Tag: cząstki elementarne

Pułapka na miony

Lucas BergowskyLeave a comment

Jeden z poprzednich tekstów na naszym blogu pt. Ciemna materia, czyli królowa jest naga w świetny sposób przybliżył nam temat związany z materią, która, jeśli istnieje, to oddziałuje z pozostałą wyłącznie za pomocą grawitacji i być może za pośrednictwem oddziaływań słabych. Jeśli nie czytaliście, to gorąco zachęcam.

Moje poprzednie wpisy miały zaś na celu przybliżenie aparatu matematycznego, którego używamy do opisu materii i oddziaływań zebranych razem jako Model Standardowy. O ile można łatwo zgodzić się z istnieniem elektronów i kwarków górnych oraz dolnych, o tyle pozostałe cząstki, takie jak neutrina czy cięższe leptony, czyli mion i taon, wydają się dziwną koncepcją. Czy mamy jakiekolwiek dowody na to, że są to realne cząstki, a nie wyłącznie matematyczne twory, które ładnie pasują do modelu? Mamy i to nawet obserwacyjne!

Detekcja neutrin jest nie do przeprowadzenia w warunkach domowych – głownie z uwagi na rozmiar detektorów. Umówmy się, że mało kto ma możliwość umieszczenia w piwnicy zbiornika zawierającego 50 000 ton wody. Jednak możemy pokusić się o próbę upolowania innych cząstek znanych nam z modelu standardowego, czyli właśnie mionów, i zaraz dowiecie się jak zrobić to w domu!

Czym są same miony? Mają właściwości dokładnie takie jak znane nam elektrony – są leptonami, czyli nie oddziałują silnie; posiadają ładunek elektryczny, czyli oddziałują elektromagnetycznie; posiadają jak wszystkie fermiony połówkowy spin i podlegają oddziaływaniu słabemu. Tym, co odróżnia je od elektronów, jest masa – 105,65 MeV, czyli są około 200 razy cięższe. Z pewnością oddziałują grawitacyjnie, ale jak wspomniałem wcześniej, nie posiadamy żadnej teorii pozwalającej nam opisać takie efekty ani tym bardziej nie mamy możliwości ich obserwacji w takich skalach.

Skąd owe miony się biorą? Generalnie to z kosmosu, a ściśle – z górnych warstw atmosfery, która jest cały czas bombardowana wysokoenergetycznymi cząstkami pochodzącymi ze Słońca, promieniowania kosmicznego, wybuchów supernowych, zderzeń gwiazd neutronowych itp. Te cząstki poruszają się z prędkościami bliskimi prędkości światła, a ich zderzenia z jądrami atomów budujących naszą atmosferę dają kaskadę cząstek wtórnych, pośród których najliczniej występują różnego rodzaju mezony, w tym piony.

Tu krótkie przypomnienie: mezony to cząstki zbudowane z pary kwark–antykwark; nie są to cząstki trwałe i szybko ulegają rozpadowi. Produktem takich rozpadów są właśnie miony, które są również cząstkami nietrwałymi – ich średni czas życia wynosi 2,197 · 10−6 s, czyli w przybliżeniu 2,2 mikrosekundy. I tu można właściwie zapytać: to jakim cudem chcemy je łapać w domu, skoro do warstw atmosfery, gdzie powstają, mamy jednak kawałek liczony w dziesiątkach kilometrów, podczas gdy tak krótki czas życia pozwala na przebycie dystansu jakiśch 660 metrów, co możemy łatwo udowodnić, przekształcając wzór V = s/t, aby uzyskać s, czyli drogę? Rozwiązaniem tej zagadki jest V, jakie musimy umieścić w tym równaniu – powstałe miony poruszają się z prędkościami bliskimi prędkości światła, a przecież Einstein miał rację! Pamiętacie o zjawisku znanym jako dylatacja czasu? Jeśli jakiś obiekt w stosunku do nas porusza się z prędkościami bliskimi c, to jego czas płynie wolniej w stosunku do naszego. O ile wolniej? Da się to dość łatwo obliczyć, jeśli wiemy, z jaką prędkością taki mion się porusza – dla uproszczenia przyjmijmy, że jest to 99% prędkości światła w próżni:

Pod grecką literą gamma kryje się tzw. czynnik Lorentza, który mówi nam, że zegar takiego mionu w stosunku do naszego „tyka″ około 70 razy wolniej, co oznacza, że jego 2,2 mikrosekundy wyglądają dla nas jak 0,15 milisekundy, a więc taki mion może przebyć znacznie większy dystans, bo około 40 kilometrów. Miony, które obserwujemy, są kolejnym dowodem na to, że Einstein miał rację, a takie efekty naprawdę istnieją! To jak złapać taki mion w kuchni? Samą cząstkę to będzie ciężko – obiektów tak małych gołym okiem zobaczyć się nie da, okiem ubranym (poprawnie: uzbrojonym, ale nie mogłem się powstrzymać) także. Możemy jednak zaobserwować efekty, jakie wywołują, a konkretnie trajektorie, po jakich się poruszają, za pomocą urządzenia, które zbuduje każdy bez większej wiedzy technicznej przy pomocy rzeczy, które są do nabycia bez większych kłopotów w sklepach i przez internet. Mam tu na myśli coś, co jest szerzej znane jako komora mgłowa lub komora Wilsona, za pomocą której udowodniono między innymi istnienie pozytonów.

Komora mgłowa czyli domowy detektor cząstek

Sama nazwa tego urządzenia sugeruje jego zasadę działania: w jej wnętrzu nie ma cząsteczek np. pyłów, na których powierzchni para mogłaby ulegać kondensacji. Z pewnością słyszeliście pojęcie „jądra kondensacji″: jest to właśnie taka cząsteczka, na której para może zacząć się skraplać. Nie musi być to koniecznie pył czy kurz. Takie właściwości mają również jony, które powstają, gdy we wnętrzu naszej komory znajdzie się cząstka obdarzona sporą energią. Pary alkoholu ulegną kondensacji na powstałych na trasie takiego przelotu zjonizowanych cząsteczkach, czego efektem będą „chmurki″ o różnej grubości i długości, o czym za chwilę.

To tyle teorii a teraz powiedzmy sobie jak zbudować taką „pułapkę na miony″? No to poniżej lista zakupów:

Prawda, że nic skomplikowanego? Jeśli nie uda się wam zdobyć akwarium w tych rozmiarach, spokojnie może zostać zastąpione np. plastikowym pudełkiem (z tym że plastik musi być przezroczysty); filc można spokojnie zastąpić inną tkaniną. Blachy zaś muszą dobrze pasować do pojemnika, tak aby powstające wewnątrz pary nie uchodziły na zewnątrz. Z braku blach można wykorzystać jakiś pojemnik i przykryć go metalem w kolorze czarnym, co zapewni dobry kontrast i ułatwi obserwacje. Całość brzmi banalnie i taka jest – a przy pomocy tej metody uzyskano dwie nagrody Nobla 🙂

Suchy lód umieszczamy na dnie jednej z blach – można go dodatkowo pokruszyć tak, aby powierzchnia była pokryta możliwie równomiernie. Przypominam, że suchy lód to zestalony dwutlenek węgla, więc eksperyment należy przeprowadzić w dobrze wentylowanym pomieszczeniu, a dłonie i oczy należy ochraniać za pomocą rękawic i gogli. Blachę z lodem przykrywamy drugą. Filc umieszczamy na dnie akwarium – przytwierdzić można go w dowolny sposób; ważne, aby unikać różnych klejów, gdyż te zostaną błyskawicznie rozpuszczone przez izopropanol, którym należy nasączyć wspomniany filc. Alkoholu powinno być tyle, aby tkanina była mokra, ale by z niej nie kapało, gdy odwrócimy akwarium do góry dnem i umieścimy na blachach z suchym lodem. Eksperyment prowadzimy po ciemku, a wnętrze komory należy oświetlić latarką. Po kilku minutach wnętrze komory powinno wypełnić się oparami alkoholu chłodzonymi przez suchy lód; skrzypiące dźwięki są całkowicie naturalną konsekwencją zetknięcia metalu z tak zimną powierzchnią. Po kwadransie będziecie widzieli już liczne ślady, które są konsekwencją przelotu różnych rodzajów cząstek. Poniżej ilustracja:

Chude, proste linie to miony lub antymiony. Taki kształt tworzącej się „chmurki″ wynika z tego, że poruszają się niezwykle szybko, a więc posiadają dużą energię kinetyczną. Jeśli zauważycie nagłe załamanie lini tak jakby cząstka gwałtownie skręciła, to zaobserwowaliście rozpad mionu na elektron i odpowiednie neutrina. Gruba, krótka chmurka to dowód na istnienie ciężkich cząstek alfa, a cieniutka, pofalowana to zjawisko związane z odpychaniem się elektronów o tożsamym ładunku.

Gorąco zachęcam do przetestowania tej metody detekcji cząstek oraz do zadawania pytań. No i może podzielenia się efektami eksperymentu 🙂

(c) by Lucas Bergowsky
Jeśli chcesz wykorzystać ten tekst lub jego fragmenty, skontaktuj się z autorem

Cztery zaskoczenia (4c): Fizyka

Piotr Gąsiorowski6 komentarzy

Inne odcinki serii:

Cztery zaskoczenia (1): Biologia (systematyka i ewolucja)

Cztery zaskoczenia (2): Astronomia

Cztery zaskoczenia (3): Chemia

Cztery zaskoczenia (4a): Fizyka

Cztery zaskoczenia (4b): Fizyka

4. LHC i polowanie na bozon Higgsa

Po co wydaje się 7,5 mld euro na budowę zderzacza cząstek? Bo właściwie nie ma innego sposobu na popchnięcie fizyki naprzód. Testowanie przewidywań istniejących teorii (zanim znajdzie się w nich luki wskazujące na konieczność uzupełnienia lub zmiany modelu) wymaga eksperymentów w zakresie olbrzymich energii. Wielki Zderzacz Hadronów (Large Hadron Collider, LHC) to kolisty tunel o średnicy 8.5 km i długości 26,7 km na granicy szwajcarsko-francuskiej, w Europejskim Ośrodku Badań Jądrowych (CERN). Tysiące magnesów nadprzewodzących chłodzonych ciekłym helem rozpędzają w nim dwie przeciwbieżne wiązki protonów do takiej prędkości, że każdy z protonów uzyskuje energię kinetyczną 6,5 TeV (6,5 biliona elektronowoltów). Odpowiada to prędkości (względem ścian tunelu) 0,99999999 c, czyli o 3,1 m/s poniżej prędkości światła. W czterech punktach obwodu LHC trajektorie wiązek przecinają się i protony zderzają się czołowo.

Jaka, z punktu widzenia protonu obiegającego LHC, jest prędkość protonu nadlatującego z przeciwka „na czołówkę”? Wbrew pozorom nie jest to wartość bliska podwójnej prędkości światła, bo w teorii względności nie mamy prostego dodawania prędkości, tylko ich relatywistyczne składanie, którego wynik nigdy nie przekracza c. W tym przypadku jest to ok. 0,99999999999999995 c – mniej więcej o 15 nanometrów na sekundę (innymi słowy o niecałe pół metra na rok) mniej niż prędkość światła. Żeby jeszcze bardziej zbliżyć się do c, trzeba by było zainwestować jeszcze więcej energii w rozpędzanie protonów. Nie jest to łatwe, bo pobór mocy przez LHC w trakcie działania i tak już wynosi 200 MW.

Kiedy zderzacz został oddany do użytku w 2010 r., nadawał protonom każdej wiązki energię 3,5 TeV – a było to i tak cztery razy więcej niż poprzedni rekord. Obecną wartość osiągnięto po kilku upgrade’ach sprzętu. Planowany jest kolejny, wymagający kilkuletniego wyłączenia, podczas którego LHC zostanie częściowo przebudowany. W 2027 r. energia protonów ma wzrosnąć do ok. 7 TeV w każdej wiązce, ale przede wszystkim ma dziesięciokrotnie wzrosnąć „jasność” wiązek, czyli liczba zderzeń na sekundę i centymetr kwadratowy przekroju. Jest to ważne, bo LHC generuje całe morze informacji o produktach zderzeń, a fizycy poszukują wśród nich zjawisk skrajnie rzadkich, świadczących o zachodzeniu zdarzeń bardzo mało prawdopodobnych (obserwowanych np. raz na bilion zderzeń), a za to ciekawych. A zatem im więcej rejestrowanych zderzeń, tym większa szansa, że któreś z nich okaże się takim „rzadkim ptakiem”.

Chyba każdy słyszał o tym, że sztandarowym sukcesem LHC było (uzyskane w 2012 r.) potwierdzenie istnienia bozonu Higgsa, jednego ze „świętych Grali” fizyki cząstek elementarnych. LHC powstał między innymi po to, żeby przeprowadzić łowy na tę konkretną cząstkę. Rezultatem była nagroda Nobla przyznana rok później dwóm spośród sześciu teoretyków, którzy przewidzieli istnienie bozonu Higgsa niemal pół wieku wcześniej, w 1964 r. Jednym z nich był rzecz jasna Peter Higgs, którego nazwisko przylgnęło do bozonu i związanej z nim teorii „mechanizmu Higgsa” i „pola Higgsa”. Regulamin noblowski, ograniczając liczbę osób jednocześnie nagradzanych w danej dziedzinie, niestety często krzywdzi uczonych, którzy niezależnie opublikowali podobne wnioski.

Jedno ze zdarzeń zarejestrowanych przez LHS, w których ujawnił się bozon Higgsa. Źródło: CERN.

Bozon Higgsa ma wielką masę – ok. 126 GeV/c² (porównywalną z masą atomu jodu; spośród znanych cząstek elementarnych tylko kwark t jest jeszcze cięższy) – i właściwie to wszystko, co ma, bo nie posiada ładunku elektrycznego ani kolorowego (związanego z oddziaływaniami silnymi). Ma także zerowy spin, czyli brak mu kwantowego odpowiednika momentu pędu. Krótko mówiąc, gdyby nie masa, bozon Higgsa bardzo skutecznie udawałby, że nie istnieje. Nawet w zakresie energii zderzeń dostępnym w LHC powstaje bardzo rzadko, a rozpada się po ok. 160 joktosekundach. Jedna joktosekunda (1 ys) to kwadrylionowa część sekundy. Żeby dać wyobrażenie o skali tych zjawisk: w czasie życia bozonu Higgsa światło przebywa drogę około jednej dwudziestej pikometra (to tylko 60 razy więcej niż promień protonu). Łatwo sobie wyobrazić, że polowanie na tak rzadką i płochliwą zwierzynę nie może być łatwe. Na szczęście produkty rozpadu bozonu Higgsa są bardzo charakterystyczne, co umożliwiło jego zarejestrowanie, określenie masy (zgodnej z przybliżonymi oczekiwaniami teoretyków) i potwierdzenie zerowego spinu.

Dlaczego bozon Higgsa jest ważny? Bo jest dowodem na istnienie pola Higgsa – szczególnego pola skalarnego o niezerowej wartości jednolicie wypełniającego „pustą przestrzeń” Wszechświata. Sprzężenie z tym polem, tzw. mechanizm Higgsa, wyjaśnia, dlaczego niektóre cząstki elementarne nabywają energii spoczynkowej objawiającej się jako masa (zgodnie ze wzorem m = E₀ ∕ c²). Bozon Higgsa jest kwantowym wzbudzeniem pola Higgsa (o ujemnej wartości ładunku słabego), czyli najmniejszą możliwą „zmarszczką”, jaką można zaobserwować na jego powierzchni, zainwestowawszy wiele energii w jej wywołanie. Skoro istnieją te zmarszczki, musi też istnieć ośrodek, który je tworzy. Niezerowa wartość pola Higgsa powoduje, że cząstki elementarne zdolne do wymiany wirtualnych bozonów Higgsa z polem Higgsa oscylują nieustannie między dwoma stanami, umownie nazywanymi lewoskrętnym i prawoskrętnym. Jest to źródło ich wewnętrznej energii niezanikającej w stanie spoczynku, czyli masy. Mechanizm Higgsa łamie symetrię między oddziaływaniami słabymi a elektromagnetycznymi, powodując, że nośniki tego pierwszego (bozony W i Z) są ciężkie, a foton jest bezmasowy.

Cząstki obdarzone masą odznaczają się inercją: jeśli nie działa na nie siła, mogą poruszać się ruchem jednostajnym z prędkością mniejszą niż c lub pozostawać w spoczynku. Można naiwnie sądzić na podstawie codziennego doświadczenia, że posiadanie masy jest czymś oczywistym dla każdego obiektu fizycznego. Tak jednak nie jest: istnieją przecież cząstki o masie dokładnie zerowej (foton, osiem typów gluonów i hipotetyczny grawiton), a masa hadronów (mezonów i barionów, czyli cząstek złożonych z parzystej lub nieparzystej liczby kwarków, w tym protonów i neutronów) bierze się niemal w całości z uwięzionej w nich energii skomplikowanych oddziaływań między składnikami. Wkład masy kwarków generowanej z pomocą pola Higgsa stanowi tylko drobny ułamek całkowitej masy hadronów.

Nie można jednak w analogiczny sposób wyjaśnić masy cząstek naprawdę elementarnych takich jak bozony W i Z, leptony posiadające ładunek (elektron, mion, taon) i wszystkie kwarki. Równania fizyki cząstek byłyby doskonale symetryczne, gdyby wszelkie cząstki elementarne były bezmasowe. Co prawda Wszechświat, jaki znamy, nie istniałby w takim przypadku: nie byłoby atomów ani ludzi. Mechanizm Higgsa włączono do modelu standardowego, żeby wyjaśnić, w jaki sposób (w zakresie energii spotykanych w obserwowalnym Wszechświecie) powstały pewne fundamentalne asymetrie, a niektóre cząstki nieposiadające struktury wewnętrznej uzyskały masę. Nadal nie jest tylko pewne, skąd się bierze zadziwiająco maleńka, ale niezerowa masa neutrin, a także skąd się bierze masa samego bozonu Higgsa, za którą – co może się wydawać zaskakujące – nie odpowiada mechanizm Higgsa. Istnienie ciemnej materii (dotąd niewyjaśnionego składnika Wszechświata) każe podejrzewać, że istnieją mechanizmy generujące masę, o których jeszcze nic konkretnego nie wiemy.

Gdyby upolowanie bozonu Higgsa było jedyną racją istnienia LHC, już dziesięć lat temu można by go było zamknąć i zastanowić się, czy warto było wydać miliardy euro na potwierdzenie teorii z lat sześćdziesiątych. Czy opłaca się nadal ulepszać zderzacz, który spełnił swoją misję, i ładować w kolejne eksperymenty energię, która wystarczyłaby na potrzeby nowoczesnego miasta średniej wielkości? Jednak LHC dostarcza także innych cennych danych na temat budowy materii. W zderzeniach powstają liczne typy hadronów z najrozmaitszymi kombinacjami kwarków i ich stany wzbudzone, od czasu do czasu egzotyczne mezony (tetrakwarki) złożone nie z dwóch, ale z czterech kwarków oraz egzotyczne bariony (pentakwarki) złożone z pięciu kwarków; nie wszystkie dają się łatwo zinterpretować i opisać w ramach standardowej teorii. „Hadronowe zoo”, i tak już duże (pierwszy wielki wysyp hadronów nastąpił w latach pięćdziesiątych i sześćdziesiątych), dzięki LHC powiększyło się o ok. 70 nowo odkrytych cząstek złożonych tego typu. Ich badanie znacznie wzbogaca wiedzę o oddziaływaniach silnych, umożliwiając także głębsze zrozumienie struktury cząstek bardziej swojskich, jak proton czy neutron.

Najbardziej ekscytujące byłoby odkrycie wśród analizowanych zderzeń anomalii świadczących o konieczności poważnego przemyślenia na nowo modelu standardowego, a może nawet podważających jego podstawy. Pewną nadzieję dają na przykład anomalie statystyczne zaobserwowane w procesach, w których biorą udział miony. Jednak istotność statystyczna tych obserwacji na razie nie jest na tyle przekonująca, żeby ogłosić jakiś przełom, więc trzeba poczekać na następne sesje robocze LHC.

I na tym kończę listę zaskoczeń fizycznych ostatniego półwiecza. Przepraszam, jeśli się rozgadałem.

Lektura dodatkowa dla Czytelników cierpliwych i nieco zaawansowanych:

https://www.kwantowo.pl/2017/07/09/bozon-higgsa-czyli-dawca-masy-czasu/

https://profmattstrassler.com/articles-and-posts/particle-physics-basics/the-known-apparently-elementary-particles/the-known-particles-if-the-higgs-field-were-zero/

https://physics.mit.edu/wp-content/uploads/2021/01/physicsatmit_13_wilczek.pdf

Cztery zaskoczenia (4b): Fizyka

Piotr Gąsiorowski2 komentarze

Inne odcinki serii:

Cztery zaskoczenia (1): Biologia (systematyka i ewolucja)

Cztery zaskoczenia (2): Astronomia

Cztery zaskoczenia (3): Chemia

Cztery zaskoczenia (4a): Fizyka

Cztery zaskoczenia (4c): Fizyka

3. Dudniący zapach neutrin

O ile pamiętam, w latach szkolnych zwróciłem uwagę na neutrina główne dlatego, że były to tajemnicze, słabo poznane cząstki odgrywające istotną rolę w fabule powieści Stanisława Lema – Solaris i Głos Pana. Neutrino wymyślono w latach trzydziestych (pierwotna inspiracja pochodziła od Wolfganga Pauliego) jako sposób na zbilansowanie masy/energii, pędu i spinu w rozpadzie beta. Teorię neutrina dopracował Enrico Fermi, ale postulowanie cząstki pozbawionej ładunku i (jak się zdawało) zasadniczo niewykrywalnej tylko po to, żeby rachunki się zgadzały, wydawało się tak podejrzane, że czasopismo Nature odrzuciło publikację Fermiego na ten temat. Jednak po ponad dwudziestu latach, w roku 1956, udało się zaobserwować neutrino (dokładniej: antyneutrino elektronowe). Zanim poszedłem do przedszkola, w 1962 r. odkryto kolejną cząsteczkę z tej rodziny, neutrino mionowe. Na trzecie, taonowe, trzeba było poczekać aż do 2000 r.

Każde neutrino odpowiada innej „generacji” leptonów (cząstek o spinie połówkowym niepodlegających oddziaływaniom silnym) obdarzonych ładunkiem elektrycznym. Znamy trzy takie cząstki (plus odpowiadające im antycząstki): elektron, mion  i taon. Neutrina powstają w procesach, którymi rządzą oddziaływania słabe. W procesach tych pośredniczą tzw. bozony W, cząstki bardzo ciężkie i nietrwałe. Na przykład podczas rozpadu neutronu powstają proton i bozon W⁻. Ten drugi niemal natychmiast rozpada się na cząstki trwałe: elektron e⁻ i wspomniane wyżej antyneutrino elektronowe ν̄e. Analogicznie wygenerowaniu mionu lub taonu w rozpadzie bozonu pośredniczącego towarzyszy emisja (anty)neutrina mionowego lub taonowego. W modelu standardowym fizyki cząstek elementarnych, który ukształtował się w latach siedemdziesiątych, istniały właśnie różne „zapachy leptonowe”, kojarzące z sobą leptony posiadające ładunek elektryczny i odpowiadające im neutrina, obojętne elektrycznie.

W modelu standardowym przyjmowano, że neutrina są cząstkami pozbawionymi masy, czyli zmuszonymi do poruszania się z prędkością światła. To, że w ogóle potrafimy je wykryć (za pomocą bardzo pomysłowych detektorów), graniczy z cudem, bo neutrina odczuwają tylko oddziaływania słabe i grawitacyjne, więc raz uwolnione śmigają sobie swobodnie po Wszechświecie, bardzo rzadko oddziałując z czymkolwiek. Wyciągnijmy przed siebie dłoń: w ciągu sekundy przenika przez nią kilka bilionów neutrin, nie robiąc nam żadnej krzywdy. W ciągu naszego życia w najlepszym razie może jedno lub dwa zaangażują się w jakieś oddziaływanie z atomami tworzącymi nasze ciało. Większość tych neutrin pochodzi z jądra Słońca, albowiem ubocznym produktem cyklu protonowego, który jest głównym źródłem energii słonecznej, są neutrina elektronowe. Przenikają one bez oporu przez zewnętrzne warstwy Słońca oraz mkną sobie na wylot przez Ziemię, po czym znikają w głębi kosmosu. I początkowo zdawało się, że na tym koniec.

Okazuje się jednak, że życie neutrin jest bardziej skomplikowane, niż sobie wyobrażano. Już w latach sześćdziesiątych zdano sobie sprawę, że liczba słonecznych neutrin elektronowych rejestrowanych przez detektory jest znacząco mniejsza od oczekiwań teoretycznych. Znaczna część – co najmniej połowa, a nawet dwie trzecie spodziewanej liczby – jak gdyby ginęła gdzieś po drodze. A przecież nawet gdyby przestrzeń między Słońcem a Ziemią wypełniona była nie skrajnie rozrzedzonym gazem międzyplanetarnym, ale litym ołowiem, nadal niemal wszystkie neutrina słoneczne powinny docierać do detektorów. Z początku sądzono, że coś jest nie w porządku z modelem syntezy termojądrowej w Słońcu; że np. błędnie szacujemy temperaturę i ciśnienie w jądrze naszej gwiazdy. Rozwiązanie okazało się całkiem inne i bardziej zaskakujące: większość neutrin wyemitowanych w jądrze Słońca jako elektronowe, dociera do nas, niosąc zapach mionowy lub taonowy i wymyka się detektorom zaprojektowanym tak, aby rejestrowały neutrina elektronowe. Wygląda to tak, jakby pędzące przez kosmos neutrina oscylowały między różnymi zapachami.

Prawdopodobieństwo, że w danej odległości od źródła (zależnie od energii) neutrino wyemitowane jao elektronowe (kolor czarny) zostanie zarejestrowane jako mionowe (kolor niebieski) lub taonowe (kolor czerwony). Źródło: Wikipedia (domena publiczna).

Skąda ta oscylacja? Żeby to zrozumieć, trzeba zacząć od tego, że neutrina jednak nie są bezmasowe. Prawda, są niezmiernie lekkie. Dotąd nie znamy dokładnie ich masy, ale wiadomo, że nie przekracza ona stutysięcznej części masy elektronu. Nie jest jednak zerowa i nie jest też jednakowa: istnieją neutrina lżejsze, neutrina o masie pośredniej i cięższe. Wydawałoby się oczywiste, że trzy różne masy odpowiadają trzem różnym zapachom, ale tak nie jest. Masa i zapach neutrin związane są w sposób będący jednym z wariantów zasady nieoznaczoności. Im bardziej jednoznacznie próbujemy scharakteryzować jeden z tych parametrów, tym mniej jednoznaczny staje się drugi. Neutrino o konkretnej masie (gdyby dało się ją precyzyjnie określić) byłoby superpozycją (kwantowym złożeniem) trzech różnych stanów zapachu leptonowego. I odwrotnie: neutrino o konkretnym zapachu jest superpozycją trzech różnych stanów masy. Neutrina klasyfikowane wg masy, oznaczane ν₁, ν₂, ν₃ nie są wcale mniej prawdziwe niż neutrina klasyfikowane według zapachu, oznaczane νe, νμ, ντ. Co więcej, to właśnie te pierwsze są brane pod uwagę w równaniu Diraca opisującym właściwości kwantowe cząstek relatywistycznych. Pamiętajmy zatem, że zwyczajowe mówienie np. o „masie neutrina elektronowego” jest, ściśle rzecz biorąc, błędem rzeczowym. Przyznam, że ta podwójna natura neutrin (związana z faktem, że ich masy są tak małe, a zarazem niezerowe) była dla mnie osobiście szczególnym zaskoczeniem.

W jądrze Słońca, podczas łączenia się dwóch protonów w jądro deuteru, jeden z nich przekształca się w neutron, czemu towarzyszy emisja pozytonu e⁺ i neutrina elektronowego νe. Takie neutrino w chwili emisji ma dokładnie określony zapach, a zatem stanowi maksymalnie różnorodną superpozycję trzech mas. Ma także określoną energię – i tu zaczynają się dziać rzeczy dziwne. Neutrino pędzi prawie z prędkością światła, ale prędkość każdego z trzech stanów masy tworzących superpozycję jest minimalnie inna, ponieważ ich relatywistyczna energia kinetyczna musi pozostawać taka sama. Różnica jest tak mała, że nie da się jej zmierzyć wprost, ale powoduje „rozjeżdżanie się w fazie” funkcji falowych odpowiadających trzem stanom masy. W rezultacie po przebyciu pewnej odległości neutrino jest superpozycją mas o składzie innym niż początkowy. W związku z tym nie jest już „czystym” neutrinem elektronowym, ale superpozycją trzech zapachów i z dużym prawdopodobieństwem może zostać zaobserwowane jako neutrino mionowe lub (najrzadsze z trzech) taonowe. A ponieważ te „dudnienia zapachu” są okresowe, neutrino ponownie staje się elektronowe, a potem znów rozszczepia się w kwantową superpozycję trzech zapachów leptonowych.

Efekt oscylacji (a właściwie kwantowej interferencji różnych stanów masy) przewidział teoretycznie Bruno Pontecorvo już w 1968 r., a potwierdziły jego realność eksperymenty przeprowadzone w latach dziewięćdziesiątych, badające neutrina pochodzące z różnych źródeł: słoneczne, atmosferyczne (generowane w rozpadach cząstek powstających w górnych warstwach atmosfery pod wpływem promieniowania kosmicznego) i pochodzące z reaktorów jądrowych (ostatnio także z akceleratorów cząstek). Szczególnie dobitnym potwierdzeniem teorii Pontecorva były wyniki obserwacji dokonanych za pomocą kanadyjskiego detektora SNO (Sudbury Neutrino Observatory), które umożliwiały oszacowanie strumienia zarówno neutrin elektronowych, jak i sumy wszelkich neutrin docierających ze Słońca. Okazało się, że wszystkich neutrin jest dokładnie tyle, ile przewiduje teoria, przy czym tylko 34% ujawniało się w detektorze pod postacią neutrin elektronowych – znów zgodnie z modelem teoretycznym oscylacji. Takaaki Kajita (kierujący zespołem japońskiego detektora neutrin Super-Kamiokande) i Arthur B. McDonald (SNO) dostali za te badania Nobla w 2015 r.

Oscylacje dowodzą, że masa neutrin z całą pewnością nie jest zerowa, a zatem ich prędkość nie jest dokładnie równa c. Zagadką pozostaje natomiast mechanizm, który nadaje im masę. Wiąże się z tym nadzieja, że właściwości neutrin są kluczem do jakiejś teorii wykraczającej poza model standardowy, skoro ten ostatni nie przewiduje neutrin obdarzonych masą. Czy rzeczywiście tak jest, dowiemy się zapewne w przyszłości.

Na koniec ciekawostka: astronomia neutrinowa polega głównie na rejestrowaniu i analizowaniu neutrin słonecznych. Czasem jednak trafia się wyjątkowa frajda, jak wówczas, gdy blisko naszej Galaktyki (w Wielkim Obłoku Magellana) wybuchła supernowa 1987A. Na ok. 3 godziny przed jej rozbłyskiem trzy obserwatoria wykryły w sumie 25 antyneutrin pochodzących z tego źródła. Szacuje się, że ok. 99% energii uwalnianej podczas zapadania się jądra supernowej jest emitowana w postaci tych cząstek. Dlaczego, skoro neutrina są wolniejsze niż światło, dotarły do Ziemi pierwsze? Bo dostały fory na starcie. Przeszły jak przez masło przez wszystkie warstwy gwiazdy i uciekły w kosmos, zanim fala uderzeniowa wywołana przez kolaps jądra dotarła do powierzchni, rozrywając zewnętrzną powłokę supernowej. Światło wybuchu goniło neutrina przez 168 tys. lat, ale nie zdążyło ich dogonić. Różnica prędkości była zbyt mała.

Lektura uzupełniająca dla dociekliwych

Strona Wydziału Fizyki UW poświęcona fizyce neutrin (gorąco polecam!).

https://www.fuw.edu.pl/~neutrina/index.html