany promieniotwórcze zachodzące we wnętrzu Ziemi. Innym niezmiernie interesującym momentem, w którym narodziły się neutrina, był początek Wszechświata, czyli Wielki Wybuch. Neutrina pochodzące z różnych procesów dają możliwość studiowania wielu własności tych cząstek, a także samych procesów, które doprowadziły do ich wyprodukowania.

Gwiazdy

Energia gwiazd pochodzi z procesu syntezy jądrowej, czyli zamieniania lekkich pierwiastków w cięższe. W reakcjach tych oprócz owych ciężkich pierwiastków produkowana jest ogromna liczba neutrin, które opuszczają gwiazdę i udają się w przestrzeń międzygwiazdową. Część z owych neutrin dociera do Ziemi i może być na niej wykrywana. Oczywiście na Ziemi najłatwiej wykryć neutrina pochodzące ze Słońca, gdyż jest ono najbliższą naszej planecie gwiazdą, a co za tym idzie strumień neutrin pochodzących z niego jest najbardziej intensywny. Oczywiście wszystkie inne gwiazdy we Wszechświecie są równie wydajnymi producentami neutrin. Dodatkowo istnieje jeden moment w życiu niektórych gwiazd, gdy produkują one neutrina z intensywnością przekraczającą sumaryczną produkcję neutrin wszystkich pozostałych gwiazd w całej galaktyce. Momentem tym jest śmierć gwiazdy, wybuch supernowej.


Życie gwiazd zależy przede wszystkim od ich mas. Bardziej masywne gwiazdy szybciej spalają dostępne paliwo jądrowe i szybciej kończą swój żywot. Gwiazdy rodzą się w obłokach gazowo-pyłowych, które znajdują się w galaktyce. Dzięki sile grawitacji niewielkie fluktuacje zagęszczeń materii wewnątrz takich obłoków rosną z czasem, aż w końcu stają się na tyle masywne i gęste, że w ich wnętrzu zaczynają zachodzić procesy syntezy jądrowej (zamiany lżejszych pierwiastków w cięższe). Wyzwalana w tym procesie energia zapobiega dalszemu zapadaniu się zagęszczenia materii. Powstaje nowa gwiazda.

Ciemna mgławica - początek ewolucji gwiazd

Materia, która utworzyła nową gwiazdę, to przede wszystkim wodór. I to on pierwszy ulega syntezie jądrowej w tzw. procesie pp, pep lub CNO. Natężenie owych procesów zależy od temperatury, jaka panuje w gwieździe, a ta z kolei zależy od jej masy. Dla mniej masywnych gwiazd dominuje cykl pp, dla bardziej masywnych CNO. Oba te cykle prowadzą do przemiany wodoru w hel. Kiedy zasoby wodoru w gwieździe wyczerpują się, znaczącą rolę zaczynają odgrywać reakcje syntezy cięższych pierwiastków. W czasie każdego z owych procesów wydzielana jest energia, która wystarczająca jest dla zapewnienia gwieździe stabilności. W miarę upływu czasu tworzone są w gwieździe coraz cięższe pierwiastki. Ostatnim pierwiastkiem, który może być utworzony w wyniku syntezy, jest żelazo. Synteza cięższych pierwiastków jest energetycznie niekorzystna. Znaczy to tylko tyle, że w czasie ich syntezy jest pochłaniana, nie zaś wydzielana energia. Nie wszystkie gwiazdy przechodzą przez cały cykl syntezy. Lżejsze gwiazdy mają masę niewystarczającą do tego, aby w wyniku kurczenia się wywrzeć na swoje jądro wystarczające ciśnienie, wymagane dla syntezy cięższych pierwiastków. Takie gwiazdy kończą swój żywot po wypaleniu najcięższego z możliwych substratów syntezy. Po dokonaniu tego gwiazdy te powoli stygną zamieniając się w białe i brązowe karły. Część z nich dodatkowo odrzuca swoją zewnętrzną otoczkę, która przybiera formę malowniczej tzw. mgławicy planetarnej.

Ciemna mgławica - początek ewolucji gwiazd

W przypadku gwiazd znacznie cięższych od Słońca w gwieździe palone są wszystkie pierwiastki aż do żelaza, a jej śmierć następuje poprzez wybuch supernowej. Wybuch ten powoduje rozerwanie gwiazdy i wyrzucenie większości jej materii w przestrzeń międzygwiazdową. Część materii, stanowiąca pierwotnie jądro gwiazdy i związana siłami grawitacji, zostaje po wybuchu skupiona w niewielkim obszarze tworząc obiekt zwany gwiazdą neutronową. Obiekt ten ma rozmiary rzędu 10-15 kilometrów i masę 1-3 mas Słońca! Jest więc niezwykle gęsty. Właściwie jest on ogromnym jądrem atomowym składającym się z samych neutronów.

Pozostałość po wybuchu supernowej - Mgławica Krab

Czasami, jeśli masa umierającej gwiazdy była dostatecznie duża, po wybuchu supernowej nie powstaje gwiazda neutronowa, a najbardziej egzotyczny obiekt znany współczesnej fizyce - czarna dziura.

Czarna dziura - wizja artystyczna

Wszystkie gwiazdy, we wszystkich stadiach swojej ewolucji są wydajnymi producentami neutrin. Aby dowiedzieć się więcej przeczytaj:

Słońce

Najbardziej wydajnym źródłem neutrin znajdującym się w "najbliższej" okolicy jest nasza gwiazda - Słońce. Źródłem energii Słońca są zachodzące w nim reakcje termojądrowe, polegające na syntezie jąder cięższych pierwiastków z jąder pierwiastków lżejszych. W gwiazdach typu G2, a taką jest właśnie Słońce, dominującą reakcją jest tzw. cykl proton-proton (pp). Polega on na zamianie czterech protonów w jedno jądro helu He42. Pierwszym etapem cyklu pp jest przekształcenie dwu protonów w jądro ciężkiego wodoru, czyli deuter. W reakcji tej powstaje pozyton oraz neutrino elektronowe. Następnie do deuteru przyłączany jest kolejny proton. W ten sposób powstaje jądro He32. W przeważającej części przypadków cykl ten kończy się połączeniem dwu jąder He32, czego wynikiem jest He42 oraz dwa swobodne protony. Jednak w 14% przypadków zamiast połączyć się z innym helem He32 łączy się z jądrem He42. Otrzymane zostaje w ten sposób jądro Be74, które może po przyłączeniu elektronu zamienić się w jądro Li73. Tej ostatniej reakcji towarzyszy emisja neutrina elektronowego oraz kwantu promieniowania. Jądro litu po przyłączeniu protonu zamienia się w dwa jądra He42. Możliwa, choć znacznie mniej prawdopodobna, jest również reakcja, w której Be74 przyłącza do siebie nie elektron, a proton i w ten sposób staje się jądrem B85. Jądro to jest niestabilne. Emitując pozyton i neutrino elektronowe zamienia się w Be84, które to z kolei rozpada się na dwa jądra He42.

Słońce

Do wytworzenia deuteru może też prowadzić inna niż połączenie dwóch protonów reakcja. Jest nią połączenie trzech cząstek - dwu protonów i elektronu. Cykl ten, który różni się od cyklu pp tylko pierwszą reakcją nazywa się cyklem pep.

Na poniższym rysunku przedstawione zostały reakcje pp oraz pep wraz z odpowiadającymi im prawdopodobieństwami, z którymi zachodzą.

Cykl pp i pep

Około 95% energii produkowanej w Słońcu pochodzi z jego tzw. jądra wewnętrznego. Jądro to ma promień około 0,25 całkowitego promienia Słońca. Panuje w nim temperatura około 15 milionów stopni oraz ciśnienie 1016 paskali. Pozostałe 5% energii produkowane jest w jądrze zewnętrznym, rozciągającym się od około 0,25 do 0,7 promienia Słońca.

Standardowy Model Słońca

Aby policzyć ilość neutrin produkowanych w każdej z powyższych reakcji, trzeba policzyć, ile reakcji konkretnego typu zachodzi w naszej gwieździe. Aby to zrobić, trzeba oprzeć się na tzw. Standardowym Modelu Słońca. Model ten bazuje na równaniu stanu gazu znajdującego się w naszej gwieździe. Aby otrzymać to równanie, a tym samym przewidzieć znaczenie poszczególnych reakcji, należy znać ciśnienie, gęstość materii, temperaturę, ilość produkowanej energii na jednostkę masy. Wszystkie te wielkości zmieniają się w zależności od odległości od środka Słońca. Co więcej - należy również znać stosunki ilości poszczególnych pierwiastków w obszarze, w którym zachodzi reakcja (wodoru, helu oraz pierwiastków cięższych). Wszystko to powoduje, że równanie stanu jest wyjątkowo skomplikowane, a część wielkości wchodzących do niego wyznaczonych jest tylko w przybliżeniu. Niemniej równanie to zostało rozwiązane i strumień neutrin w funkcji energii oszacowany.

Obserwatorium słoneczne - satelita SOHO

Cykle pp i pep są dominującym źródłem energii naszej gwiazdy. Dzięki nim powstaje około 99% jej energii. Pozostały 1% pochodzi z cyklu CNO. Cykl ten polega również na produkcji helu. Jednak tym razem w reakcjach pojawiają się jądra węgla, azotu, tlenu oraz neutrina powstałe z rozpadów N137 i O158.

Cykl CNO

Neutrina powstające w różnych procesach wewnątrz Słońca charakteryzują się różnymi energiami. Niektóre procesy produkują neutrina monoenergetyczne (czyli o konkretnej ustalonej energii), inne produkują neutrina o różnych energiach. Fizycy mówiąc o energii posługują się jednostką elektronowolta (w skrócie eV). Energia 1 eV jest to energia, którą posiada elektron przyśpieszony w polu elektrycznym jednego wolta. Często zamiast 1 eV używane są jednostki pochodne 1 keV (1 kiloelektronowolt = 1000 eV) oraz 1 MeV (1 megaelektronowolt = 1000 000 eV). Aby natomiast scharakteryzować ilość neutrin docierających do powierzchni Ziemi, warto wprowadzić pojęcie strumienia neutrin, czyli ilości neutrin przechodzących w każdej sekundzie przez powierzchnię jednego centymetra kwadratowego skierowanego prostopadle do kierunku ich nadlatywania. Na poniższym rysunku przedstawione zostało spektrum energetyczne neutrin produkowanych w Słońcu. Spektrum to mówi nam, ile neutrin pochodzących z poszczególnych reakcji powinno docierać do Ziemi i jakie powinny być ich energie. Przypomnijmy tu jeszcze, że wszystkie owe neutrina to neutrina elektronowe. Jeśli więc bylibyśmy w stanie tu, na Ziemi, zarejestrować owe neutrina pochodzące ze Słońca, to zyskalibyśmy bezpośredni wgląd w charakterystykę reakcji jądrowych zachodzących w głębi naszej gwiazdy i moglibyśmy potwierdzić Standardowy Model Słońca.

Spektrum neutrin pochodzących ze Słońca - teoria

Okazuje się, że współcześnie prowadzone eksperymenty są na tyle czułe, iż rejestracja neutrin słonecznych jest w nich możliwa. Czy wyniki pomiarów dowodzą słuszności modelu Słońca stworzonego przez astrofizyków? Otóż eksperymenty rejestrują znacznie mniej neutrin pochodzących ze Słońca w porównaniu z przewidywaniami teoretycznymi! Zagadka brakujących neutrin została nazwana "kryzysem neutrin słonecznych", a jej rozwiązanie zajęło fizykom kilka dekad. Na szczęście ostatecznie okazało się, iż nasz model słoneczny jest dobry, za to neutrina mają pewną dodatkową cechę, o której powiemy w dziale strony poświęconej poszukiwaniom masy neutrin.

Słońce widziane w "świetle" neutrinowym

Gwiazdy

Produkcja energii we wszystkich gwiazdach ciągu głównego (gwiazdy stabilne np. Słońce) odbywa się albo w procesie pp albo też w procesie CNO. Dla temperatur jądra gwiazdy równych 18*106 stopni oba te procesy dają w przybliżeniu taki sam wkład. W gwiazdach, których temperatura jądra jest niższa, przeważa cykl pp, zaś w gwiazdach o wyższej temperaturze cykl CNO. W cyklu CNO zasadniczą rolę odgrywają jądra C126, które stanowią katalizator tej reakcji. Jej przebieg jest następujący:

Cykl CNO

Jak widać, w reakcji uwalniane są dwa neutrina - przy rozpadach N137 i O158. Aby cykl CNO mógł zajść, w gwieździe musi być pewna ilość jąder węgla. Jednak wymagana ilość jest tak mała, że warunek ten praktycznie zawsze jest spełniony. Cykl CNO tylko w pierwszym przybliżeniu wygląda tak prosto. Dokładniejsze analizy wykazały, że istnieje, podobnie jak to było dla cyklu pp, mnóstwo odgałęzień i dróg, które prowadzą do produkcji innych pierwiastków i kolejnych neutrin. Rysunek przedstawia tzw. "kwadrycykl CNO".

Cykl CNO - bardziej pełny

Do tej pory rozpatrywaliśmy gwiazdy ciągu głównego. Teraz omówimy pokrótce gwiazdy będące w dalszych stadiach swojej ewolucji. Po spaleniu wodoru w jądrze gwiazda zaczyna się zapadać. Wypromieniowywana energia jest równoważona przez energię grawitacyjną wyzwalaną dzięki kontrakcji (zapadaniu się). Wkrótce osiągnięty zostaje stan, w którym na granicy pozbawionego wodoru jądra temperatura podnosi się na tyle, że zapalony zostaje wodór znajdujący się w obszarze otaczającym jądro. Znowu przebiegają reakcje pp, pep i CNO. W miarę wyczerpywania się wodoru w otoczce, jądro gwiazdy ponownie przechodzi fazę kurczenia się. W temperaturze powyżej 108 kelwinów pojawia się nowa reakcja o dużej wydajności - łączenie trzech jąder helu w jedno jądro węgla. Przy czym obie reakcje - palenie wodoru w otoczce oraz palenie helu w jądrze - mogą przebiegać równolegle. W miarę jak palony jest hel, w centrum jądra gwiazdy gromadzi się węgiel. Przy temperaturze rzędu 2*108 kelwinów i on ulega zapaleniu produkując magnez. W miarę wzrostu temperatury syntetyzowane są kolejne pierwiastki tablicy Mendelejewa. Znaczna część powstających pierwiastków jest niestabilna i rozpada się z emisją neutrin elektronowych.

Palenie różnych pierwiastków w gwieździe

Pierwiastkiem najdalej położonym w tablicy Mendelejewa, który może być wytworzony w gwieździe, jest żelazo. Dla żelaza bowiem przypada maksimum energii wiązania nukleonów w jądrze. Produkcja kolejnych pierwiastków byłaby reakcją endotermiczną, nie wytwarzającą energii. Gwiazda umiera.

Mgławica Koński Łeb

Oczywiście strumień neutrin pochodzących z gwiazd docierający do Ziemi jest znacznie mniejszy od strumienia docierającego ze Słońca. Spowodowane to jest znacznym oddaleniem gwiazd od Ziemi. Wykrywanie neutrin gwiazdowych jest póki co niemożliwe. Istnieje jednak jeden moment w życiu gwiazd (przynajmniej niektórych z nich), gdy produkują one tyle neutrin, iż ich obserwacja na Ziemi staje się możliwa. Momentem tym jest śmierć gwiazdy, wybuch supernowej.

Wybuchy supernowych

Gwiazdy, których początkowa masa była większa niż około 8 mas Słońca, kończą swoje życie w sposób katastroficzny. Ostatnim źródłem energii termojądrowej dla tych gwiazd jest zamiana krzemu w żelazo. Gdy zasoby krzemu w jądrze są niewystarczające, aby zapewnić gwieździe stabilność, żelazne jądro zaczyna się kurczyć pod wpływem grawitacji. W czasie kurczenia pojawia się kilka procesów, z których najważniejszym jest wychwyt elektronów przez protony, tzw. neutronizacja:

Proces neutronizacji

W procesie neutronizacji protony znajdujące się w gwieździe ulegają przemianie w neutrony. Produkowane są w nim również neutrina elektronowe.
Innymi procesami zachodzącymi w czasie kurczenia się jądra żelaznego są procesy tzw. fotodezintegracji, czyli rozbijanie przez fotony cięższych jąder atomowych na lżejsze:

Fotodezintegracja

Dynamika tych procesów nie jest do końca zbadana. Liczne modele numeryczne dają w wyniku różne przewidywania. Badania trwają.

Rozważania teoretyków

W miarę jak wzrasta gęstość jądra zapadającej się gwiazdy, zmniejsza się droga, jaką mogą w nim przebyć neutrina bez oddziaływania z materią. Gdy gęstość przekroczy 1012 g/cm3, droga ta staje się krótsza niż promień jądra. Do tego momentu neutrina powstające w procesie neutronizacji wynosiły z jądra znaczną część energii. Teraz w wyniku wtórnych oddziaływań neutrin znaczna część energii zostaje w nim uwięziona. Promień jądra w tym momencie ma około 30-50 km. Kurczenie trwa do momentu, gdy gęstość przekroczy wartość około 2,7*1014g/cm3. Wtedy to tzw. zdegenerowany gaz wewnątrz jądra uniemożliwia mu dalsze kurczenie (zdegenerowany gaz jest pojęciem opisywanym przez mechanikę kwantową, mówiąc skrótowo, jest on materią, która nie może być bardziej stłoczona). Bardziej zewnętrzne warstwy jądra oraz pozostałe obszary gwiazdy nadal opadają na centrum, przy czym prędkość tego opadania jest na tyle duża, że po napotkaniu zdegenerowanego jądra warstwy te "odbijają się" od niego niemalże z prędkością światła. Zaczyna rozchodzić się, od środka na zewnątrz, potężna fala uderzeniowa. Fala ta napotyka kolejne warstwy opadającej materii. Jej prędkość zmniejsza się. Tworzy się lokalne zagęszczenie materii. Neutrina uwięzione w gęstym jądrze zostają wyzwolone. Dodatkowo produkują się kolejne neutrina w różnych procesach oddziaływań rozchodzącej się fali uderzeniowej. Część z tych neutrin przechodząc przez powstały zagęszczony obszar powoduje jego ponowne ogrzanie i regenerację prędkości fali. Następuje wybuch supernowej.

Przekrój przez wybuchającą supernową

Neutrina pochodzące z supernowej powstają w dwu podstawowych procesach. W procesie neutronizacji opisanym powyżej powstają jedynie neutrina elektronowe. Gromadzą się one w tzw. sferze neutrinowej (gęstym jądrze), z której zostają wyzwolone w momencie wybuchu. Drugim sposobem produkcji neutrin jest generacja par e+e- przez fotony, a następnie zamiana tych leptonów w pary neutrino-anty-neutrino:

Produkcja neutrin

W procesie tym produkują się neutrina i anty-neutrina wszystkich zapachów. Przy czym zgodnie z prawem ekwipartycji (równego podziału) energii owe neutrina powinny być produkowane w równych ilościach w każdym rodzaju. Przy czym neutrina i anty-neutrina elektronowe mogą powtórnie oddziaływać z materią wybuchającej gwiazdy:

Powtórne oddziaływanie neutrin

Dla pozostałych rodzajów neutrin takie oddziaływania nie zachodzą. Możliwe jest jedynie ich rozpraszanie na składnikach materii.

Wybuch supernowej z roku 1987

Neutrina szybkie - z obszaru sfery neutrinowej - emitowane są w czasie 1 milisekundy od wybuchu. Energia przez nie niesiona nie przekracza jednego procenta całkowitej energii wynoszonej przez neutrina. Neutrina powstające w produkcji par są emitowane z supernowej w przeciągu około 10 minut. Czas ten jest potrzebny na przebicie się tych neutrin przez gęste obszary wybuchającej gwiazdy (obszar gwiazdy jest bowiem na tyle gęsty, że neutrina, zanim wydostaną się na zewnątrz, podlegają wielu rozproszeniom na cząstkach materii gwiazdy). Okazuje się, że około 99% całkowitej energii uwalnianej w wybuchu supernowej jest wynoszona przez neutrina!

Sygnał supernowej z 1987 roku

Skoro w czasie wybuchu supernowej produkowana jest taka ogromna ilość neutrin, to czy obserwowanie ich na Ziemi jest możliwe? Otóż tak. Jeśli tylko w niewielkiej odległości od Ziemi wybuchnie supernowa, to eksperymenty poświęcone analizie neutrin pochodzących ze Słońca powinny wykryć również neutrina z supernowej. Już raz się udało - 23 lutego 1987 roku. Niestety supernowe w bliskiej odległości Ziemi nie wybuchają co dzień. Nie umiemy przewidzieć, kiedy nastąpi najbliższy wybuch. Dlatego naukowcy czekają w gotowości 24 godziny na dobę, siedem dni w tygodniu.


Krótka historia supernowych obserwowanych gołym okiem z Ziemi:
1. 1006 rok - podobno jej blask pozwalał na czytanie manuskryptów w środku nocy.
2. 1054 rok - supernowa obserwowana przez Chińczyków i Indian, jej pozostałością jest Mgławica Kraba.
3. 1181 rok - obserwowana przez Chińczyków i Japończyków, wybuchła w gwiazdozbiorze Kasjopei.
4. 1572 rok - obserwowowana przez Tychona de Brahe, jej jasność przekroczyła jasność planety Wenus.
5. 1604 rok - badana przez Johannesa Keplera, była ostatnią supernową zaobserwowaną w naszej Galaktyce.
6. 1885 rok - supernowa zaobserwowana w Galaktyce Andromedy, była pierwszą supernową zaobserwowaną poza Drogą Mleczną.
7. 1987 rok - supernowa zaobserwowana w Wielkim Obłoku Magellana, badana przy pomocy nowoczesnego sprzętu astronomicznego, m.in. detektorów neutrin.


Czy wiesz, że...

Neutrina z supernowej są emitowane nieco wcześniej niż pochodzące z niej fotony (światło). Oznacza to, że wybuchająca supernowa może zostać na Ziemi zaobserwowana dzięki neutrinom nieco wcześniej niż dzięki promieniowaniu widzialnemu. Detektory, które są w stanie zaobserwować neutrina pochodzące z supernowych, działają więc jak sieć wczesnego ostrzegania. Po wykryciu neutrin i kierunku z którego docierają, astronomowie dysponujący potężnymi teleskopami będą mogli przygotować się na nadejście światła z wybuchającej gwiazdy.


Więcej na ten temat:

› System ostrzegania SNEWS
› Supernowa network
› wikipedia.pl

Atmosfera ziemska

Z przestrzeni międzygwiazdowej do górnych warstw atmosfery dochodzi promieniowanie kosmiczne. Promieniowaniem tym są bardzo szybko poruszające się cząstki takie jak elektrony i jądra atomowe. Cząstki te zderzają się z atomami atmosfery. W zderzeniach produkowane są krótko żyjące obiekty takie jak piony. Piony rozpadają się na miony i anty-neutrina mionowe. Miony również żyją krótko i rozpadają się na elektrony, neutrina mionowe i anty-neutrina elektronowe. Neutrina produkowane w atmosferze docierają do powierzchni Ziemi, gdzie mogą być rejestrowane przez specjalne detektory.


Atmosfera ziemska jest bez przerwy bombardowana cząstkami promieniowania kosmicznego. Cząstkami tym są przede wszystkim protony (około 86%), cząstki alfa - czyli jądra helu (około 13%) oraz jądra cięższych pierwiastków. Cząstki promieniowania oddziałują z atomami atmosfery. W czasie tych oddziaływań mogą zachodzić procesy prowadzące do powstania rzadkich, nie występujących naturalnie cząstek - tzw. pionów (mówiliśmy o nich w rozdziale poświęconym promieniowaniu kosmicznemu i odkryciu neutrina mionowego). Piony są obiektami niestabilnymi, które po krótkim czasie życia rozpadają się na miony oraz anty-neutrina mionowe (zgodnie oczywiście z zasadą zachowania liczby mionowej). Miony również nie pozostają długo stabilne i po chwili życia zamieniają się w elektrony, anty-neutrina elektronowe oraz neutrina mionowe. W atmosferze produkowane są więc zarówno neutrina z rodzaju mionowych, jak i z rodzaju elektronowych (anty-neutrina), przy czym liczba neutrin mionowych (neutrin+anty-neutrin) jest dwukrotnie większa niż neutrin elektronowych - z każdym powstającym mionem powstaje anty-neutrino mionowe, zaś z każdym rozpadem mionu anty-neutrino elektronowe i neutrino mionowe.

Promieniowanie kosmiczne

Na powierzchni Ziemi powinniśmy więc obserwować dwa razy więcej neutrin rodzaju mionowego niż neutrin rodzaju elektronowego (chwilowo posługujemy się nazwą neutrina, pod którą rozumiemy zarówno neutrina danego rodzaju, jak i anty-neutrina tego samego rodzaju). Stwierdzenie to nie jest w pełni prawdziwe. Otóż zgodnie z teorią względności, niestabilne cząstki, które poruszają się z dużymi prędkościami, żyją dłużej. Część mionów powstających w wyniku oddziaływania cząstek promieniowania kosmicznego ma takie prędkości, że dociera do powierzchni Ziemi nie rozpadając się. Promieniowanie kosmiczne może również produkować w atmosferze ziemskiej inny gatunek cząstek, tzw. kaony, których rozpady dodatkowo zaburzają ów stosunek neutrin mionowych i elektronowych. Niemniej dla neutrin o dość niskich energiach stosunek 2:1 powinien być istotnie obserwowany.

Promieniowanie kosmiczne

Atmosfera otacza cały glob ziemski. Neutrina są w podobnej ilości produkowane w każdym jej obszarze (bez znaczenia jest tu szerokość oraz długość geograficzna). Co więcej, neutrina bez problemu przenikają przez całą Ziemię (przypomnijmy, że oddziałują one z materią wyjątkowo niechętnie). Jeśli umieścimy detektor neutrin atmosferycznych w pewnym miejscu na powierzchni Ziemi, powinien on wykryć tyle samo neutrin docierających do niego z góry (produkowanych w atmosferze tuż nad nim), co z dołu (produkowanych w atmosferze na antypodach i przenikających przez całą Ziemię). Budowa takiego detektora i obserwacja neutrin dochodzących do niego z różnych kierunków oraz pomiar stosunku ilości neutrin mionowych do elektronowych byłby wspaniałym testem dla naszego modelu neutrin oraz modelu oddziaływania promieniowania kosmicznego z atmosferą. Pierwszy czuły detektor, który dokonał pomiaru neutrin atmosferycznych, powstał w Japonii. Rejestrował on zarówno neutrina elektronowe, które dochodziły do niego w równych ilościach (uwzględniając dodatkową poprawkę na różną grubość atmosfery w różnych kierunkach od detektora) ze wszystkich kierunków (co jest zgodne z powyższym rozumowaniem), jak i neutrina mionowe. W przypadku tych drugich, ku zaskoczeniu fizyków, okazało się, że ilość neutrin docierających z góry w przybliżeniu odpowiada teorii, zaś ilość neutrin przychodzących do detektora od dołu jest znacznie mniejsza od przewidywanej! Rozwiązanie zagadki "brakujących" neutrin było jednym z najważniejszych osiągnięć w fizyce przełomu XX i XXI wieku.

Strumień neutrin elektronowych i mionowych

Działalność ludzi

Naukowcy odkryli neutrina w latach 50-tych w eksperymencie umieszczonym przy reaktorze jądrowym. Dziś, aby lepiej poznać własności owych cząstek, część doświadczeń pracuje w sąsiedztwie reaktorów bądź specjalnie przygotowanych do produkcji neutrin akceleratorów. Część doświadczeń natomiast umieszczona jest w sporej odległości od reaktorów czy akceleratorów, jednak mierzy pochodzące z nich neutrina. Celem tych eksperymentów jest zbadanie, w jaki sposób w przestrzeni propagują się neutrina.


Neutrina bada się w sposób bezpośredni już od 50 lat. Wiele efektów związanych z nimi odkryto bazując na Słońcu i na promieniowaniu kosmicznym jako na ich źródłach. Coraz dokładniejsze pomiary wymagają coraz lepszej wiedzy o mechanizmach produkcji neutrin oraz kontroli owych mechanizmów. Słońce i promieniowanie kosmiczne są doskonałymi źródłami neutrin. Niestety na źródła te nie mamy żadnego wpływu. Nie możemy regulować ich aktywności ani też odległości od naszych detektorów. Byłoby idealnie, gdybyśmy dysponowali równie wydajnymi źródłami, nad którymi mielibyśmy całkowitą kontrolę. Okazuje się, że źródłami takimi dysponujemy. Są nimi reaktory jądrowe, bomby atomowe i akceleratory cząstek elementarnych.

Reaktor nuklearny

Z oczywistych powodów uczeni nie umieszczają detektorów neutrin w pobliżu wybuchających bomb jądrowych (choć pojawiały się w przeszłości i takie koncepcje). Natomiast dwa pozostałe sposoby z wieloma sukcesami wykorzystywane są od momentu wykrycia neutrin. Przypomnijmy tylko, że neutrina elektronowe po raz pierwszy zostały zaobserwowane właśnie przy reaktorze jądrowym, zaś odkrycie neutrin mionowych miało miejsce w eksperymencie znajdującym się przy akceleratorze.

Eksplozja nuklearna

W dzisiejszych czasach coraz większe znaczenie mają właśnie tak zlokalizowane eksperymenty. Aby poznać techniki wytwarzania neutrin w reaktorach jądrowych i akceleratorach, zapraszamy do zapoznania się ze stronami:

Reaktory jądrowe

Doskonałym źródłem neutrin, do którego mamy dostęp na Ziemi, są reaktory jądrowe. W reaktorach jądrowych wykorzystuje się efekt rozszczepienia uranu. Proces rozszczepienia zachodzi w wyniku absorpcji przez jądro uranu dodatkowego neutronu. W wyniku absorpcji jądro uranu staje się niestabilne i rozpada na dwa fragmenty o zbliżonej masie. Oprócz owych dwu fragmentów w wyniku rozszczepienia wytwarzane są 2-3 neutrony, które mogą być pochłonięte przez kolejne jądra uranu powodując ich rozszczepienie, uwolnienie kolejnych neutronów itd. (tak naprawdę, aby neutrony powstające w procesie rozszczepienia mogły być pochłonięte przez dalsze jądra uranu, muszą być wcześniej spowolnione poprzez oddziaływania z materią np. z ciężką wodą). Jądra powstające w wyniku rozszczepienia nie są stabilne. Rozpadają się one w rozpadach beta, którym towarzyszą emisje anty-neutrin elektronowych. Przy czym rozpady te następują z bardzo dużą intensywnością. Strumień produkowanych anty-neutrin jest więc bardzo duży.

Reakcja łańcuchowa

Nie wszystkie neutrony wytwarzane w rektorze są pochłaniane przez uran. Część zderza się za ścianami reaktora, zamieniając jądra, z których ściany są zbudowane, w jądra radioaktywne. Jądra te następnie rozpadają się w przemianach beta produkując również pewną ilość anty-neutrin elektronowych.

Elektrownia jądrowa

Neutrina pochodzące z rektorów jądrowych były pierwszymi neutrinami zaobserwowanymi eksperymentalnie. Dziś liczne eksperymenty badające własności neutrin posługują się reaktorami jako źródłami owych cząstek. Zaletą wykorzystania reaktorów do prowadzenia tego typu badań jest dość dobra znajomość ilości produkowanych neutrin przez konkretny typ reaktora (ilość ta liczona jest w oparciu o dobrze poznany model rozszczepienia jąder atomowych) oraz możliwość regulacji tego strumienia przez zmianę mocy reaktora. W praktyce eksperymenty neutrinowe mierzą neutrina pochodzące z reaktorów używanych do produkcji energii w elektrowniach nuklearnych. Moc takich reaktorów jest ustalana w zależności od zapotrzebowania w danym momencie na energię elektryczną. Eksperymenty mierzą więc różną ilość neutrin zimą i latem. Zimą bowiem energii potrzebnej jest więcej...

Rozlokowanie reaktorów jądrowych

Czy wiesz, że...

Pierwiastki radioaktywne znajdują się również w naszym ciele. W każdej sekundzie następuje w nim około 8000 rozpadów. Większość z tych rozpadów to rozpady beta. W części tych rozpadów emitowane są anty-neutrina, w części zaś neutrina. Nasze ciała są więc także źródłami owych ulotnych cząstek...

Akceleratory

Oprócz reaktorów jądrowych fizycy dysponują drugim sztucznym i niezwykle wydajnym źródłem neutrin. Źródłem tym są akceleratory, czyli maszyny, w których przyśpieszane są cząstki. Produkcja neutrin zachodzi w sposób następujący. Na początku w rurze akceleratora przyśpieszane są protony. Następnie wiązka przyśpieszonych protonów kierowana jest na blok materii - tarczę. W wyniku oddziaływania z tarczą protony produkują piony (zupełnie jak w przypadku oddziaływania promieniowania kosmicznego z atmosferą ziemską). Oprócz pionów produkowane są również inne cząstki, jednak dzięki użyciu pól magnetycznych spośród produktów reakcji można wyselekcjonować czysty strumień pionów. Piony te następnie kierowane są do tzw. kanału rozpadowego będącego długą, pustą rurą. W kanale piony, będące obiektami niestabilnymi, ulegają rozpadom produkując miony i anty-neutrina mionowe. Przed końcem kanału również część mionów ulega rozpadowi produkując elektrony oraz neutrina mionowe i anty-neutrina elektronowe. Na końcu kanału rozpadowego znajduje się wielometrowy blok materii, który absorbuje wszystkie powstałe w wyniku rozpadów cząstki. Jedynymi cząstkami, które mogą przez ów blok przeniknąć, są właśnie neutrina.

Wiązka neutrin z akceleratora

Za blokiem ustawia się detektory, które mają na celu mierzenie wyprodukowanych neutrin. Bardzo często detektor znajduje się wiele kilometrów (czasem nawet kilkaset) od akceleratora. W najprostszym modelu neutrin odległość detektora nie powinna wpływać na ilość rejestrowanych przez niego cząstek. Neutrina nie są bowiem absorbowane prawie w ogóle przez materię, przez którą przenikają.

Japoński kompleks neutrinowy KEK

Okazuje się jednak, że ilość neutrin danego typu (mionowych i elektronowych) obserwowanych w różnej odległości od miejsca produkcji jest istotnie różna! Po raz kolejny okazuje się więc (podobnie jak to miało miejsce w przypadku neutrin słonecznych i atmosferycznych), że nasz model neutrin nie jest pełny i brakuje w nim pewnego istotnego elementu...

Wielki Wybuch

Około 14 miliardów lat temu w Wielkim Wybuchu narodził się Wszechświat. W pierwotnej zupie cząstek elementarnych, która wypełniała Wszechświat zaraz po jego narodzinach, znajdowały się również neutrina i anty-neutrina. Po upływie około jednej sekundy od Wielkiego Początku neutrina przestały praktycznie oddziaływać z pozostałymi cząstkami zupy. Gdyby dziś udało się naukowcom wykryć owe, tzw. reliktowe neutrina, odtworzony zostałby obraz młodego Wszechświata, mającego wiek zaledwie jednej sekundy. Niestety neutrina pochodzące z tego wczesnego okresu mają dziś bardzo małe energie i w stosunku do neutrin słonecznych jest ich bardzo mało. Póki co nie udało się ich wykryć.


Fizycy wierzą, że Świat jaki znamy rozpoczął się tzw. Wielkim Wybuchem, który miał miejsce około 14 miliardów lat temu. W chwili Wielkiego Wybuchu cały Wszechświat stłoczony był w jednym punkcie mającym nieskończoną gęstość i temperaturę. Tak naprawdę fizycy nie potrafią wciąż opisać momentu narodzin - wszystkie znane prawa natury załamują się, gdy zbliżamy się do owego początkowego momentu, a pojęcia czasu i przestrzeni tracą swój sens. Fizycy nauczyli się jednak opisywać ewolucję Wszechświata od chwili tuż po Wielkim Wybuchu, aż do chwili obecnej. Obraz owej ewolucji, nazywanej teorią rozszerzającego się Wszechświata, wciąż nie jest do końca sprecyzowany, jednak jego podstawy wydają się dość dobrze zrozumiane. Cofnijmy się więc do chwili tuż po Wielkim Wybuchu...

Wielki Wybuch

Tuż po narodzinach Wszechświata, gdy jego wiek liczony był w ułamkach ułamków sekundy (10-10 sekundy po początku), cała dostępna wówczas przestrzeń wypełniona była "zupą" cząstek elementarnych. Znajdowały się w niej zarówno kwarki, elektrony, miony, taony, neutrina, jak i cząstki przenoszące oddziaływania, tzn. fotony, gluony i bozony pośredniczące. Temperatura owej "zupy" była liczona w milionach miliardów stopni. W miarę jak Wszechświat się rozszerzał, jego temperatura malała. Gdy spadła poniżej tysiąca miliardów stopni, a wiek Wszechświata przekroczył 10-6 sekundy, kwarki znajdujące się w pierwotnej "zupie" zaczęły łączyć się ze sobą dając neutrony oraz protony. Przez pewien okres istniała równowaga pomiędzy oboma typami cząstek. Neutrony mogły rozpadać się na protony dzięki przemianom beta, protony zaś oddziałując z ogromną ilością neutrin zawartych w "zupie" zamieniały się w odwrotnej przemianie beta w neutrony. Jednak po pewnym czasie, w miarę rozszerzanie się Wszechświata, gęstość materii staje się na tyle niewielka, że neutrina przestają tak często z nią oddziaływać. Po upływie jednej sekundy od Wielkiego Wybuchu oddziaływania neutrin z protonami praktycznie przestają zachodzić. Jednak rozpady neutronów, które w postaci swobodnej są cząstkami nietrwałymi, nadal zachodzą. Gdyby proces ten zachodził w sposób nieograniczony, to po kilkudziesięciu minutach od Narodzin, we Wszechświecie pozostałyby jedynie protony, wszystkie neutrony uległyby rozpadowi. Tak się jednak nie stało. W około 2 minuty po Wielkim Wybuchu, Wszechświat osiągnął wystarczająco niską temperaturę, pozwalającą na łączenie się neutronów z protonami. Zaczął zachodzić proces tzw. pierwotnej nukleosyntezy. Skutkiem jej była produkcja jąder deuteru, helu oraz pewnej ilości jąder litu. Jądra te zawierają w swoich wnętrzach zarówno protony, jak i neutrony. Neutrony uwięzione wewnątrz jąder mogą i bardzo często stają się obiektami stabilnymi. Tak jest w przypadku wymienionych powyżej jąder. Nukleosynteza zapobiegła więc zanikowi z pierwotnego Wszechświata neutronów.

Historia Wszechświata

Po niespełna pięciu minutach od Wielkiego Wybuchu temperatura spada poniżej wymaganej przy syntetyzowaniu jąder. Nukleosynteza się zatrzymuje. W tym momencie Wszechświat wypełniony jest jądrami lekkich atomów (wodoru, helu i litu), swobodnymi elektronami, fotonami oraz neutrinami, które nie oddziałują praktycznie z pozostałymi składnikami rozszerzającego się Wszechświata. Elektrony i jądra atomowe obdarzone są przeciwnymi ładunkami. Przyciągają się więc elektrycznie i od czasu do czasu powstają atomy (związane układy jąder z elektronami). Gęstość energii niesionej przez fotony jest jednak w tym stadium życia Wszechświata bardzo duża, tak duża, że chwilę po powstaniu atomów, elektrony są z nich powtórnie wybijane przez fotony. Musi upłynąć jeszcze 300 tysięcy lat, aby temperatura Wszechświata obniżyła się na tyle, że fotony w nim zawarte nie będą w stanie rozbijać tworzących się atomów. O momencie tym mówi się, że Wszechświat stał się przezroczysty dla fotonów. Fotony owego pierwotnego Wszechświata wciąż znajdują się w przestrzeni kosmicznej i stanowią niejako "fotografię" chwili, gdy Wszechświat stał się dla nich przezroczysty. Niestety nie powiedzą nam one nic o tym, jak zachowywał się Świat przed osiągnięciem wieku 300 tysięcy lat. Wcześniej bowiem fotony te bardzo często oddziaływały z materią - rozbijając formujące się atomy, tracąc w takich oddziaływaniach wszelką niesioną przez siebie informację. Fotony, które "odprzęgły" się od materii 300 tysięcy lat po Początku, stygły przez następne 14 miliardów lat. Dzisiaj promieniowanie, które wypełnia cały Wszechświat, i które jest tworzone przez owe fotony, ma temperaturę około 2,7 stopnia powyżej zera bezwzględnego. Promieniowanie to nazywa się promieniowaniem reliktowym, a jego odkrycie dokonane w 1965 roku przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona stało się jednym z najważniejszych dowodów na słuszność modelu Wielkiego Wybuchu.

Historia Wszechświata

Po uformowaniu się atomów Wszechświat wszedł w epokę rządzoną przez siły grawitacyjne. Przyciąganie grawitacyjne sprawiało, że niejednorodności rozkładu materii, które powstały w okresie wcześniejszym, akumulowały coraz większą ilość materii. Wkrótce wewnątrz tych niejednorodności zapłonęły pierwsze gwiazdy.

Obraz wczesnego Wszechświata

Wróćmy jeszcze do neutrin, które powstały we wczesnych etapach ewolucji Wszechświata. Powiedzieliśmy, że w okresie wcześniejszym niż jedna sekunda po Wielkim Wybuchu, neutrina te wchodziły w reakcje z protonami, powodując ich odwrotne rozpady beta. Jednak po upływie około jednej sekundy, gęstość materii wypełniającej Wszechświat spadła na tyle, że oddziaływanie z nią neutrin stało się bardzo rzadkie. Moment ten nazywany jest momentem, w którym Wszechświat stał się przezroczysty dla pierwotnych neutrin. Widać tutaj wyraźną analogię z "odprzęgnięciem" się fotonów reliktowych od materii. Jednakże odprzęgnięcie się neutrin nastąpiło nie po 300 tysiącach lat, ale po jednej sekundzie od chwili początkowej! Neutrina reliktowe wciąż pozostają we Wszechświecie, wypełniając każdy jego zakątek. Szacuje się, że w jednym centymetrze przestrzeni znajduje się 300-600 owych neutrin. Niestety póki co fizykom nie udało się owych cząstek zaobserwować eksperymentalnie. Jest to bardzo trudne, zważywszy na ich stosunkowo niewielką liczbę (w porównaniu z np. neutrinami słonecznymi) oraz bardzo małą energię (również neutrina reliktowe, podobnie jak fotony reliktowe przez 14 miliardów lat, jakie upłynęły od Wielkiego Wybuchu, stygły). Jeśli jednak kiedykolwiek uda się je wykryć i zbadać, fizycy dostaną "zdjęcie" Wszechświata wykonane zaledwie 1 sekundę od Wielkiego Wybuchu.

Wnętrze Ziemi

We wnętrzu naszej planety znajdują się pierwiastki promieniotwórcze, między innymi uran i radioaktywny tor. W czasie ich rozpadu wytwarzana jest pewna liczba neutrin, które uciekają z wnętrza Ziemi i mogłyby zostać zarejestrowane przez eksperymenty znajdujące się na powierzchni. Pomiar owych neutrin dałby możliwość bezpośredniego wglądu w intensywność przemian promieniotwórczych wewnątrz naszej planety, a tym samym potwierdził lub odrzucił modele geofizyczne naszej planety. Eksperymenty, których celem jest zmierzenie owych geoneutrin, właśnie trwają.


Jak naukowcy budują model wnętrza Ziemi? Jest kilka metod. Pierwsza polega na badaniu skał znajdujących się na powierzchni oraz pod nią (najgłębsze odwierty sięgają kilkunastu kilometrów w głąb Ziemi). Ze składu chemicznego owych skał wyciąga się wnioski odnośnie składu chemicznego wnętrza naszej planety. Z drugiej strony sejsmolodzy potrafią badać gęstość warstw materii znajdującej się znacznie głębiej. Badają oni fale i drgania (naturalne bądź wzbudzane sztucznie), które rozchodzą się wewnątrz naszej planety. Prędkość i kierunek rozchodzenia się fal są zależne od gęstości ośrodka, w którym się rozchodzą. Niestety poznanie gęstości materii nie powie nam wiele o jej składzie chemicznym, szczególnie gdy skład ten jest skomplikowany. Trzecim sposobem badania składu chemicznego Ziemi jest badanie składu meteorytów znajdowanych na powierzchni naszej planety (w szczególności tzw. chondrytów CI). Zakłada się, że meteoryty te uformowały się w Układzie Słonecznym w czasie, w którym formowała się także Ziemia, a ich skład jest zbliżony do składu materii, która uformowała naszą planetę.

Model Ziemi

W modelach Ziemi tworzonych w oparciu o powyższe metody znajduje się wiele niewiadomych. Jedną z niewiadomych jest dokładny skład poszczególnych warstw planety. Drugą niewiadomą jest produkcja ciepła wewnątrz Ziemi. Okazuje się, że powierzchnia Ziemi emituje około 30-45 tysięcy miliardów watów mocy (odpowiada to mocy generowanej przez około 10 000 elektrowni jądrowych!). Skąd pochodzi ta energia? Okazuje się, że może ona mieć kilka źródeł:
- grawitacja - Ziemia kurczyła się w przeszłości i wciąż zmienia swoją objętość. W czasie kurczenia wyzwalana jest energia cieplna, zgromadzona wcześniej w postaci energii grawitacyjnej.
- oddziaływanie grawitacyjne z Księżycem i ze Słońcem powoduje powstawanie ruchów pływowych (podobnych do ruchów pływowych wody w oceanach) wewnątrz Ziemi. W czasie tych ruchów warstwy materii zaczynają o siebie trzeć i wydzielać energię.
- w historii Ziemi wielokrotnie dochodziło do upadków na nią potężnych meteorytów. Zderzenia takie dostarczały wnętrzu Ziemi energii, która przez następne miliardy lat jest z niej stopniowo uwalniana.
- najważniejszym źródłem energii wnętrza Ziemi są rozpady promieniotwórcze - beta oraz alfa. W Ziemi zgromadzona jest duża ilość uranu, toru oraz promieniotwórczego potasu. W oparciu o modele Ziemi szacuje się, że każdego z tych pierwiastków wewnątrz Ziemi jest około stu tysięcy miliardów ton!!! Przy czym większość owych pierwiastków powinna być zgromadzona w zewnętrznej skorupie ziemskiej oraz w górnych warstwach tzw. płaszcza (warstwy, która znajduje się bezpośrednio pod skorupą). Tak przynajmniej mówią najbardziej popularne modele.

Wypływ ciepła z wnętrza Ziemi

Czy powyżej zaprezentowane źródła wystarczą, aby wytłumaczyć emisję energii z powierzchni Ziemi? Otóż okazuje się, że w zależności od przyjętej ilości pierwiastków promieniotwórczych znajdujących się wewnątrz planety produkcja mocy przez rozpady promieniotwórcze wynosi 20-30 tysięcy miliardów watów. Widać więc, że ilość owych pierwiastków jest wystarczająca lub nieco za mała (w zależności od przyjętego modelu), aby wytłumaczyć w pełni emisję energii. Niestety oszacowanie ilości pierwiastków promieniotwórczych wewnątrz planety opiera się na modelach i dokonanych w nich założeniach. Bezpośredniego pomiaru ilości owych pierwiastków można dokonać przeprowadzając pomiar ilości neutrin produkowanych w czasie rozpadów beta. Tzw. neutrina ziemskie lub inaczej geoneutrina mogą dostarczyć istotnej informacji o wnętrzu naszej planety i jego składzie oraz procesach w nim zachodzących. Szczególnie ciekawym pomiarem byłoby zmierzenie ilości neutrin pochodzących z obszaru skorupy oraz z obszarów głębszych. Można tego dokonać umieszczając kilka eksperymentów w różnych obszarach Ziemi. Mierzona ilość neutrin pochodzących z płaszcza planety byłaby w każdym eksperymencie podobna, za to ilość neutrin pochodząca ze skorupy byłaby znacząco różna. Różnica ta zostałaby spowodowana różną grubością skorupy w różnych obszarach kuli ziemskiej. Innym ciekawym pomiarem byłoby zmierzenie stosunków poszczególnych pierwiastków promieniotwórczych zawartych w Ziemi. Można by tego dokonać mierząc energie geoneutrin. Okazuje się, że rozpady poszczególnych jąder produkują neutrina o różnych maksymalnych energiach. I tak np. przy przemianie uranu w stabilny ołów (która dokonuje się w kilku pośrednich krokach, w których pojawiają się kolejne niestabilne, coraz lżejsze pierwiastki) emitowane są neutrina, których energie mogą znacznie przekraczać maksymalne energie neutrin pochodzących z rozpadów toru, czy potasu. Pierwsze geoneutrina i ich energie już zarejestrowano. Pomiar ten obarczony jest niestety bardzo dużą niepewnością.

Wyniki eksperymentu Kamland

Model Ziemi
Jądro Ziemi jest zbudowane ze związków bogatych w żelazo, ciśnienie panujące w nim jest około miliona razy większe niż to panujące na powierzchni, zaś temperatura przekracza 4000 stopni. Jądro dzieli się na wewnętrzne - stałe, i zewnętrzne - płynne. Na zewnątrz jądra znajduje się płaszcz stanowiący przeszło 70% objętości całej planety. Nad płaszczem znajduje się cienka warstwa skorupy. Jej grubość jest różna w różnych miejscach planety (od kilku do kilkudziesięciu kilometrów), mniejsza pod powierzchnią oceanów niż pod kontynentami.

Aby dowiedzieć się więcej:
› wiz.pl
› wikipedia.org

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.

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

Polacy a neutrina

Zapewne interesuje Cię, drogi Czytelniku, gdzie Polska i Polacy znajdują się na mapie fizyki neutrin. Czy nasi naukowcy, doktoranci, studenci mogą poszczycić się wkładem w rozwój owej dziedziny, czy też jest ona egzotyczną dziedziną nie uprawianą w Polsce? Nie będziemy wymieniać tu wszystkich naukowców polskiego pochodzenia, którzy dokonywali neutrinowych odkryć w różnych momentach rozwoju owej gałęzi nauki. Kilku bowiem noblistów przedstawionych na stronach "Odkrywanie Neutrin" miało swoje korzenie w Polsce. Powiemy za to w skrócie o badaniach, które prowadzą we współpracy z instytutami zagranicznymi polscy uczeni.

W Polsce istnieją cztery silne ośrodki fizyki neutrin: Warszawa, Kraków, Katowice i Wrocław:

Polscy fizycy biorą udział we wszystkich fazach eksperymentów, w które są zaangażowani - poczynając od przygotowywania sprzętu i oprogramowania, uczestnictwie w zbieraniu danych przez eksperyment, ich analizowaniu, a skończywszy na przygotowywaniu publikacji, w której przedstawiany jest ostateczny wynik, odkrycie. Współpraca pomiędzy polskimi grupami i ośrodkami zagranicznymi wciąż jest poszerzana. Neutrinowe grupy polskie powiększają się, zdobywają doświadczenie i rozwijają. Dysponując świetnym wykształceniem i doskonałymi umiejętnościami, polscy fizycy są cenieni przez międzynarodowe zespoły naukowców neutrinowych i ich przyłączenie się do owych zespołów jest zawsze pożądane.

Jeśli jesteś jeszcze przed wyborem kierunku studiów i zainteresowała Cię fizyka neutrin, to specjalizować w niej możesz się w Warszawie, Krakowie, Wrocławiu bądź Katowicach. Również w innych ośrodkach fizyki w kraju pracują naukowcy, którzy w mniejszym lub większym stopniu zajmują się tymi zagadnieniami.

Notki biograficzne

Henri Becquerel (1852-1908), francuski fizyk i chemik, członek francuskiej Akademii Nauk. Odkrył zjawisko promieniotwórczości. W 1903 roku razem z Marią i Pierrem Curie otrzymał Nagrodę Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› Nobelprize.org
› Wikipedia.org

Maria Curie-Skłodowska (1867-1934), urodzona w Warszawie, większość życia spędziła we Francji. Zajmowała się fizyką i chemią. Odkryła dwa pierwiastki promieniotwórcze - rad i polon. Była prekursorem leczenia raka za pomocą promieniotwórczości. Dwukrotna laureatka Nagrody Nobla - 1903 i 1911.

Aby dowiedzieć się więcej:
› Nobelprize.org
› Wikipedia.org

Lise Meitner (1878-1968), fizyczka austriacka. W 1938 odkryła wraz z Hahnem zjawisko rozszczepienia jąder uranu. Przez wiele lat prowadziła badania promieniowania beta, zajmując się między innymi wyznaczaniem energii elektronów powstających w tym procesie.

Aby dowiedzieć się więcej:
› women_in_science.edu
› wikipedia.pl

Otto Hahn (1879-1960), fizyk i chemik niemiecki. Odkrywca 228Ra, 228Ac oraz 228Th. W 1921 roku Hahn odkrył zjawisko izomerii jądrowej, a w 1938 wraz z Lise Meitner odkrył zjawisko rozszczepienia jąder uranu. W latach 20-tych i 30-tych badał zjawisko promieniowania beta. Laureat Nagrody Nobla w 1944 roku.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Albert Einstein (1879-1955), twórca teorii względności, współtwórca fizyki kwantowej i współczesnej fizyki statystycznej. Urodził się w Niemczech, studiował w Szwajcarii w Zurychu. W 1905 opublikował szereg prac zmieniających oblicze fizyki (teoria względności, efekt fotoelektryczny, teoria ruchów Browna). Do 1916 rozwinął teorię względności budując współczesną teorię grawitacji. W 1933 opuścił nazistowskie Niemcy i udał się na emigrację do USA. Do końca życia pracował nad próbą zbudowania teorii unifikującej wszystkie oddziaływania. Brał czynny udział w życiu politycznym. W czasie I w.ś. pacyfista, w czasie II w.ś. popierał prace zmierzające do budowy amerykańskiej bomby atomowej. Po wojnie zagorzały przeciwnik rozbudowy arsenału jądrowego.

Aby dowiedzieć się więcej:
› Nobelprize.org
› Wikipedia.org

George Uhlenbeck (1900-1988), holenderski fizyk. Wprowadził wraz z Goudsmitem pojęcie spinu elektronu do fizyki. W czasie II w.ś. pracował nad ulepszeniem radaru. Zajmował się również fizyką statystyczną, między innymi ruchami Browna.

Aby dowiedzieć się więcej:
› MacTutor.org
› nndb.com

Samuel Goudsmit (1902-1978), holenderski fizyk. Wprowadził wraz z Uhlenbeckiem pojęcie spinu elektronu do fizyki. Pracował przy projekcie Manhattan (budowie pierwszej bomby atomowej), będąc odpowiedzialnym za analizę postępów nazistowskich Niemiec.

Aby dowiedzieć się więcej:
› Leiden_University
› Wikipedia.org

James Chadwick (1891-1974), angielski fizyk, profesor na uniwersytetach w Manchesterze, Liverpoolu i Cambridge. W 1932 roku odkrył neutron i oszacował jego masę. Odkrył rozszczepienie jądra deuteru pod wpływem fotonów gamma. Laureat Nagrody Nobla z 1935 roku.

Aby dowiedzieć się więcej:
› Nobelprize.org
› Wikipedia.org

Ettore Majorana (1906-1938?), włoski fizyk, współpracownik Fermiego. Zajmował się mechaniką kwantową. Rozważał problem masy neutrina. Zapisał równanie, w którym neutrina i anty-neutrina traktowane są jako ten sam obiekt. Interesował się również zagadnieniem fal grawitacyjnych. W 1938 roku w czasie rejsu statkiem zaginął. Prawdopodobnie popełnił samobójstwo topiąc się w Morzu Tyrreńskim.

Aby dowiedzieć się więcej:
› Majorana, czy Dirac?
› Wikipedia.org

Wolfgang Pauli (1900-1958), wybitny fizyk austriacki, współtwórca mechaniki kwantowej, sformułował tzw. zakaz Pauliego, zgodnie z którym obiekty obdarzone spinem połówkowym nie mogą znajdować się w tym samym stanie kwantowym, wysunął hipotezę istnienia neutrin i sformułował zasadę zachowania CPT - podstawową zasadę symetrii obowiązującą we Wszechświecie. Laureat Nagrody Nobla z 1945 roku.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.pl

Enrico Fermi (1901-1954), fizyk włoski, przez długi czas pracujący w USA, współtwórca pierwszego reaktora jądrowego i pierwszej bomby atomowej, współtwórca praw opisujących zachowanie się układów kwantowych i pomysłodawca (wraz z polskim matematykiem Stanisławem Ulamem) tzw. metod Monte Carlo, czyli wykorzystania mocy obliczeniowej komputerów w fizyce. Laureat Nagrody Nobla z 1938 roku.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.pl

Hans Bethe (1906-2005), amerykański fizyk pochodzenia niemieckiego, dyrektor wydziału teorii w laboratorium jądrowym w Los Alamos w latach 1943-56. Zajmował się mechaniką kwantową, jądrową oraz astrofizyką. Odkrył cykl przemian jądrowych, których efektem jest produkcja energii w gwiazdach. Laureat Nagrody Nobla z 1967 roku.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Frederic Reines (1918-1998), amerykański fizyk. Pracował w laboratorium jądrowym w Los Alamos. W latach 1951-56 prowadził serię doświadczeń, które doprowadziły do eksperymentalnego potwierdzenia istnienia neutrina elektronowego. Laureat Nagrody Nobla z 1995 roku.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Clyde Cowan (1919-1974), fizyk amerykański i kapitan US Army Air Force. W latach 1951-56 wraz z F. Reinesem prowadził eksperymenty, które doprowadziły do potwierdzenia istnienia neutrin elektronowych.

Aby dowiedzieć się więcej:
› los_alamos.org
› wikipedia.org

Victor Hess (1883-1964), austriacki fizyk, zajmował się badaniami promieniowania kosmicznego, fizyki atmosfery i promieniotwórczości. W 1911-12 roku przeprowadził serię eksperymentów balonowych, dzięki którym wykrył promieniowanie kosmiczne. Za to odkrycie w 1936 roku został nagrodzony Nagrodą Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.pl

Carl Anderson (1905-1991), amerykański fizyk, zajmował się badaniem promieniowania kosmicznego. W 1932 roku wśród cząstek promieniowania odkrył anty-elektrony (pozytony). W 1936 roku odkrył ciężki elektron, nazwany mionem. W czasie II wojny światowej zajmował się badaniami nad rakietami. W 1936 roku odebrał Nagrodę Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.pl

Bruno Pontecorvo (1913-1993), fizyk włoski, współpracownik Fermiego. Zaproponował metodę detekcji neutrin wykorzystaną przez Reinesa i Cowana do pierwszego doświadczalnego wykrycia owych cząstek. Na podstawie przeprowadzonych przez siebie pomiarów rozpadów mionu zapostulował istnienie dwu odmian neutrina - elektronowej i mionowej. Postawił również hipotezę oscylacji neutrin.

Aby dowiedzieć się więcej:
› jinr.ru
› wikipedia.org

Melvin Schwartz (1932-2006), fizyk amerykański. Współodkrywca neutrina mionowego. Zajmował się również badaniami nad neutralnymi mezonami K oraz odkrył wodoropodobne obiekty, każdy złożony z pionu i związanego z nim mionu. Zajmował się też badaniami nad szyfrowaniem danych przesyłanych przez sieci komputerowe. W 1988 otrzymał Nagrodę Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Leon Lederman (1922-), amerykański fizyk, były dyrektor Instytutu Fermiego, gdzie nadzorował konstrukcję Tevatronu, pozostającego wciąż najpotężniejszym akceleratorem na świecie. Pracował również w ośrodku CERN, gdzie współtworzył grupę badającą jedną z podstawowych wielkości Modelu Standardowego - tzw. wielkość "g-2". Współodkrywca neutrina mionowego. W 1988 nagrodzony Nagrodą Nobla. Popularyzator fizyki.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Jack Steinberger (1921-), amerykański fizyk niemieckiego pochodzenia, współodkrył fakt, iż rozpad mionu na elektron jest rozpadem trzyciałowym, uczestnik eksperymentów, w których wykryto neutralny pion i zmierzono czas życia pionów. Przyczynił się do rozwoju nowych rodzajów detektorów: komór pęcherzykowych, dzięki którym odkrył cząstkę sigma oraz zmierzył wiele własności cząstek materii. Na początku lat 60-tych uczestniczył w eksperymencie z wiązką neutrin, w którym odkryte zostało neutrino mionowe. W latach 70-tych przeniósł się do Europy i pracował w ośrodku CERN mierząc własności cząstek K0. Przygotowywał i brał udział w eksperymentach pracujących przy akceleratorze LEP. W chwili obecnej zmienił pole zainteresowań i zajmuje się kosmologią i astrofizyką.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Martin Perl (1927-), amerykański fizyk o polskich korzeniach (jego rodzice wyemigrowali z terenów Polski około 1900 roku). Studia kończył pod opieką I.I. Rabiego (laureata Nagrody Nobla z 1944 roku). Od 1963 roku pracował w laboratorium SLAC, gdzie na początku lat 70-tych odkrył taon, lepton trzeciej generacji. Laureat Nagrody Wolfa w 1982 oraz Nagrody Nobla w 1995.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› slac.edu

Carlo Rubbia (1934-), włoski fizyk. W latach 60-tych uczestniczył w eksperymentach badających własności pionów, m.in. współodkrywca rozpadu beta pionu naładowanego. Zajmował się fizyką neutrin próbując wykryć prądy neutralne - eksperyment prowadzony był w laboratorium Fermiego w USA. W latach 80-tych prowadził eksperyment UA-1 w ośrodku CERN. Eksperyment ten potwierdził istnienie bozonów pośredniczących W i Z. Za to osiągnięcie otrzymał w 1984 roku Nagrodę Nobla. W latach 1989-94 dyrektor generalny CERNu.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› witamy_w_cern.pl

Maurice Goldhaber (1911-), fizyk pochodzenia austriackiego (urodzony we Lwowie). Współpracownik Jamesa Chadwicka. Wraz z nim dokonał pomiaru masy neutronu. Zajmował się fizyką jądrową badając jądrowe stany wzbudzone, rozpraszając wiązki neutronów na jądrach, badał szeregi promieniotwórcze. W 1957 odkrył łamanie symetrii lewo-prawo w sektorze neutrin. Niedługo później został dyrektorem Brookhaven National Laboratories w USA. W latach 80-tych dołączył do grup naukowców prowadzących detekcje neutrin w eksperymentach IMB i Kamiokande (a następnie Super-Kamiokande). Razem z zespołami tych eksperymentów zaobserwował neutrina pochodzące z supernowej (SN1987A) i oscylacje neutrin.

Aby dowiedzieć się więcej:
› fermiprize.org

Lee Grodzins - amerykański fizyk. Współodkrywca łamania symetrii lewo-prawo w sektorze neutrin. Wieloletni pracownik MIT. Opracował metody dokładnego pomiaru zanieczyszczeń powietrza. Założył prywatną firmę, której celem jest rozwój tej technologii. Zajmuje się pracą nad sposobami wykrywania materiałów wybuchowych. Opracowane przez niego metody są stosowane zarówno do polepszenia bezpieczeństwa na lotniskach, jak i mogą być użyte do efektywniejszego wykrywania min lądowych.

Aby dowiedzieć się więcej:
› purdue.university.edu

Paul Maurice Dirac (1902-1984), fizyk angielski. Współtwórca teorii kwantowej. Wprowadził do niej tzw. relatywistyczne równanie falowe, które łączy mechanikę kwantową ze szczególną teorią względności. Równanie to przewiduje istnienie antymaterii (odkrytej kilka lat po zapisaniu owego równania) oraz opisuje spiny cząstek elementarnych. Dirac został uhonorowany Nagrodą Nobla w 1933 roku.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.pl

Raymond Davis (1914-2006), fizyk i chemik amerykański. Na przełomie lat 40-tych i 60-tych próbował wykryć neutrina pochodzące z reaktora (niestety reaktor emituje wyłącznie anty-neutrina). W latach 50-tych i 60-tych zajmował się opracowaniem fizyko-chemicznych metod szacowania wieku skał, między innymi badał wiek meteorytów i skład chemiczny próbek gruntu księżycowego. Autor eksperymentu w kopalni Homestake, w którym metodami radiochemicznymi wykrył i zmierzył strumień neutrin pochodzących ze Słońca. Strumień ten okazał się trzykrotnie mniejszy niż przewidywany teoretycznie. Pomiar ten, którego rezultat nazwano "neutrinowym kryzysem słonecznym", został potwierdzony przez eksperymenty następnej generacji i przyczynił się do powstania hipotezy masowych, oscylujących neutrin. W 2002 roku Davis został uhonorowany Nagrodą Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Steven Weinberg (1933-), fizyk amerykański. Współodkrywca teorii unifikującej oddziaływania elektromagnetyczne i słabe jądrowe. Współtwórca kwantowej chromodynamiki - teorii opisującej oddziaływania silne. Zajmuje się również astrofizyką i kosmologią. Dydaktyk i popularyzator nauki. W 1979 został nagrodzony Nagrodą Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Abdus Salam (1926-1996), fizyk pakistański. Współodkrywca teorii unifikującej oddziaływania elektromagnetyczne i słabe jądrowe. Działał w Organizacji Narodów Zjednoczonych, w komisjach zajmujących się rozwojem nauki i przepływem wiedzy. W Trieście założył instytut fizyki teoretycznej, dziś noszący jego imie, którego celem jest między innymi pomoc młodym fizykom z krajów rozwijających się. W 1979 został uhonorowany Nagrodą Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Sheldon Glashow (1932-), fizyk amerykański. Współodkrywca teorii unifikującej oddziaływania elektromagnetyczne i słabe jądrowe. Na przełomie lat 60-tych i 70-tych przewidział istnienie nowego rodzaju kwarku - kwarku powabnego. Obiekt zawierający ten kwark odkryty został w 1974 roku. Do dnia obecnego pracuje nad teorią unifikującą wszystkie znane oddziaływania. W 1979 otrzymał Nagrodę Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Simon van der Meer (1925-), holenderski fizyk i inżynier. Zajmował się techniką akceleratorów w ośrodku CERN. Opracował tzw. "róg magnetyczny", urządzenie ogniskujące wiązkę nietrwałych cząstek i umożliwiające uzyskanie intensywnych wiązek neutrin otrzymanych z rozpadu owych cząstek. Opracował system umożliwiający zderzanie przeciwbieżnych wiązek protonów i anty-protonów w akceleratorze SPS. W zderzeniach tych Carlo Rubbia i jego zespół odkryli bozony pośredniczące.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› fuw.edu.pl

John N. Bahcall (1934-2005), amerykański fizyk. Współtwórca Standardowego Modelu Słońca. Obliczył strumień neutrin, jaki w różnych procesach generowany jest wewnątrz Słońca. Współpracował z Raymondem Davisem przy eksperymencie, który jako pierwszy zmierzył doświadczalnie ów strumień i zapoczątkował tzw. "kryzys słoneczny". Jest współtwórcą modeli opisujących galaktyki. W latach 1970-90 pracował przy budowie kosmicznego teleskopu Hubbla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› ias.edu
› wikipedia.org

Fred Hoyle (1915-2001), angielski fizyk. Współtwórca teorii nukleosyntezy zachodzącej wewnątrz gwiazd. Zaproponował również teorię, zgodnie z którą ciężkie jądra atomowe (cięższe od żelaza) powstają w obszarze objętym przez wybuch supernowej. Hoyle był również współautorem wielu kontrowersyjnych hipotez, np. hipotezy odrzucającej Wielki Wybuch jako początek Wszechświata. Był autorem licznych książek, zarówno naukowych, popularnonaukowych, jak i science-fiction.

Aby dowiedzieć się więcej:
› physicstoday.org
› wikipedia.org

Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), indyjski fizyk. Przez całe swoje życie zajmował się zagadnieniami związanymi z ewolucją gwiazd. Opracował model teoretyczny białych karłów, model dynamiki gwiazd, atmosfer gwiazdowych. Zajmował się również astrofizyką relatywistyczną i teorią czarnych dziur. Za swój wkład w zrozumienie ewolucji gwiazd w 1983 roku został nagrodzony Nagrodą Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Ejnar Hertzsprung (1873-1967), duński astronom. Współtwórca tzw. diagramu Hertzsprunga-Russela. Diagram ten porządkuje wszystkie znane gwiazdy w zależności od ich temperatury i jasności. W różnych miejsach pojawiają się na nim gwiazdy będące w różnych stadiach swojej ewolucji. Diagram jest więc zapisem ewolucji gwiazd i różnych możliwości owej ewolucji. Hertzsprung wyznaczył również odległości do kilku bliskich gwiazd zmiennych typu cefeid.

Aby dowiedzieć się więcej:
› pw.edu.pl
› wikipedia.pl

Ernest O. Lawrence (1901-1958), fizyk amerykański. Skonstruował pierwszy cyklotron - cykliczny akcelerator, w którym przyśpieszane cząstki krążyły po spirali, wielokrotnie przekraczając obszar, w którym były przyśpieszane. Dziś technika cyklotronów jest jedną z głównych technik stosowanych do przyśpieszania cząstek materii. W czasie wojny Lawrence pracował przy budowie bomby atomowej wzbogacając uran będący źródłem jej energii. W 1939 roku otrzymał Nagrodę Nobla za opracowanie cyklotronu.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

George Gamow (1904-1968), ukraiński fizyk. Na początku lat 30-tych Gamow uciekł z ZSRR i przeniósł się do Stanów Zjednoczonych. Jego największym osiągnięciem było obliczenie składu procentowego pierwiastków we Wszechświecie po Wielkim Wybuchu. Skład ten zgadza się bardzo dobrze z obserwacjami. Zaproponował on również istnienie promieniowania reliktowego, pozostałości po Wielkim Wybuchu, wypełniającego cały Wszechświat. Promieniowanie to zostało wykryte w 1964 roku. Gamow zajmował się również fizyką jądrową, ewolucją gwiazd i genetyką. Był także popularyzatorem nauki.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Arno Penzias (1933-), amerykański fizyk. W 1964 roku pracując dla laboratoriów Bella badał promieniowanie radiowe Galaktyki używając czułej anteny. W wyniku tych badań odkrył (wspólnie z Robertem Wilsonem) izotropowe promieniowanie mikrofalowe, którego pochodzenia nie mógł wyjaśnić. Wkrótce okazało się, że obserwacja, którą przeprowadził, była pierwszym pomiarem tzw. reliktowego promieniowania tła i dowodem na to, że Wszechświat narodził się w Wielkim Wybuchu. W 1978 roku za odkrycie to otrzymał Nagrodę Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› gwu.edu
› wikipedia.org

Robert Wilson (1936-), amerykański fizyk. Współodkrywca reliktowego promieniowania tła. Przez wiele lat pracując w laboratoriach Bella zajmował się radioastronomią mierząc między innymi rozkłady różnych pierwiastków i związków chemicznych w Galaktyce. W 1978 roku wraz z Penziasem otrzymał Nagrodę Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

Masatoshi Koshiba, fizyk japoński, urodzony w 1926 roku. Zajmował się badaniami cząstek elementarnych pochodzących z kosmosu oraz studiami nad promieniowaniem kosmicznym. Jeden z głównych architektów eksperymentu Kamiokande, a następnie szef eksperymentu SuperKamiokande, który potwierdził deficyt neutrin słonecznych i wykrył deficyt neutrin atmosferycznych docierających do detektora z kierunku nadiru. Pomiar ten był pierwszym bezpośrednim dowodem na zjawisko oscylacji neutrin, a co za tym idzie na to, że neutrina obdarzone są niezerową masą. W 2002 roku został uhonorowany Nagrodą Nobla.

Aby dowiedzieć się więcej:
› nobelprize.org
› wikipedia.org

LEP - największy z dotychczasowych akceleratorów. Został zbudowany w ośrodku CERN w Szwajcarii i miał obwód 27 kilometrów. Przyśpieszał w przeciwnych kierunkach elektrony i anty-elektrony doprowadzając do ich zderzeń w czterech punktach na obwodzie. Wokół punktów tych ustawione były detektory: ALEPH, OPAL, DELPHI i L3. Akcelerator działał w latach 1989-2000. W tej chwili tunel LEP-u jest zajęty przez nowy akcelerator - LHC. Jego pierwsze uruchomienie nastąpiło 10 września 2008 roku.

Aby dowiedzieć się więcej:
› cern.ch
› wikipedia.org

Super-Kamiokande jest największym detektorem neutrin kosmicznych skonstruowanym do tej pory. Detektor ten jest zbiornikiem 55 000 ton ultraczystej wody. Na ścianach zbiornika znajduje się 11 200 detektorów fotonów (światła). Neutrino przechodzące przez zbiornik może oddziałać z wodą produkując elektron bądź mion, który przechodzi następnie przez wodę i powoduje pojawienie się błysku światła, dzięki tzw. efektowi Czerenkowa. Błysk ten rejestrowany jest przez detektory. Super-Kamiokande działa od 1996 roku (z przerwami). Potwierdził on oscylacje neutrin słonecznych i odkrył oscylacje neutrin atmosferycznych.

Aby dowiedzieć się więcej:
› SuperKamiokande
› Detektory wodne

Podziękowania

Strona "Odkrywanie Neutrin" powstała w ramach projektu NOLBE programu "European Reintegration Grant" 6 Programu Ramowego Unii Europejskiej (numer grantu: MERG-CT-2005-014859) . Dziękujemy za udzielone wsparcie.

Web site "Odkrywanie neutrin" was created as a part of the NOLBE project finansing under ""European Reintegration Grant" 6 Framework Programme (grant number: MERG-CT-2005-014859). We would like to thank for the support we obtained.

Dziękujemy organizacji CERN, która zgodziła się nam udostępnić zdjęcia ze swojego archiwum. Dziękujemy również wszystkim osobom, które tworzą edukacyjne strony internetowe. Dyskusje i wymiana poglądów z wieloma takimi osobami przyczyniła się do ulepszenia funkcjonalności naszej strony.

Dziękujemy Tobie, Użytkowniku Sieci, że poświęciłeś swój czas na zapoznanie się z naszą stroną. Mamy szczerą nadzieję, że zdobyte dzięki tej witrynie informacje poszerzyły Twoją wiedzę i uczyniły świat fizyki cząstek mniej egzotycznym.

Copyrights

Strona "Odkrywanie Neutrin" jest stroną edukacyjną, niekomercyjną. Jej celem jest szerzenie wiedzy z zakresu fizyki neutrin. Dołożyliśmy wszelkich starań, aby zamieszczone na niej materiały (w szczególności zdjęcia i grafiki) nie naruszały praw autorskich, tzn. pochodziły z domeny publicznej. Na umieszczenie zdjęć zaczerpniętych z archiwów CERN-u uzyskana została zgoda przedstawiciela organizacji CERN. Jeśli pomimo naszych starań zamieściliśmy zdjęcie (grafikę) objęte prawami autorskimi i osoba posiadająca owe prawa poinformuje nas o tym i nie wyrazi zgody na umieszczenie danego materiału na stronie, zobowiązujemy się do natychmiastowego usunięcia zdjęcia (grafiki).

Grafiki zamieszczone na stronie "Odkrywanie Neutrin", które zostały opracowane przez zespół przygotowujący niniejszą witrynę, mogą być kopiowane i używane na innych stronach pod warunkiem umieszczenia informacji o ich pochodzeniu. Teksty zamieszczone na stronie "Odkrywanie Neutrin" mogą być kopiowane tylko i wyłącznie jako cytaty. Jednocześnie zastrzegamy sobie prawo do cofnięcia zgody na umieszczenie grafik bądź tekstów na konkretnej stronie.


Web site "Odkrywanie neutrin" is an educational, non-commerce vortal. We have put our best efforts to preserve copyrights and use only images and graphics from the public domain. However if one finds a material for which he holds the copyrights and does not agree do make use of it on the "Odkrywanie neutrin" web page, please let us now, and the material (photo or image) will be removed immediately from the content of the page.


Oryginalna wersja strony "Odkrywanie neutrin" autorstwa dr Grzegorza Brony znajduje się pod adresem http://www.fuw.edu.pl/~neutrina, a tutejsza kopia została stworzona (oraz nieco zmodyfikowana) za wiedzą i zgodą autora. Polecamy korzystanie ze starszej wersji, jeśli tutejsza strona działa powoli (np. na skutek przeciążenia serwera).