Neutrina ze supernovy SN1987A
Než se budeme věnovat měření rychlosti neutrin experimentem CNGS (CERN to Gran Sasso), podívejme se na tyto částice vznikající v nesrovnatelně větších vzdálenostech. Dne 23. února 1987 zachytily neutrinové detektory na Zemi krátký neutrinový záblesk, za jehož původce byl určen výbuch supernovy ve Velkém Magelanově oblaku. V průběhu exploze supernovy vznikají neutrina hlavně ve dvou fyzikálních procesech. Prvním je přeměna protonů a elektronů na neutrony, kdy se rodí elektronová neutrina. Tak vzniká neutronová jaderná hmota, která pak tvoří neutronovou hvězdu. Druhým je pak vyzařování velmi horké a husté jaderné hmoty. V tomto případě se tvoří všechny typy neutrin a antineutrin. Supernova vyzáří zhruba 99 % energie v podobě neutrin, kterých je tak obrovské množství. Ovšem jejich zachycení na Zemi není vůbec jednoduchou záležitostí. Důvodem je velká vzdálenost supernov od Země a pochopitelně i extrémně malá účinnost detekce neutrin. Co se ale té vzdálenosti týče, z hlediska nebezpečnosti jiných druhů záření, které výbuch supernovy produkuje, je to pro život na Zemi jen dobře (viz třeba zde).
Doposud se podařilo zachytit pouze neutrina ze zmíněné supernovy SN1987A ve Velkém Magelanově oblaku. Do detektorů přilétly zhruba o tři hodiny dříve, než byl zaregistrován světelný záblesk. To ovšem vůbec nemusí znamenat, že neutrina byla rychlejší. Při svém vzniku se fotony elektromagnetického záření prodírají velice těžce a relativně dlouho velmi hustou hmotou v nitru i vnějších oblastech supernovy, zatímco neutrina interagují s hmotou jen velmi málo. Výsledkem je, že záblesk neutrin je „okamžitý“ a trvá sekundy. Naopak světelný signál je dlouhý a začátek zjasňování následuje až řádově hodinu po neutrinovém záblesku. Přesnější odhad zpoždění začátku zjasňování supernovy za neutrinovým zábleskem závisí na modelu supernovy. Další časový odstup může být dán tím, že o světelném zjasnění se dozvíme až po jeho zahlédnutí, tedy když zamíříme dalekohled správným směrem. Pochopitelně můžeme provést jistou zpětnou extrapolaci zjasňování, ale její přesnost je omezená. Záblesk neutrin zachytí detektory ze všech směrů a ihned. Podrobnější informace o vzniku neutrin v supernovách a jejich detekci lze najít zde, zde a zde.
Co nám může detekce neutrin ze supernovy říci o jejich rychlosti? Vzdálenost k supernově byla v případě supernovy SN1987A zhruba 168 000 světelných let. Světelné zjasňování začalo nejpozději tři hodiny po příchodu neutrin. Všechna neutrina přišla během asi 12 sekund. Jednalo se o elektronová neutrina, vlastně elektronová antineutrina, která se detektorech zachycovala s větší pravděpodobností. Jejich energie se pohybovala mezi 8 až 40 MeV. Vzdálenost 168 000 světelných let světlo přeletí za zhruba 1,47 miliard hodin. Jaký největší možný rozdíl v rychlosti mohly mít zachycena neutrina vzhledem k fotonům, určuje podíl tříhodinového rozdílu mezi detekcí neutrin a zaznamenáním světelného záblesku a doby letu světla od supernovy k Zemi. Tak lze vyvodit, že rychlost neutrin se od rychlosti světla neliší o více než dvě miliardtiny, tedy pouze o dvě deseti miliontiny procenta.
Měření rychlosti neutrin experimentem CNGS
Hlavním úkolem experimentu CNGS je detekce oscilací mionového neutrina na tauonové pomocí záchytu vzniklého tauonového neutrina detektorovým systémem OPERA. Na začátku experimentu se v laboratoři CERN ve Švýcarsku pomocí urychlovače vytváří velmi čistý svazek mionových neutrin. Protony urychlené na rychlosti blízké rychlosti světla se srážejí s jádry terče, přičemž vzniká velké množství mezonů pí. Ty nabité (v našem případě kladně nabité) se pomocí magnetického pole namíří správným směrem a během letu dlouhým tunelem se pak rozpadají za vzniku kladného mionu a mionového neutrina. V případě, že by se využily záporně nabité pí mezony, vznikaly by v jejich rozpadech záporné miony a mionová antineutrina. Zbývající nabité mezony a protony se absorbují na konci tunelu a miony pak pohltí vrstva země, kterou neutrina bez problému prolétají. Velmi čistý svazek mionových neutrin se posílá směrem k 732 km vzdálenému detektoru OPERA v podzemní laboratoři Gran Sasso v Itálii. Tam dorazí zhruba za 2,43 ms. Příměs mionových antineutrin je okolo 2,1 % a elektronových neutrin a antineutrin je menší než jedno procento. Střední hodnota energie neutrin je 17 GeV. Velmi důležité je co nejpřesnější zacílení svazku, jeho pološířka v místě detektoru je zhruba 2,8 km. (Podrobnější popis tohoto měření a zachycení prvního tauonového neutrina zde).
Celá délka zařízení, které vytváří postupně pí mezony, miony a mionová neutrina je dlouhé téměř 1 200 m. Velice pečlivě je měřena struktura svazku pomocí zařízení měřícího proud, který svazek vytváří. Délka pulsu svazku, který vzniká extrakcí protonů z urychlovače, je 10,5 mikrosekund a má složitou strukturu, která je dána postupným urychlováním protonů ve dvou urychlovačích. Nejdříve je urychluje urychlovač PS, který vytváří strukturu s frekvencí 500 kHz (tedy s periodou zhruba 2 mikrosekundy, viz obrázek). Ten je však schopen dodat protonům jen energii do 25 GeV, takže po něm přebírá štafetu urychlovač SPS. Ten vnáší oscilace s frekvencí 200 MHz (tedy perioda 5 ns). Při jednom urychlování probíhají dvě extrakce protonů z SPS vzdálené od sebe 50 ms v čase. Jedno urychlení pro experiment CNGS je každých 6 s.
Neutrino, které způsobí interakci v detektoru OPERA, mohlo vzniknout z kteréhokoliv protonu letícího během deseti mikrosekundové extrakce z SPS. Neměří se tak doba letu jednoho případu, ale porovnává se dlouhodobá statistika z mnoha pulsů urychlovače. Tvar dlouhodobě získávaného rozložení příletu neutrin se porovnává s tvarem rozložení protonů v extrahovaného svazku posunutým o dobu letu světla k detektoru. Z tohoto porovnání se určuje příslušný časový posuv v příletu neutrin a světla. Celkově bylo pozorováno 16 111 mionových neutrin, pro jejichž detekci bylo nutné urychlit 1020 protonů.
K tomu, aby se dala měřit rychlost neutrin, je potřeba velice přesně měřit vzdálenost mezi urychlovačem v laboratoři CERN a detektorem v Gran Sasso. To je možné jen s pomocí GPS systému. Jak tento systém přesně funguje, se můžete dočíst v článku Přesnost atomových hodin, GPS a teorie relativity. Pro velmi přesné určení vzdálenosti mezi oběma místy a přesnou synchronizaci času v obou laboratořích jsou nevyhnutné atomové hodiny. Jen díky tomu lze kontinuálně určovat v konečné fázi vzdálenost s přesností lepší než 20 cm. Na výsledcích měření je vidět nejen pomalý drift kontinentálních desek, ale také vliv zemětřesení v oblasti L´Aquila v roce 2009:
Měření vzájemné polohy zdroje neutrin a detektoru OPERA. Je vidět pomalá změna vlivem pohybu kontinentálních desek. Zároveň také prudká změna vlivem zemětřesení v oblasti L´Aquila. (Zdroj: arXiv:1109.4897)
Pochopitelně musí být velice přesně známá i poloha jednotlivých částí systému, který produkuje neutrina, a také každého detektoru v systému OPERA. Je třeba si uvědomit, že světlo potřebuje k překonání vzdálenosti jednoho metru více než 3 ns. V případě experimentu CNGS je potřeba měřit posuny v řádu desítky nanosekund. Další nutností je přesná znalost všech elektronických systémů, zpoždění signálů v nich a jejich velmi přesná časová synchronizace. Nesmí se zanedbat ani skutečnost, že v kabelech se signál pohybuje pomaleji než světlo.
To všechno si vyžádalo velké množství korekcí. Prvotní posun byl určen bez započtení částí z nich a jak je vidět z obrázku, vyšel s posuvem 1048,5 ns. Započtení korekcí znamenalo odečtení 987,8 ns. Tím se získala výsledná hodnota 60,7 ns – čas, o který přiletěla neutrina dříve než by přiletělo světlo, kdyby mezi laboratořemi místo horniny bylo vakuum. Neurčitost této hodnoty byla stanovená na 6,9 ns pro statistickou část a 7,4 ns pro systematickou část. U části detekovaných neutrin (5489 případů) se podařilo určit i jejich energii. Tento soubor se rozdělil na dvě části. Jedna s neutriny s energií menší než 20 GeV a druhá s energií větší než 20 GeV. V první byla střední energie 13,9 GeV, v druhé 42,9 GeV. V mezích nepřesností se neukázala žádná závislost posunu na energii.
Pokud je dané měření v pořádku, vzdálenost 2,43 světelných milisekund neutrina proletí o 60,7 ns dříve než světlo. To znamená, že rychlost neutrina je o 2,48 sto tisícin větší než u světla, to znamená o 2,48 tisícin procenta. Pokud jsou statistické a systematické chyby odhadnuty správně, tak je výsledek dostatečně průkazný. Na druhé straně, všechny možné korekce a opravy jsou o řád i dva větší než konečná hodnota a analýza dat je velice komplikovaná. Tým, který na experimentu pracuje, má se zpracováním částicových experimentů takového druhu velké zkušenosti. Přesto se nedá vyloučit, že se někde v průběhu analýzy vyskytla chyba.
Možné dopady
Rozbor detekce neutrin ze supernovy omezil rozdíl mezi rychlostí neutrina a světla na hodnoty menší než dvě deseti miliontiny procenta, to znamená na deseti tisícinu hodnoty, která vychází analýzou experimentu CNGS. V případě, že by neutrina ze supernovy byla stejná jako neutrina detekovaná detektorem OPERA, nebylo by co řešit. Bylo by jasné, že se fyzikové z experimentu CNGS někde dopouštějí chyby. Ovšem v prvním případě jde o elektronová antineutrina a v druhém o mionová neutrina. Navíc se jejich energie liší zhruba tisíckrát. Takže je pořád ještě šance, že měření s využitím detektorového systému OPERA je v pořádku.
Bylo by to fantastické. Otvíralo by to bránu k úplně nové fyzice, která by překračovala hranice té, kterou známe. Jako příznivci sci-fi se mi líbí možnost překročení rychlosti světla i z hlediska možnosti rychlejšího cestování vesmírem. Přesto jsem k výsledku značně skeptický. Mionová neutrina jsou určitě těžší než elektronová. Víme to díky studiu oscilací neutrin (viz zde). Čekal bych tak možnost překračování rychlosti světla u neutrina elektronového. Velmi pochybuji, že by rychlost a chování neutrin a antineutrin byly diametrálně odlišné. Rozdíl v energiích o tři řády se může zdát velký, ale klidová energie neutrin je nejméně deset milionkrát menší, než je kinetická energie neutrin, která k nám přiletěla ze supernovy. Proto si myslím, že u pozemského experimentu je něco špatně. A to i přes rozdíly u neutrin z experimentu CNGS a SN1987A. Pro zajímavost doplním, že pokud by se neutrina ze supernovy chovala přesně podle Einsteinovy teorie relativity, tak budou sice pořád pomalejší než světlo ve vakuu, ale rozdíl bude díky jejich velmi malé hmotnosti určitě menší než 10-12 procenta.
Popření výsledku měření rychlosti neutrin experimentem CNGS může přijít i brzy. Je jasné, že teď bude velký počet fyziků kontrolovat analýzu autorů publikace a hledat v ní možné zádrhely. Účastníci experimentu CNGS k tomu přímo vyzývají. Případné potvrzení tohoto pozorování ovšem může přijít spíše až mnohem později. Jedna možnost je zkusit produkci mionových antineutrin pomocí záporných mezonů pí. Určitou možností by mohlo být i přesnější měření závislosti rychlosti na energii neutrin. Úprava produkce neutrin v laboratoři CERN a získání dostatečné statistiky zabere opět řádově roky. Stejně tak dlouho budou určitě trvat úpravy a nabírání potřebných dat i u jiných experimentů podobného typu v Japonsku a USA.
Je tak dost pravděpodobné, že ještě dost dlouho si budou moci teoretici hrát s modely, které by neutrina rychlejší než světlo vysvětlovaly. Takové představy, že neutrina jsou tachyony, už tady byly (viz zde). Stejně tak jsou již déle uvažovány i další možnosti spojené s existencí více dimenzí a příměsí velice specifických typů neutrin. A je jasné, že v současnosti nastává exploze zkoumání takových modelů (viz například zde).
A co když se výsledky experimentu CNGS potvrdí? Bylo by to vykročení do nové exotické fyziky. Ale v žádném případě by to neznamenalo konec speciální teorie relativity. Ta by se stále používala pro určování pohybu částic v pozemských urychlovačích i vesmírných těles s extrémně vysokými rychlostmi. Jen by se ukázalo, že má limity, za kterými svět popsat nedokáže a kde je nutné použít nějakou novou obecnější teorii. Stejně jako se pohyb planet, kosmických těles i většiny těles na zemi stále počítá pomocí Newtonovy fyziky. V každém případě jde o velmi zajímavý výsledek, jehož ověřování bezpochyby povede k výsledkům důležitým pro rozvoj fyzikálního poznání.