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