Zvětšit obrázek

Instalace posledního fotonásobiče při inauguraci detektoru po jeho dokončení (zdroj Ice Cube).

Supernovy, u kterých dochází ke kolapsu vnitřních oblastí a vzniku kompaktního konečného stádia velmi hmotné hvězdy, jsou velmi intenzivním zdrojem neutrin.  Téměř 99 % energie, která při výbuchu takové supernovy vzniká, se vyzáří právě ve formě neutrin. Jen kvůli tomu, že interakce neutrin s hmotou je extrémně malá a účinnost jejich detekce je mizivá, podařilo se zatím detekovat neutrinový záblesk pouze u jediné supernovy. Jednalo se o supernovu 1987A, která vybuchla ve Velkém Magellanově oblaku 23. února  1987. Vzdálenost supernovy od Země tak byla pouhých 168 000 světelných let. Tři detektory zachytily dohromady dvacet čtyři neutrin s energií mezi šesti až čtyřiceti megaelektronvolty v časovém intervalu zhruba třinácti sekund.

Jak a jaká neutrina vznikají?
   
Než se zaměříme na výhody zmíněného vylepšení detektorového systému IceCube, podívejme se, jak neutrinový záblesk při výbuchu supernovy vzniká a jaké má charakteristiky. Je třeba připomenout, že pouze u supernov vznikajících u konečných stádií hvězd se produkují neutrina. Supernovy typu Ia, které jsou velmi přesnými majáky umožňujícími určovat přesně vzdálenosti, neutrina nevyzařují. Vznikají explozí bílého trpaslíka, který je ve dvojhvězdě s normální hvězdou a pohltil příliš mnoho její hmoty. Při tomto výbuchu nevznikají neutrina a nevzniká ani kompaktní zbytek hvězdy. Celá hmota bílého trpaslíka je rozmetána.

 V případě, že je supernova projevem kolapsu nitra staré velmi hmotné hvězdy, vznikají dva neutrinové záblesky. První je velmi krátký v řádu milisekund (okolo deseti) a způsoben přeměnou protonů a elektronů na neutrony v průběhu vzniku protoneutronové hvězdy. Vznikají tak pouze elektronová neutrina. Další, mnohem intenzivnější emise je založena na tepelné produkci párů neutrina a antineutrina a probíhá při chladnutí protoneutronové hvězdy. Při ní se vyzařují všechny typy neutrin a antineutrin. Energie maxima emise se liší pro různé typy, ale leží mezi energiemi 10 až 30 MeV. Tato emise trvá několik sekund, viz obrázek. Více než polovina těchto neutrin se emituje během první sekundy a okolo 90 % do tří sekund, časový chvost se pak táhne až do deseti sekund. 

Zvětšit obrázek

Časový průběh emise elektronových antineutrin, jak by byl zaznamenán v případě supernovy ve vzdálenosti 1 Mpc (3,26 milionů světelných let). Časové spektrum bylo získáno pomocí Lawrence Livermore modelu. Modrá plná čára je časový průběh emise a červená přerušovaná kumulativní počet emitovaných neutrin (zdroj: S. Böser et al: arXiv:1304.2553v1).

Co nového může intenzivnější pozorování supernov přinést?

Pokud se nám podaří zachycovat neutrina ze supernov ve větším počtu, mohlo by to přinést značný zvrat v našich znalostech o těchto jevech. Mohli bychom zaznamenat supernovy, které jsou od nás odstíněny hustým jádrem své galaxie. Předpokládá se, že by mohly existovat „temné“, jinak řečeno „nepovedené“ supernovy. Jde o případ, kdy supernova zkolabuje do černé díry a fotony, které se dlouho prodírají hmotou, zůstanou pod horizontem vzniklé černé díry. Optický výbuch supernovy je tak silně potlačen. Neutrina prodírání hmotou zdrží minimálně a stihnou uniknout před vznikem černé díry. Pozorujeme tak pouze neutrinový záblesk a ten by mohl být dokonce dvakrát intenzivnější než u normální supernovy. Další možností takového neutrinového záblesku bez intenzivního světelného efektu nabízí splynutí neutronových hvězd následované vznikem černé díry nebo vznik podivné (kvarkové) hvězdy.  Daly by se tak identifikovat i případy jevů, které sice jako supernova vypadají, ale jsou něčím jiným. Právě na základě toho, že je nebude doprovázet příslušná emise neutrin.

Pokud by se podařilo změřit energetické spektrum různých typů neutrin a časový průběh emise neutrin ze supernov, byl by to průlom v našich znalostech průběhu a vlastnostech tohoto jevu. Zároveň by se mohly získat důležité informace o vlastnostech neutrin, jejích oscilacích a i hmotnostech, jak bude podrobněji zmíněno později. Podrobnější rozbor možných přínosů pozorování neutrin pro naše poznání vesmíru, tedy nejen supernov, lze nalézt zde  a zde. 

Zvětšit obrázek

Jeden z případů zachycení neutrina s extrémně vysokou energií experimentem IceCube (zdroj IceCube).

Současné možnosti

Současné detektory mají oproti těm z osmdesátých let větší objemy, nižší energetický práh a jejich výplň pak daleko menší koncentraci radioaktivních nečistot. To znamená, že by ze supernovy podobné té, která vybuchla v roce 1987, dokázaly zachytit mnohem více neutrin. Detektor Superkamiokande by ze supernovy v naší Galaxie zachytila deseti tisíce neutrin. Vzdálenost Velkého Magellanova oblaku, kde vybuchla supernova 1987A, je zhruba zmíněných 168 000 světelných let. Vzdálenost jedné z nejbližších velkých galaxií M31 v Andromedě je už 2,5 milionů světelných let. To je zhruba 15krát více a díky poklesu hustoty toku neutrin s kvadrátem vzdálenosti pak bude hustota toku neutrin na Zemi více než 200krát menší.

Ze supernovy v galaxii v Andromedě by tak detektor Superkamiokande zachytil zhruba tolik neutrin, jako jich bylo zachyceno u supernovy 1987A. I z toho je vidět, že neutrinový záblesk ze supernovy lze současnými detektory pozorovat pouze z naší Galaxie a galaxií, které jsou členy Místní skupiny galaxií. Její hranice jsou do 10 milionů světelných let a je v ní zhruba 30 galaxií. Ovšem pouze tři jsou velkými. Jedná se o naši Galaxii, již zmíněnou galaxii M31 v Andromedě a galaxii v souhvězdí Trojúhelníku. Ostatní jsou trpasličími galaxiemi. I to je důvodem, proč se zatím pravděpodobnost zachycení supernovy příliš nezvýšila oproti situaci, kdy je dokážeme detekovat pouze z naší Galaxie. Tedy zhruba jedna až tři za století. Pravděpodobnost, že tak detektory během doby svého fungování nějakou supernovu zachytí, je velmi malá.

Zvětšit obrázek

Pohled na kupu galaxií v Paně (zdroj Wikipedie)

Aby se situace radikálněji změnila, je třeba postavit detektory, které dohlédnou do vzdáleností, kde se nachází nejbližší kupa galaxií, kterou je Kupa galaxií v Panně. Ta je vzdálena mezi 15 až 22 miliony světelných let. Obsahuje asi 100 velkých galaxií, ale odhaduje se, že celkový počet galaxií přesahuje 2000. Což je zlepšení oproti současné situaci o zhruba dva řády a bylo by tak možné pozorovat až několik desítek supernov za desetiletí. K tomu potřebujeme detektory, které pracují v energetické oblasti jednotek a desítek MeV a efektivní hmotnost jejich citlivého objemu je zhruba 10 milionů tun. A takovým detektorem by se mohla stát právě upravená varianta detektoru IceCube v Antarktidě.

Jak detekovat neutrina v ledu?

Pro detekci neutrin potřebujeme extrémně velké objemy materiálu. Jednou z možností je využití přírodních útvarů. Jde o velké vodní nádrže, ať už jezera nebo moře, nebo ledovce. U ledovců je pochopitelně nejzajímavější Antarktida, kde jsou i kilometrové vrstvy velice kvalitního a homogenního ledu. To byl důvod zahájení budování velkého neutrinového detektoru právě v Antarktidě. Základní idea je taková, že se využívá detekce Čerenkovova záření produkovaného nabitými elektrony a miony vznikajícími v reakcích neutrin. Horkou vodou se tak protaví díra až do hloubky dva a půl kilometru. Do této díry se spustí kabel, na kterém jsou umístěny v pravidelných vzdálenostech fotonásobiče detekující Čerenkovovo světlo. Jsou však pouze v hloubce mezi 1450 až 2450 m. Zhruba jeden a půl kilometru ledu je tak využito pouze pro odstínění před kosmickým zářením. I tak se pro analýzu využívá hlavně detekce neutrin letících ze směru od nitra Země, protože z tohoto směru už neletí žádný mion vznikající interakcí kosmického záření v atmosféře ale pouze neutrina. Takových děr a kabelů je 86 a vzdálenost mezi nimi je 125 m. Na každém z nich visí 60 fotonásobičů, rozestupy mezi nimi jsou 17 m. Dohromady jich tak je 5160.

Zvětšit obrázek

Schématický nákres detektorového systému IceCube (zdroj IceCube, Danielle Vevea/NSF & Jamie Yang/NSF).

Samotná detekce neutrina probíhá dominantně tak, že při jeho interakci s jádry vzniká odpovídající nabitý lepton (elektron, pozitron, miony či tauony). Tauon se velmi rychle rozpadá, nejčastěji na mion a dvě neutrina. V každém případě dostaneme nabitou částici pohybující se rychlosti velmi blízkou rychlosti světla ve vakuu a vyšší, než je rychlost světla v ledu. Taková částice produkuje Čerenkovovo záření, které je v oblasti viditelného světla.

Elektron či pozitron s velmi vysokou energií při pohybu hmotou produkuje fotony gama brzdného záření. Ty mají také velmi vysokou energii a mohou při pohybu látkou vytvořit pár elektronu a pozitronu. Z energie přítomné v prvotní částici se tak v konečném důsledku vyprodukuje sprška elektronů, pozitronů a fotonů gama, tzv. elektromagnetická sprška.  Ovšem, všechny elektrony a pozitrony v ní produkují díky své velmi vysoké rychlosti Čerenkovovo záření. To pak detekují fotonásobiče v ledu a identifikují produkt interakce neutrina.

Budování detektoru bylo zahájeno v roce 2004 a v roce 2006 už začal detekovat neutrina. Dokončen však byl až v roce 2010 a předpokládá se, že bude fungovat nejméně dvacet let. Celkový objem citlivé části detektoru je zhruba jeden kubický kilometr, což reprezentuje zhruba 1000 milionů tun ledu.

Problém s využitím IceCube pro detekci neutrin ze supernovy je, že detektor má velmi vysoký práh detekce s hodnotou 10 GeV (energie 1 GeV je zhruba energie ukrytá v klidové hmotnosti protonu). To nevadí v případě, že se detektor zaměřuje na detekci neutrin s vysokou energií. A to je případ detektoru IceCube, který je určen právě pro lov neutrin s extrémními energiemi v oblasti jednotek až stovek teraelektronvoltů. To jsou energie, které jsou u neutrin nedosažitelné i s využitím největších současných urychlovačů. Vyšší emise neutrin s nízkými energiemi ze supernovy v naší Galaxii by se v IceCube projevilo pouze nárůstem šumu.

Zvětšit obrázek

Dva případy neutrin s extrémní energií dostaly i svá jména. Bert k nám doletěl 8. srpna 2011 a Ernie pak 3. ledna 2012 (zdroj M. G. Aartsen et al: arXiv:1304.5356v1).

Některé nové objevy pomocí detektoru IceCube

Pomocí IceCube byly pozorovány oscilace mionových neutrin na tauonová při těch nejvyšších energiích neutrin. Zatím se tímto detektorem pozorovala pouze neutrina pocházející z tzv. sekundárního kosmického záření, které vzniká interakcí jader primárního kosmického záření z vesmíru srážejících se s jádry v atmosféře. Ví se přesně v jakém poměru a kolik by mělo vznikat neutrin. Jejich oscilace závisí na vzdáleností místa jejich produkce od detektoru. Pozorování souhlasí s předpokládaným průběh oscilací a potvrzuje výsledky získané pomocí urychlovačů. Jen je to v oblasti daleko vyšších energiíneutrin. V této oblasti jsou maximální pozorované projevy oscilací u energie 30 GeV. S růstem energie projevy oscilací klesají a pro energie v oblasti teraelektronvoltů se stávají zanedbatelnými. Pro extrémně vysoké energie četnost neutrin ze sekundárního záření velmi rychle klesá a měla by začít převládat neutrina z hlubokého vesmíru. A to bude teprve ten vytoužený úlovek.

Právě nyní bylo publikováno pozorování dvou neutrin s energií zhruba jeden petaelektronvolt, což je 1000 TeV, jejich relativistická hmotnost je tak milionkrát větší než klidová hmotnost protonu. Jsou to neutrina s největší energií, jaká kdy byla pozorována. První případ nastal 8. srpna 2011 a dostal označení Bert, druhý pak nastal 3 ledna 2012 a označuje se jako Ernie. Mohlo by jít o první neutrina, která nevznikla interakcí částic kosmického záření v atmosféře, ale doletěla k nám z hlubin vesmíru. Právě v této oblasti energií by totiž mělo být množství neutrin ze sekundárního kosmického záření již minimální a neutrina z vesmíru by měla začít převládat. Pro definitivní potvrzení jejich původu v primárním kosmickém záření je však třeba daleko větší statistiky detekcí takto vysokoenergetických neutrin.  Podrobnější popis těchto případů je v původní publikaci  spolupráce IceCube.

Před tím se nepodařilo najít žádná neutrina, která by se dala přiřadit k primárnímu kosmickému záření. V jednom případě to bylo i velmi překvapující. Čekalo se, že se podaří pozorovat emise vysokoenergetických neutrin korelované se záblesky gama.  Ovšem žádné takové anizotropní emise z míst, kde došlo k záblesku, pozorovány nebyly. A to by mohlo způsobit změnu našich názorů na podstatu a modely těchto jevů.

Zvětšit obrázek

Energetické spektrum pozitronů vznikajících v detektoru pro klasické supernovy spočtené Lawrence-Livermore modelem (LL) a Modelem Thomsona, Burrowse a Pinta (TBM) a pro temnou (nepovedenou) supernovu (Dark). Jedná se o případ supernovy ve vzdálenosti 1 Mpc (3,26 milionů světelných let) a detektor o efektivní hmotnosti jeden milión tun (zdroj S. Böser et al: arXiv:1304.2553v1)

Jak detekovat neutrina ze supernov pomocí detektoru podobného IceCube?

Aby bylo možné detekovat přímo neutrina ze supernov, je třeba snížit energetický práh detekce až k 10 MeV. To lze jedině tak, že zvýšíme hustotu kabelů a zkrátíme vzdálenosti fotonásobičů, které jsou na nich umístěny. Je také jasné, že v tomto případě je nejvýhodnější detekce elektronových antineutrin, která interagují s protonem ve vodíkovém atomu tzv. obráceným beta rozpadem. Při něm se proton přemění na neutron a vzniká pozitron. V tomto případě je práh reakce 1,8 MeV. Ve všech ostatních případech jsou podmínky mnohem méně vhodné a většinou i práh reakce mnohonásobně vyšší. Pokud se podíváme na obrázek spektra pozitronů produkovaných v reakcích neutrin ze supernovy, vidíme maximum právě kousek za 10 MeV a při tomto prahu už bude detekce neutrin ze supernovy velmi efektivní. V případě rozptylu neutrin na elektronech je možné detekovat všechny typy neutrin, ale pravděpodobnosti těchto reakcí jsou o dva řády nižší.

Zvětšit obrázek

Základna na jižním pólu, kde je i detektorový systém IceCube (zdroj NSF/F Pedreros).

Sebastian Böser s kolegy tak v nedávném článku navrhují, aby se postavil detektor složený z 60 kabelů, ovšem umístěných mnohem blíže sebe a také s daleko větším počtem fotonásobičů na každém kabelu. Celkový počet fotonásobičů by měl být 20 000. Dal by se tak získat detektor o efektivní hmotnosti zhruba 10 milionů tun, který by měl sice 100 krát menší hmotnost i objem než IceCube, ale jeho práh detekce by byl už u 10 MeV. Vycházeli z toho, že dráha pozitronu s energií 20 MeV v ledu je zhruba jen 10 cm a vytvoří při ní zhruba 3600 fotonů Čerenkovova záření. A i takové pozitrony vznikající v interakci antineutrin musí detektor spolehlivě zachytit. Autoři rozebírají dvě možnosti umístění a konfigurace detektoru. První je jeho umístění v menší hloubce zhruba od 900 m, kde je led více difuzní a méně čirý. Druhá varianta, kdy by byl detektor umístěn v hloubce až 2300 m, kde je led velmi čirý a difuze se tolik neuplatní. V tomto případě by bylo potřeba více kabelů s fotonásobiči. Velmi důležitým úkolem by bylo potlačení pozadí pocházejícího hlavně z šumu, slunečních neutrin pocházejících z rozpadu nuklidu 8B a atmosférických mionů pocházejících z interakce primárního kosmického záření v atmosféře. Výsledná konfigurace by zajišťovala dosah pro detekci neutrinového záblesku až do vzdálenosti zhruba 10 Mpc, což odpovídá 32,6 milionů světelných let a tedy zachycení i Kupy galaxií v Panně.

Jak zjistit hmotnost neutrina?

Velice zajímavou otázkou je, co nám neutrina ze vzdálených supernov mohou říci k jejich klidové hmotnosti. Rychlost částice závisí na její celkové energii a klidové hmotnosti (energii). Částice s různou celkovou energií budou mít různé rychlosti a tedy i doby letu. Pouze částice, které mají nulovou klidovou hmotnost (energii) jako fotony, se pohybují při libovolné energii se stejnou rychlostí a tedy i jejich doba letu od supernovy k Zemi bude stejná. Jejich rychlost je při libovolné jejich energii rovna rychlosti světla. Dnes víme, že neutrina klidovou hmotnost mají, i když je velmi malá. Z rozdílů doby příletů neutrin s různou energií lze tak tuto hmotnost odhadnout. Čím větší je vzdálenost supernovy, tím větší rozdíl pro danou klidovou hmotnost neutrina dostaneme.

Zvětšit obrázek

Doba příletu a energie jednotlivých neutrin zachycených při výbuchu supernovy 1987A detektory Kamiokande II a IMB. Je vidět, že doba příletu nezávisí na energii. Patrné jsou rozdíly v prahu detekce i přesnosti určení energie u obou detektorů.

Na základě analýzy neutrin zachycených při výbuchu supernovy 1987A se nepodařilo zjistit hmotnost elektronového neutrina, ale pouze limitu na tuto hmotnost. Podle těchto dat je hmotnost neutrina menší než 5,8 eV/c², tedy více než sto tisíckrát menší než hmotnost elektronu. Z rozpadu tritia je určena horní hranice na hmotnost neutrina nižší, něco méně než 2 eV/c². Obrovský elektronový spektrometr KATRIN, který se buduje v Německu, by měl mít tuto hranici posunout až na 0,2 eV/c² (podrobněji o přepravě hlavní části spektrometru zde).   Podívejme se, co by nám mohla umožnit detekce neutrin novým detektorem, který by nahlédl do vzdálenosti více než 30 milionů světelných let. Jak bylo zmíněno, je možné za neurčitost v definici času vyzáření neutrin vzít zhruba 3 s, kdy je emitováno 90 % neutrin. Pomalejší neutrino může být vyzářeno na začátku tohoto intervalu a rychlejší na konci. Mohou tak přiletět i současně.

Zvětšit obrázek

Dva dolů letící případy neutrin (zdroj IceCube).

V tomto případě je limita na klidovou hmotnost, kterou lze u neutrin zjistit, zhruba 0,8 eV/c². Největší vliv na zvětšení citlivosti k hmotnosti neutrina má snižování energetického prahu. S jeho snižováním se lineárně snižuje i minimální měřitelná hmotnost neutrina. Při růstu vzdálenosti se citlivost zvětšuje pouze s její odmocninou. Takže pro dvojnásobné zvýšení citlivosti k hmotnosti neutrina stačí snížit práh dvakrát, ale musí se zvětšit vzdálenost čtyřnásobně. Problémem navíc je, že počet zachycených neutrin klesá s kvadrátem vzdálenosti. Co je třeba udělat, pokud budeme chtít snížit dosažitelnou hmotnost neutrina na desetinu, tedy k hodnotě 0,08 eV/c²? Tím bychom se mohli dostat k větší citlivosti, než bude mít spektrometr KATRIN.  Dostupná vzdálenost by se však musela zvýšit stokrát a efektivní hmotnost detektoru 10000krát. A to je zatím opravdu těžko představitelné, jestliže celá současná IceCube je zhruba stokrát menší.

Závěr

Detektorový systém IceCube je už třetí rok v provozu a začíná produkovat velmi zajímavé výsledky, které rozšiřují naše znalosti o povaze neutrin i vesmírných jevů uvolňujících extrémní množství energie. V blízké době se dá čekat potvrzení detekce prvních neutrin ze vzdáleného vesmíru.  Zajímavé poznatky se získávají i v oblastech, kde by to člověk vůbec nečekal, například při studiu vývoje klimatu.
V současné době je rozpracováno několik projektů na postavení nových velkých detektorů, které umožní detekovat neutrina ze supernov vybuchujících ve vzdálenosti desítek milionů světelných let. Takové detektory budou muset mít efektivní hmotnosti několik milionů tun a patří k nim projekty jako Deep-TITAND , Hyper-Kamiokande  nebo UNO. K nim se řadí i nový návrh, který by využil antarktický led a principů ověřených při budování detektorového systému IceCube. Změnou by byla daleko vyšší hustota fotonásobičů a daleko efektivnějšího potlačení pozadí. To by umožnilo snížit dolní hranici energie detekovaných neutrin až k deseti megaelektronvoltům. Bylo by tak možné detekovat neutrina ze supernov až do vzdálenosti 32 milionů světelných let. V takovém případě by se během deseti let detekovaly až desítky supernov. Zároveň by bylo možné určit klidovou energii neutrina až pro hodnoty pod jeden elektronvolt. Přesná dosažitelná limita závisí na konkrétním detektoru, vzdálenosti supernovy a počtu zachycených neutrin.

Zvětšit obrázek

Fotonásobiče čekající na instalaci (zdroj IceCube, Kael Hanson/NSF)

Je docela vysoká naděje, že se v následujícím desetiletí podaří některý z projektů megatunových detektorů neutrin zrealizovat a každoroční pravidelná detekce supernovy v neutrinovém oboru se stanou skutečností.
Podrobněji o neutrinech, jejich vlastnostech, zdrojích, detekci a aplikacích je v cyklu článků (zde,  zde,  zde a zde).

Děkuji kolegovi Otokarovi Dragounovi z české části týmu experimentu KATRIN za řadu velmi inspirujících diskuzí o neutrinech, jejich vlastnostech a významu pro vysvětlení řady astrofyzikálních problémů.