Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 37 – vyšlo 26. října, ročník 13 (2015) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

37/2015

Udělení Nobelovy ceny za fyziku pro rok 2015

Petr Kulhánek

NeutrinoNeutrina – 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. je druhou nejdéle hledanou částicí po Higgsově bosonuHiggsovy částice – částice, které se objevují ve sjednocené teorii elektromagnetické a slabé interakce (tzv. elektroslabé interakce) standardního modelu. Částice a jim odpovídající Higgsovo pole zde zajišťují nenulovou hmotnost polních částic slabé interakce a způsobují narušení symetrie elektroslabé interakce při energiích nižších než 100 GeV. Částice jsou pojmenovány podle skotského fyzika Petera Higgse. Tento mechanizmus nazýváme Higgsův mechanizmus a je aplikovatelný i na jiné částice. Existence Higgsovy částice byla s největší pravděpodobností potvrzena v červenci 2012 na dvou detektorech urychlovače LHC v CERNu. O Higgsově částici se často hovoří jako o Higgsově bosonu, Higgsově poli či jen higgsi.. Jeho objev trval – od předpovědi v roce 1930 – dlouhých 26 let. Nakonec bylo polapeno v americké jaderné elektrárně v Savannah River. A od té doby nás mnohokrát překvapilo svými nezvyklými vlastnostmi. V šedesátých letech 20. století chytal neutrina Raymond Davis v opuštěném zlatém dole HomestakeHomestake – první detektor neutrin byl postaven v opuštěném zlatém dole v Jižní Dakotě. Šlo o vodorovně uloženou válcovou nádobu naplněnou 615 tunami tetrachloretylenu. Detektor byl uveden do provozu v roce 1967 za vydatného přispění R. Davise. Administrativně spadá pod Brookhavenské laboratoře. Jde o chlorový detektor slunečních neutrin. Jeho činnost byla ukončena v roce 1993. v Jižní Dakotě. Neutrin ze SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×10⁶ km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×10⁶ km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×10⁶ K a zářivým výkonem 3,846×10²⁶ W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. přicházela oproti teoretickým výpočtům zhruba třetina. Tento „neutrinový skandál“, jak situaci nazvali tehdejší fyzikové, bylo třeba neodkladně řešit. Uvažovalo se, že naše představy o průběhu termojaderné syntézyTermojaderná fúze – jaderná syntéza, při které se slučují lehčí prvky na prvky těžší a uvolňuje se energie. Jaderná fúze může probíhat tehdy, když jádra překonají odpudivé coulombovské síly a přiblíží se na dosah jaderných sil. K tomu je zapotřebí velkých tlaků a teplot. Přirozeným způsobem probíhá fúze v nitru hvězd. K praktickému využití na Zemi přicházejí v úvahu dvě reakce: slučování deuteria na helium nebo tritium a slučování tritia a deuteria na helium. v nitru Slunce jsou buď zcela mylné, nebo ve Slunci probíhají momentálně se sníženým výkonem (v elektromagnetickém spektru bychom se výpadek slunečních reakcí v nitru dozvěděli až po mnoha stech tisících letech, neboť se uvolněná energie prodírá slunečním plazmatemPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. jen pomalu k povrchu). Stále však sílil názor, že se Sluncem je vše v pořádku, ale neutrina mají malou nenulovou hmotnost. V tom případě by podle kvantové teorie byly neutrinové stavy superpozicíSuperpozice stavů – pokud dva stavy představují fyzikálně realizovatelný stav systému, je možná i superpozice těchto stavů. Například kvantově mechanická kočka nemusí být jen živá nebo mrtvá, může být i „obojí zároveň“. Takový stav značíme a|Ž⟩+b|M⟩, kde a a b jsou čísla vyjadřující váhu. Pokud na kočce v tomto superponovaném stavu provedeme měření, s pravděpodobností |a|² ji najdeme živou a s pravděpodobností |b|² mrtvou. Kvantová superpozice stavů je běžná pro kvantové objekty, například elementární částice nebo atomy. U makroskopických objektů (kočka, člověk) komunikujících s okolím je nemožná. tzv. hmotových stavů (viz AB 46/2005) a neutrina by měla podléhat oscilacím. Jde o oscilace pravděpodobnosti, že neutrino zachytíme jako elektronové, mionové nebo taunové. Na cestě od Slunce k nám jsou neutrina natolik promixována, že Davisův detektor, který byl citlivý jen na elektronová neutrina, zachytával právě třetinu skutečného toku neutrin z nitra Slunce. Tomuto názoru daly za pravdu na samém konci 20. století měření na detektorech 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. v Japonsku a v Sudburské neutrinové observatořiSNO – 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. v Kanadě. Objev oscilací neutrin byl jedním ze zásadních objevů částicové fyziky, a proto byla letošní Nobelova cenaNobelova cena – je udílena švédskou Královskou akademií věd jednou ročně v pěti kategoriích: za fyziku, chemii, fyziologii a medicínu, literaturu a za úsilí o mír. Cena je hrazena z Nobelovy nadace, kterou založil Alfréd Nobel, vynálezce dynamitu, v roce 1895. První cena za fyziku byla udělena v roce 1901 Wilhelmu Roentgenovi za objev rentgenového záření. Hodnota Nobelovy ceny se mění, v roce 2021 činí 10 milionů švédských korun, tj. 25 milionů českých korun. Uděluje se vždy 10. prosince při výročí smrti Alfreda Nobela. za fyziku udělena vedoucím obou týmů, které oscilace objevily.

Neutrina se vyskytují ve třech podobách, obdobně  jako alieni na tomto obrázku.
Zdroj: Cartoon Alien Pictures

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. Neutrino elektronové – částice patřící mezi leptony, vzniká spolu s pozitronem při slabých rozpadech. Jde o částici velmi malé hmotnosti, která interaguje s hmotou jen slabou interakcí, snadno proto hmotou proniká. Jeho existenci předpověděl W. Pauli v roce 1930 na základě analýzy beta rozpadu. Název neutrino mu dal Enrico Fermi po objevu neutronu v roce 1932 (v italštině znamená neutrino malý neutron). Jeho existence byla potvrzena v roce 1956 v jaderné elektrárně Savannah River v Jižní Karolíně (Frederick Reines, Clyde Cowan). Neutrino mionové – doprovází při slabých rozpadech mion (těžký elektron). Má podobné vlastnosti jako neutrino elektronové. Mionové neutrino objevili Leon Lederman, Melvin Schwartz a Jack Steinberger v roce 1962 na urychlovači v Brookhavenské národní laboratoři (Long Island, USA). Za tento objev obdrželi Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1988. Neutrino tauonové – doprovází tauon (supertěžký elektron) při slabých procesech. Bylo objeveno v laboratoři Fermilab v roce 1999 v experimentu DONUT (Do Nu Tau). Z objevitelského týmu jmenujme alespoň Phillipa Marvina Yagera a Vittorio Paoloneho. Super-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. SNO – 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.

Mnoho podob neutrin

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. k nám přicházejí z mnoha zdrojů. Velké množství se jich uvolňuje při termojaderné syntéze v nitrech hvězd včetně našeho Slunce. Vznikají ale také při závěrečných explozích hvězd, v supernováchSupernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, jehož svítívost se o více než 4 řády zvýší. Minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: 1) jedná se o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo černou díru; 2) jedná se o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi., kde odnášejí z nitra umírající hvězdy podstatnou část její energie. Na naší Zemi vznikají přírodní neutrina dvojím způsobem: v horních vrstvách atmosféry při srážkách jejích atomů a molekul s kosmickým zářenímKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. a v nitru ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. při radioaktivním rozpadu látek. Umělá neutrina vytváříme ve všech jaderných elektrárnách a vznikají přirozenou cestou v urychlovačích – buď při srážkách, nebo při navedení urychlených částic do útlumového členu.

Neutrina jsou příbuzensky spjata s elektrony. Elektrony a neutrina se při slabé interakciSlabá interakce – interakce s konečným dosahem, který je přibližně 10^–17 m. Působí pouze na levotočivé kvarky a leptony. Polními částicemi jsou vektorové bosony W⁺, W⁻ a Z⁰ se spinem rovným jedné. Hmotnosti částic jsou v rozmezí (80÷90) GeV. Typickým slabým procesem je například beta rozpad neutronu. Teorie slabé interakce se nazývá kvantová flavourdynamika (QFD). dokonce chovají jako jedna jediná částice. Zcela odlišné chování ale pozorujeme při elektromagnetické interakciElektromagnetická interakce – interakce působící na všechny částice s elektrickým nábojem. Má nekonečný dosah, mezi tělesy ubývá s druhou mocninou vzdálenosti. Polními částicemi jsou fotony, které vytvářejí mezi nabitými tělesy elektromagnetické pole. Nemají elektrický náboj, mají nulovou klidovou hmotnost a spin rovný jedné. Teorie elektromagnetické interakce se nazývá kvantová elektrodynamika (QED)., které nenabitá neutrina nepodléhají, zatímco nabité elektrony ano. Obdobně jako existuje elektron lehkýElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10⁻³¹ kg a elektrický náboj 1,6×10⁻¹⁹ C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932., těžký (mionMion – těžký elektron, hmotnost má 207 m_e. Střední doba života je přibližně 2×10⁻⁶ s. Těžký elektron se rozpadá na stabilní elektron, elektronové antineutrino a mionové neutrino. Mion se vyskytuje v sekundárních sprškách z kosmického záření. Mion byl objeven C. Andersonem v kosmickém záření za pomoci mlžné komory v roce 1936.) a supertěžký (tauonTauon – supertěžký elektron, hmotnost má 3 484 m_e. Jde o nestabilní částici se střední dobou života 3×10⁻¹³ s. Rozpadá se na své lehčí dvojníky (elektron nebo mion) a neutrina. Byl objeven v roce 1977 Martinem Perlem.), existují i neutrina tří druhů: elektronovéNeutrino elektronové – částice patřící mezi leptony, vzniká spolu s pozitronem při slabých rozpadech. Jde o částici velmi malé hmotnosti, která interaguje s hmotou jen slabou interakcí, snadno proto hmotou proniká. Jeho existenci předpověděl W. Pauli v roce 1930 na základě analýzy beta rozpadu. Název neutrino mu dal Enrico Fermi po objevu neutronu v roce 1932 (v italštině znamená neutrino malý neutron). Jeho existence byla potvrzena v roce 1956 v jaderné elektrárně Savannah River v Jižní Karolíně (Frederick Reines, Clyde Cowan). , mionovéNeutrino mionové – doprovází při slabých rozpadech mion (těžký elektron). Má podobné vlastnosti jako neutrino elektronové. Mionové neutrino objevili Leon Lederman, Melvin Schwartz a Jack Steinberger v roce 1962 na urychlovači v Brookhavenské národní laboratoři (Long Island, USA). Za tento objev obdrželi Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1988. a tauonovéNeutrino tauonové – doprovází tauon (supertěžký elektron) při slabých procesech. Bylo objeveno v laboratoři Fermilab v roce 1999 v experimentu DONUT (Do Nu Tau). Z objevitelského týmu jmenujme alespoň Phillipa Marvina Yagera a Vittorio Paoloneho.. Dnes víme, že alespoň některá z nich mají nenulovou hmotnost. Kvantovým důsledkem nenulové hmotnosti jsou oscilace neutrin – pravděpodobnost, že při experimentu zachytíme neutrino v některé z jeho podob, se plynule mění.

Nositel Nobelovy ceny Raymond Davis se koupe v nádrži obklopující slavný detektor v dole Homestake, kde byl objeven tok neutrin ze Slunce neodpovídající teorii. Objev odstartoval hon za oscilacemi neutrin. Zdroj: Brookhaven National Laboratory.

Jak se hledají oscilace

Hledání oscilací neutrin trvalo tři desítky let. Nakonec byly objeveny na detektoru 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., který je citlivý jak na elektronová, tak na mionová neutrina. Na Zemi neustále dopadá intenzivní tok kosmického zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. – velkého množství energetických protonůProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10⁻²⁷ kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10⁻¹⁹ C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 10³⁵ let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem. a dalších částic. Při interakci s atomy a molekulami v horní vrstvě atmosféry vznikají tzv. sekundární spršky částic, které obsahují mionová a elektronová neutrina v poměru 2:1. Z oblasti nad detektorem uletí neutrina jen několik desítek kilometrů a nestačí oscilovat, tj. změnit svou podobu, a tím poměr detekovaných neutrin. Atmosférická neutrina ale vznikají i na druhé straně Zeměkoule, projdou Zemí a vletí do detektoru z jeho spodní části. Taková neutrina ulétla několik tisíc kilometrů, některá stihla oscilací změnit svou podobu, a poměr počtu mionových a elektronových neutrin je proto směrově závislý. Právě tuto závislost naměřili v roce 1998 na detektoru Super-Kamiokande, a definitivně tak potvrdili existenci oscilací neutrin a jejich nenulovou hmotnost.

Schéma principu měření oscilací v japonském detektoru Super-Kamiokande.
Zdroj: Johan Jarnestad/The Royal Swedish Academy of Sciences.

Obdobné experimenty prováděli vědci i v Sudburské neutrinové observatořiSNO – 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.. Zde ale neměřili směrovou závislost (v tomto experimentu šlo o sluneční neutrina), ale poměr signálu elektronových neutrin ku signálu všech tří typů. V roce 2001 definitivně vyřešili „neutrinový skandál a prokázali, že třetinový tok neutrin ze Slunce v Davisově experimentu souvisel s oscilacemi neutrin.

Schéma principu měření oscilací v Sudburské neutrinové observatoři v Kanadě.
Zdroj: Johan Jarnestad/The Royal Swedish Academy of Sciences.

Dnes se pozorují i oscilace neutrin z umělých zdrojů. Za všechny experimenty jmenujme CNGS (CERN Neutrinos to Gran Sasso) v CERNCERN – Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire, Evropské centrum jaderného výzkumu. Komplex urychlovačů a laboratoří na pomezí Švýcarska a Francie založený v roce 1954. Na výzkumu se podílí 22 členských zemí včetně České republiky. K největším objevům patří detekce polních částic slabé interakce, příprava antivodíku a vytvoření kvarkového-gluonového plazmatu, pralátky, z níž vznikal vesmír. V současné době je zde vybudován největší urychlovač světa – Large Hadron Collider, který byl po závadě na jednom z magnetů opětovně spuštěn na konci roku 2009. V roce 2012 byl na LHC objeven Higgsův boson, poslední částice standardního modelu. V CERNu byl také vynalezen a poprvé použit Web.. Protony urychlené v urychlovači SPSSPS – Super Proton Synchrotron, jeden z urychlovačů v Evropském středisku jaderného výzkumu CERN. Dosažitelná energie je 400 GeV/proton. Urychlovač je v provozu od roku 1976. Na přelomu roku 1983 a 1984 zde byly objeveny polní bosony slabé interakce a v roce 2000 zde bylo poprvé připraveno kvarkové-gluonové plazma (zárodečná polévka, ze které vznikal vesmír). jsou namířeny do útlumového členu, kde vznikají nabité pionyPion – mezon π, částice s nulovým spinem složená z kvarků u a d. a kaonyKaon – mezon K, částice složená z jednoho kvarku a jednoho antikvarku. Jeden kvark/antikvark je z první generace (d či u) a druhý kvark/antikvark je podivný kvark s. Kaony v hojné míře vznikají v horních vrstvách atmosféry při její interakci s kosmickým zářením., jejichž směr je možné ovlivnit magnetickým polem. Tyto částice se posléze rozpadají (především na mionová neutrina) a vzniklý svazek je směrován skrze Zemi do italské laboratoře pod horou Gran Sasso, kde jsou neutrina chytána například v detektoru OPERAOPERA – zařízení, kde se zpívá a tančí jako o život. (viz AB 45/2010). Jako jeden z mála detektorů je toto zařízení citlivé i na tauonová neutrina. V roce 2010 zde byla prokázána poslední hledaná oscilace – mionového neutrina na tauonové.

Takaaki Kadžita / Takaaki Kajita (Higašimacujama, 1959)

Takaaki Kadžita je japonský fyzik, který se narodil dne 9. března 1959 v japonském městě Higašimacujama (Higashimatsuyama) v prefektuře Saitama. V roce 1981 dokončil studia na Saitamské univerzitě, doktorát získal na Tokijské univerzitě v roce 1986. Od roku 1988 na Tokijské univerzitě pracuje, a to v Institutu pro kosmické záření. V roce 1999 se stal profesorem. V současnosti je ředitelem tohoto ústavu. Většinu života zasvětil výzkumu neutrin na detektoru Kamiokande a jeho následovníku Super-Kamiokande. K nejvýznamnějším úspěchům patří objev oscilací neutrin z roku 1998, který vysvětlil nízký počet neutrin detekovaný z termojaderného kotle v nitru Slunce. Na své cestě od Slunce k nám se neutrina mění na jiné druhy, a proto detektory citlivé jen na elektronová neutrina nesledují veškerý tok neutrin. Kadžita byl vedoucím vědecké skupiny, která pozorovala různou skladbu atmosférických neutrin (neutrin vzniklých při průletu kosmického záření horními vrstvami atmosféry) přicházejících z oblasti nad detektorem a z oblasti pod detektorem. Neutrina proletivší celou Zemí podlehla oscilaci a změnila poměr mionových a elektronových neutrin. Oscilace neutrin je možná jedině tehdy, pokud mají alespoň některá neutrina nenulovou klidovou hmotnost. Objev se stal průlomem nejen ve fyzice neutrin, ale v celé částicové fyzice. Takaaki Kadžita obdržel za své průkopnické práce celou řadu cen a v roce 2015 získal ocenění nejvyšší – Nobelovu cenu za fyziku spolu s kanadským vědcem Arthurem McDonaldem, vedoucím vědeckého týmu v Sudburské neutrinové observatoři, kde v roce 2001 prokázali oscilace slunečních neutrin.

Takaaki Kadžita / Takaaki Kajita (Higašimacujama, 1959)

Arthur Bruce McDonald (Sydney, 1943)

Arthur Bruce McDonald je kanadský fyzik, který se narodil 29. srpna 1943 v Sydney (Nové Skotsko, Kanada). V roce 1965 dokončil studia na Dalhousijské univerzitě v Halifaxu (Nové Skotsko, Kanada). Doktorát získal na CALTECHu v roce 1969. V letech 1970 až 1982 pracoval v laboratoři CRNL (Chalk River Nuclear Laboratories). V roce 1982 se stal profesorem v Princetonu. V roce 1989 přesídlil na Queen's University v Ontariu (název připomíná královnu Viktorii, která univerzitu v roce 1841 založila), kde je v současnosti předsedou vědecké rady univerzity a členem vědecké rady Kanadského institutu pro teoretickou fyziku (Perimeter Institute for Theoretical Physics), jehož oblíbené označení je PI. Arthur McDonald zasvětil většinu života výzkumu neutrin. Je ředitelem Sudburské neutrinové observatoře, kde vedl vědecký tým, který v roce 2001 objevil oscilace slunečních neutrin, a přispěl tak k vyřešení záhady nízkého toku neutrin ze slunečního nitra. McDonald je nositelem řady medailí a ocenění (je například nositelem medaile Benjamina Franklina z roku 2007). Nejvyšší ocenění – Nobelovu cenu za fyziku – získal v roce 2015 spolu s japonským fyzikem Takaakim Kadžitou, jehož tým prokázal oscilace atmosférických neutrin v detektoru Super-Kamiokande v roce 1998.

Arthur Bruce McDonald (Sydney, 1943)

Odkazy