Ilmiö Auringossa: Neutriinot

KAK – Auringon ytimessä tapahtuvat fuusioreaktiot synnyttävät valtavan määrän neutriinoja, jotka ovat todennäköisesti alkeishiukkasmaailman vaikeimmin havaittavia. Käytännössä niiden suora havaitseminen lienee mahdotonta ja sen vuoksi joudutaan käyttämään epäsuoraa havaitsemista niistä ilmiöistä, joita neutriinojen vuorovaikutus muun aineen välillä tuottaa tai jopa joudutaan tyytymään päättelyyn niiden olemassaolosta.

Erityisesti Auringossa syntyvät neutriinot kuljettavat suoraa informaatiota tähtemme ytimestä, jota tietoa ei muutoin ole mahdollista saada. Tämän vuoksi neutriinot ovat olleet keskeisessä asemassa niin astro- ja aurinko- kuin hiukkasfysiikankin kehityksessä.

Mikä neutriino on?

Neutriinot ovat sähkövarauksettomia, lähes massattomia ja vain heikosti vuorovaikuttavia fermioneja. Nimien samankaltaisuudesta johtuen, neutriinoa ei pidä yhdistää neutroniin, joka on baryoneihin kuuluva hiukkanen. Yhteistä niille on vain sähkövarauksettomuus mutta kaikki muut hiukkasominaisuudet poikkeavat toisistaan.

Neutronit kuuluvat leptonien perheeseen ja niillä on spin ½. Ne eivät osallistu sähkömagneettiseen eivätkä vahvaan vuorovaikutukseen, minkä vuoksi ne voivat kulkea lähes esteettä läpi koko Maan – ja Auringon – törmäämättä juuri mihinkään.

Neutriinoja tunnetaan kolme erilaista, joista kukin liittyy omaan varaukselliseen leptoniinsa:

• Elektronineutriino (νₑ) – liittyy elektroniin
• Myonineutriino (ν_μ) – liittyy myoniin
• Tauneutriino (ν_τ) – liittyy tau-leptoniin

Näitä kutsutaan neutriinojen mauiksi. Niiden välillä tapahtuvat muutosten eli oskilloinnin havaitseminen johti merkittävään mullistukseen hiukkasfysiikassa.

Neutriinojen maut ja miksi ne muuttuvat

Kun Auringossa tapahtuu fuusioreaktio – kuten protoni-protoni-ketju – syntyy aina elektronineutriinoja. Mutta, kun näitä neutriinoja havaittiin Maassa 1960-luvulta alkaen, niitä löytyi vain noin kolmasosa odotetusta määrästä. Tämä tunnettiin nimellä "aurinkoneutriino-ongelma".

Auringossa tapahtuva vedyn fuusion protoni-protoni-ketju tuottaa kaksi elektronineutriinoa jokaista syntynyttä heliumydintä kohti. Neutriinot poistuvat välittömästi Auringosta ja Maata kohti tulevat hiukkaset saavuttavat meidät noin kahdeksassa minuutissa. Näin ollen, havaitsemalla neutriinoja, tiedämme mitä Auringon ytimessä on tapahtumassa. Kuva Wikipedia.

Ratkaisu löytyi 1990-luvun lopulla ja 2000-luvun alussa: neutriinot vaihtavat makua edetessään avaruudessa (”avaruus” tässä yhteydessä täytyy ymmärtää tilaa kuvaamana terminä, neutriinojen kannalta se on aivan sama, jos ”avaruus” on avaruuden tyhjiö tai koko maapallo, tila läpäistään ilman vuorovaikutuksia). Tämä tarkoittaa, että osa elektronineutriinoista oli muuntunut myoni- tai tauneutriinoiksi matkallaan Auringosta Maahan. Ilmiö tunnetaan nimellä neutriino-oskillaatio. Se on mahdollista vain, jos neutriinoilla on erilaiset massat ja niiden maku- ja massatilat eivät ole samat.

Neutriino-oskillaatiot ovat aaltomaisia kvanttimekaanisia ilmiöitä. Neutriinon ilmaantuessa sillä on jokin maku (esim. νₑ), joka on itse asiassa superpositio kolmesta massatilasta (ν₁, ν₂, ν₃), jotka liikkuvat hieman eri nopeuksilla. Tämä aiheuttaa interferenssin ja makumuutoksen matkan aikana. Superpositio tarkoittaa tässä yhteydessä (ja hiukkasfysiikassa yleisemminkin) tiloja, jotka voivat olla olemassa samanaikaisesti. Esimerkiksi elektronineutriino ei ole vain yksi massatila, vaan kolmen massatilan yhdistelmä, joiden massat määräävät matkan ja energian myötä makumuutoksen todennäköisyyden.

Oskillaatiot on havaittu kokeellisesti sekä ilmakehän neutriinoilla (Super-Kamiokande) että aurinkoneutriinoilla (SNO). Niiden perusteella tiedetään, että neutriinot eivät ole massattomia, kuten standardimalli alun perin oletti.

Neutriinojen massa ja tuntemattomat kysymykset

Tiedämme, että neutriinoilla on massa, mutta emme tiedä tarkkoja arvoja. Tunnetaan vain massojen välisten neliöiden ^[1] erot:

Δm²₁₂ ≈ 7,4 × 10⁻⁵ eV²

Δm²₃₁ ≈ 2,5 × 10⁻³ eV²

Massojen absoluuttiset arvot ovat alle 1 eV, mutta ei tiedetä, mikä kolmesta neutriinosta on raskain. Tämä tunnetaan massahierarkiaongelmana. Myös se, onko neutriino oma antihiukkasensa (Majorana-neutriino), on edelleen avoin kysymys.

Vuoden 1987 supernovaneutriinojen havainto antoi ensimmäiset karkeat viitteet neutriinojen massasta – neutriinojen havaittu energiaspektri ja saapumisaikojen hajonta eivät täysin vastanneet massattomien hiukkasten käyttäytymistä. Nämä havainnot yhdessä myöhempien oskillaatiomittausten kanssa tukevat käsitystä siitä, että neutriinot ovat kvanttimekaanisesti sekoittuvia massallisia hiukkasia.

 

Neutriinot Auringossa

Aurinko tuottaa noin 10³⁸ neutriinoa sekunnissa. Ne kulkevat ulos Auringon ytimestä lähes valonnopeudella ja saapuvat Maahan noin kahdeksassa minuutissa. Tämä on paljon nopeampaa kuin valon matka Auringon ytimestä pinnalle fotosfääriin, matka-aika on satojatuhansia vuosia fotonien moninkertaisten sirontojen vuoksi.

Neutriinojen avulla voidaan siis havaita suoraan Auringon ydinprosessit. Tämä tarjoaa ainutlaatuisen kanavan testata aurinkomalleja. Esimerkiksi Borexino-kokeessa on havaittu myös harvinaisempia aurinkoneutriinokanavia, kuten beryllium-7- ja pep-neutriinoja.

 

Kuinka neutriinoja havaitaan?

Neutriinojen vuorovaikutukset ovat niin harvinaisia, että havainto vaatii valtavia detektoreita ja usein myös luonnollista suojaa maanpinnan alla tai veden/jään alla. Esimerkkejä observatorioista:

• Super-Kamiokande (Japani) – vesidetektori ilmakehän ja aurinkoneutriinoille
• Borexino (Italia) – tarkkaan energiamittaamiseen
• IceCube (Etelämanner) – korkeaenergisten kosmisten neutriinojen detektointiin
• DUNE (rakenteilla, USA) – tuleva suurikokoinen oskillaatioiden ja massahierarkian tutkimuskeskus

 

Kosminen näkökulma

Neutriinoilla on tärkeä rooli myös kosmologiassa. Ne muodostavat kosmisen taustaneutriinokentän (CνB), jäänteen varhaisesta maailmankaikkeudesta. Neutriinot vaikuttavat myös rakenteiden muodostumiseen, koska ne liikkuvat lähes valonnopeudella ja "virtaavat pois" galaksien syntyalueilta, mikä vaimentaa pienempien rakenteiden kasvua.

 

Miten neutriinot havaittiin ensimmäistä kertaa?

Neutriinojen olemassaoloa ehdotti ensimmäisenä Wolfgan Pauli (1900 – 1958) vuonna 1930. Vuonna 1945 Bruno Pontecorvo (1913 – 1993) havaitsi, että neutriinon vuorovaikuttaessa klooriatomiytimessä (³⁷Cl) tapahtui yhden neutronin muuttuminen protoniksi, jolloin syntyi radioaktiivinen argonisotooppi ³⁷Ar. Tapahtumassa poistui yksi elektroni. Yhdysvallat julisti havainnon salaiseksi mutta Luis Walter Alvarez (1911 – 1988) ehdotti samaa reaktiota tutkittavaksi vuonna 1949.

Ensimmäinen havainto perustui b^- -reaktioon, jossa ytimen neutroni muuttuu protoniksi ja elektroni ja elektronin antineutriino í¯poistuivat. Protoni jäi ytimeen, joten massaluku ei muuttunut mutta järjestysluku kasvoi yhdellä ja kloorista tuli argonia.

Vastaava reaktio havaittiin ensikerran Savannah Riverin ydinreaktorissa (Etelä-Carolina, Yhdysvallat) vuonna 1956. Kokeen tekijöinä olivat fyysikot Clyde Cowan (1919 – 1974) ja Frederick Reines (1918 – 1998). Kokeessa käytettiin suurta vesisäiliötä, jossa veden lisäksi oli kadmiumia. Fotonit havaittiin gammasäteilymittareilla. Tämä oli ensimmäinen suora kokeellinen todiste neutriinojen olemassaolosta, ja Reines sai siitä Nobelin fysiikanpalkinnon vuonna 1995 (Cowan oli kuollut jo aiemmin).

Ensimmäinen aurinkoneutrinon onnistunut havaintokoe tehtiin Raymond Davis Jr (1914 –2006) johdolla vuosina 1960 – 1980. Hänen tutkimusryhmänsä rakensi Homestaken kultakaivokseen noin 1,5 km syvyyteen 400 000 litran säiliön, jonka hän täytti paljon klooria sisältävällä perkloorietyleenillä. Neutriinojen törmätessä klooriatomeihin, se siis muuttui argoniksi ja niiden ilmaantuminen pesuainesäiliöön oli varma merkki neutriinojen osuudesta. Tulokset olivat yllättäviä, sillä argonia ja sitä tietä neutriinoja havaittiin vain 1/3 verran teorian edellyttämästä määrästä. Selitys oli sama kuin aurinkoneutriinojen havainnoissa: neutriinot vaihtoivat makuaan edetessään ja vain kolmas osa oli tilassa, jossa reaktiot klooriatomin kanssa oli mahdollista.  Davisille myönnettiin fysiikan Nobel palkinto vuonna 2002.

 

Supernova 1987A – ensimmäinen suora neutriinosignaali räjähtävästä tähdestä

Vuonna 1987 havaittiin Magellanin pilvessä sijaitsevassa galaksissa supernova SN 1987A, ja sitä edeltäneet neutriinot saatiin talteen kolmessa eri neutriinodetektorissa (Kamiokande II, IMB ja Baksan). Yhteensä havaittiin 25 neutriinoa noin 13 sekunnin aikana, jonkin aikaa ennen kuin itse supernovan valo ehti Maahan.

Tämä oli ensimmäinen kerta, kun tähden ytimen romahduksen (neutronitähdeksi) aiheuttama neutriinopurkaus havaittiin suoraan, ja se oli ratkaiseva todiste siitä, että supernovaräjähdykset tuottavat valtavan määrän neutriinoja – itse asiassa noin 99 % supernovan energiasta vapautuu neutriinoina. Neutriinot havaittiin pari kolme tuntia ennen kuin tähden nähtiin kirkastuvan voimakkaasti.

Neutriinojen saapumisaikojen ja energioiden analyysi antoi vihjeitä siitä, että neutriinoilla on oltava pieni mutta ei-nolla massa. Jos kaikilla neutriinoilla olisi ollut täsmälleen sama nopeus (eli nollamassa), niiden saapuminen olisi ollut käytännössä täysin samanaikaista. Pieni mutta mitattavissa oleva viive korkeampien ja matalampien energioiden välillä viittasi siihen, että osa neutriinoista olisi kulkenut hieman hitaammin, joten   massa ei voi olla täysin nolla.

Vaikka massan suuruusluokka jäi epävarmaksi, tämä havainto vahvisti, että neutriinojen massa on todellinen kysymys, jota ei voi ohittaa. Sittemmin tämä oivallus liittyi yhteen oskillaatiotutkimusten kanssa: jos neutriinot vaihtavat makua, niiden on oltava eri massaisia, mikä vahvistaa massan olemassaolon myös teoreettisesti.

 

Mihin ilmiöön neutriinojen havaitseminen perustuu nykyisin?

Nykyiset neutriinodetektorit hyödyntävät samoja perusperiaatteita kuin aikaisemminkin, mutta mittakaavat ja teknologiat ovat kehittyneet valtavasti. Yleisimmin havaitaan seuraavat vuorovaikutukset:

Heikko vuorovaikutus nukleonien kanssa kuten edellä b^- -hajoamisessa.

Vuorovaikutuksen havaitseminen tapahtuu havaitsemalla ČerenkovIn sätelyn tai skintillaation tuottamia fotoneita.

Čerenkov-säteily syntyy, kun nopeasti liikkuva varauksellinen hiukkanen (esim. elektroni tai myoni) synnyttää sinertävää valoa kulkiessaan läpinäkyvässä aineessa (esim. vedessä) nopeammin kuin valo etenee kyseisessä väliaineessa. Tätä menetelmää käytetään mm. Super-Kamiokandessa ja IceCubessa.

Skintillaatio puolestaan havaitaan, kun ionisoiva hiukkanen synnyttää valoa skintillaattoriaineessa (esim. nestemäisessä hiilivedyssä tai muovissa). Tämä menetelmä on käytössä Borexinossa ja monissa reaktorikokeissa.

Neutronin kaappauksen aiheuttama gammasäteily, jota käytetään edelleen tietyissä kokeissa, kuten varhaisissa reaktorineutriinokokeissa (Daya Bay, Double Chooz).

 

Neutriinoobservatoriot (toimivat)

Detektori	Periaate	Sijainti	Tavoite
Super-Kamiokande	Vesi + Čerenkov	Japani	Ilmakehän ja aurinkoneutriinot
Borexino	Nestemäinen skintillaattori	Italia	Aurinkoneutriinot
IceCube	Jää + Čerenkov	Etelämanner	Korkeaenergiset kosmiset neutriinot
SNO (suljettu)	Raskas vesi + Čerenkov	Kanada	Oskillaatioiden toteaminen
DUNE (rakenteilla)	Nestemäinen argon + ionisaatio	Yhdysvallat	Massahierarkia, oskillaatiot

 

Yhteenveto

Neutriinot ovat aurinkotutkimuksen tärkeitä hiukkasia mutta niiden merkitys ulottuu paljon Aurinkoa laajemmalle. Supernova 1987A osoitti, että neutriinot ovat kriittisiä myös äärimmäisissä astrofysiikallisissa tapahtumissa, ja että niillä voi olla havaittavia viiveitä massansa vuoksi. Auringon fuusioreaktiot, oskillaatiot Maahan saapuessa ja kosminen neutriinotausta yhdessä kertovat, että neutriinot ovat syvällinen ja osin vielä tuntematon osa maailmankaikkeuden rakennetta.

 

Viitaukset

 

[1] Mitä tarkoittaa "massojen välisten neliöiden erot"?

Neutriino-oskillaatioita ei määrää neutriinojen massojen tarkat arvot, vaan massojen neliöiden erot. Näitä merkitään seuraavasti:

• Δm²₁₂ = m²₂ − m²₁
• Δm²₃₁ = m²₃ − m²₁
• jne.

Tässä:

• m₁, m₂ ja m₃ ovat kolmen neutriinon massat,
• m² tarkoittaa massan neliötä: m² = (massa)²,
• Δm² ("delta m squared") on kahden massan neliöiden välinen erotus.

Miksi neliöiden erot, eikä suorat massat?

Se johtuu siitä, että neutriino-oskillaatiot ovat kvanttimekaanisia ilmiöitä, jotka riippuvat massatilojen vaihe-eroista ajan ja matkan kuluessa. Tässä yhteydessä neutriinon aaltomaisessa käyttäytymisessä tärkeäksi suureeksi nousee aaltovaiheen ero, joka riippuu juuri massojen neliöiden erotuksesta.

Mitä tämä tarkoittaa käytännössä?

Emme tiedä yksittäisiä neutriinomassoja (m₁, m₂, m₃), mutta tiedämme, kuinka paljon niiden neliöt eroavat toisistaan.

Esimerkiksi:

• Δm²₁₂ ≈ 7,4 × 10⁻⁵ eV² → pieni ero (vastaa pitkän matkan oskillaatioita, kuten aurinkoneutriinot)
• |Δm²₃₁| ≈ 2,5 × 10⁻³ eV² → suurempi ero (vastaa nopeampia oskillaatioita, kuten ilmakehän neutriinot)

Emme kuitenkaan vielä tiedä, onko m₃ suurin vai pienin – tämä tunnetaan nimellä massahierarkiaongelma:

• Normaali hierarkia: m₁ < m₂ < m₃
• Käänteinen hierarkia: m₃ < m₁ < m₂