Zvětšit obrázek

Vnitřní část detektoru Borexino (zdroj Borexino).

Neutrina jsou částice, které interagují pouze slabou interakcí a pravděpodobnost jejich zachycení v látce je velmi malá. Slunce tak sice vyzařuje obrovské množství neutrin, ale jejich detekce je velmi náročným úkolem (o detekci neutrin podrobně zde). To se týká hlavně případů, kdy mají neutrina nízkou energii. První detektor, který ulovil neutrina ze Slunce, byl založen na reakci, kdy se mění chlór na radioaktivní argon. Provozoval ho od konce šedesátých let R. Davis Jr. v podzemním dole Homestake. Detekoval neutrina s energií vyšší než 800 keV. Detektor v Homestake měl hmotnost aktivní náplně 32 tun. Pracoval zhruba 31 let od roku 1968 do roku 1999. Přesto zaznamenal dohromady pouze zhruba 2000 interakcí slunečních neutrin s jádry chloru. I tak však narazil na obrovskou záhadu. Zachycených neutrin ze Slunce bylo mnohem méně, než vycházelo ze slunečních modelů. I další detektory jiného typu tento deficit potvrdily a zjistily, že jeho velikost závisí na energii neutrina. Tento rozpor byl vysvětlen oscilacemi neutrin (podrobně o oscilacích zde). Část těch elektronových, která vznikají reakcemi na Slunci, se během letu k Zemi mění na mionová a taunová, která už tyto detektory nedokáží zachytit. Konečný důkaz správnosti tohoto vysvětlení přinesl až detektor SNO, který dokázal detekovat všechny tři typy neutrin a zároveň i identifikovat neutrina elektronová. Ten potvrdil, že celkový počet neutrin odpovídá počtu vzniklých neutrin elektronových a počet jim zachycených neutrin elektronových odpovídá předpokladu úbytku oscilacemi pozorovaném v dřívějších experimentech. Detektory však pozorovaly pouze neutrina s energiemi vyššími než 600 keV a zaznamenávaly tak jen neutrina pocházející z reakcí, které produkují jen necelé procento energie vznikající v nitru Slunce. Více než 99 % energetického výkonu Slunce, který je 3,84•10¹⁴ TW, vzniká v tzv. proton-protonovém cyklu, kdy se dva protony sloučí do deuteronu s vyzářením pozitronu a neutrina. Ten však vyzařuje neutrina maximálně s energií do hodnoty 400 keV. Bylo tak potřeba vybudovat detektory, které měly dostatečně nízký energetický práh.

Jak na nízkoenergetická neutrina

Abychom zachytili neutrina s co nejnižší energií, musíme využít odpovídající reakce. V tomto případě se využívá rozptyl neutrina na elektronu. Tímto procesem můžou interagovat všechna neutrina, i když pravděpodobnost rozptylu elektronového neutrina je zhruba pětkrát vyšší než je tomu u neutrina mionového a tauonového. Část energie neutrina se elektronu při rozptylu předá. Neutrino nemůže předat všechnu energii, ale pouze po jistou maximální hodnotu. Například energie neutrin vyzařovaných při rozpadu beryllia 7 elektronovým záchytem má přesně danou hodnotu 862 keV. Odražené elektrony, na kterých se toto neutrino rozptýlí, mají energii maximálně 665 keV.

Pokud je energie neutrina nízká, je nízká i energie elektronu. Jeho rychlost je nižší než rychlost světla ve vodě či jiné kapalině a nevyzařuje Čerenkovovo záření. Nelze tak využít Čerenkovovy detektory. Je tak potřeba použít detektory založené na využití kapalného scintilátoru. Elektron i s nízkou energií může totiž ionizovat a excitovat atomy a molekuly v materiálu, kterým se pohybuje. Některé s excitovaných stavů molekul se vybíjejí emisí světla, které mohou zachytit fotonásobiče. Velikost signálu je tak sice pochopitelně úměrná energii elektronu, ale signál vznikne vždy. To, jestli je elektronikou zpracován, závisí na tom, jestli překročí hodnotu šumu. V současnosti se využívá pro scintilační detektory neutrin velice čistý minerální olej, což je v podstatě směs uhlíku a vodíku.

Zvětšit obrázek

Fotonásobič projektu Borexino upevněné na nádobě z nerezové oceli (zdroj Borexino).

Elektrony s takto nízkou energií se produkují také v řadě rozpadů beta různých radionuklidů, které se vyskytují v různých látkách v přírodě. Vytváří se tak intenzivní přirozené pozadí případů, které nelze odlišit od rozptylů neutrin. Jejich počet rychle roste s poklesem energie. Nejnižší dostupná energie detekovaných neutrin je tak velmi silně závislá na čistotě použitého materiálu a co nejpečlivějším odstranění radioaktivních příměsí. Je potřeba co nejvíce snížit počet elektronů z rozpadů přírodních radionuklidů. Aby bylo možné pozorovat neutrina z proton protonového cyklu, je potřeba snížit dolní limitu na energii měřených neutrin na hodnotu nejméně 250 keV i níže.

Experimenty pro nízkoenergetická neutrina

První z detektorů dosahující tohoto cíle je Borexino. Nachází se v evropské podzemní laboratoři Gran Sasso. Jeho citlivý objem tvoří 278 tun minerálního oleje (jde o aromatické uhlovodíky) obsahující látku se scintilačními vlastnostmi. Chemicky jde o difenylozazol rozpuštěný v izoméru 1,2,4-trimethylbenzenu. Kapalný scintilátor je umístěn v kulové nádobě se stěnami z tenkého, jen 0,125 mm tlustého, nylonu. Tato nádoba má poloměr 4,25 m a scintilační záblesky v ní sleduje 2112 fotonásobičů. Tato vnitřní nádoba je umístěna v nádobě vnější ze stejného materiálu. Prostor mezi stěnami vnitřní a vnější nádoby je vyplněn také minerálním olejem a slouží jako pasivní stínění před radiací z přirozeného pozadí. Vše je pak umístěno v nádobě z nerezové oceli, která slouží i pro uchycení zmíněných fotonásobičů. Prostor mezi ní a vnější nylonovou nádobou vyplňuje zase organická kapalina zajišťující pasivní stínění vnitřních částí. A vše toto je umístěno ve vodní nádrži, která zajišťuje aktivní stínění před kosmickými miony, či elektrony s vyšší energií, které ve vodě produkují čerenkovovské světlo. Proto se na ni dívá 208 fotonásobičů. Všechny materiály použité na konstrukci detektoru by měly mít velmi nízký obsah radioaktivních prvků. U oleje se tak uplatňuje velice intenzivní čištění. I z tohoto krátkého popisu je vidět, jak extrémní nároky na potlačení přirozeného radioaktivního pozadí ovlivňuji komplexnost konstrukce přístroje.

Zvětšit obrázek

Schéma detektoru Borexin. Modrou barvou je vyznačena voda ve vodní nádrži. Uvnitř ní se nachází kulová nádoba z nerezové oceli, na které jsou pevněny fotonásobiče. Oranžovou barvou je označena stínící vrstva minerálního oleje, její vnitřní část je v nádobě se stěnami z nylonu. Žlutou barvou je označena aktivní část detektorů s minerálním olejem se scintilačními vlastnostmi (zdroj arXiv:1308.0443v2).

Detektor začal pracovat v polovině roku 2007. Průběh první fáze čištění byl v jeho případě úspěšný. Přirozenou radioaktivitu se podařilo potlačit pro různé radioaktivní prvky sto milionkrát až deset miliardkrát oproti běžnému prostředí, které nás obklopuje. První fáze měření probíhala do roku 2010. Pak probíhalo po více než rok další čištění, které dále snížilo přirozené pozadí. Je desetina miliardtiny přirozeného pozadí v normální situaci, přesto je stále třeba počítat s přírodními radionuklidy. Jedná se například o radionuklidy ¹⁴C, ⁸⁵Kr, ²⁰⁸Tl, ²¹⁰Po a ²¹⁰Bi, které ovlivňují nejzajímavější oblast nízkých energií. Radioaktivní izotop uhlíku ¹⁴C nelze chemicky od stabilního uhlíku oddělit. Řeší se to tím, že minerální olej pro detektor Borexino byl získán z velmi hlubokých a starých nalezišť ropy, kde je radioaktivního uhlíku nejméně. I tak bohužel patří radionuklid ¹⁴C k těm nejintenzivnějším zdrojům pozadí. Druhá fáze měření byla zahájena v říjnu roku 2011 a bude trvat až do poloviny tohoto roku. Mezi její první výsledky patří právě první pozorování neutrin z proton protonového cyklu.

Druhým podobným detektorem je KamLAND, který má oleje už 1000 tun a je umístěn na stejném místě jako detektor Super-Kamiokande. Má za sebou řadu úspěchů v detekci elektronových antineutrin z japonských reaktorů a studiu jejich oscilací. Byl první, který detekoval antineutrina z rozpadu radioaktivních prvků v nitru Země. V létě 2007 u něj proběhlo první čištění od radioaktivních prvků z přírodního pozadí v rámci snahy o snížení energetického prahu a přípravy pozorování slunečních neutrin s nízkou energií.

Zvětšit obrázek

Spektrum vyzařovaných neutrin vypočtené pomocí standardního slunečního modelu. Kromě spojitých příspěvků z proton protonového cyklu a rozpadu 8B jsou pozorovatelné i linky z 7Be a reakce fúze dvou protonů se záchytem elektronu (pep). (Zdroj arXiv:1308.0443v2)

Kapalný scintilátor nahradí těžkou vodu také v detektoru SNO. V tomto případě bude mít vzniklý detektor SNO+ 780 tun této tekutiny, kterou bude opět uhlovodík (LAB – Linear Alkyl Benzen). V roce 2013 byla dokončena příprava podzemní laboratoře, kde je detektor umístěn. Hlavně se pracovalo na jejím vyčištění a snížení radioaktivního pozadí. V roce 2014 pak probíhala instalace a příprava detektoru. Předpokládá se, že by mohl být připraven k měření letos.

Produkce neutrin ve Slunci

V nitru Slunce probíhá řada jaderných reakcích, při kterých se přeměňuje vodík na helium. Během těchto přeměn se musí část protonů přeměnit na neutrony a to je možné pouze za současného vzniku elektronových neutrin. Ve většině případů tato přeměna probíhá formou radioaktivní přeměny beta plus. Ta se může uskutečnit buď formou s vyzářením pozitronu a elektronového neutrina, nebo formou zachycení elektronu radioaktivním jádrem, přičemž se vyzáří pouze elektronové neutrino.

V prvním případě se energie uvolněná při radioaktivní přeměně rozdělí mezi dceřiné jádro, pozitron a neutrino. Neutrino pak může mít hodnotu energie od velmi nízké až po hraniční energii uvolněnou při přeměně. V případě reakcí na Slunci jsou to například přeměny radioaktivních jader ¹³N, ¹⁵O, ¹⁷F a ⁸B. První dvě vznikají přímo během CNO cyklu. Poslední pak je přeměna izotopu boru ⁸B, vznikajícího v relativně velice vzácné reakci protonu s izotopem beryllia ⁷Be.

V druhém případě se uvolněná energie rozdělí mezi dceřiné jádro a neutrino. Díky zákonu zachování hybnosti tak jsou hodnoty energie neutrina diskrétní a přesně dány. Pokud vzniká dceřiné jádro pouze v základním stavu, je hodnota energie neutrina jedna. Pokud může vznikat i ve vybuzených stavech, může být hodnot energie neutrin i více. Na Slunci vzniká také v reakcích jader ³He a ⁴He radioaktivní jádro ⁷Be, které se přeměňuje na stabilní jádro ⁷Li 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 energii 1440 keV. Na obrázku jsou jednotlivé příspěvky do spektra 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. Celkový tok slunečních neutrin je na Zemi 6,5 x 10¹⁰ cm^-2s^-1, neutrin pocházejících z přeměny ⁸B, jejichž energie překračuje zmíněnou hodnotu 2 000 keV, je z nich však jen 5,1 x 10⁶ cm^-2s^-1, tedy o čtyři řády méně. Podrobně o neutrinech ze Slunce a dalších vesmírných zdrojů zde a zde.

Zvětšit obrázek

Spektrum elektronů produkovaných v detektoru Borexino z rozpadu uhlíku 14 a v rozptylech neutrin z proton protonového cyklu. V reálném detektoru je však třeba započítat rozmazání vznikající nepřesností měření energie elektronu (prezentace O. Smirnova na setkání experimentu Borexino v listopadu 2014).

Co pozoroval detektor Borexino

Již v první fázi se detektoru Borexino jako prvnímu podařilo detekovat neutrina z reakce přeměny ⁷Be, jejich počet byl zhruba 48 za den na 100 tun oleje. Šlo vlastně o první detektor, který zároveň studoval neutrina spojená s ⁷Be a ⁸B i pep procesem. Stačilo pouze vybírat data ve vhodně vybraných oblastech energií elektronů odražených v rozptylu neutrin. Druhá fáze tak měla za úkol pozorovat neutrina z proton protonového cyklu a také z CNO cyklu. A první úkol se podařilo splnit již nyní, ještě před dokončení této fáze měření a pečlivých kalibrací, které by měly proběhnout v tomto roce.

Zvětšit obrázek

Spektrum elektronů v oblasti velmi nízkých energií pozorované detektorem Borexino s rozkladem na příslušné příspěvky. U hodnoty označené jako „free“ byla volná hodnota počtu detekovaných elektronů, u hodnoty „fixed“ šlo o použitou pevnou hodnotu počtu elektronů a u hodnoty „constrained“ byl počet elektronů volný, ale jen v omezeném rozsahu. (Zdroj Borexino)

Spektrum (viz obrázek), které se podařilo naměřit je potřeba analyzovat a vyseparovat jednotlivé příspěvky. Problémem je, že energie elektronu ze světelného signálu je určována s určitou nejistotou. Takže dochází k rozmazání energetického spektra elektronů. V případě detektorového spektra elektronů tak signál z ¹⁴C dosahuje až za hodnotu 260 keV (i když jeho hrana je u 155 keV) a signál z elektronů produkovaných v rozptylu neutrin z proton protonového cyklu až za hodnotu 350 keV (i když je hranice energie těchto elektronů jen kousek za 250 keV). Pro přesnost jeho započtení do analýzy spektra jsou klíčová velmi přesná kalibrační měření určující energetické rozlišení detektoru. To se s růstem energie zlepšuje. Pro energii 100 keV je relativní nejistota zhruba 15 % a pro energii 1000 keV už jen 8 %. Určit příspěvek z proton protonového cyklu bylo možné jen díky tomu, že v oblasti energií okolo 230 keV je srovnatelný s jinými příspěvky. Velikost příspěvku ze slunečních neutrin pocházejících z rozpadu 7Be lze v této oblasti určit z extrapolace měření při vyšších energiích a velikost příspěvku od elektronů z rozpadu uhlíku 14 z přirozeného pozadí pak z průběhu jeho změny v oblasti nižších energií. Zbytek tak tvoří elektrony z rozptylu neutrin z proton protonového cyklu.

Výsledkem rozkladu jednotlivých příspěvků je zjištění, že bylo detekováno 144 neutrin z proton protonového cyklu, nejistota této hodnoty je zhruba 10 %. Předpověď na základě standardních slunečních modelů je 132 neutrin s chybou zhruba 2 %. Je vidět, že hodnoty jsou v rámci uváděných nejistot ve velmi dobré shodě. Standardní modely jsou založeny na svítivém výkonu Slunce, který pozorujeme v současnosti. Znamená to, že i nyní v nitru Slunce probíhají proton protonové reakce stejným způsobem, jako před desítkami tisíc let, kdy vznikly fotony, které v současné době dorazily na Zem. Víme tak, že produkce energie v nitru Slunce je stále stejná, jako byla před zhruba 100 000 lety. Nová měření zpřesnila také hodnoty toku neutrin z rozpadu 7Be a procesu pep měřené v oblasti spektra s vyššími energiemi.

Dalším krokem by měla být identifikace a pozorování neutrin s CNO cyklu, těch by mělo být zhruba pět za den na 100 tun oleje. Modelový odhad jejich množství je jen velmi hrubý, protože je velmi citlivý k chemickému složení nitra Slunce. Zatím stanovil experiment Borexino pouze horní hodnotu 7,5 případů za den na sto tun oleje. Pokud se tato neutrina podaří pozorovat, mohlo by to být významným a citlivým nástrojem pro posuzování slunečních modelů, hlavně chemického složení, a rozhodování, který je správnější. Klíčové pro toto měření je další snížení počtu elektronů z rozpadu radioaktivních prvků přírodního pozadí. Hlavním zdrojem je v tomto případě rozpad polonia 210. Na snížení přítomnosti tohoto radionuklidu se bude v blízké době intenzivně pracovat.

Zvětšit obrázek

Podíl neutrin, která zůstala elektronovými. Kromě experimentálních dat je zobrazena i modelová předpověď (prezentace O. Smirnova na setkání experimentu Borexino v listopadu 2014)

Z naměřených hodnot počtu elektronů produkovaných neutriny z různých procesů lze určit oscilace pro dané energie slunečních neutrin zachycených z dané reakce. Jde o relativní podíl neutrin, která zůstala elektronovými. Jak je vidět na obrázku, jsou experimentální data ve velmi dobré shodě s teorií vycházející se standardního slunečního modelu a dat o oscilacích neutrin.

Pohled nejen do nitra Slunce, ale i do nitra Země

Dalším významným úkolem detektoru Borexino je zpřesnění znalostí o toku elektronových antineutrin z nitra Země. Ta vznikají při radioaktivním rozpadu beta přírodních radioaktivních prvků v zemské kůře a plášti. Hlavním zdrojem jsou rozpady uranu, thoria a izotopu draslíku 40. Tyto radionuklidy jsou také významným zdroje tepla v zemském nitru. Podle současných modelů by měl z rozpadu uranu pocházet výkon 8 TW z rozpadu uranu, 8 TW z rozpadu thoria 232 a 4 TW z rozpadu draslíku 40. Rozpad radionuklidů by tak dodával téměř polovinu tepelného výkonu, který vyzařuje zemské nitro, jeho hodnota je 47 TW s nejistotou 2 TW.

Antineutrina z draslíku 40 mají příliš nízkou energii, pouze do 1,8 MeV, Avšak energie antineutrin z uranu 238 a thoria 232 jsou dostatečně vysoká, navíc jejich spektrum je natolik rozdílné, že by je mělo být snadné rozlišit. Antineutrina se detekují pomocí obráceného beta rozpadu, kdy v reakci antineutrina a protonu vznikají neutron a pozitron. Zpožděná koincidence mezi signálem vznikajícím interakcí pozitronu s látkou a signálem vzniklým záchytem neutronu protonem nebo uhlíkem pak dává jasnou identifikaci detekce antineutrina.

Je paradoxem, že o struktuře a složení zemského nitra víme méně než o nitru slunečním. A k jeho poznání by mohlo přispět právě zkoumání neutrin. Poprvé se podařilo pozorovat geoneutrina (tedy ve skutečnosti geoantineutrina) experimentu KamLAND. Své výsledky publikoval v roce 2010 a byla založena na datech získaných v době, kdy ještě běžely japonské jaderné reaktory, které jsou také intenzivním zdrojem antineutrin. Takže příspěvek geoneutrin byl na značném pozadí reaktorových neutrin. Z těchto pozorování vycházela produkce tepla z rozpadu uranu a thoria 20 TW s nejistotou téměř 50 %.

Daleko přesnější data z tohoto detektoru, získaná v době po Fukušimě, kdy japonské reaktory nepracovaly, byla publikována v roce 2013. Počet zaznamenaných reaktorových neutrin se snížil, i když jich ze vzdálenějších zahraničních reaktorů přilétalo do detektoru stále dost. Pozorováno bylo celkově 116 geoneutrin s nejistotou zhruba 25 %. Z nich byl získán odhad výkonu produkovaného z rozpadu uranu a thoria 11,2 TW s intervalem nejistot mezi 6,1 TW až 19,1 TW. Byl také stanoven první odhad poměru mezi množstvím uranu a thoria.

Antineutrina pozoroval i detektor Borexino. Geoneutrin zaznamenal 14,4 geoneutrin s nejistotou okolo 30 % a také 31,2 reaktorových neutrin s nejistotou okolo 20 %. Výsledky u geoneutrin jsou v dobré shodě s výsledky získanými detektorem KamLAND a výsledky záchyt reaktorových neutrin odpovídají hodnotám na základě výpočtů založených na znalosti umístění a provozu reaktorů ve světě.

Zvětšit obrázek

Neutrinový detektor Borexino (zdroj Borexino).

Potvrzuje se tak, že mnohem větší a citlivější budoucí detektory by mohly významně pomoci při poznání rozložení radionuklidů v nitru Země a poznání stavby naší planety. Velký skok v citlivosti by bylo i dobře vybrané místo pro detektor ve velké vzdálenosti od všech jaderných reaktorů.

Závěr

Borexino by mělo měřit nejméně další čtyři roky a díky zvýšené statistice zachycených neutrin by se měly přímé informace o průběhu jaderných reakcí ve slunečním nitru zpřesnit. Zároveň by mělo probíhat i další snižování obsahu přírodních radionuklidů a tím i nežádoucího pozadí, hlavně izotopu polonia 210. Dá se předpokládat, že se v budoucnu postaví ještě větší a citlivější detektory. Značný potenciál je právě ve zvýšení čistoty materiálů, ze kterých se detektor skládá a snížení radioaktivního pozadí. Bude tak možné velice detailně kontinuálně sledovat „počasí“ v slunečním nitru. Je vidět, že máme nyní nástroj, který nám umožní včas zjistit, že se uvnitř Slunce děje něco špatného. Třeba takové změny v průběhu reakcí, které v budoucnu hrozí zvýšením energie uvolňované z povrchu naší hvězdy a dopadající na Zemi, nebo jejím snížením. Na růst nebo pokles teplot, které ovlivní podmínky pro život na naší planetě se tak budeme moci dostatečně včas připravit. Bude na to několik desítek tisíc let.