Dokončen dokaz o masivnih nevtrinih?

Nevtrino se že vse od prvega namiga o mogočem obstoju takega delca, drži pridih nenavadnega pripadnika skupine osnovnih delcev. Nevtrino namreč zelo šibko interagira z materijo. Ker je nevtralen, ne reagira elektromagnetno, prav tako ne reagira prek močne interakcije (to je sile, ki drži skupaj nevtrone in protone v jedru), tako da njegov stik z okoliškimi delci poteka le prek tako imenovane šibke interakcije. Le ta je tako šibka, da je povprečna pot, ki bi jo prepotoval nevtrino v tunelu napolnjenem z vodo, predno bi reagiral z vodo, dolga kar pet milijonov kilometrov. Nevtrino tako na svoji poti zlahka preleti Zemljo, ne da bi na svoji poti reagiral s snovjo. Vse do sedaj je bilo uveljavljeno prepričanje, da je nevtrino brezmasen, tako da je izključena tudi interakcija prek najšibkejše izmed štirih sil, to je prek gravitacije. Dvom o tem, da so nevtrini povsem brezmasni se je porodil že v šestdesetih letih tega stoletja. Meritve fluksa nevtrinov s sonca so namreč dosegle le polovico pričakovane vrednosti. Ta tako imenovani problem sončnih nevtrinov lahko zlahka rešimo, če nevtrinom pripišemo od nič različno maso in dopustimo nevtrinske oscilacije (več o tem v nadaljevanju). Da ideja o nevtrinskih oscilacijah in masivnih nevtrinih sloni na trdnih temeljih, kažejo meritve skupnega projekta Japonskih in Ameriških znanstvenikov, ki so jih objavili na nedavni konferenci Nevtrino98. Njihovi rezultati kažejo na oscilacije nevrtinov in s tem na od nič različno maso nevtrinov.

Predno se posvetimo samemu eksperimentu, najprej razsvetlimo termin-nevtrinske oscilacije. Poznamo namreč tri vrste nevtrinov, ki se ločijo po svojem leptonskem stevilu. Vsakemu izmed elementarnih delcev, ki jih imenujemo leptoni (t.j. delci, ki ne reagirajo prek močne interakcije), v Standardnem Modelu (glej članek o strukturi snovi) pripisemo pripadajoči nabiti delec. Tako elektronu e pripada elektronski nevtrino \(\nu_e\), mionu \(\mu\) pripada mionski nevtrino \(\nu_\mu\), medtem ko tauonu \(\tau\) pripada tauonski nevtrino \(\nu_\tau\). Tega zadnjega sicer še niso neposredno izmerili, vendar pa se je v njegovo prid nabralo že toliko posrednih dokazov, da o njegovem obstoju nihče več resno ne dvomi. Vse skupaj lahko pospravimo v tabelo z vsemi tremi poznanimi družinami leptonov

Prehode med družinami imenujemo nevtrinske oscilacije, le te pa so mogoče le če so mase nevtrinov različne od nič.

Zaradi svoje narave je torej nevtrino skoraj nemogoče zaznati ob njegovem nastanku, to je ob radioaktivnem razpadu ali ob jedrski interakciji v pospeševalniku. Pravzaprav je leta 1931 Wolfgang Pauli vpeljal nevtrino kot hipotetični delec, s katerim je lahko pojasnil neohranitev energije in gibalni količine, ki so jo opazili pri določenih radioaktivnih razpadih. Namesto, da bi se odrekel ohranitvi energije in gibalne količine pri radioaktivnih razpadih, je raje vpeljal do tedaj še neodkriti delec, ki odnese manjkajočo energijo. Pauli sam je bil do mogoče eksperimentalne potrditve novega delca precej skeptičen, saj je bil prepričan, da ta delec sploh ne reagira s snovjo. Ob priložnosti je izjavil, da je naredil nekaj kar ne bi smel narediti noben kolikor toliko priseben teoretični fizik: predpostavil je obstoj delca, ki ga ne bodo mogli nikoli izmeriti. Manj kot trideset let kasneje je to njegovo trditev postavilo na laž odkritje elektronskega nevtrina.

Kratka zgodovina nevtrina

1931 – Wolfgang Pauli napove hipotetični delec.

1934 – Enrico Fermi razvije prvo zadovoljivo teorijo radioaktivnega razpada, ki vključuje v svoji formalni strukturi Paulijev delec. Fermi skuje zanj ime nevtrino (nekaj takega kot majhen in nevtralen).

1959 – Clyde Cowan in Fred Reines razglasita odkritje delca, ki ustreza vsem napovedanim lastnostim. Kasneje se izkaže, da je odkriti delec elektronski nevtrino.

1962 – Eksperimenti v Brookhaven National Laboratory in v CERN-u (Centre Europeane pour Reserche Nucleare) pripeljejo do presenetljivega odkritja, da se nevtrini povezani z mionskimi procesi, obnašajo drugače kot tisti povezani z elektronskimi procesi.

1968 – Prvi eksperiment z meritvijo toka nevtrinov s sonca. Eksperiment pokaže neujemanje s teoretičnimi napovedmi (izmerjeni tok dvakrat manjši od teoretično napovedanega) in s tem razkrije tako imenovani problem sončnih nevtrinov. Mogoča rešitev je, da se elektronski nevtrini na poti do Zemlje pretvorijo v kak drug tip nevtrinov, ki ga v eksperimentu ne zaznavamo, vendar pa se zdi tedaj verjetnejša razlaga, da je prišlo do neujemanja zaradi netočnosti sončnih modelov.

1978 – V Standfordu odkrijejo delec tau. Njegov razpad kaže na obstoj \(\nu_\tau\), vendar pa obstoja nevtrina do sedaj še niso potrdili prek kakšne direktne, le zanj značilne reakcije.

1985 – IBM eksperiment, velik detektor napoljnen z vodo, ki je prvotno namenjen iskanju razpada protona, izmeri deficit v atmosferskih mionskih nevtrinih, ki dosežejo reaktor. Anomalijo pripišejo napakam v detektorju.

1985 – Ruska skupina prvič razglasi, da je izmerila maso nevtrina različno od nič, vendar pa v naslednjih poskusih ne more potrditi meritev.

1988 – Kamiokande, še eden detektor napolnjen z vodo, potrdi primanjkljaj mionskih nevtrinov, ki dosežejo detektor.

1989 – Eksperiment v CERN-u na velikem trkalniku elektronov in pozitronov (LEP) pokaže, da poleg že obstoječih treh ne more obstajati nova družina leptonov, ki bi imela brezmasne nevtrine. če obstajajo nove družine leptonov, morajo imeti izredno masivne nevtrine.

1989 – Kamiokande postane drugi eksperiment, ki izmeri tok nevtrinov s sonca in izmeri le tretjino pričakovane vrednosti.

1998 – Kolaboracija Super-Kamiokande, nov eksperiment z velikim vodnim detektorjem, razglasi, da njihove meritve prepričljivo kažejo na od nič različno maso nevtrinov.

Eksperiment Super-Kamiokande

Detektor

Ker nevtrini zelo šibko interagirajo z materijo, morajo detektorji, s katerimi želimo zaznavati nevtrine, izpolnjevati nekaj temeljnih pogojev. Kot prvo morajo biti zelo veliki, z gromozanskim aktivnim volumnom, kjer lahko poteka reakcija nevtrinov s snovjo, ta prostor pa nadzorujejo izredno občutljivi senzorji. Detektorji so navadno zakopani globoko pod zemljo, saj se s tem izognejo nabitim kozmičnim žarkom, ki bi lahko motili eksperiment. Le ti se namreč v veliki meri absorbirajo v kameninah nad detektorjem.

Detektor Super-Kamiokande je tako v resnici le cisterna s 50000 tonami vode, zakopana približno 1km pod zemljo. Voda v cisterni deluje obenem kot tarča za nevtrine pa tudi kot detekcijski medij za stranske produkte nevtrinskih interakcij.

Shematični prikaz eksperimenta Super-Kamiokande

Notranji del detektorja je oddeljen od zunanje strani s plastjo več kot enajst tisoč foto-pomnoževalnih celic, vsaka od njih velikosti 50 cm v premeru. Notranji del detektorja služi za fizikalni eksperiment, medtem ko je zunanji del detektorja le dodatna dvometrska plast vode, ki služi kot ščit pred nevtroni nastalimi ob radioaktivnih razpadih v okoliških kameninah. Zunanja površina je prav tako prekrita s serijo fotopomnoževalnih celic. Le te zaznavajo nabite delce, ki vstopajo v aktivni volumen eksperimenta.

Notranjost detektorja.

Poleg fotopomnoževalk in vode, se detektor sestoji še iz celega pragozda elektronike, računalnikov, kalibracijskih naprav, opreme za čiščenje vode… Kljub temu, so eksperiment zaradi njegove preprostosti že velikokrat označili kot enega najprivlačnejših eksperimentov tega desetletja, in kot se zdi bo postal tudi eden uspešnejših eksperimentov v fiziki delcev.

Detekcija delcev

Nevtrinov samih ne moremo zaznati. Lahko pa zaznamo nabite delce, ki so posledica interakcij nevtrinov z vodo. Da zaznajo visoko energijske delce, ki potujejo skozi vodo, so uporabili čerenkovo svetlobo, ki jo takšni delci sevajo. če namreč delec potuje skozi snov z večjo hitrostjo kot je hitrost svetlobe v tej snovi (tu ni nikakršnega nasprotovanja posebni teoriji relativnosti, saj je hitrost delca še vedno manjša kot hitrost svetlobe v vakuumu), sevajo modrikasto svetlobo pod značilnim kotom, ki je odvisen od hitrosti delca. Izsevana svetloba nato potuje skozi izredno čisto vodo detektorja in pade na notranjo zaveso fotopomnoževalk. Izsevana svetloba sestoji pravzaprav le iz nekaj fotonov, tako da so fotopomnoževalke občutljive na vsak foton, ki jih zadene (intenziteta svetlobe, ki ustreza prehodu nabitega delca skozi vodo je tako ekvivalentna intenziteti svetlobe, ki jo prejme naše oko od sveče postavljene v oddaljenosti lune od Zemlje).

Vsaka fotopomnoževalka poleg intenzitete svetlobe meri tudi čas, ko jo foton zadane. S temi meritvami lahko rekonstruirajo energijo in začetno lego delca. Prav tako lahko ločijo elektrone od mionov. Pot elektronov skozi snov je namreč, ker so le ti manj masivni, pod veliko večjim vplivom snovi skozi kateri potujejo in je namesto ravne črte bolj podobna rahlemu vijuganju. Zaradi tega imajo obroči izsevane svetlobe čerenkova v primeru elektrona veliko bolj zabrisane robove kot v primeru miona.

Shematičen prikaz obroča izsevane svetlobe čerenkova

Rezultati

Obstajata dva naravna izvora nevtrinov. Atmosferski nevtrini nastanejo v gornjih slojih atmosfere, ko kozmični žarki interagirajo z molekulami v ozračju. Prevladujoč proces je , ki mu sledi proces . Nevtrini tako nastajajo v ozračju nad eksperimentom in tudi povsod drugje okoli Zemlje. Nevtrini, ki pripotujejo skozi celotno Zemljo in vstopajo skozi spodnji del detektorja ter potujejo navzgor, so tako opravili daljšo pot od nastanka kot tisti, ki potujejo od zgoraj navzdol.

Slika Zemlje in detektorja ter dveh nevtrinov, ki nastaneta na različnih koncih Zemlje.

če torej merimo velikost toka nevtrinov, ki so usmerjeni navzgor in pa število nevtrinov, ki letijo navzdol, ter ti vrednosti primerjamo s teoretičnimi napovedmi, lahko iz meritev sklepamo na to, ali je naš opis nevtrinov v skladu z naravo ali ne.

Drugi izvir nevtrinov je sonce. Tu nevtrini nastajajo v kompleksnih verižnih reakcijah. Sončevi nevtrini so vsi elektronskega tipa in so precej nižje energije kot atmosferski nevtrini, tako da jih lahko ločimo od nevtrinov nastalih v ozračju.

V dveh letih, kolikor je eksperiment v pogonu, so zaznali nekaj več kot 2000 dogodkov (to je interakcij elektronskih ali mionskih nevtrinov z vodo v detektorju). Iz meritev sledi, da so elektronski nevtrini povsem v skladu s teoretičnimi napovedmi, ravno tako tisti mioni, ki priletijo iz ozračja neposredno nad detektorjem, medtem ko je zaznati velik primanjkljaj pri nevtrinih, ki priletijo z druge strani ozračja.

Kaj to pomeni? Pojav zlahka razložimo, če predpostavimo, da imajo nevtrini od nič različno maso. Tedaj lastno stanje za šibko interakcijo in pa masno stanje nista enaki. Ko nastane mionski nevtrino v ozračju je to nevtino v lastnem stanju šibke interakcije, ki vsebuje v splošnem masna stanja elektronskega, mionskega in tauonskega nevtrina (to so masna stanja). Ker so mase različne, se vsako od teh stanj s časom različno razvija, tako da po dovolj dolgi prepotovani razdalji, dobimo opazljivo interferenco med posameznimi členi. V valovni funkciji se pojavijo deli, ki so lastna stanja šibke interakcije za elektronski in tauonski nevtrino. Po določeni razdalji torej lahko nevtrino, ki je nastal prek šibke interakcije mionskega tipa proži znatno število reakcij elektronskega in tauonskega tipa. Takšni spremembi leptonskega števila pravimo nevtrinske oscilacije. Ker proži tudi druge interakcije, zato zaznamo manj procesov mionskega tipa.

V eksperimentu so zaznali dovoljšne število reakcij elektronskega tipa, kar govori o tem, da je prevladujoč prehod med tauonskim in mionskim nevtrinom. Za ta primer prehoda med dvema stanjema je tudi kvantnomehanski račun izredno preprost, medtem ko je za primer prehodov med tremi družinami le za odtenek manj pregleden.

Zgoraj zapisano lahko povzamemo v formulah. Naj bosta in lastni stanji mase, medtem ko sta in pripadajoči lastni stanji šibke interakcije. Tedaj velja med njimi splošna zveza

časovni razvoj stanj podaja Schroedingerjeva enačba, ki da za masni stanji

Vse skupaj prepišemo v stanjih z določenim okusom (mionki in tauonski)

Gornja enačba se za naš primer, ko in in ko nas zanima verjetnost za prehod v stanje tauonskega nevtrina, prepiše kot

če je masa mnogo manjša od energije, lahko vse skupaj še nekoliko poenostavimo. Tako je po tem, ko nevtrino prepotuje dolžino L, verjetnost, da bo reagiral z materijo v šibkem procesu tauonskega tipa (v naši aproksimaciji, ko možni le prehodi med tauonskim in mionskim tipom) sledeča

če izmerimo gornjo verjetnost, lahko izračunamo razliko kvadratov mas mionskega in tauonskega nevtrina . V eksperimentu so dobili za vrednost razlike mas , kar pomeni, da je razlika mas okoli 10000 krat manjša kot je masa elektrona, najlažjega do sedaj znanega delca z maso različno od nič.

Posledice

Kakšne so posledice eksperimentalnih rezultatov, ki kažejo na to, da je masa nevtrinov različna od nič? Vsekakor bo potrebno spremeniti Standardni model elektrošibkih in močnih interakcij, tako da bodo v njem nastopali nevtrini kot masivni delci. Vendar pa to ne predstavlja kakšnega večjega problema, dobršen del lahko kar prepišemo iz opisa kvarkov. Pravzaprav so masivni nevtrini celo nekoliko bolj naravni kot brezmasni, saj so imeli prej (še imajo) nevtrini v Standardnem modelu zaradi svoje ničelne mase nekoliko drugačno naravo kot ostali elementarni delci. Seveda pa masivni nevtrini pustijo svoje posledice v teoriji. Potrebno je dodati tako imenovani Majoranin masni člen, ki pa krši ohranitev leptonskega števila. če so torej nevtrini masivni, pričakujemo v najenostavnejši posplošitvi standarndega modela tudi interakcije, kjer skupno leptonsko število ni ohranjeno (seveda enako velja za leptonska števila znotraj družin).

Zanimivo je vprašanje, ali lahko nevtrini razložijo majnkajočo črno snov v vesolju. Pri opazovanju gibanja galaksij so namreč astronomi prišli do sklepa, da je v vesolju še znatna količina tako imenovane črne materije, ki v nasprotju z zvezdami ne seva. Masivni nevtrino bi bil prvi tak predstavnik črne materije, saj ne reagira elektromagnetno.

Ostali eksperimenti

Seveda Super-Kamiokande ni edini eksperiment, ki se je podal v lov za izmuzljivo nevtrinsko maso. V CERNU sta tako v teku dva eksperimenta, ki preučujeta mionske nevtrine, ki jih dobijo iz super-protonskega-sinhrotrona, ko protoni trkajo v tarčo.

CHORUS se poslužuje zapisa dogodkov na posebno emulzijo, ki jo pregledujejo pod mikroskopom v upanju za specifičnim zapisom, ki bi ga pustil interigirajoči tauon. V ta namen so razvili posebno visokoločljivo emulzijo. Do sedaj so izpostavili že 800 kilogramov papirja z emulzijo.

NOMAD po drugi strani uporablja običajnejšo tehniko elektronskega spremljanja dogodkov v realnem času, pri čemer uporabljajo že kar običajno zapleten detektor.

Postavitev detektorja pri eksperimentu NOMAD

Gornja dva eksperimenta sta postavljena relativno blizu izvora nevtrinov, vendar pa majhen vpliv oscilacij na tako kratki razdalji nadomestita z velikim tokom nevtrinov. V načrtu so eksperimenti, ki bi združili obe prednosti Super-Kamiokande eksperimenta in obeh eksperimentov v CERN-u. Tako bi usmerili curek nevtrinov kakih 500 km daleč proti detektorju. Taka eksperimenta sta načrtovana

K2K Tu bodo uporabili detektor iz eksperimenta Super-Kamiokande, medtem ko bodo vanj usmerili curek nevtrinov iz 250 km oddaljenega izvora.

MINOS Tu je postavitev podobna kot pri K2K eksperimentu, le da bo dolžina leta daljša in velikost nevtrinskega toka večja. Kot detektor bo služil fino-zrnati železni detektor, ki bo omogočal tudi detekcijo tau nevtrinov.

Poleg tega je načrtovan še eksperiment osredotočen na sončne nevtrine, Sadbury Neutrino Observatory. Tu bo tarča težka voda, ki omogoča ne samo meritev elektronskih nevtrinov s sonca, pač pa meritev vseh nevtrinov, ki dospejo s sonca

Za bolj radovedne:

• Super-Kamiokande eksperiment
• CHORUS
• NOMAD
• K2K
• MINOS

Jure Zupan – Kvarkadabra

-