Neutrina jsou neutrální částice, které interagují pouze slabou interakcí, tedy s extrémně malou pravděpodobností. Pro jejich detekci je potřeba mít velmi velký a citlivý detektor. Zároveň je potřeba mít velmi intenzivní zdroj těchto částic. První detekce neutrin a prokázání jejich existence se podařilo s využitím umělého zdroje, kterým byl reaktor. Pro nás je jejich nejintenzivnějším přírodním zdrojem Slunce. Zde vznikají při těch fúzních reakcích a rozpadech, které probíhají právě slabou interakcí. Většinou jde o přeměnu beta. První, kdo se pokusil o detekci neutrin ze Slunce byl Raymond Davis. Ten využil radiochemický detektor založený na reakci neutrin s chlorem, která jej přeměnila na radioaktivní argon. Tímto způsobem se dají detekovat pouze neutrina s energií přesahující 0,8 MeV. Těch je jen velmi malý zlomek a pocházejí ze specifických reakcí. Radiochemický detektor navíc nedokáže určit energii neutrina. V roce 1967 se mu tak podařilo neutrina ze Slunce detekovat. Zjistil, že je jich násobně méně, než předpovídaly sluneční modely. Začala tak cesta k prokázání existence oscilací neutrin a jejich nenulové klidové energie. Zároveň se tak zrodila sluneční neutrinová astronomie.

Obrovskou výhodou neutrin je, že bez interakce proletí z nitra Slunce, kde v jaderných reakcích vznikají, celým jeho poloměrem a nesou nezkreslenou informaci právě o těch vnitřních oblastech naší hvězdy a jejich současném stavu. Fotony, které také v nitru Slunce vznikají jsou při své cestě k jeho povrchu mnohonásobně pohlceny a zase vyzářeny. Jejich cesta tak trvá desetitisíce let. To, jak nyní Slunce září, je dáno průběhem reakcí v jeho nitru před deseti tisíci lety. Neutrina nám naopak mohou říci, jak bude Slunce svítit za další desetitisíce let. V průběhu desetiletí, která uplynula od první detekce solárních neutrin Raymondem Davisem, se podařilo zjistit celou řadu skutečností.

Neutrinový detektor Borexino (zdroj Borexino).

Radiochemické detektory prokázaly, že neutrina ve Slunci opravdu vznikají a jejich detekovaný menší počet naznačuje existenci oscilací neutrin. Detektor Superkamiokande detekuje neutrina s vysokými energiemi v jejich rozptylu na elektronech a umožňuje určit směr jejich příchodu. Potvrdilo se tak, že opravdu přilétají ze směru Slunce. To, že celkový počet neutrin vyzářených Sluncem odpovídá předpovědím slunečních modelů, potvrdil detektor SNO využívající těžkou vodu. V něm dochází kromě reakcí, které probíhají jen v případě elektronových neutrin, i k reakcím vyvolaným všemi třemi typy neutrin. Srovnáním se podařilo potvrdit, že mizející elektronová neutrina ze Slunce se přeměňují na mionová a tauonová. Nové detektory pak začaly stále přesněji měřit i spektra slunečních neutrin, tedy závislost jejích počtu na energii. Bylo tak možné oddělit sluneční neutrina pocházející z různých reakcí.

Neutrinový detektor Borexino

Mezi detektory neutrin patří i Borexino. Nachází se v podzemní laboratoři Gran Sasso v pohoří Apeniny v centrální Itálii. Jedná se o scintilační detektor. Neutrino předá při pružném rozptylu energii elektronu. Ten pak ionizuje a excituje atomy a molekuly. Ve scintilačním materiálu je pak vybíjení některých stavů spojeno s vyzářením světla, které se detekuje ve fotonásobičích. Víme, ze kterého směru neutrina přicházejí. Scintilační světlo vyprodukované elektronem nám pak umožňuje zjistit energii neutrina. Scintilační detektory umožňují měřit energii neutrin s nejnižšími energiemi. Nejnižší dostupná energie detekovaných neutrin je pak velmi silně závislá na čistotě použitého materiálu a odstranění radioaktivních příměsí. Ty jsou totiž také zdrojem nízkoenergetických elektronů.

Přeměna protonů v hélium probíhá s různou pravděpodobností v závislosti na teplotě. V grafu je ukázána závislost produkované energie daným cyklem reakcí na teplotě. Závislost je extrémně silná, proto je zobrazení v logaritmickém měřítku. Je vidět, že pp-cyklus dominuje pro nižší teploty a CNO cyklus pro vyšší teploty. V grafu je vyznačen i Salpeterův (3 alfa) cyklus, při kterém se tři alfa částice spojí do uhlíku 12. Teplota v nitru slunce je okolo 15 milionů kelvinů a je vyznačena červenou čarou.

V případě tohoto detektoru se využívá jako kapalný scintilační materiál minerální olej obsahující látku se scintilačními materiály. Značnou část nepříznivého radioaktivního pozadí tvoří radioaktivní uhlík ¹⁴C. Ten se nedá chemicky z organických sloučenin odstranit. Proto se vybírá z velmi hlubokých a starých ropných zdrojů. Velmi intenzivní práce na čištění veškerých radioaktivních prvků umožnila pozorovat neutrina s velmi nízkou energií. Detektoru Borexino se podařilo pozorovat před pěti lety neutrina pp cyklu. O tomto objevu se na Oslovi psalo v článku, kde je i velmi podrobný popis detektoru Borexino.

Cykly reakcí ve hvězdách

Připomeňme si, že existuje řada postupných sekvencí reakcí, při kterých vznikají stále těžší prvky. U Slunce jsou těmi nejdůležitějšími ty, ve kterých se postupně z čtveřice protonů produkuje jádro helia. Existuji dva cykly reakcí, které takovou přeměnu umožňují.

Hlavní a první vedlejší větve CNO-cyklu (zdroj Borexino: arXiv:2006.15115v, 26. červen 2020).

První z nich je takzvaný pp-cyklus. V něm při reakcí dvou protonů realizované slabou interakcí vznikne deuteron, pozitron a neutrino. Vzniklou energii odnáší vzniklé jádro, pozitron a neutrino, které tak má spojité spektrum s maximem u energie 420 keV. Deuteron pak s dalším protonem vytvoří helium 3. Dvě hélia tři pak dají vzniknout heliu 4 a dvěma protonům.

Druhým je pak takzvaný CNO-cyklus. Při něm je potřeba, aby byl v nitru slunce přítomen i uhlík, který v tomto případě působí jako katalyzátor. V sekvenci reakcí, která je zobrazena na obrázku postupně vzniká z uhlíku 12 záchytem protonu a následným rozpadem beta dusík 13 a stabilní uhlík 13, následně pak dvěma záchyty protonu kyslík 15, který se v rozpadu beta přemění na dusík 15. Ten pak v reakci s protonem vyprodukuje zpět uhlík 12 a helium 4. Zdroji neutrin jsou v tomto případě dva rozpady beta. Energie se u nich opět dělí mezi dceřiné jádro, pozitron a neutrino. To má opět spojité spektrum s maximy, které jsou vidět ve schématickém modelovém grafu spektra neutrin ze Slunce. CNO cyklus může realizovat ještě další vedlejší větev, ve které vzniká kyslík 16 a fluor 17, při jehož rozpadu beta na kyslík 17 vzniká také neutrino. Jeho spektrum je také ve zmíněném obrázku ukázáno. Je třeba zmínit, že beta rozpad může probíhat také pomocí záchytu elektronu radioaktivním jádrem. V tomto případě pak jádra dusíku 13, kyslíku 15 a fluoru 17 uvolňují neutrina s jednou přesně definovanou energií pro daný rozpad.

S velmi malou pravděpodobností pak může probíhat ještě další větev, ve které vzniká z kyslíku 17 záchytem protonu fluor 18, který se rozpadem beta přeměňuje na kyslík 18. Ten pak postupným záchytem protonů může vytvářet fluor 19, neon 20 a sodík 21. Tato větev není příliš dobře prozkoumaná a studiem jejich astrofyzikálních reakcí s využitím našeho cyklotronu se zabývají kolegové. Jejich nejnovější výsledky jsme nedávno popisovali v článku na Oslovi.

Spektrum neutrin produkovaných v různých procesech v nitru Slunce, jak je předpovídají sluneční modely. Zobrazen je tok neutrin s danou energií na jednotku plochy na Zemi. Barevně jsou zobrazeny právě jednotlivé komponenty CNO cyklu (zdroj Borexino: arXiv:2006.15115v, 26. červen 2020).

Ve Slunci probíhá také rozpad izotopu boru 8, vznikajícího v relativně velice vzácné reakci protonu s izotopem beryllia 7. Ten se realizuje formou přeměny beta s vyzářením neutrina se spojitým spektrem, jehož maximální energie je téměř 18 000 keV. Právě tato neutrina detekuje detektor Superkamiokande a další, které využívají místo scintilačních čerenkovské detektory.

Ve Slunci také vzniká v reakcích jader helia 3 a helia 4 radioaktivní jádro beryllia 7, které se přeměňuje na stabilní jádro lithia 7 v základním nebo jednom vybuzeném stavu. Hodnota energie neutrina tak může mít jednu ze dvou možných hodnot, buď 384 keV nebo 862 keV. Další příspěvek s přesně danou energií neutrin je fúze dvou protonů spojená se záchytem elektronu (pep proces). Tato neutrina mají přesně definovanou energii 1440 keV. Nejvyšší energii mohou mít neutrina z procesu, kdy helium 3 zachytí proton a vznikne helium 4, pozitron a neutrino. V tomto případě je spektrum neutrina spojité a jeho maximální energie je 18 770 keV.

Třírozměrný obrázek rozložení polonia 210 v detektoru BOREXINO, které sloužilo k určení rozložení bismutu 210 a jeho příspěvku k pozadí v elektronovém spektru (zdroj Borexino: arXiv:2006.15115v, 26. červen 2020).

Na obrázku jsou jednotlivé příspěvky ke spektru neutrin vyzařovaných Sluncem, jak je vypočítaly sluneční modely. Je vidět, že neutrina ze Slunce mají hodnoty energií až do 20 000 keV. Ovšem u hodnoty 420 keV, kde je hranice pro energie neutrin z proton-protonového cyklu, dochází k poklesu jejich počtu zhruba o tři řády a u energie něco málo pod 2 000 keV pak zase zhruba o tři řády.

Pravděpodobnost různých reakcí je extrémně citlivá na teplotu. Pro nižší teploty tak dominuje pp-cyklus, pro vyšší pak začne převládat a následně dominovat CNO cyklus. Čím je hvězda hmotnější, tím jsou teploty v jejím nitru vyšší a stále větší podíl její energie je produkována v CNO-cyklu. Teplota v nitru Slunce je zhruba 15 milionů kelvinů. Dominuje tak u něj pp-cyklus, CNO cyklus tvoří jen zlomek procenta.

Analýza spektra z BOREXINA

To, co se reálně v detektoru zjišťuje, je energie odražených elektronů, kterým neutrino při pružném rozptylu předalo část své energie. Ovšem i neutrina s jednou přesně definovanou energií předávají při rozptylu různou část své energie a spektrum elektronu tak bude spojité. Neutrino má navíc velice nízkou hmotnost, zanedbatelnou oproti hmotnosti elektronu. Nemůže mu tak nikdy předat veškerou energii. V případě CNO-cyklu tak sice mohou mít neutrina energii až 1744 keV, ale odražené elektrony mohou mít nejvíce pouze 1517 keV.

Spektrum elektronů pozorovaných v detektoru BOREXINO. Příspěvek CNO cyklu, pep reakce a rozpadu bismutu 210 jsou vyznačeny barevně, ostatní příspěvky pak různým typem šedé čáry. Žlutě je vyznačena oblast, kde tvoří příspěvek CNO cyklu velkou část a je možné při znalosti ostatních příspěvků a korekci na ně tento příspěvek určit a konfrontovat s modelem (zdroj Borexino: arXiv:2006.15115v, 26. červen 2020).

Dalším problémem při identifikaci příspěvků různých zdrojů slunečních neutrin je pozadí zmiňovaných radioanuklidů přítomných v pozemských materiálech. Pro oblast nízkých energií, kde se hledal v předchozím článku příspěvek pp-cyklu, to je hlavně uhlík 14. V oblasti vyšších energií, kde se nyní hledá příspěvek CNO-cyklu, je to rozpad beta bismutu 210. Ten vzniká v rozpadu beta olova 210 a rozpadá se na polonium 210. Jedná se o produkty rozpadové řady uranu 238. Množství bismutu 210 se zjišťuje právě z množství polonia 210. To se rozpadá rozpadem alfa a dá se tak dobře identifikovat. Poměr mezi množstvím polonia a bizmutu 210 je dán jejich poločasy rozpadu.

Závěr

Ve spektru neutrin se již dříve podařilo pomocí vysokoenergetických neutrin identifikovat příspěvek rozpadu bóru 8. Ten je však jen velmi malým příspěvkem k celkovému počtu vyzařovaných neutrin. Před pěti lety publikoval právě detektor BOREXINO identifikaci příspěvku z pp-cyklu v oblasti energií odražených elektronů 200 až 300 keV. Další práce na vyčištění materiálu detektoru a snížení pozadí a nabrání vyšší statistiky umožnily identifikovat i příspěvek CNO cyklu.

Jde o velmi významný zlom. Ve hvězdách s hmotností Slunce přispívá CNO-cyklus sice jen v  produkci energie i počtu emitovaných neutrin pouze v řádu zlomku procenta. Ovšem v těžkých hvězdách by měl naopak tento cyklus reakcí dominovat. Zároveň by měla jeho pravděpodobnost a průběh záviset na množství uhlíku a dalších prvků těžších než vodík a helium v nitru dané hvězdy. Podíl těchto prvků se označuje jako metalicita hvězd. Její hodnota se určuje zatím pouze nepřímo. Neutrina jsou jedinou možností, jak o ní získat přímou informaci.

Stále přesnější měření spektra neutrin ze Slunce, která umožní oddělit příspěvky jednotlivých reakcí probíhajících v jeho nitru, je klíčové pro pochopení složení a fungování nejen Slunce, ale i ostatních hvězd. První jasné odlišení příspěvku CNO cyklu je velmi významným krokem v tomto směru.

Podrobnější populární informace o neutrinech a jejich významu, lze získat z přednášky: