Fysiikan Nobel neutriinotutkijoille

Athur B. McDonald. 

Takaaki Kajita.

Tämän vuoden fysiikan Nobel-palkinto on myönnetty Takaaki Kajita’nille ja Arthur B. McDonald’ille. Palkinnon saajat olivat päätekijöitä tutkimuksissa joissa selviteltiin neutriinojen [1] muuttumista toisentyyppisiksi. Jotta muodonmuutos olisi mahdollista, neutriinoilla täytyy olla massa[2]. Tosin massan määrää ei vielä ole pystytty määrittämään mutta joitakin enimmäisarvioita niistä on.

Takaaki Kajita teki tutkimuksia japanilaisella Super-Kamiokande laitteistolla [3] ja havaitsi Auringosta tulevan kahdenlaisia neutriinoja. 

Samaan aikaan vuosituhannen vaihteessa kanadalainen Arthur B. McDonald pystyi osoittamaan neutriinojen säilyvän mutta muuttuvan toisiksi neutriinotyypeiksi matkallaan Auringosta Maahan. Ennen McDonaldin ja Kajitan työtä, tutkijoita ihmetytti ”puuttuvien neutriinojen ongelma”, sillä Auringosta näytti tulevan vain kolmas osa siitä neutronivuosta jota teorian mukaan piti sieltä tulla. McDonald pystyi osoittamaan, että neutriinoja ei suinkaan puutu, vaan ne muuttuvat toisiksi tyypeiksi, joita ilmaisimet eivät pystyneet havaitsemaan. McDonald työsketelee Sudbury Neutrino Observatoryssä [4].

Tutkijoiden työ oli ratkaisevassa asemassa selviteltäessä neutriinojen ominaisuuksia, sillä standardimalli ei ennustanut neutriinojen tyyppimuunnoksia. Päinvastoin, standardimallissa neutriinot olivat massattomia ja tämän tyyppiset alkeishiukkaset eivät voi vaihtaa tyyppiään[5].

Aiheesta voi lukea lisää julkaisusta

http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2015/advanced-physicsprize2015.pdf

Huomautukset

[1] neutriinot ovat standardimallin ennakoimia sähköisesti neutraaleja fermioneihin kuuluvia alkeishiukkasia, joiden spinluku on ½. Neutriinoa ei pidä sekoittaa neutroniin, joka koostuu (ei siis ole alkeishiukkanen) kolmesta kvarkista: 1u ja 2d-kvarkkia.

[2] Neutriinoja on maailmankaikkeudessa niin runsaasti, että massan kriittinen yläraja on noin 50 eV (elektronivolttia). Jos neutriinojen massa olisi tätä suurempi, maailmankaikkeus olisi romahtanut gravitaation vaikutuksesta. Uusimpien tutkimusten mukaan neutriinojen massat voivat olla enintään 0,2–2 eV. Kukin neutriinolaji on erimassainen.

[3] Super-Kamikande laitteisto perustuu neutriinojen aiheuttamaan Cerenkovin säteilyyn niiden kulkiessa suuren puhdasvesisäiliön läpi. Säiliön tilavuus on noin 50 m³ ja sen seinämillä on yli 11 000 valoilmaisinta, jotka havaitsevat syntyneen Cerenkovin säteilyn. Cerenkovin säteily syntyy, kun neutriino törmää vesimolekyyliin. Sen seurauksena molekyylistä irtoaa (vedessä) yli valonnopeudella etenevä elektroni, joka synnyttää varsinaisen valonpurkauksen.

[4] Sudbury Neutrino Observatory’n neutriinoilmaisin muistuttaa jonkin verran Super-Kaminkandea mutta siinä käytetään raskasta vettä (D₂O). Ilmaisimessa elektronin neutriinon törmäys raskasvesimolekyyliin tuottaa elektronin ja kaksi protonia. Jokainen kolmesta neutriinolajista (=neutriinojen maku: elektronin, taun ja myonin neutriinot) iskevät deuteriumista protonin ja neutronin pois. Ilmaisimilla voidaan määrittää tapahtumien lukumäärät ja niiden väliset suhteet kertovat kunkin neutriinolajin vuon. Raskaaseen veteen lisätty suola herkisti ilmaisinta kolminkertaiseksi erityisesti taun ja muyonin neutriinojen ilmaisussa ja näin uudet tutkimukset vahvistivat tuloksen.

[5] Auringossa tapahtuvat ydinfuusiot tuottaa elektronin neutriinoja. Maassa tehtyjen tutkimusten mukaan saapuvien elektronin neutriinojen määrä on vain 1/3 odotusarvosta. Arthur B. McDonaldin johtaman työn tuloksena pystyttiin siis osoittamaan, että elektronien maku muuttuu matkallaan Auringosta Maahan.

Pimeä aine ehkä koostuu steriileistä neutriinoista

Pimeä aine on kerääntynyt galaksien
ja klusterien ympärille.
Kuva: J.-P. Kneib (Observatoire Midi-Pyrenees,
Caltech) et al., ESA, NASA

Kaksi erillistä tutkijaryhmää [1] on onnistunut havaitsemaan kaukaisista galakseista tulevaa röntgensäteilyä, jonka energia on 7 keV. Ainoa ajateltavissa oleva selitys säteilylle on steriilit neutriinot[2], jonka jakaantuvat spontaanisti röntgensäteilyksi ja tavallisiksi neutriinoiksi. 

Steriilejä neutriinoja voi olla käytännössä mahdotonta havaita suoraan, tavallistenkin neutriinojen havaitseminen on vaikeaa.

Tavallisin selitys pimeälle aineelle on, että se koostuu heikosti vuorovaikuttavista massiivisista hiukkasista eli WIMPeistä. Jos steriileillä neutriinoilla olisi riittävästi massaa (~10 keV), ne pystyisivät selittämään kaiken pimeän aineen. Jos taas massa on tätä pienempi, hiukkaset voivat ratkaista kosmoksen muita perustavaa laatua olevia arvoituksia[3].

Molempien tutkimusryhmien tutkimustuloksen mukaan röntgensäteilyn energia on 3,5 keV. Tämä voisi olla mahdollista, jos steriilin hiukkasen massa olisi 7 keV. Tutkijoilla voi olla vaikeuksia selittää yhtenevä tulos, jos kyseessä ei ole steriilien neutriinojen jakaantuminen. Molemmat ryhmät ovat pystyneet poistamaan havainnoistaan myös teleskooppien aiheuttaman kohinan.

Aikaisemmin pimeästä aineesta olen kirjoittanut artikkeleissa:

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2014/01/pimean-aineen-arvoitus-syvenee.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/11/pimeaa-ainetta-ei-loytynyt.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/02/nasa-liittyi-esan-pimean-aineen-ja.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/04/ams-02-pimean-aineen-jaljilla.html

ja neutriinoista

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2014/03/muuttavatko-neutriinot-makuaan.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/11/supernova-rajahtaa-linnunradassa.html

Huomautukset

[1] Ryhmät ovat Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge, johtajanaan tohtori Esra Bulbul ja Leiden University in the Netherlands, johtajanaan tohtori Alexey Boyarsky. Bulbulin ryhmä teki havainnot 73 galaksiklusterista ESAn XMM-Newton avaruusteleskoopilla ja Nasan Chandra röntgenteleskoopilla (avaruusteleskooppi). Boyarskyn ryhmän havainnot tehtiin XMM-Newtonilla Perseuksen galaksiklusterista ja läheltä Andromedan galaksia.

Standardimallin laajennus sisältää
kolme steriiliä neutriinoa.
Kuva Alexey Boyarsky.

[2] Hiukasfysiikan standardi malli sisältää kolme eri makuista neutriinoa, jotka ovat elektronin, taun  ja myonin neutriinot. Nämä ovat lähes massattomia hiukkasia ja niillä kaikilla on vasenkätinen spinkvankkitluku (eräänlainen pyörimismäärä) ½.  Boyarskyn mukaan standardimallin laajennus sisältää kolme oikeakätistä neutriinoa, joita kutsutaan steriileiksi neutriinoiksi (N₁, N₂ ja N₃).

[3] Yksi merkittävimmistä arvoituksista on ”puuttuvat galaksit”. Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn kartoitusta on käytetty mittamaan kuinka nopeasti maailmankaikkeus laajenee ja kuinka tavallinen aine on muodostanut galaksiklustereita ja galakseja. Kartoitus ja paikalliset mittaukset kuitenkin antavat erilaisia arvoja, kartoitus osoittaa maailmankaikkeuden laajenevan liian hitaasti ja että galakseja pitäisi olla kolminkertaisesti havaittuun määrään nähden.

Mark Wyman’in (New York yliopisto) mukaan jos steriileiden neutriinojen massa on vähemmän kuin 1 keV, maailmankaikkeuden laajeneminen asettuu nykyarvoonsa. Lisäksi neutriinojen vähäinen vuorovaikutus mahdollistaisi aineen pakenemisen, jolloin sitä jäisi vähemmän klustereiden ja galaksien muodostumiseen. Wymanin laskema steriilin neutriinon massa olisi aivan liian vähän ratkaisemaan pimeän aineen arvoitusta, mutta toisen ”makuiset” steriilit neutriinot voivat sitä olla, edellyttäen, että niillä on enemmän massaa.

Muuttavatko neutriinot makuaan maapallon ytimessä?

SuperKamiokande hiukkasilmaisin.
Kuva: Kamioka Observatory,
ICRR (Institute for Cosmic Ray Research),
The University of Tokyo.

Neutriinot ovat salaperäisiä hiukkasia, joita hiukkasfyysikot ovat tutkineet jo muutaman vuosikymmenen ajan. Hiukkaset ovat lähes massattomia, ne etenevät lähes valonnopeudella ja vuorovaikuttavat [1] tavallisen aineen kanssa hyvin heikosti. Vuorovaikutuksen heikkoudesta johtuen, neutriinojen havaitseminen ei ole aivan helppoa.

Tavallisimmin neutriinoja havaitaan valtavissa puhdasvesisäiliöissä, joissa silloin tällöin voidaan havaita neutriinon törmäys atomiytimeen. Törmäyksen seurauksena syntyy suurenergisiä elektroneja ja myoneja[2]. Niiden etenemisnopeus vedessä ylittää valonnopeuden ja sen seurauksena syntyy lyhyt pulssi Cerenkovin[3] säteilyä.

Yksi tunnetuimmista neutriinoilmaisimista on japanilainen SuperKamiokande, jossa on 50 000 tonnia erittäin puhdasta vettä. Ilmaisin on rakennettu noin 300 km etäisyyteen Tokiosta Hidan kaupungkiin noin 1000 metrin syvyydessä olevaan kaivokseen[4]. Säiliön seinille on asennettu yli satatuhatta valoilmaisinta, joiden havaitsemat vesitilassa syntyneet välähdykset lasketaan. Osa välähdyksistä on neutriinojen aikaansaamia.

Neutriinoja on maailmankaikkeudessa paljon. Silti aurinkokuntamme voimakkain neutriinolähde on Aurinko, jonka ytimestä tulee hyvin tasainen neutriino vuo. Neutriinovuo ei kuitenkaan ole niin voimakas kuin mitä teoria ja laskelmat ennustavat. Näyttäisi siltä, että noin puolet [5] neutroneista puuttuisi.

Salaperäisyyden verhoa kuitenkin onnistuttiin hieman raottamaan siinä vaiheessa, kun tutkijat löysivät neutriinojen ”maut”. Neutriinoja on kolme eri tyyppiä: elektronin, taun ja myonin neutriinot. Näistä elektronin neutriinoja voidaan havaita SuperKamiokande-tyyppisellä ilmaisimella, muiden makujen jäädessä havaitsematta.

Auringon puuttuvan neutriinovuon arvoitus oli neutriinojen muuntuminen (oskillaatio) mausta toiseen. Lähes kaikki neutriinot syntyvät elektronin neutriinoina, mutta matkallaan Auringosta pois, ne muuttuvat toisen makuiseksi. Havaintojen mukaan alle 2 MeV energisistä neutriinoista puolet ja tätä suurempi energisistä neutriinoista vielä suurempi osuus muuttaa makuaan ennen maapallon saavuttamista.  Muutos on mahdollinen, jos neutriinoilla on vähäinen massa.

Tutkijat ovat analysoineen SupeKamiokanden tuottamaa dataa jo 18 vuoden ajalta. Se osoittaa, että neutriino määrä näyttäisi kohoavan noin 3,2 % yöaikana, kun sitä verrataan päiväaikana saavutettuun määrään nähden. Tulos on mielenkiintoinen, vaikkakaan ei tilastollisesti merkitsevä. Jotta se voitaisiin hyväksyä todelliseksi ilmiöksi, havaintojärjestelmän tarkkuus pitäisi olla karkeasti ottaen kaksinkertainen.

Neutriinojen maun muuttuminen tunnetaan tutkijoittensa mukaan Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein (MSW) ilmiönä. Se selittää myös neutriinojen edelleen muuttumisen maapallon läpäisyn aikana. Maapallon rautapitoisessa ytimessä on sen verran tiheästi elektroneja, että niiden ja neutriinojen välinen vuorovaikutus muuttaa osan taun ja myonin neutriinoista takaisin elektronin neutriinoiksi. Tämä selittää SuperKamikanden havaitseman neutriinomäärän vähäisen kasvun.

Jotta ilmiö voitaisiin varmasti todeta, sen havaitsemiseen tarvitaan herkempi ja isompi neutriinoilmaisin. Tällä hetkellä tutkijayhteisön suunnitelmissa onkin rakentaa HyperKamiokande, josta on tulossa 25 kertaa suurempi ilmaisin kuin edeltäjänsä.

Huomautukset

[1] Hiukkasfysiikassa vuorovaikutuksella ymmärretään joko heikkoa tai vahvaa vuorovaikutusta (muut ovat sähkövoima ja graviaatio). Vahva vuorovaikutus toimii kvarkkien välillä protonien ja neutronien sekä atomiytimien koossa pitävänä voimana. Heikko vuorovaikutus ilmenee erillisten hiukkasten välisenä vaikutuksena esimerkiksi hiukkasen muuttuessa toiseksi. Heikko vuorovaikutus välittyy välittäjähiukkasten, bosonien, kuljettamana.

[2] Myonit ovat elektroninkaltaisia sähkövarauksen omaavia, mutta elektronia massiivisempia hiukkasia. Hiukkanen ei kuitenkaan ole stabiili vaan hajoaa noin 2,2 mikrosekunnissa elektroniksi, myonin neutriinoksi ja elektronin antineutriinoksi.

[3] Cerenkovin säteilyä havaitaan mm. ydinvoimaloissa jäähdytysvesialtaissa näkyvänä sinisenä hohteena. Vedessä valonnopeus on vain noin 0,75 × valonnopeus tyhjiössä (c). Suurin osa Cerenkovin säteilystä vedessä syntyy uv-säteilyn aallonpituudella.

[4] Sijoituspaikkana kaivos poistaa mitatusta datasta esimerkiksi kosmisen hiukkassäteilyn aikaansaaman kohinan, joka muutoin voisi peittää alleen todellisen neutriinovuon aikaansaaman signaalin. Neutriinovuohon 1 km paksuisella kalliolla ei ole vaikutusta.

[5] Kanadassa Sudbury Neutrino Observatory (SNO) tehdyissä kokeissa pystyttiin vuonna 2002 ja 2004 osoittamaan, että 2/3 Auringon neutriinoista vaihtaa makuaan ennen maapallolle saapumistaan. SNO käyttää raskasta vettä ja vuoden 2004 kokeessa sen lisäksi ruokasuolaa.

Supernova räjähtää Linnunradassa seuraavan 50 vuoden kuluessa

Lunnunradan keskustan alue
peittyy tummiin pölypilviin.
Jousimiehen tähdistön kirkkaimmat
tähdet on merkitty.
Kuva Wikimedia Commons.

Tutkijoita on hieman ihmetyttänyt tieto siitä, että viimeisin Linnunradassa nähty supernova näkyi vuonna 1604^[1]. Kaiken kaikkiaan Linnunradassa nähtyjä supernovia tunnetaan vain viisi. Luku on merkittävän pieni, sillä havainnot muista galakseista osoittavat, että Linnunradan kokoisessa galaksissa paljain silmin näkyviä supernovia pitäisi esiintyä keskimäärin kerran tai pari vuosisadassa.

Luultavasti laskelmien ja todellisuuden välinen suuri ero johtuu sijainnistamme Linnunradan kierteishaarassa. Kierteishaaroissa on tyypillisesti suuria määriä pölyä ja kaasua, jotka rajoittavat näkösäteemme ulottuvuutta huomattavasti etenkin Linnunradan keskustan suuntaan. Lisäksi keskusta-alueen taakse jää näkymättömiin merkittävä osa Linnunradasta. Kylmät pöly- ja kaasupilvet estävät näkyvän valon läpäisyn täydellisesti galaksimme keskustasta ja sen takaisilta alueilta ja tämä selittäisi ”puuttuvat” supernovat.

Ohio State yliopiston tutkijat^[2] ovat päätyneet laskelmissaan tulokseen, että Linnunradassa tulee esiintymään 100 % varmuudella supernova seuraavien 50 vuoden kuluessa. Supernova olisi sellainen, josta voitaisiin tehdä havaintoja lähinnä infrapunaisella aallonpituusalueella. Sen sijaan paljain silmin näkyvällä aallonpituuksilla näkyvän supernovan mahdollisuudet ovat jo merkittävästi vähäisemmät, laskelmat antavat todennäköisyyksiä 20–50 % tai jopa merkittävästi tätä arviota vähäisempiä todennäköisyyksiä.

Linnunradassa esiintyvä supernova antaa tutkijoille erinomaisen mahdollisuuden tehdä erittäin tarkkoja havaintoja tästä vielä niin huonosti tunnetusta ilmiöstä. Näemme supernovia satakunta kertaa vuodessa, mutta ne esiintyvät niin kaukaisissa galakseissa, että havainnot niistä eivät ole kovinkaan tarkkoja ja nekin rajoittuvat itse tapahtuman jälkeiseen aikaan laajenevaan jäännöspilveen. Yleensä ensimmäiset havainnot supernovasta on mahdollista tehdä vasta vuorokauden tai parin kuluttua itse räjähdyksestä ja se on liian myöhäistä itse ilmiön ymmärtämiseksi.

Linnunradassa räjähtävä supernova olisi aivan toista maata. Käytettävissämme on joitakin keinoja joilla supernovaa voidaan seurata lähes reaaliaikaisesti tähden ytimen luhistumista alkaen. Toki pieni viive aina jää mutta tällaisessa tapauksessa se olisi enintään tunteja. Tämä keino on havaita ytimen luhistumisessa syntynyttä neutriinovuota. Tämä tapahtuu neutriino-observatorioissa kuten Super-Kamiokande (Super-K) Japanissa. Toinen, vielä kehittelyasteella oleva menetelmä on havaita gravitaatioaaltoja. Neutriinot ja gravitaatioaallot ovat ensimmäisiä merkkejä tähden luhistavasta ytimestä ja se tapahtuu tunteja ennen kuin ensimmäiset merkit supernovasta näkyvät tähden pinnalla.

Super-K havaintokammion
seinät on verhoiltu valo-
vahvistin-ilmaisimilla.
Kuva Wikimedia Commons.

Super-K-observatorio on suurikokoinen Cherenkovin säteilyä havaitseva laitteisto ^[4]. Sen rakentaminen aloitettiin vuonna 1991 ja ensimmäiset havainnot tehtiin 1.4.1996. Se on 30 instituutin ja tutkimuslaitoksen rahoittama tutkimusprojekti.

Observatorio itsessään kostuu ruostumattomasta teräksestä valmistetusta säiliöstä, jossa on 50 000 tonnia erittäin puhdasta vettä. Säiliön seinämille on kiinnitetty 13 000 valovahvistin-ilmaisinyksikköä, jotka havaitsevat pienimmätkin valonvälähdykset säiliössä. Valon välähdykset syntyvät neutriinojen tunkeutuessa noin 1 km syvyydessä olevaan maanalaiseen säiliöön. Vedessä neutriinojen neutriinot (jotkut niistä) törmäävät vesimolekyyleihin, jolloin ne luovuttavat osan energiastaan. Vapautunut energia näkyy valona.

Neutriinojen havaitsemista Super-K:n vesisäiliössä voidaan tehostaa lisäämällä veteen gadoliumia^[3]. Aineen vaikutusta on testattu toiseen kaivokseen rakennetulla, mittakaavaltaan pienemmällä (200 tonnia) EGADS-vesisäiliöllä, johon gadoliniumia oli lisätty. Gadoliniumin ominaisuus on niiden vesimolekyyliä suurempi vuorovaikutus neutriinojen kanssa. Aine imaisee neutriinojen energian ja säteilee sen ulos sekunnin murto-osaa myöhemmin. Uudelleen säteily tapahtuu aavistuksen verran myöhemmin kuin mitä vesimolekyyleistä emittoituva säteily. Näin ollen se on tunnistettavissa ja myös säteilyn tulosuunta on määritettävissä muutaman asteen tarkkuudella. Päätös Super-K:hon lisättävästä gadoliniumista tehtäneen vuonna 2016.

Neutriino-ilmaisimilla voidaan siis määrittää supernovan suunta muutaman asteen tarkkuudella tunteja ennen kuin taivaalla olisi mitään nähtävää. Tämä antaa tähtitieteilijöille mahdollisuuden suunnata infrapunailmaisimet, kaukoputket ja kuvantavat laitteet kohdealueelle ja näin mahdollistaa ensihavaintojen tekemisen aivan alusta lähtien supernovan kirkastuessa. Vaikka Linnunradan keskustan alueen pölypilvet imevät myös infrapunaista säteilyä, noin 5 % läpäisee sen. Määrä on riittävä havaintojen tekemiseen.

Paljain silmin näkyvän supernovan näkemismahdollisuudet ovat siis suhteellisen pienet. Lisäksi eteläisellä pallonpuoliskolla on paremmat mahdollisuudet kuin pohjoisella pallonpuoliskolla asustavilla. Tämä johtuu siitä, että suurin osa Linnunradasta on näkyvissä etelästä ja esimerkiksi Suomessa Linnunradan keskustan alue ei nouse horisontin yläpuolelle lainkaan. Etelä-Euroopassa ollaan jo tämän suhteen selvästi paremmin sijoittuneita.

Huomautukset

[1] Vuoden 1604 supernova ilmestyi näkyville 9.10.1604 Käärmeenkantajassa ja yksi aikalaisista havaitsijoista oli kuuluisa astronomi Johannes Kepler. Supernovaa kutsutaan Keplerin supernovaksi vaikka hän ei sitä ensimmäisen havainnutkaan. Kepler teki ensimmäisen havaintonsa supernovasta 17.10.1604.

[2] Christopher Kochanek, John Beacom ja Scott Adams työryhmänsä kanssa.

[3] Gadolinium (Gd) on latanideihin (harvinaiset maametallit) kuuluva alkuaine. Se on pehmeä ja hopeanhohtoinen metalli, jota on maankuoressa suhteellisen paljon.

[4] Super-K voi havaita kaukaisesta avaruudesta tulevia, Auringosta peräisin olevia ja ydinvoimaloista ja hiukkaskiihdyttimistä tulevia neutriinoja. Super-K:n avulla pystyttiin osoittamaan vuonna 2001 Auringosta tulevien neutriinojen oskillointi eri neutriinotyyppien välillä ja se, että neutriinoilla täytyi olla massa, vaikkakin hyvin vähäinen.