Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 40 (vyšlo 5. prosince, ročník 12 (2014)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Reliktní neutrina

Petr Kulhánek

Velkým třeskem označujeme plazmatickouPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny 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. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. éru vesmíru, která trvala přibližně 400 000 roků. Na jejím konci se plazma přeměnilo v neutrální plyn a elektromagnetické záření se oddělilo od látky. V plazmatickém období existovaly volné elektronyElektron – 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.  interagující s elektromagnetickým signálem, v období neutrálního plynu byly elektrony součástí atomárních obalů a interakce se zářením razantně poklesla. Oddělený elektromagnetický signál se na konci Velkého třesku nacházel ve světelném oboru, ale vlivem expanze vesmíru se vlnová délka maxima intenzity záření natáhla na přibližně 1 mm, a proto dnes toto reliktní zářeníReliktní 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). pozorujeme v mikrovlnném oboru.

Elektromagnetický signál nám dovoluje zkoumat různě starý vesmír. Čím dále se díváme, tím mladší objekty vidíme. Je to způsobeno konečnou rychlostí šíření elektromagnetického signálu. Nejzazší mez, na kterou se můžeme touto metodou podívat, je konec Velkého třesku (tuto informaci nese právě reliktní záření). Samotný Velký třesk je pro elektromagnetický signál neprůhledný a my se za pomoci elektromagnetického záření nemůžeme do „kuchyně“ Velkého třesku podívat.

Podle našich představ se kolem jedné sekundy existence vesmíru (různé modely udávají od 0,1 s do 2 s) od horkého plazmatu oddělila neutrina. Do jedné sekundy intenzivně interagovala s vesmírným plazmatem, ale jakmile vesmír ochladl pod hodnotu 30×109 K, stal se pro neutrina průhledným. To, co se s elektromagnetickým signálem odehrálo na konci Velkého třesku, se neutrinům přihodilo v jediné sekundě existence vesmíru. V době oddělení neutrin byl červený kosmologický posuvKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. roven 1010. Tato tzv. reliktní neutrina dnes bloudí vesmírem a nesou v sobě informace o vesmíru starém pouhou jednu sekundu. Pomocí reliktních neutrin bychom mohli nahlédnout pod pokličku Velkého třesku a podívat se tam, kam v elektromagnetickém signálu nemůžeme dohlédnout.

Neutrina

Umělecká vize letících neutrin. Zdroj: Symmetry Magazine.

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 – 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 P. Yagera a V. Paoloneho.

Ochlazování fotonů a neutrin

Elektromagnetický signál se oddělil od prvotního plazmatuPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny 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. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. v období 400 000 roků a  dnes je jeho teplota (poprvé přesně změřená družicí COBECOBE – Cosmic Background Explorer, družice NASA vypuštěná v  roce 1989. Pomocí družice bylo zjištěno, že reliktní záření má teplotu 2,73 K a že jde s vysokou přesností o záření absolutně černého tělesa. V roce 1992 družice objevila fluktuace reliktního záření a jeho anizotropii způsobenou naším vlastním pohybem. Rozlišovací schopnost COBE byla 7°. Činnost sondy byla ukončena v roce 1993.) 2,73 K, čemuž odpovídá vlnová délka maxima vyzařování 1 mm. Reliktní záření se často označuje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background, mikrovlnné záření pozadí). 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. se oddělila mnohem dříve, v jedné sekundě, a z teoretických úvah plyne, že by dnes měla mít teplotu 1,94 K. Na první pohled se to zdá být divné – neutrina přestala s látkou interagovat v mnohem teplejším vesmíru než fotonyFoton – polní částice elektromagnetické interakce, kvantum energie elektromagnetického záření. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění., a přesto je jejich teplota dnes nižší. Za to může anihilaceAnihilace – proces zániku částice a antičástice, při kterém se obě přemění na záření. O existenci antičástic poprvé teoreticky uvažoval Paul Adrien Maurice Dirac v roce 1928. elektronůElektron – 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.pozitronůPozitron – antičástice k elektronu. Teoreticky existenci pozitronu předpověděl Paul Dirac v roce 1928. Experimentálně ho objevil v kosmickém záření Carl Anderson v roce 1932., která začala probíhat, když průměrná energie částic ve vesmíru poklesla pod dvojnásobek klidové hmotnosti elektronu. Je-li energie částic vyšší, mohou samovolně vznikat páry elektronů a pozitronů, je-li nižší, není to možné. Anihilace elektronů a pozitronů probíhala v čase kolem tří sekund. Při anihilaci elektronů a pozitronů se uvolnila energie, která okolní částice zahřála. Tento ohřev se ale už netýkal reliktních neutrin, protože v té době byla oddělená od látky a s látkou neinteragovala. Naopak se týkal fotonů, a proto je dnes teplota reliktních fotonů o 40 % vyšší než reliktních neutrin. Z teorie vychází přesná hodnota podílu obou teplot:

Tneutrin/Tfotonů = (4/11)1/3.

Reliktní neutrina často označujeme zkratkou CNB nebo CνB (Cosmic Neutrino Background). Jejich teplota 1,94 K odpovídá velmi nízké energii. Často hovoříme o neutrinech s ultranízkou energií. Taková neutrina zatím neumíme detekovat, žádný ze současných detektorů nemá schopnost detekovat částice s tak nízkou energií. Proto jsme odkázání na více či méně nepřímé metody. Ty nejnadějnější si popíšeme v tomto článku.

složka zkratka čas oddělení teplota při oddělení teplota dnes
fotony CMB 400 000 let 5×103 K (0,5 eV) 2,73 K
neutrina CNB 1 s 30×109 K (2,5 MeV) 1,94 K
Energie různých druhů neutrin

Energie různých druhů neutrin. Reliktní neutrina mají o mnoho řádů nižší energii
než ostatní, a proto je neumíme detekovat přímo. Podle [4].

Primární nukleosyntéza

Do oddělení neutrin se v počátečním plazmatu nacházely v tepelné rovnováze převážně elektrony, pozitrony, neutrina, antineutrina a baryonyBaryon – elementární částice složená ze tří kvarků s různým barevným nábojem. Výsledná barva je „bílá“. Baryony podléhají silné interakci a patří proto mezi hadrony. Baryony složené z kvarků první generace (d, u) dělíme na nukleony se spinem rovným 1/2 (proton a neutron) a delta baryony se spinem rovným 3/2 (4 částice s různým nábojem). Baryony obsahující s kvark nazýváme hyperony. Nejznámějším je lambda hyperon. Hyperony byly hojně zastoupené v raných vývojových fázích vesmíru, často hovoříme o hyperonovém plynu. Dnes vznikají interakcí kosmického záření s horními vrstvami atmosféry a umíme je vytvořit uměle na urychlovačích. složené z kvarkůKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce.. Mezi ně patří zejména neutron a proton. Neutrina byla onou ingrediencí, která udržovala rovnováhu mezi protony a neutrony. Neustále probíhaly srážky s neutriny a antineutriny, při kterých se protony měnily na neutrony a pozitrony a naopak neutrony se měnily na protony a elektrony. Neutronů a protonů bylo v tomto období stejné množství. Po oddělení neutrin se vše změnilo. Protony zůstaly stabilními částicemi a neutrony se staly nestabilní částicí s poločasem rozpadu 611 s (10 minut). Přímým důsledkem oddělení neutrin je tedy rozpad neutronů.

Dnes už ve vesmíru žádné volné neutrony z počátečního období nenalezneme. Neutrony se pro budoucnost mohly zachránit jedině vazbou s protony. Vázaný neutron je totiž stabilní částicí. K vytváření struktur z protonů a neutronů (lehkých atomárních jader) docházelo v čase několika minut existence vesmíru. Dříve to nebylo možné, protože průměrná energie částic byla natolik veliká, že by srážky jádra opět rozbily. Později už byly srážky příliš málo časté a volných neutronů díky jejich nestabilitě valem ubývalo. Prvkotvorné období tedy probíhalo přibližně v čase 1 až 15 minut. V té době vznikala lehká jádra (deuteria, heliaHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi.  a něco málo lithiaLithium – nejlehčí ze skupiny alkalických kovů, značně reaktivní, stříbřitě lesklého vzhledu. Jedná se o lehký a měkký kov, který lze krájet nožem. Dobře vede elektrický proud a teplo. Bylo objeveno roku 1817 švédským chemikem Johannem Arfvedsonem.). A právě poměrné zastoupení těchto lehkých prvků v současném vesmíru je nepřímým svědectvím procesů oddělení neutrin a následné nestability neutronu.

Primární nukleosyntéza

Primární nukleosyntéza. Současné poměry počtu lehkých jader jsou závislé na tom, co se ve vesmíru odehrávalo v jedné sekundě. Při oddělení neutrin od ostatní látky se neutrony staly nestabilními částicemi a jejich rozpad zásadním způsobem ovlivnil tvar křivek na grafu. Data 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. ukazují, že se ve vesmíru nachází přibližně jeden baryon na miliardu fotonů (svislá čára). Zdroj: NASA.

Neutrina, temná hmota a vesmírné struktury

Neutrina jsou nedílnou součástí temné hmotyTemná hmota – hmota ve Vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 26 % temné hmoty a 69 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky., tvoří její tzv. horkou složku, která má zásadní vliv na rozvoj prvotních fluktuací atomární látky, pozorovaných v reliktním záření. Neutrina mají nenulovou klidovou hmotnost. Z kosmologických pozorování plyne, že součet hmotností všech tří typů neutrin je nižší než 0,7 eVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K., z experimentů s oscilacemi neutrin plyne, že součet hmotností všech typů neutrin je vyšší než 0,05 eV. Hmotnost nejhmotnějšího neutrina je proto někde v intervalu od 0,05 eV do 0,7 eV. Při této hmotnosti je neutrinová složka temné hmoty ve výrazné menšině a velmi málo přispívá k dynamice vesmíru jako celku. Nicméně neutrina jsou v době oddělení od látky relativistická a zasahují výraznou měrou do tvorby vesmírných struktur (například galaktických haló), neboť narušují tvorbu jakýchkoli shluků na malých škálách. Studiem vesmírných struktur je tedy možné nepřímo pozorovat důsledky existence reliktních neutrin v době tvorby těchto struktur.

Chladná a horká temná hmota, numerická simulace

Numerická simulace vlivu chladné (nalevo) a horké (napravo) temné hmoty na vývoj struktur. V dolní části jsou detaily křížení vláken. Žlutou barvou vyznačeny struktury vznikající z atomární (baryonové) látky. Uprostřed je vliv temné hmoty s rychlostí částic někde mezi rychlostmi typickými pro horkou a chladnou složku. Na první pohled je patrné, že horká temná hmota potlačuje vznik malých struktur. Zdroj: ITP, Curyšská univerzita.

Přímější metody detekce

Jednou ze zajímavých metod detekce reliktních neutrin je tzv. Z rezonance. Země je neustále atakována neutriny kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. 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 Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. s extrémními energiemi. Tato energetická neutrina mohou anihilovat se svými nízkoenergetickými reliktními protějšky (neutrina s antineutriny a antineutrina s neutriny). Pokud je energie neutrina kosmického záření rovna

Eν = mZ2 c2 / 2mν,

dojde ke vzniku částice Z, neutrální polní částice slabé interakce s hmotností 91 GeV. Tato částice se následně rozpadá na snadno detekovatelnou spršku fotonů, protonů a antiprotonů. Rezonance Z se jeví jako nadějná metoda záchytu reliktních neutrin, zatím se ale nepodařila.

Z rezonance

Rezonance Z vedoucí na anihilaci neutrina kosmického záření (červeně)
s reliktním antineutrinem (modře). Zdroj: Formaggio.

Jako nejnadějnější se v současnosti jeví záchyt neutrina radioizotopem tritia a následný inverzní beta rozpad. Tuto metodu detekce navrhl Steven Weinberg již v roce 1962. Tritium je izotop vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish.  se dvěma neutrony v jádře, který se rozpadá na 3He, elektron a elektronové antineutrino s poločasem rozpadu 12,32 roku. Tento beta rozpad lze ale obrátit. Pokud je namísto emise antineutrina absorbováno reliktní neutrino, dojde k témuž výsledku – tritium se přemění na 3He a elektron. Největším problémem ovšem bude oddělení užitečného signálu od pozadí. Dosavadní i plánované experimenty využívají molekulární tritium T2, které se rozpadá na molekulu 3HeT, jejíž rotační a vibrační stavy se nacházejí kolem energie 0,36 eV, což snižuje limitní rozlišení metody. Použití atomárního tritia by bylo lepší, ale zatím velmi obtížné.

Bbeta rozpad tritia

Myšlenka detekce reliktních neutrin za pomoci beta rozpadu tritia. Zdroj: [4].

V dubnu letošního roku předpověděl kolektiv z MITMIT – Massachusetts Institute of Technology, prestižní americká univerzita v massachusettském Cambridge. Univerzita byla založena Williamem Bartonem Rogersem v roce 1861. Skládá se z pěti škol a jedné koleje. Přestože jde o soukromou univerzitu, je podporována i státem. Spravuje livingstonskou část detektoru LIGO. a Princetonu vedený Josephem Formaggio, že by měl mít signál z tritiových experimentů charakteristickou modulaci [1]. Tu by měla způsobit gravitační fokusace neutrin prolétajících kolem našeho Slunce a je jiná pro neutrina vázaná na naši Galaxii a neutrina nesvázaná s naší Galaxií. Ukazuje se tak možnost zjistit, jaké množství reliktních neutrin je gravitačně zachyceno naší Galaxií.

Modulace signálu reliktních neutrin

Modulace počtu reliktních neutrin způsobená gravitačním čočkováním naším Sluncem. Neutrina vázaná na naši Galaxii by měla vykazovat maximum kolem 1. března, naopak neutrina nesvázaná s naší Galaxií by měla mít maximum kolem 11. září. Modrým kotoučkem je vyznačena poloha Země dne 1. března. Zdroj: [2].

Ze současných experimentů připomeňme experiment PTOLEMY (Princeton Tritium Observatory for Light, Early-Universe, Massive-Neutrino Yield), který jako zdroj využívá tritium nanesené v tenké vrstvě na podklad z grafenu, součástí experimentu jsou dvě cívky vytvářející magnetické pole, elektrické pole urychlující vznikající elektrony a chlazený kalorimetr. Detaily experimentu lze nalézt v [5]. Jiným experimentem je KATRIN (Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment), unikátní spektrometr o hmotnosti 200 tun, který by měl začít pracovat v roce 2015. Detaily čtenář nalezne na stránce experimentu [6]. Detekce reliktních neutrin přestává být nereálným snem a zdá se, že by mohla být uskutečněna v nejbližších letech.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage