Neutrinová astronomie

První pozorování neutrina dne 13. 11. 1970 - kolize s protonem.
Ke srážce došlo v pravé části fotografie, odkud vychází tři tmavé čáry.

Neutrina reagují pouze velmi málo s hmotou tvořící vesmír. Obrovský tok solárních neutrin proudících skrz Zemi dostačuje pouze k produkci jedné interakce neutrina na 10³⁶ atomů. Každá takováto interakce vyprodukuje pouze jeden přeměněný atom nebo jeden nabitý lepton. Pokud mělo neutrino dostatečnou energii, vzniklý lepton se bude pohybovat rychleji než světlo v daném prostředí a vyzáří několik fotonů (tzv. Čerenkovovo záření). Druhá možnost umožňuje určit typ neutrina a přibližný směr, odkud letělo. Sledování neutrin proto vyžaduje velkou detekční hmotu společně s citlivým zesilovacím systémem.

Aby bylo vůbec možné takto slabé podněty sledovat a zachytit, je nutné potlačit veškeré rušivé „hluky z pozadí“ na minimální úroveň. Hlavním zdrojem tohoto šumu jsou spršky elementárních částic produkovaných kosmickým zářením dopadajícím na atmosféru a částicemi pocházejícími z radioaktivního rozpadu. K potlačení množství takového rušení částicemi musí být detektor neutrin stíněn velkým množstvím hmoty a proto jsou tato zařízení budována hluboko pod zemským povrchem nebo pod vodou. Pro správnou detekci je také nutno kontrolovat zdroje radioaktivních izotopů produkujících aktivní částice během svého rozpadu.

K zajištění užitného výsledku musí detektor poskytnout nejen informaci o proudu neutrin, ale i o jejich směru pohybu. I když existuje několik metod k detekci neutrin, většina z nich tuto informaci o směru pohybu neposkytuje. Jedná se především o detektory se slabým úhlovým rozlišením cca 1°. Ke zlepšení úhlového rozlišení může být použita větší skupina, popř. pole detektorů Čerenkovova záření.

• Problém solárních neutrin – Během zkoumání solárních neutrin bylo zjištěno, že počet detekovaných částic byl poloviční až třetinový než bylo předpovídáno pomocí modelu solárního jádra. Tento problém byl vyřešen po přezkoumání vlastností neutrin a porozumění limitům, jakými jsou tyto částice zachycovány.
• Kosmické neutrinové pozadí – (CNB) je radiační částicové pozadí tvořené neutriny jako pozůstatek Velkého třesku, během kterého došlo k formulaci hmoty – stáří vesmíru bylo cca 2 sekundy.
• Horká temná hmota – I když většina neutrin pochází z hvězdných jader a supernov, jsou také uvolňovány za velmi vysokých teplot/energie. Jelikož neutrina nereagují s hmotou na elektromagnetické úrovni, jsou považovány za temnou hmotu.
• Teplá temná hmota – také nazývána sterilní neutrina. Hypotetická sterilní neutrina pravděpodobně neexistují.[2]

• WAGNER, Vladimír. Neutrinové okno do vesmíru. Astropis. 2010, roč. XVII, čís. speciál, s. 38–43. ISSN 1211-0485.

• Obrázky, zvuky či videa k tématu Neutrinová astronomie na Wikimedia Commons