Dvacet pět kilometrů jižně od francouzských břehů byla v roce 2008 dokončena stavba obřího podmořského detektoru neutrin s vysokou energií. Detektor se rozprostírá na ploše 0,1 km2 v hloubce 2,5 km pod mořskou hladinou. Přibližně tisícovka fotonásobičů čeká na posly ze vzdáleného vesmíru. Na stavbě se podílelo 150 odborníků z Francie, Itálie, Španělska, Holandska, Německa, Rumunska a Ruska. Detektor se stane rájem nejenom pro astronomy, ale i pro částicové fyziky a pro vědce zabývající se světem hluboko pod mořskou hladinou. Nové okno do vesmíru bylo otevřeno. Můžeme se těšit na sledování vzniku neutronových hvězd a černých děr, na pozorování jevů v aktivních jádrech galaxií a výzkum samotných neutrin – částic dodnes opředených mnoha tajemstvími.
|
Neutrina – leptony, které nemají elektrický náboj. Neinteragují ani silně ani elektromagneticky, proto látkou většinou procházejí. 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 Karolině (F. Reines, L. Cowan). Neutrino mionové – doprovází při slabých rozpadech mion (těžký elektron). Má podobné vlastnosti jako neutrino elektronové. Mionové neutrino objevili L. M. Lederman, M. Schwartz a J. Steinberger v roce 1962 na urychlovači v Brookhavenu (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 P. Yagera a V. Paoloneho. |
| Neutrinová astronomie |
Většina astronomických pozorování využívá elektromagnetické spektrum. Fotony ale interagují s látkou v nitru hvězd nebo jsou absorbovány mezihvězdným prachem. Fotony s vysokou energií interagují i s reliktním zářením a infračerveným zářením pozadí. Informace o některých jevech (například o dějích v termojaderném kotli uvnitř hvězd) jsou tak v elektromagnetickém záření buď zcela nedostupné nebo velmi zkreslené.
Neutrina interagují s látkou velmi slabě, procházejí k nám i z nejvzdálenějších zákoutí vesmíru a přinášejí cenné informace o zajímavých procesech, při kterých vznikají. Typickým příkladem mohou být závěrečné fáze života hvězd. Hmotné hvězdy na konci života často explodují jako supernovy a v jejich nitru vznikne neutronová hvězda nebo černá díra. Oba procesy jsou doprovázeny vznikem neutrin. Umírající hvězda vyšle neutrinový záblesk v okamžiku, kdy se v jejím nitru za obrovského tlaku jádra železa hojně přeměňují na neutrony. Poprvé byl tento typ neutrin pozorován při explozi supernovy SN 1987A. Méně energetická neutrina vznikají i po celou aktivní dobu života hvězd – v jejich nitrech při termojaderné fúzi. Pro nás je nejbližším takovým zdrojem nitro Slunce. Neutriny jsou doprovázeny i některé gama záblesky. Další neutrina vznikají přímo v horních vrstvách atmosféry při interakci částic kosmického záření s vysokou energií s jádry atomů atmosféry. Pozorování těchto neutrin přináší cenné informace o kosmickém záření. Neutrina doprovází procesy v aktivních jádrech galaxií. Celý vesmír je ponořen do moře reliktních neutrin, která se oddělila od látky přibližně jednu sekundu po vzniku vesmíru. Neutrina tvoří horkou část temné hmoty. Mohou se ale objevovat i jako důsledek projevů chladné temné hmoty. Částice chladné temné hmoty (například wimpsy) jsou gravitačně stahovány do středů planet, hvězd i galaxií, kde vytvářejí velmi husté oblasti, které mohou opět produkovat neutrina. Zdá se, že všude kolem nás je dosud neobjevený svět neutrinové astronomie, jehož okno se nám právě otevírá.
 |
| Pozůstatek po supernově 1987A, která byla zdrojem prvních neutrin detekovaných z exploze supernovy. Snímek Claes Fransson, Stockholmská observatoř. |
| Detektor ANTARES |
Název detektoru připomíná známou hvězdu Antares ze souhvězdí Štíra, je však zkratkou z anglického „Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch“. Detektor byl postaven na dně Středozemního moře, v hloubce 2,5 km, kde je většina ostatních částic odstíněna mohutným sloupcem vody. Detektor je zejména citlivý na mionová neutrina s vysokou energií, při jejichž slabé interakci s látkou vznikají miony s rychlostí převyšující rychlost šíření světla ve vodě. Za těchto podmínek se za nabitými miony táhne kužel Čerenkovova záření, které může být detekováno fotonásobiči umístěnými na svislých strunách pod mořskou hladinou .
 |
| Schéma detektoru |
 |
| Detail optického modulu. |
Detektor je umístěn přibližně 25 kilometrů od francouzského pobřeží, v blízkosti města Touloun (souřadnice jsou 42°50′ s.š., 6°10′ v.d.). Struny nesoucí fotonásobiče jsou zakotvené na mořském dně a vznášejí se do výše 400 metrů nade dnem, kde jsou ukončeny bójkou. Celkově je jich 12 na ploše 0,1 km2. Každá struna je rozdělena na 25 úseků, neboli podlaží, vzdálených 14,5 metru. Na každém podlaží se nachází řídící modul a optický modul složený ze tří skleněných koulí. Koule jsou schopné odolat tlaku až 600 barů, tj. v principu by mohly být ponořeny až do hloubky 6 kilometrů. V kouli je především fotonásobič, ale také další senzory, pomocná elektronika vyhodnocující tvar zachyceného signálu a vysokonapěťový zdroj pro fotonásobič. Datové a napájecí kabely ze všech podlaží struny jsou svedeny do řídícího modulu, který je umístěn na mořském dně u zakotvení struny. Odsud jsou kabely vedeny do spojovacího modulu, ze kterého vede 40 kilometrů dlouhý elektro-optický kabel do pobřežní stanice. Na mořském dně jsou také kontejnery s bateriemi.
Neutrinové detektory mají oproti jiným astronomickým technikám jednu velikou výhodu: mohou pozorovat vesmír nepřetržitě, ve dne i v noci, nezávisle na počasí nebo fázi Měsíce. Detektor ANTARES je schopen sledovat prostorový úhel 3,5π steradiánu, tj. většinu oblohy (plný úhel je 4π sr). Celkový počet fotonásobičů detektoru je téměř 1 000.
 |
| Měřicí modul, který tvoří jedno patro struny. |
| Stavba detektoru |
Stavba detektoru fakticky započala ponořením první pokusné struny o délce „jen“ 250 metrů již v roce 1996. Po řadě experimentů byla 17. března 2005 ponořena testovací struna v místě stavby budoucího detektoru ANTARES. První kompletní struna detektoru byla ponořena 14. února 2006 a první data poskytla 2. března 2006. Poté již stavba pokračovala relativně rychle. Druhá struna byla ponořena 21. září 2006. V průběhu roku 2007 byly ponořovány další a další struny. Noření strun probíhalo z paluby lodi, na dně moře byl umístěn robot, který strunu ukotvil a připojil její kabely k spojovacímu modulu. Stavba celého detektoru byla dokončena 30. května 2008. Detektor má celkem 13 strun, z toho 12 měřících a jednu pomocnou. První signál byl zaznamenán několik hodin po připojení posledních dvou strun.
 |
| Pokládání struny |
Po třech týdnech provozu se ale detektor 24. června 2008 odmlčel. Posádka lodi ohlásila celkové selhání dodávky energie. Analýza kabelové sítě ukázala poškození kabelu spojujícího detektor s pobřežím ve vzdálenosti 25 kilometrů od pobřeží. 30. srpna započaly opravné práce z lodi Raymond Croze. Defekt byl nalezen ve vzdálenosti 23 kilometrů od pobřeží a vadná část kabelu vyměněna. 6. září byl obnoven definitivně provoz detektoru, který se stal největším podmořským detektorem neutrin na světě.
 |
| Loď Raymon Croze |
 |
| Podmořský kabel |
| Budoucnost – KM3NeT |
Detektor nedávno uvedený do provozu není zdaleka posledním slovem astronomů, částicových fyziků a oceánologů. V dubnu 2008 byly zveřejněny plány dlouho připravované stavby obřího podmořského detektoru KM3NeT s objemem 1 km3. Měl by být opět umístěn ve Středozemním moři. Projekt je v tuto chvíli v přípravné fázi, jejímž cílem je nalézt politickou, vědeckou a finanční podporu projektu v jednotlivých zemích. Projektu se účastní 41 institucí z Francie, Holandska, Irska, Itálie, Kypru, Německa, Řecka, Španělska a Velké Británie; v budoucnu se nepochybně připojí i další země. Přípravná studie stála 20 milionů Euro. Autoři projektu tvrdí, že po zkušenostech s detektorem ANTARES proběhne stavba velmi rychle.
 |
| Ambiciózní projekt KM3NeT |
Foton – polní částice elektromagnetické interakce, kvantum 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.
Reliktní záření – záření, které se od hmoty oddělilo 384 000 let po vzniku vesmíru, v době, kdy se vytvářely atomární obaly prvků. Dnes má teplotu 2,73 K a maximum v milimetrové oblasti. Je jedním ze základních zdrojů informací pro naše poznání raného vesmíru.
Supernova – rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt. Jeho svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.
Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než cca 3 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.
Černá díra – zkolabovaný objekt, ze kterého nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje, jiné, obří černé díry, sídlí v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky vznikající v bezprostředním okolí černé díry velmi intenzivně vyzařují.
GRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí neznámé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd nebo o další, dosud neznámé mechanizmy.
Kosmické 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. Zdrojem mohou být supernovy, pulzary, aktivní galaktická jádra, atd. Naprostá většina 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 moderní 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.
AGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seifertovy galaxie, linery, blasary a kvasary.
CDM – Cold Dark Matter. Chladná temná hmota je složka temné hmoty, která difunduje do menších vzdáleností, než jsou rozměry zárodečných fluktuací galaxií. Jde tak o jedinou složku temné hmoty, která je schopná tvořit makroskopické struktury. Předpokládá se, že většina temné hmoty je právě chladná temná hmota.
WIMP – Weakly Interacting Massive Particle, vážný kandidát na částice temné hmoty. Mělo by jít o reliktní superpartnery z období po Velkém třesku, kterým fyzikální zákony zabránily v následném rozpadu. Wimpsy jsou usilovně hledány v několika desítkách experimentů.
Mion – těžký elektron, hmotnost má 207 me. 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.
Čerenkovovo záření – kužel elektromagnetického záření v podobě rázové vlny, který vzniká za nabitou částicí pohybující se nadsvětelnou rychlostí v daném prostředí.
Fotonásobič – často označováno jako PMT (PhotoMultiplier Tube), vakuová fotocitlivá součástka využívající zesilovacího efektu prostřednictvím sekundární emise na systému elektrod. Prvotní proud, iniciovaný dopadem světla na světlocitlivou vrstvu, fotokatodu, je tak mnohonásobně zesílen. Napětí mezi elektrodami je několik set voltů a je nastaveno tak, aby koeficient sekundární emise při dopadu elektronu na její povrch byl kladný. Fotonásobiče pracují v impulzním režimu.
