c 2002 Intellectronics

Gymn´azium Tachov, semin´aˇr 10. ˇr´ıjna 2002

Probl´ em sluneˇ cn´ıch neutrin Jiˇr´ı Svrˇsek

1

c °2002 Intellectronics

Abstract Jadern´e reakce ve sluneˇcn´ım j´ adru vytv´ aˇrej´ı mohutn´ y proud neutrin. Tato neutrina lze na Zemi detekovat prostˇrednictv´ım obrovsk´ ych podzemn´ıch detektor˚ u. Mˇeˇren´ı toku neutrin by mˇelo souhlasit s teoretick´ ymi v´ ypoˇcty, kter´e jsou zaloˇzeny na z´ akladˇe teoretick´ ych pˇredstav o Slunci a na z´ akladˇe standardn´ıho modelu fyziky ˇca ´stic. Tok sluneˇcn´ıch neutrin vˇsak dosahuje zhruba poloviny oˇcek´ avan´eho toku podle teorie. Tento rozpor je j´ adrem probl´emu sluneˇcn´ıch neutrin.

1 e-mail:

[email protected], WWW: http://natura.eridan.cz

References [1] Item 11.: The Solar Neutrino Problem. updated 05-Jun 1994 by SIC, original by Bruce Scott From: [email protected] Subject: sci.physics Frequently Asked Questions (Part 2 of 4) Date: 25 Sep 1995 14:55:01 GMT [2] From: [email protected] (AIP listserver) PHYSICS NEWS UPDATE. The American Institute of Physics Bulletin of Physics News. Number 586. April 24, 2002 by Phillip F. Schewe, Ben Stein and James Riordon. [3] From: [email protected] (AIP listserver) PHYSICS NEWS UPDATE. The American Institute of Physics Bulletin of Physics News. Number 608. October 8, 2002 by Phillip F. Schewe, Ben Stein and James Riordon.

1

1

Objev neutrin

Nˇekter´ a atomov´a j´adra se po urˇcit´e typick´e dobˇe (od zlomk˚ u sekundy aˇz po nˇekolik let) pˇremˇen ˇuj´ı v jin´a j´adra a vyzaˇruj´ı elektrony. Tento rozpad jader se oznaˇcuje jako radioaktivn´ı rozpad beta. Z´akladem tohoto procesu je rozpad neutronu, kter´ y v roce 1930 jeˇstˇe nebyl zn´am. P˚ uvodnˇe se rozpad neutronu jevil n´asledovnˇe: n0 −→ p+ + e− kde n0 je neutron, p+ je kladnˇe elektricky nabit´ y proton a e− je z´apornˇe nabit´ y elektron. D˚ uleˇzitou ot´azkou byla energetick´a bilance rozpadu. Po z´aniku neutronu se od sebe elektron a proton rozlet´ı kaˇzd´ y jin´ ym smˇerem. Rychlost jejich rozletu pˇredstavuje kinetickou energii. Neutron je pˇritom asi o dvˇe promile hmotnˇejˇs´ı neˇz proton. Tento pˇrebytek se pˇri rozpadu uvoln´ı a staˇc´ı vytvoˇrit jeˇstˇe elektron a dodat kinetickou energii obˇema ˇc´astic´ım. D˚ uleˇzit´e je, ˇze pˇri tomto principu rozpadu by se mˇely obˇe ˇc´astice rozletˇet stejnou rychlost´ı. Neutron m´a hmotnost 1838,7 hmotnost´ı elektronu, proton 1836,2 hmotnost´ı elektronu, elektron m´a hmotnost 1. Rozd´ıl d´av´a 1,5 a je u ´mˇern´ y kinetick´e energii, kter´a se rozpadem neutronu uvoln´ı a spotˇrebuje pˇri rozletu ˇc´astic. Rozlet elektronu a protonu byl pozorov´an, ale pokaˇzd´e s jinou rychlost´ı. Pˇrebytek hmotnosti 1,5 byl pokaˇzd´e stejn´ y, ale pˇresto se rychlost rozletu pˇr´ıpad od pˇr´ıpadu mˇenila. To znamen´a, ˇze nikoliv cel´ y pˇrebytek se pˇremˇenil v kinetickou energii. Proto musela existovat ˇc´astice, kter´a jeho ˇc´ast un´aˇsela. Pˇr´ıstroje vˇsak ˇz´adnou ˇc´astici nezaznamenaly. Z´avˇer, kter´ y se odv´aˇzil uˇcinit Wolfgang Pauli v prosinci roku 1930, vysvˇetlil vˇsechny podstatn´e nejasnosti, ale pˇripravil fyziky o dalˇs´ı jistoty: mus´ı existovat dosud nezn´am´a ˇc´astice bez elektrick´eho n´aboje, kterou naˇse pˇr´ıstroje svoj´ı citlivost´ı nepostihuj´ı. Autor teoretick´e pˇredpovˇedi neutrina Wolfgang Pauli (1900 - 1958) zaujal ve druh´e polovinˇe 20.let 20.stolet´ı pˇredn´ı m´ısto mezi zakladateli kvantov´e mechaniky. Svou bohatou vˇedeckou invenc´ı zas´ahl do ˇrady obor˚ u rod´ıc´ı se kvantov´e teorie. Nejv´ıce se proslavil pˇredpovˇed´ı neutrina a tzv. vyluˇcovac´ım principem, kter´ y dnes nese jeho jm´eno, podle nˇehoˇz ˇz´adn´e dva elektrony v atomu se nemohou nach´azet ve stejn´em stavu. Kromˇe toho vytvoˇril Pauli z´akladn´ı pr´ace v teorii spinu, teorii relativity a fyzice kov˚ u. Byl zn´am svou nesmlouvavou kritiˇcnost´ı k ciz´ım i vlastn´ım n´apad˚ um. Svou pohotovou kritikou nutil diskusn´ı partnery k jasn´ ym a pˇresn´ ym formulac´ım a tak se nepˇr´ımo pod´ılel i na dalˇs´ıch objevech. Nˇekdy naopak zabr´anila jeho kritiˇcnost uveˇrejnˇen´ı v´ yznamn´eho objevu. Existence neutrina, pˇredpovˇezen´eho Wolfgangem Paulim v roce 1930, byla experiment´alnˇe prok´az´ana aˇz po 25 letech. V roce 1956 provedli Frederic Reines a Clyde Cowan, Jr., dva fyzikov´e z Los Alamos, rozhoduj´ıc´ı experiment, kter´ y se t´ ykal antineutrin, coˇz nen´ı podstatn´e, protoˇze jak neutrino tak jeho antiˇc´astice se chovaj´ı stejnˇe. C´ılem experimentu bylo vyvolat reakci ν¯e + p+ −→ n0 + e+ kter´a bez poˇc´ateˇcn´ıho antineutrina ν¯e nem˚ uˇze nastat a je tedy souˇcasnˇe jeho d˚ ukazem. Reakce je velmi nepravdˇepodobn´a, protoˇze neutrina jsou mimoˇr´adnˇe necitliv´a k jak´ ymkoliv ˇc´astic´ım. Proto, aby nastala, je nutn´e velk´e mnoˇzstv´ı antineutrin. Souˇcin nepatrn´e pravdˇepodobnosti pohlcen´ı antineutrina protonem s ohromn´ ym poˇctem antineutrin d´a pˇrijatelnou dobu, bˇehem n´ıˇz bude pozorov´ana alespoˇ n jedna sr´aˇzka. Reines a Cowan pouˇzili jako zdroj antineutrin v´ ykonn´ y uranov´ y reaktor, ve kter´em se j´adra uranu ˇstˇep´ı na lehˇc´ı j´adra, z nichˇz mnoh´a jsou beta radioaktivn´ı, tedy vys´ılaj´ı elektrony a antineutrina. Takto vytvoˇren´emu intenzivn´ımu zdroji antineutrin byl postaven do cesty blok hmoty, sloˇzen´ yz 2m x 2m velk´ ych ˇctvercov´ ych desek kapaln´ ych scintil´ator˚ u prokl´adan´ ych vrstvami vody, kter´a byla zvolena proto, ˇze obsahuje velk´e mnoˇzstv´ı proton˚ u v atomech vod´ıku. Nastala-li reakce, projevilo se to nˇekolika jevy. Vznikl´ y pozitron rychle anihiloval s nˇejak´ ym elektronem a vytvoˇril dva fotony: e+ + e− −→ γ + γ

2

Tyto fotony vyvolaj´ı z´ablesky ve scintil´atorech. Neutron se pohybuje podstatnˇe pomaleji a m˚ uˇze b´ yt zaznamen´an, pokud je pohlcen nˇekter´ ym atomov´ ym j´adrem. Zvl´aˇstˇe vn´ımav´e pro pohlcov´an´ı neutron˚ u jsou atomov´a j´adra kadmia, proto byl do vody pˇrid´an chlorid kadmia. Pohlcen´ım neutronu kadmium pˇrejde ve sv˚ uj izotop, kter´ y se zbav´ı pˇrebyteˇcn´e energie vysl´an´ım jednoho nebo nˇekolika foton˚ u. Tyto fotony se rovnˇeˇz projev´ı z´ablesky na scintil´atoru. Pokus tedy prob´ıhal tak, ˇze pˇri vyvol´ an´ı reakce n´arazem antineutrina na proton se ve scintil´atoru objevil souˇcasn´ y z´ablesk dvou foton˚ u z anihilace elektronu s pozitronem a po uplynut´ı nˇekolika mikrosekund nastal ve scintil´atoru dalˇs´ı z´ablesk, kdyˇz neutron byl pohlcen j´adrem atomu kadmia. Experiment probˇehl u ´spˇeˇsnˇe. Dok´azal existenci elektronov´eho antineutrina. V tomto procesu fyzikov´e poprv´e z´amˇernˇe vyvolali a zaznamenali proces zp˚ usoben´ y pouze slabou interakc´ı. Vzhledem k symetrii mezi elektronov´ ymi a mionov´ ymi leptony se nab´ız´ı ot´azka, zda by podobnou reakci nemohlo vyvolat mionov´e antineutrino ν¯µ pˇri z´amˇenˇe pozitronu kladn´ ym mionem µ+ : ν¯µ + p+ −→ n0 + µ+ Po technick´e str´ance je situace sloˇzitˇejˇs´ı. Kladn´ y mion je asi 200 kr´at tˇeˇzˇs´ı neˇz pozitron, proto je k vyvol´an´ı pˇr´ısluˇsn´e reakce zapotˇreb´ı mnohem v´ıce energie prim´arn´ıho antineutrina, nejm´enˇe 100 MeV. K produkci takov´ ych antineutrin se pouˇzil protonov´ y urychlovaˇc, kter´ y sr´aˇzkami proton˚ us protony vytvoˇril piony, z nichˇz z´apornˇe nabit´e piony π − sv´ ym rozpadem π − −→ µ− + ν¯µ vytvoˇrily dostateˇcnˇe energetick´a mionov´a antineutrina. Experiment byl proveden v roce 1962 pracovn´ıky Kolumbijsk´e univerzity na urychlovaˇci v Brookhavenu. Experiment´aln´ım d˚ ukazem existence neutrina antineutrin bylo prok´az´ano, ˇze slab´a interakce zp˚ usobuje nejen rozpad ˇc´astic, ale tak´e rozptyl a vznik nov´ ych ˇc´astic. Aˇz do 60. let 20. stolet´ı pˇrevl´adal n´azor, ˇze rozpad, rozptyl a produkce ˇc´astic se p˚ usoben´ım slab´e interakce uskuteˇcn ˇuje pˇr´ımo, za u ´ˇcasti pouze pozorovan´ ych ˇc´ astic, zat´ımco procesy zp˚ usoben´e elektromagnetickou interakc´ı a silnou interakc´ı se uskuteˇcn ˇuje zprostˇredkovanˇe v´ ymˇenou intermedi´aln´ı ˇc´astice (fotonu resp. mesonu). Dnes jsme pˇresvˇedˇceni a je experiment´alnˇe prok´az´ano, ˇze slab´a interakce se uskuteˇcn ˇuje zprostˇredkovanˇe v´ ymˇenou tzv. intermedi´aln´ıch boson˚ u W +, W − a Z 0.

3

2

Probl´ em sluneˇ cn´ıch neutrin

Jadern´e reakce ve sluneˇcn´ım j´adru vytv´aˇrej´ı mohutn´ y proud neutrin. Tato neutrina lze na Zemi detekovat prostˇrednictv´ım obrovsk´ ych podzemn´ıch detektor˚ u. Mˇeˇren´ı toku neutrin by mˇelo souhlasit s teoretick´ ymi v´ ypoˇcty, kter´e jsou zaloˇzeny na z´akladˇe teoretick´ ych pˇredstav o Slunci a na z´akladˇe standardn´ıho modelu fyziky ˇc´astic. Tok sluneˇcn´ıch neutrin vˇsak dosahuje zhruba poloviny oˇcek´avan´eho toku podle teorie. Tento rozpor vyvol´av´a z´avaˇzn´e ot´azky. Je ˇc´asticov´a fyzika nespr´avn´a? Je nespr´avn´ y model sluneˇcn´ıho nitra? Je metoda mˇeˇren´ı chybn´a? Tyto ot´azky jsou j´adrem probl´ emu sluneˇ cn´ıch neutrin. Probˇehla ˇrada pˇresn´ ych experiment˚ u, kter´e si mimo jin´e kladly za c´ıl vysvˇetlit nesoulad pozorov´an´ı se standardn´ım modelem. Nˇekter´ı fyzikov´e oˇcek´avali, ˇze by tyto experimenty mohly posunout fyziku vysok´ ych energi´ı za standardn´ı model. Stˇrednˇe star´a hvˇezda hlavn´ı posloupnosti jako je Slunce se jen zvolna vyv´ıj´ı. Tlak zp˚ usoben´ y hork´ ym plynem a tlakem z´aˇren´ı vyrovn´av´a gravitaˇcn´ı pˇritaˇzlivost hmoty hvˇezdy. Z´aˇriv´a energie hvˇezdy vznik´a nukle´arn´ımi reakcemi v j´adru hvˇezdy. Tyto reakce postupnˇe vedou k pomal´ ym zmˇen´am struktury hvˇezdn´eho nitra. Pˇr´ımo pozorovat sluneˇcn´ı j´adro nelze. Pr˚ umˇern´a voln´a dr´aha foton˚ u v j´adˇre je velmi kr´atk´a. Fotony jsou pohlcov´any atomy l´atky v j´adˇre a znovu jsou emitov´any. Pr˚ umˇern´a doba, za kterou foton opust´ı povrch Slunce, je kolem 10 mili´on˚ u let. Proton- protonov´a reakce v j´adˇre Slunce vˇsak vytv´aˇr´ı neutrino PP1 : p+ + p+ −→ 1 D + e+ + νe (0,26 MeV) kter´e lze bezprostˇrednˇe pozorovat, protoˇze jeho vazebn´a energie je velmi mal´a. Teoreticky bychom takov´a neutrina mˇely pozorovat na Zemi. Vlastnost neutrin p˚ usob´ı v jejich detekci z´avaˇzn´e praktick´e probl´emy. Prvn´ı mˇeˇren´ı neutrin provedl Davis a jeho kolektiv, kdyˇz naplnily velk´e cisterny roztokem chl´oru. Podaˇrilo se jim detekovat pouze neutrina s vysokou energi´ı ze slabˇe prob´ıhaj´ıc´ıch reakc´ı PP2 : PP3 :

7

Be + e− −→

8

B −→

8

7

Li + νe (0,80 MeV)

Be + e+ + νe (7,2 MeV)

V prvn´ı polovinˇe 90. let 20. stolet´ı probˇehl experiment GALLEX,kter´ y pouˇzil galliov´ y detekˇcn´ı syst´em. Tento syst´em mohl sledovat neutrina z reakce PP1 a poskytl tak poprv´e jednoznaˇcn´e potvrzen´ı proton-protonov´e reakce v j´adˇre Slunce. Probl´em sluneˇcn´ıch neutrin vˇsak pˇretrval. Kaˇzd´ y experiment namˇeˇril m´enˇe neutrin, neˇz pˇredpov´ıd´a teorie. Bylo pozorov´ano kolem 1/3 aˇz 2/3 oˇcek´avan´eho poˇctu sluneˇcn´ıch neutrin v z´avislosti na chybˇe mˇeˇren´ı. V pˇr´ıpadˇe syst´emu GALLEX bylo pozorov´ano 80 jednotek, ale bylo oˇcek´av´ano 120 jednotek. Tento rozd´ıl neodpov´ıd´a standardn´ı statistick´e odchylce pozorov´an´ı. Pro vysvˇetlen´ı tˇechto rozd´ıl˚ u byly uvaˇzov´any dvˇe hypot´ezy: 1. Teplota sluneˇcn´ıho j´adra je ponˇekud niˇzˇs´ı, neˇz se p˚ uvodnˇe pˇredpokl´adalo. 2. Nˇejak´ y jev p˚ usob´ı na zmˇenu toku neutrin bˇehem jejich letu od Slunce k Zemi. Tˇret´ı moˇznost, ˇze v j´adru Slunce prob´ıhaj´ı zcela jin´e procesy, neˇz pˇredpokl´ad´ame, jako je napˇr. existence ˇcern´e d´ıry, se seri´oznˇe neuvaˇzovaly. 1. Pr˚ ubˇeh jadern´e reakce velmi tˇesnˇe z´avis´ı na teplotˇe, protoˇze je nutn´e, aby tepeln´ y pohyb ˇc´astic pˇrekonal siln´e jadern´e s´ıly. Pokud by teplota standardn´ıho modelu Slunce byla niˇzˇs´ı o 6by v´ ysledky syst´emu GALLEX plnˇe souhlasily s teori´ı. Tento z´avˇer publikoval ve sv´em ˇcl´anku Bahcall. Skupina sluneˇcn´ıch seismolog˚ u, kter´a pozoruje mal´e oscilace ve spektr´aln´ıch ˇc´ar´ach zp˚ usoben´e tlakov´ ymi r´azov´ ymi vlnami uvnitˇr Slunce vˇsak nam´ıt´a, ˇze takov´a zmˇena teploty odporuje jejich pozorovan´ ym v´ ysledk˚ um.

4

2. Byl navrˇzen mechanismus, podle nˇehoˇz neutrina vz´ajemnˇe interaguj´ı a periodicky se mˇen´ı z elektronov´eho neutrina na mionov´e a tauonov´e. V tomto pˇr´ıpadˇe bychom museli pozorovat zlomek celkov´eho poˇctu neutrin, protoˇze detektory sleduj´ı pouze elektronov´a neutrina. Podle teorie tento zlomek nen´ı pˇresnˇe 1/3. Uveden´ y mechanismus, naz´ yvan´ y jako ”neutrinov´a oscilace” vˇsak vyˇzaduje, aby vˇsechna neutrina mˇela nenulovou a vz´ajemnˇe r˚ uznou hmotnost, coˇz dosud nen´ı experiment´alnˇe potvrzeno. Aby bylo pˇrijateln´e prvn´ı uveden´e vysvˇetlen´ı s t´ım, ˇze Slunce je v termodynamick´e rovnov´aze, bylo nutn´e prov´est nˇekter´a dalˇs´ı nez´avisl´a pozorov´an´ı s c´ılem omezit velikost chyb. D´ale bylo nutn´e jako nevˇerohodn´a zam´ıtnout nˇekter´a dˇr´ıvˇejˇs´ı mˇeˇren´ı chl´orov´ ym detektorem. Dalˇs´ı namˇeˇren´a data za delˇs´ı obdob´ı mˇela poskytnout podstatnˇe lepˇs´ı v´ ysledky pˇri jejich statistick´em vyhodnocen´ı. Druh´e vysvˇetlen´ı vyˇzadovalo nutnost ovˇeˇrit zm´ınˇen´ y pˇredpoklad nenulov´e klidov´e hmotnosti neutrin.

5

3

Vyˇ reˇ sen´ı probl´ emu sluneˇ cn´ıch neutrin

Andrew Hime z Laboratoˇre vˇedy a technologie neutron˚ u (P-23) a vˇedeck´ y ˇreditel programu neutrinov´e observatoˇre SNO (the Sudbury Neutrino Observatory) v Los Alamos koncem srpna 2001 ozn´amili ve Stˇredisku neutronov´e vˇedy v N´arodn´ı laboratoˇri Los Alamos (the Los Alamos Neutron Science) sv´e v´ ysledky. Ned´avn´a data ze SNO dokazuj´ı, ˇze ˇc´ast elektronov´ ych neutrin vyzaˇrovan´ ych Sluncem se bˇehem sv´eho letu k Zemi oscilac´ı pˇremˇen´ı na mionov´a a tauonov´a neutrina. V´ ysledky SNO ˇreˇs´ı v´ıce neˇz 30 let starou z´ahadu chybˇej´ıc´ıch neutrin a poskytuj´ı d˚ ukaz, ˇze neutrina maj´ı nenulovou hmotnost. Pr´ace Andrewa Himea nav´azala na dlouhou tradici v´ yzkumu neutrin v N´arodn´ı laboratoˇri v Los Alamos. V´ ysledky experiment˚ u z 90. let 20. stolet´ı prok´azaly, ˇze probl´em sluneˇcn´ıch neutrin nen´ı zp˚ usobem chybou standardn´ıho modelu Slunce, ale oscilacemi neutrin. Mezin´arodn´ı t´ ym vˇedc˚ u zkombinoval prvn´ı v´ ysledky observatoˇre SNO s v´ ysledky ˇrady experiment˚ u japonsk´eho detektoru the Super Kamiokande a z´ıskal tak solidn´ı d˚ ukaz oscilace neutrin. D˚ ukaz transformace sluneˇcn´ıch neutrin a oscilace neutrin v detektoru je souˇcasnˇe z´akladem d˚ ukazu, ˇze neutrina nemaj´ı nulovou hmotnost, jak se p˚ uvodnˇe pˇredpokl´adalo. Oscilace neutrin m˚ uˇze existovat pouze tehdy, pokud neutrina maj´ı nenulovou hmotnost. Pˇred v´ıce neˇz 60 lety Wolfgang Pauli teoreticky pˇredpovˇedˇel existenci ˇc´astic bez elektrick´eho n´aboje, kter´e existuj´ı ve tˇrech form´ach: elektronov´e neutrino, mionov´e neutrino a tauonov´e neutrino. Existenci neutrin prok´azali v roce 1955 Frederick Reines a Clyde Cowan Jr. v N´arodn´ı laboratoˇri v Los Alamos pomoc´ı detektoru ”Herr Auge”. Frederick Reines obdrˇzel za tento objev v roce 1995 Nobelovu cenu za fyziku. V roce 1996 t´ ym fyzik˚ u z N´arodn´ı laboratoˇre v Los Alamos pouˇzil komoru naplnˇenou 60 000 galony ˇcist´eho miner´aln´ıho oleje s 1220 detektory, kapaln´ y scintilaˇcn´ı detektor neutrin (the Liquid Scintillator Neutrino Detector), k d˚ ukazu, ˇze neutrina vytv´aˇren´a v line´arn´ım urychlovaˇci maj´ı nenulovou hmotnost. ˇ sen´ı z´ahady chybˇej´ıc´ıch neutrin bylo moˇzn´e aˇz konstrukc´ı a provozem detektoru neutrinov´e Reˇ observatoˇre SNO (the Sudbury Neutrino Observatory), n´adoby z akrylov´eho plastu o pr˚ umˇeru 12 metr˚ u, naplnˇen´e tˇeˇzkou vodou a um´ıstˇen´e v hloubce v´ıce neˇz 6800 stop pod zem´ı v niklov´em dolu nedaleko Sudbury ve st´atˇe Ontario. Detektor SNO pouˇz´ıv´a pole 9456 foton´asobiˇc˚ u, kter´e zachycuj´ı ˇ slab´e z´ablesky Cerenkovova z´aˇren´ı vznikaj´ıc´ı zachycen´ım zhruba 10 sluneˇcn´ıch neutrin dennˇe v asi 1000 litrech tˇeˇzk´e vody. V´ ystavba detektoru SNO zaˇcala v roce 1990 a byla dokonˇcena v roce 1998. Prvn´ı mˇeˇren´ı zaˇcala v roce 1999. Po v´ıce neˇz desetilet´ı vˇedci N´arodn´ı laboratoˇre v Los Alamos sehr´avali kl´ıˇcovou roli pˇri konstrukci, uv´adˇen´ı do provozu a kalibraci detektoru SNO a prov´adˇeli prvn´ı pr´ace pˇri redukci a anal´ yze shrom´aˇzdˇen´ ych mˇeˇren´ı. Skupina se tak´e pod´ılela na n´avrhu a konstrukci detektoru neutr´aln´ıch proud˚ u, kter´ y bude dokonˇcen v roce 2002 a jeˇstˇe zv´ yˇs´ı citlivost detektoru SNO. T´ ym v´ yzkumn´ık˚ u z Los Alamos a detektoru SNO v dobˇe publikov´an´ı t´eto zpr´avy tvoˇrili Andrew Hime, Mel Anaya, Tom Bowles, Steve Brice, Mike Dragowsky, Malcolm Fowler, Andre Hamer, Klaus Kirch, Azriel Goldschmidt, Geoff Miller, Bill Teasdale, Jerry Wilhelmy and Jan Wouters. Objev oscilac´ı elektronov´ ych neutrin v z´aˇren´ı Slunce bude m´ıt z´asadn´ı v´ yznam pro porozumˇen´ı vesm´ıru na jeho mikroskopick´e u ´rovni, protoˇze oscilace neutrin nebyla souˇc´ast´ı standardn´ıho modelu element´arn´ıch ˇc´astic. Nepochybnˇe dojde k dalˇs´ımu posunu v teorii neutrin nebo ke vzniku nov´ ych teori´ı.

6

4

Nobelovy ceny za fyziku pro rok 2002

Nobelovy ceny za fyziku pro rok 2002 byly udˇeleny za pr´ace, kter´e vedly k rozvoji dvou nov´ ych oblast´ı astrofyziky: roentgenov´e astrofyziky a fyziky neutrin. Nobelovu cenu za fyziku pro rok 2002 obdrˇz´ı Raymond Davis (University of Pennsylvania and Brookhaven Natl. Lab), Masatoshi Koshiba (University of Tokyo) a Riccardo Giacconi (Associated Universities Inc.). V 60. letech 20. stolet´ı Raymond Davis jako prvn´ı detekoval neutrina poch´azej´ız´ı ze Slunce. Mnoˇzstv´ı sluneˇcn´ıch neutrin vˇsak bylo menˇs´ı neˇz pˇredpovˇedi, kter´e uˇcinil John Bahcall (Institute for Advanced Study, Princeton), a tak se zrodil ”probl´em sluneˇcn´ıch neutrin”. Vˇsechna pozdˇejˇs´ı mˇeˇren´ı dalˇs´ımi detektory, jako byl SAGE a Gallex, tak´e nezaznamenala oˇcek´avan´ y poˇcet neutrin, kter´a vznikaj´ı pˇri termonukle´arn´ıch reakc´ıch v j´adru Slunce. Nejlepˇs´ım vysvˇetlen´ım pro niˇzˇs´ı poˇcet sluneˇcn´ıch neutrin byla pˇredstava, ˇze elektronov´a neutrina se bˇehem letu od Slunce k Zemi mˇen´ı na jin´e typy, jako jsou mionov´a neutrina, kter´a nelze zaznamenat pozemn´ımi detektory. Tuto hypot´ezu poprv´e ovˇeˇroval detektor Kamiokande, jehoˇz t´ ym jako prvn´ı prok´azal rozpad protonu. Masatoshi Koshiba a jeho kolegov´e, kteˇr´ı pracovali na nov´em detektoru Super-Kamiokande, koneˇcnˇe tuto hypot´ezu potvrdili pozorov´an´ım asymetri´ı mezi mnoˇzstv´ım neutrin z kosmick´eho z´aˇren´ı, kter´a proˇsla hmotou Zemˇe, a mnoˇzstv´ım neutrin, kter´a proˇsla pouze atmosf´erou Zemˇe. Vˇedci prok´azali, ˇze neutrina skuteˇcnˇe osciluj´ı mezi tˇremi sv´ ymi typy: elektronov´ ym, mionov´ ym a tauonov´ ym. Dalˇs´ı d˚ ukaz o oscilaci neutrin provedla neutrinov´a observatoˇr SNO (the Sudbury Neutrino Observatory) v Los Alamos, kter´a je schopna detekovat vˇsechny tˇri typy neutrin. Observatoˇr ozn´amila, ˇze pozorovala vˇsechny tˇri typy neutrin, jejichˇz celkov´e mnoˇzstv´ı odpov´ıd´a oˇcek´avan´emu mnoˇzstv´ı sluneˇcn´ıch neutrin. Detekce neutrin m´a pro astrofyziku velk´ y v´ yznam. Neutrina zˇrejmˇe sehr´ala d˚ uleˇzitou roli pˇri vzniku prvn´ıch galaxi´ı. Jsou tak´e formou energie, kter´a poch´az´ı pˇr´ımo ze sluneˇcn´ıho j´adra. Foton˚ um vznikaj´ıc´ım ve sluneˇcn´ım j´adru trv´a mili´ony let, neˇz se dostanou k povrchu. Mˇeˇren´ı mnoˇzstv´ı neutrin z vesm´ıru pˇrin´aˇs´ı tak´e d˚ uleˇzit´e informace o erupc´ıch supernov. Napˇr´ıklad pˇri erupci supernovy 1987A byl tak´e zaznamen´ano nˇekolik neutrin.

7