Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 29 – vyšlo 18. července, ročník 3 (2005) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

29/2005

Reliktní záření neutrin

Petr Kulhánek

Zhruba jednu sekundu po Velkém třesku došlo k oddělení neutrin od ostatní látky ve vesmíru. Tato reliktní neutrina v sobě nesou obraz struktury tehdejšího vesmíru. V dnešní době mají reliktní neutrina teplotu 2 K a je jich přibližně 150 v každém centimetru krychlovém. Jsme tedy ponořeni do oceánu reliktních neutrin, která námi bez povšimnutí procházejí. Současná technika nemá bohužel prostředky tato neutrina přímo pozorovat. Existují však možnosti nepřímého pozorování, které letos umožnily poprvé detekovat projevy existence reliktního neutrinového pozadí.

Leptony – skupina částic, mezi které patří elektron, těžký elektron (mion) a supertěžký elektron (tauon) a jejich neutrina (elektronové, mionové a tauo­nové). Tyto částice nepodléhají silné interakci, ale jen slabé a elektro­mag­ne­tické (pokud jsou nabité). Neutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. WMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010. SDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m. Reliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí).

Neutrina

Neutrina jsou málo hmotné částice, které patří do rodiny leptonů. Rozlišujeme tři druhy – neutrino elektronové, mionové a tauonové. Se svými protějšky – elektronem, mionem a tauonem tvoří nerozličné dvojice, tzv. dublety. Při slabé intrakci se částice v těchto dubletech chovají shodně, tedy například elektron a elektronové neutrino vzhledem ke slabé interakci vypadají jako jedna jediná částice. Jinak je tomu ale při interakci elektromagnetické. Elektron má elektrický náboj a elektromagneticky interaguje, neutrino elektrický náboj nemá a elektromagneticky neinteraguje vůbec. Právě proto neutrina snadno procházejí běžnou látkou. Doposud není známa žádná vnitřní struktura leptonů, tj. do rozměru 10⁻¹⁸ m, který je dán možnostmi současné pozorovací techniky, se jeví jako bodové. V roce 1998 byly na japonském zařízení Super-KamiokandeSuper-Kamiokande – japonská neutrinová observatoř z roku 1996 umístěná 1 000 m pod povrchem hory Ikeno ve starém zinkovém dole poblíž městečka Kamioka. Horniny nad detektorem jsou ekvivalentní 2 700 metrům vodního sloupce. Nádoba detektoru obsahuje 50 000 tun vody, na stěnách je 13 000 fotonásobičů, průměr nádoby je 40 metrů. Detektor detekuje Čerenkovovo záření elektronu nebo mionu vzniklého srážkou elektronového nebo mionového neutrina s neutronem. Z tvaru kužele Čerenkovova záření lze snadno odlišit elektronové a mionové neutrino. V průměru je zachyceno jedno atmosférické neutrino za hodinu a půl. V roce 1998 byl oznámen objev oscilací neutrin. V roce 2001 byl detektor vážně poškozen. Oprava trvala 5 let a stála 25 milionů USD. objeveny oscilace neutrin, jednotlivé druhy neutrin se mohou měnit vzájemně jedno v druhé. To znamená, že hmotnost alespoň jdnoho z neutrin je nenulová. Stejné oscilace byly později nalezeny i na starších záznamech neutrinové observatoře SNOSNO – Sudbury Neutrino Observatory, podzemní těžkovodní Čerenkovův detektor v Ontariu v Kanadě. Je určen zejména pro detekci slunečních neutrin. Umístěn je v blízkosti městečka Sudbury ve starém niklovém dole Creighton 2 100 m pod zemí. Do akrylátové nádoby s průměrem 12 metrů je nalito 1 000 tun ultračisté těžké vody. Vně akrylátové koule je měřicí sféra o průměru 17 m, na které je umístěno 9 600 fotonásobičů. Vše je ponořeno do kontejneru s čistou vodou o rozměrech 22×32 m. V detektoru byly v roce 2001 potvrzeny oscilace slunečních neutrin..

Oddělení neutrin od látky

V prvních fázích života našeho vesmíru hrála neutrinaNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy. důležitou roli. Pomocí slabé interakce zajišťovala termodynamickou rovnováhu mezi protony a neutrony. Kolem jedné sekundy ovšem vesmír ochladl na teplotu 3×10¹⁰ K a střední volná dráha neutrin vzrostla natolik, že přestala interagovat s ostatní látkou. Od této chvíle neutrina žijí vlastním životem a postupně chladnou. Dnes by reliktní neutrina měla mít teplotu kolem 2 K, hustotu 150 neutrin na cm³ a nést v sobě obraz vesmíru z doby jejich oddělení. Oddělení neutrin znamenalo prudké snížení vlivu slabé interakce. Do této chvíle probíhala intenzivní slabá interakce mezi neutriny, elektrony, neutrony a protony. Neutrony a protony se vzájemně přeměňovaly a bylo jich stejné množství. Jako důsledek oddělení neutrin od látky převládl beta rozpad volných neutronů nad jejich tvorbou a jejich počet začal oproti počtu protonů klesat. Poločas rozpadu neutronu je pouhých 15 minut a tak se pro budoucnost zachránily jen ty neutrony, které se staly součástí vázaného stavu s protonem, tedy součástí lehkých atomových jader, jejichž tvorba proběhla řádově v minutách po Velkém třesku.

Není bez zajímavosti, že reliktní mikrovlnné záření pozadíReliktní záření – záření, které se od látky oddělilo přibližně 400 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků a končilo plazmatické období vesmíru. Počáteční horkou (plazmatickou) fázi existence vesmíru nazýváme Velký třesk a reliktní záření tedy pochází z období konce Velkého třesku. Dnes má teplotu 2,73 K a vlnovou délku v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru. V anglické literatuře se označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí).  pozadí má dnes teplotu 2,73 K, tedy vyšší než je teplota reliktních neutrin. To je dáno tím, že v období několika sekund došlo k anihilaci elektron-pozitronových párů, která vesmír na krátkou chvíli opětovně zahřála, nikoli však neutrina, která již v té době s látkou neinteragovala.

částice	čas oddělení	teplota v době oddělení	teplota nyní
neutrina	1 s	3×1010 K	2 K
fotony	384 000 let	4 000 K	2,73 K

Ovlivnění mikrovlnného reliktního záření

Reliktní neutrinové pozadí není v současnosti možné pozorovat. Jakékoli nepravidelnosti a anizotropie v reliktním neutrinovém pozadí se projeví v gravitačním potenciálu vesmíru a zpětně mají vliv na teplotu a energii reliktních fotonů, které se v tomto gravitačním potenciálu pohybují. Toho využili Roberto Trotta (Oxford University) a Alessandro Melchiori (University of Rome). Při pečlivé analýze dat ze sondy WMAPWMAP – Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, sonda z roku 2001, která pořídila podrobnou mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením kolem 15′ a citlivostí 20 μK. Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,4×1,6 m a teplota chlazené části byla nižší než 95 K. Data sondy jsou důležitým zdrojem informací o raných fázích vývoje vesmíru, většinou se kombinují s daty z pozemských zařízení jako je CBI a ACBAR a s daty z novější sondy Planck. Sonda byla umístěna v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce, kde pracovala do 28. října 2010. a z přehledu SDSSSDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m. zjistili, že reliktní mikrovlnné záření vykazuje fluktuace, za které by měla být zodpovědná neutrinaNeutrina – částice, které nemají elektrický náboj, neinteragují ani silně ani elektromagneticky, a proto látkou většinou procházejí. Spolu s elektrony patří do rodiny tzv. leptonů. Neutrina známe ve třech provedeních – elektronová, mionová a tauonová. Alespoň jedno z neutrin má nenulovou klidovou hmotnost, a proto dochází k tzv. oscilacím neutrin, samovolné přeměně mezi jednotlivými typy.. Nepřímo by tak byla potvrzena předpovídaná anizotropie reliktního pozadí neutrin, která souvisí s nerovnoměrným rozdělením hmoty ve vesmíru jednu sekundu po jeho vzniku. K definitivnímu potvrzení objevu bude ale nutná další pečlivá analýza naměřených dat. Pokud je interpretace Trottyho a Melchioriho správná, půjde o další významný krok současné kosmologie, která se stává vědou malých i velkých rozměrů současně, ve které se stýká fyzika mikrosvětaMikrosvět – svět malých rozměrů neuchopitelný lidskými smysly. V tomto světě platí zákony kvantové teorie, charakteristické jsou diskrétní hladiny některých veličin, dualismus vln a částic, nelokálnost objektů, superpozice jejich stavů a nekomutativnost příslušných teorií. a megasvětaMegasvět – svět obrovských rozměrů neuchopitelný lidskými smysly. Zejména pojmem megasvět rozumíme vesmír jako celek a jeho projevy na kosmologických měřítkách. kolem nás.

Spektrum fluktuací z WMAP. Na vodorovné ose se nachází jednotlivé harmonické frekvence číslované hodnotou tzv. multipólu ℓ. Toto číslo souvisí s úhlovým rozměrem fluktuací vztahem Ω = 180°/ℓ. Na svislé ose je veličina úměrná zastoupení fluktuací. Nejvíce jsou zastoupeny fluktuace o úhlovém rozměru přibližně 1°. Modrou čarou je znázorněn standardní model, který nejlépe odpovídá datům z WMAP (polohy maxim, atd.). Tento model počítá s nenulovou anizotropií reliktních neutrin. Červenou přerušovanou čarou je znázorněn standardní model s nulovou anizotropií reliktních neutrin. Zdroj: Trotta, Melchiorri..

Klip týdne: Vznik slunečních soustav

Tato animace je založena na pozorování zárodečných disků planet v souhvězdí Býka, v infračerveném oboru, pomocí dalekohledu SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology.. Na počátku animace vidíme tlustý, opticky málo průhledný disk plynu a prachu kolem rodící se hvězdy. Takovéto disky byly podrobně zkoumány dalekohledem SST u pěti hvězd, jejichž stáří je jen několik milionů let. Disky jsou bohaté na křemík, organické molekuly, přítomny jsou molekuly H₂O a CO₂. U prachových zrn v discích byla prokázána krystalická struktura. Na povrchu krystalů kondenzuje led z H₂O a CO₂, zrna se zvětšují, stávají se stále více sférickými. Právě tyto sněhové koule s velkým množstvím prachu se stávají zárodky budoucích planet a komet. Pokud v nějaké oblasti disku vznikne větší těleso, objevuje se zde charakteristická mezera, která vypovídá o přítomnosti zrodivší se planety. Zdroj: SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology.. (avi, 5 MB), (avi, 2 MB)

Odkazy