Fizikai Szemle borítólap

Tartalomjegyzék

Fizikai Szemle 2007/5. 165.o.

RÉSZECSKÉK AZ UNIVERZUMBAN

Patkós András ELTE Atomfizikai Tanszék

Hosszú évek tapasztalata, hogy a fizika felsőfokú tanulását választó középiskolások első számú ösztönzői a csillagos éghez kapcsolódó jelenségek és azok megfigyelésének egyre gazdagodó eszköztára. Az Univerzumról szerzett ismereteink jórészt elektromágneses hullámok észlelése révén bővülnek. A rádióhullámoktól az infravörösön és a látható spektrumon át a röntgen- és gammasugárzás tartományáig a földi és a légkörön kívüli megfigyelések sokasága ad rendszeres képet a Világegyetemben állandósultan jelenlévő sugárzásokról, csakúgy, mint a néhány hetes vagy hónapos fénygörbével jellemezhető, óriási energiát felszabadító robbanásszerű jelenségekről.

Ebben az előadásban a nem-elektromágneses sugárzás két fajtáját mutatom be. Az alapvető ismeretek összefoglalásán túl az is célom, hogy a hallgatóság megismerhesse az Eötvös Egyetem Fizikai Intézetének folyamatos szerepét e kutatások élvonalában. A két jelenségkör, amellyel foglalkozni kívánok: a kozmikus sugárzás és a természetes eredetű neutrínósugárzás.

A kozmikus sugárzás

1912-ben V.F. Hess osztrák-amerikai fizikus 5000 méter magasra emelkedő léggömbjén a sztatikus elektromossággal feltöltött elektroszkópok kisülésének sebességét vizsgálta (1. ábra). A lamellák töltésvesztését a levegőben lévő szabad töltéshordozók előfordulási gyakorisága határozza meg. Azt tapasztalta, hogy a magasság növekedésével e töltéshordozók sűrűsége nőtt. Következtetése szerint a levegő alkotórészeit a Földet kívülről érő "nagy áthatolóképességű sugárzás" ionizálja.

A kozmikus sugárzás Nobel-díjjal jutalmazott megfigyelését követően e sugárzás összetevőinek vizsgálata az elemi részek korai történetének legfontosabb felfedezéseire vezetett. 1932-ben C. Anderson a sugárzás ködkamrás megfigyelése során felfedezte az elektron antirészecskéjét, a Dirac által alig valamivel korábban megjósolt pozitront. 1937-ben ugyanő S. Neddermayerral kimutatta a "nehéz elektron", azaz a müon létét is (az akkori kevésbé következetes névadási szokások miatt kezdetben mü-mezonként emlegették, de már a negyvenes években kiderült, hogy az erősen is kölcsönható mezonokhoz e részecskének semmi köze).

A kozmikus sugárzás vizsgálatában a Hesst követő legnagyobb jelentőségű felfedezést Pierre Auger tette 1938-ban. Ő értette meg, hogy a kozmikus sugárzás bejövő részecskéi óriási energiájukat nem egyetlen ütközésben, hanem ütközések sorozatában veszítik el. Mindegyik ütközésben a légkör atomjainak nagy energiát adnak át, amelyet a létrejött ionok további, lavinaszerű ütközéssorozatban részecskék ezreinek terítenek szét. Így jönnek létre a sok négyzetkilométernyi területet befedő kozmikus záporok. A jelenséget Auger-vel egyidőben felismerte egy Manchesterben pályáját kezdő fiatal, emigráns családban felnövekedett magyar fizikus, Jánossy Lajos is, aki a II. világháború után hazatelepítette a kozmikus sugárzások kutatását, és az ELTE Atomfizikai Tanszékének alapító vezetője volt. Az ő közleménye a méréseknek a matematikai statisztika törvényeit kielégítő gondos értékelése miatt néhány hét késéssel jelent meg. A tudománytörténet így is "kötelezően" említi őt a kozmikus sugárzás szisztematikus vizsgálata első nagy egyéniségei között, a manchesteri laboratóriumában készült fénykép nem hiányzik az ottani egyetem fizikai intézetének fényképgalériájából.

Az egyre nagyobb kiterjedésű detektormezőkön egymással összefüggésben (koincidenciában) észlelt részecskék energiáinak összegzéséből rekonstruálható a záport indító részecske energiája. A végső részecskék energiáját a víztartályokbeli ütközésük során meglökött töltött részecskék Cserenkov-sugárzásának elemzéséből lehet megmérni, amivel még a bejövő részecske érkezési irányára is következtetni lehet. A sok évtizedes, egyre tökéletesedő észlelési technikát használó kutatás eredménye az, hogy mindig találtak egy előzetesen elképzelt tetszőleges határenergiát meghaladó energiájú elsődleges részecskét, bár az energia növekedésével egyre csökkent előfordulási gyakoriságuk. Így 1991-ben a Utah állambeli (Egyesült Államok) Fly's Eye (összetett légyszemre emlékeztető struktúrájú) detektorral (2. ábra) 1019 eV összenergiájú záport észleltek. Összehasonlításul: 2007 őszén kezdi meg működését a mindeddig legnagyobb energiájú földi részecskegyorsító, a Nagy Hadron Ütköztető A jól megkülönböztethető tartályokban haladó töltött részecskék keltette Cserenkov-sugárzás révén mérik a zápor részecskéinek sebességét, amelyből számított mozgási energia segítségével számolják vissza a záport indító kozmikus részecske energiáját. (LHC) Genfben, amellyel 100 TeV-es (1014 eV-os) protonokat állítanak majd elő. A 1990-es évtized elején angliai és japán kutatók 1021 eV-ot meghaladó energiájú záporesemények méréséről is beszámoltak.

1. ábra

Elfogadhatóak-e ezek a felfedezések? Nincs-e mégis valamilyen felső korlát a kozmikus sugárzás részecskéinek energiájára? Az egyik válaszlehetőséget a kozmikus sugárzás forrásainak számbavétele jelentheti. Ezekre vonatkozóan azonban nincs világos, megfigyelésekkel egyértelműen alátámasztott elképzelés. A legbiztosabbnak tekinthető E. Fermi 1950-ben tett gyorsítási javaslata, amely a felrobbanó csillagokból kiáramló és lökéshullámot képező plazmából történő energiaátadást feltételez. Lökéshullámok világos nyomát többször sikerült lefényképezni szupernóva maradványok áramlását követve. Egy másik, nagy energiatartalmú forrás az aktív galaxismagokból (AGN) sugárszerűen kiáramló anyag lehet. A legnagyobb energiakibocsátással (1053 J) járó, robbanásszerű eseményeket, a gamma-kitöréseket kísérő részecskeáram megértése kezdeti lépéseinél tart.

2. ábra

Biztosabb kép alakult ki a kozmoszon átszáguldó részecskék energiájának változásáról az út során bekövetkező kölcsönhatások okán. A Világegyetemet a korai forró korszakban elemi részecskék sokasága töltötte meg. A forró Univerzumban ezek reverzibilis részecskereakcióival állandósult a sűrűségük, amely egyensúlyi koncentráció a tágulás során a reakcióegyensúly eltolódása miatt csökkent, majd a reakciók egyirányúvá válását követően az instabil részecskék elbomlásával egyensúlyi koncentrációjuk a zérushoz került közel. Mára a stabil részecskék egyre kisebb átlagenergiájú gáza vesz körül bennünket, közülük is elsősorban a fotonoké és a neutrínóké.

A hideg kozmikus fotongáz létét a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzással 1965-ben kimutatták, a neutrínógáz létének bizonyítása még előttünk álló feladat. Már 1966-ban, egymástól függetlenül az USA-beli Greisen, valamint a szovjet Zatsepin és Kuzmin rámutattak arra, hogy egy 1020 eV-ot meghaladó energiájú kozmikus sugárzásbeli protonnak a háttérsugárzás tipikus fotonjával való ütközése akkora összenergiának felel meg, amely meghaladja a pion nyugalmi energiáját, tehát ezen energia fölötti kozmikus sugárzás részecskéi energiát veszítenek pionok fotoprodukciójával képlet. Kiszámolták, hogy e folyamat szabad úthossza, azaz az a távolság, amelynek megtétele során legalább egy reakció várhatóan bekövetkezik, nagyjából 50 Mpc (150-160 millió fényév). Ha tehát a sugárzás forrása ennél távolabb van, akkor földi obszervatóriumokban nem szabad 1020 eV-nál nagyobb energiájú eseményeket regisztrálni. A kilencvenes években észlelt tucatnyi nagyobb energiájú esemény nem hozható kapcsolatba semmilyen, e távolságon belüli szupernóva- robbanással vagy kozmikus katasztrófával.

Rejtély tehát, hogyan keletkezhetnek ilyen óriási energiájú záporok a földi légkörben. Vizsgálatának elméleti útja sok feltételezett mechanizmusra mutatott rá. Itt az 1990-es évek második felében nagy figyelmet kapott magyar javaslatot említem meg, amelyet Fodor Zoltán és Katz Sándor az ELTE Fizikai Intézet Elméleti Fizikai Intézetének munkatársai Andreas Ringwald hamburgi kutatóval együtt dolgoztak ki. Ez a javaslat a kozmikus fotongáznál kissé hidegebb (kb. 1,96 K-es) kozmikus antineutrínó-gáz létén alapszik. Ezt ugyan még nem sikerült kísérletileg láthatóvá tenni (szemben a mikrohullámú háttérsugárzás kiemelkedően informatív eredményekre vezető tanulmányozásával), de létezésében abszolút biztosak a forró Univerzum történetének szakértői. Ugyanakkor neutrínók nagy intenzitással keletkeznek például a szupernóva-robbanások során is. Ezek a részecskék csak gyenge kölcsönhatásban vesznek részt, ezért energiájukat nem korlátozza a Greisen- Kuzmin-Zatsepin-határ. A Fodor-Katz-Ringwald-javaslat lényege, hogy a nagy energiájú kozmikus neutrínók a Föld közelében antirészecskéjükkel fuzionálhatnának (összeolvadhatnának) a gyenge kölcsönhatás erőtérkvantumába, a Z-bozonba, amelynek óriási energiáját aztán bomlása olyan nagyenergiájú részecskékbe konvertálja, amelyek képesek kozmikus zápor indítására. Ennek a szép gondolati építménynek az elejéről hiányzik a neutrínók "gyorsítási" mechanizmusa, azaz arra a kérdésre a válasz, hogy mekkora lehet a kozmikus neutrínók maximális energiája? Ez jelenleg intenzíven kutatott asztro-részecskefizikai kérdéskör.

3. ábra

A fenti és egy-két hasonló magyarázatot adó elméleti mechanizmus mellett nem zárható ki az a lehetőség sem, hogy az 1994-es japán mérés valamilyen, a berendezés energiaskálájának hitelesítésében előfordult hibát tükröz, és a Greisen-Kuzmin-Zatsepin határ mégis érvényesül. Erre a kételyre csak újabb, nagyobb energiájú záporok észlelésére alkalmas, a jelenleginél megbízhatóbban kalibrált mérések adhatnak választ. Ennek a feladatnak kíván megfelelni a 2005 óta működő Auger Kozmikus Sugárzás Obszervatórium. Argentínában, az Andok vörösbortermő lábainál, Mendoza városának környékére telepítették azt a Párizsénál nagyobb területet beborító detektorhálózatot, amely Cserenkov-detektorainak jelét egyesítve eldönthető lesz a 1020 eV-ot meghaladó összenergiájú záporok létezésének gyakorisága. A Cserenkov-detektorokból származó információt kiegészítik a légköri molekulák röntgenfluoreszcens sugárzását 15 km magasságig észlelni képes teleszkópok (3. ábra). Ezekkel a záporok légköri kifejlődését lehet nyomon követni, amivel a Cserenkov-detektorok közötti tartományban leérkező (tehát általuk nem észlelt) részecskék eloszlására kiegészítő információ kapható. A széles nemzetközi együttműködésben felépített és működtetett intézményhez az érdeklődő hazai asztrofizikusok Mészáros Péterrel, a Pennsylvania State University magyar-amerikai-argentín professzorával, az ELTE vendégprofesszorával végzett közös kutatómunka révén tudnak kapcsolódni.

4. ábra

Kozmikus neutrínók

A neutrínók létezésére az első közvetlen bizonyítékot Cowan és Reines adta 1956-ban, amikor a reaktorokban végbemenő béta-bomlási reakciókból feltételezett neutrínóáramot használva a láthatatlan nyalábbal fordított (inverz) béta-bomlást idéztek elő. Alig négy év múlva jelent meg az első cikk, amely sorbavette a természet lehetséges neutrínóforrásait. Marx György és Menyhárd Nóra német nyelven írott cikke a Csillagászati Kutató Intézet közleményei között jelent meg, ennek ellenére komoly figyelmet keltett. A Science-ben közzétett rövid változatára mint a neutrínócsillagászat első tudományos publikációjára szokás hivatkozni.

Marx és Menyhárd a következő neutrínóforrásokat jelölték meg:

Az elmúlt fél évszázadban a lista első négy helyén álló folyamatokat sikeresen megfigyelték, sőt segítségükkel alapvető információkat szereztek a neutrínók tulajdonságairól. Elsőként R. Davis követte nyomon egy uszodányi mennyiségű szén-tetraklorid klóratomjainak a neutrínósugárzás hatására bekövetkező átalakulását argonná. Első eredményeit 1964-ben tette közzé. Kísérletének a hetvenes évek elejére véglegesített tanulsága az volt, hogy a Napban zajló fúziós folyamatok Hans Bethe által javasolt modelljével számított gyakoriságnak harmadrészét észlelte. A sokféle értelmezési próbálkozás közül a B. Pontecorvo által már 1957-ben felvetett lehetőség bizonyult a helyes útnak: a különféle neutrínófajták egymásba alakulása miatt a Napból induló fajta a Földre csökkentett intenzitással érkezik meg. A végső bizonyíték 2003-ban született meg, a kanadai Sudbury bányában 1000 köbméter nehézvíz felhasználásával végzett megfigyelések eredményeként (4. ábra). A deuteron nemcsak az eredeti neutrínófajtával (az elektron-neutrínóval) lép reakcióba, hanem a nyalábban az átalakulás eredményeképpen megjelenő müonneutrínókkal is. A két reakció összesített gyakorisága csodálatosan egyezik a Nap-modell alapján várt teljes áram által kiváltott reakciók várt számával.

A szupernóva-robbanás energiájának jelentős részét képviselő neutrínólökést 1987. február 23-án a japánbeli Kamioka hegység mélyére rejtett óriási víztartályt határoló Cserenkov-detektorok (címkép) jeleztek először. A Magellán-felhőben történt robbanás közelsége lehetővé tette a váratlan esemény különösebb felkészülés nélküli észlelését. A kísérlet vezetője M. Koshiba 2002-ben kapott R. Davisszel megosztva Nobel-díjat. Ezt követően a Kamiokande-kísérlet továbbfejlesztett változatával, a Szuperkamiokande-kísérlettel az atmoszférába belépő kozmikus sugárzás által keltett pionok elbomlásából származó neutrínók tulajdonságait vizsgálták. A 2001-ben közzétett megfigyelések szerint a megfigyelt elektron-típusú és müon-típusú neutrínók aránya irányfüggő volt. A függést tökéletesen lehetett értelmezni a két fajta neutrínónak egymásba és egy harmadik fajta (a tau-típusú) neutrínóba történő átalakulásával, amelynek mértéke a keletkezés és az észlelés közötti távolság periodikus függvénye. Ezt a függvényt Pontecorvo és Gribov 1969-es elméletének finomításával úgy lehetett meghatározni, hogy a Föld levegőburkának különböző pontjaiból (tehát különböző távolságról) érkező neutrínók átváltozásának mértékét és a Napból érkező neutrínók átalakulását egyszerre tudták segítségével értelmezni.

Az átváltozási valószínűség így meghatározott távolságfüggését teljes mértékben földi forrásokkal is ellenőrizni kívánták. A Kamioka körzetében lévő 13 atomerőmű teljesítményére vonatkozóan a kísérleti csoportnak időben nagypontosságú információt sikerült kapni. Ebből kiszámítható volt az erőművekben zajló hasadási folyamatokból származó induló elektron- antineutrínó áram. Az egyes erőművek távolságát ismerve a korábbi kísérletekben meghatározott függvényt arra használták, hogy a beérkező nyaláb átváltozás miatti gyengülését megjósolják. A 2005-ben közzétett eredmény gyönyörűen egyezett a várakozással (egy alább részletezendő kis korrekció erejéig, amelyre a kísérletezők előre készültek).

Az átváltozási jelenség (a neutrínóoszcilláció) csak akkor lehetséges, ha a három fajta neutrínó közül legalább kettőnek nullától különbözik a tömege. Ez bizonyossá teszi, hogy a részecskefizika Standard Modelljén, amely az elemi részek közötti kölcsönhatásokat mindeddig tökéletesen látszott leírni, túl kell lépni! Eddig ez az egyetlen kísérleti utalás újfizikai törvények szükségességére. (Elméleti utalás sok van, de nem mind ennyire közvetlenül értelmezhető, mondhatnánk, hogy nem ennyire közérthető.)

A negyedik forrás figyelembevételének szükségessége éppen a neutrínóoszcillációk tisztán földi kísérletben történő kimutatásakor vált elkerülhetetlenné. Ugyanis a reaktorok mellett van egy elkerülhetetlen, 14. neutrínóforrás, a Kamioka hegység anyagában, valamint a Japán tenger üledékes aljzatában található radioaktív izotópok (232Th, 238U, 40K) bomlásából származó antineutrínók. Ez a mennyiség intenzitásában sokkal kisebb a Nap-neutrínókénál, de szerencsére a Napból az ő antirészecskéik árama érkezik, amely más reakciókat képes kiváltani, ezért megkülönböztethető. A Szuperkamiokande-kísérlet előkészítői két klasszikus munkára támaszkodtak, amikor megbecsülték ezt a természetes hátteret. Az egyik G. Eder 1966-os cikke, a másik Marx György 1969-ben írott cikke. Az Ederék által tartott konferencia-prezentációk fóliáiból egyértelműen látszik, hogy ismerték Marx és Menyhárd 1960-as Science-beli cikkét, sőt megjegyzik, hogy az általuk adott intenzitásbecslés nagyságrendileg jól egyezik a mai számításokkal.

Az említett izotópok bomlásaiból meghatározott energiatartományokban összesen 4 többletneutrínó észlelését várták, ami pontosan be is következett. Ezzel először sikerült kimutatni a földi kőzetből származó neutrínókat. Ezt az eredményt a Nature magazin a 2005. év 25 legfontosabb fizikai eredménye közé sorolta (korábban címlapján hozta a jelenség kimutatásának hírét).

Ahogy 1987. február 23. a neutrínócsillagászat születésnapja, ugyanúgy tekinthető 2005. május 25. a neutrínó- geofizika kezdő dátumának. Bár egyelőre a tudományos álmodozások közé sorolható, mégis komoly lehetőség a radioaktív elemek földi eloszlásának neutrínósugárzásuk révén történő megállapítása, amelynek a földkéreg kialakulását leíró modellek értékelése szempontjából fontos szerepe lehet. Még fontosabb a Föld hőháztartása szempontjából annak megértése, hogy a körülbelül 40 TW-nyi teljesítmény milyen jellegű energiából származik. Nem becsülhető le a Föld ma is változó anyageloszlásában felhalmozott rugalmas energia, de sokaknak az a véleménye, hogy a hőteljesítmény szinte teljes mértékben radioaktív eredetű.

A kozmológiai háttér neutrínógázának kimutatása maradt az egyetlen hátralévő felfedezési feladat. Az említett Fodor-Katz-Ringwald folyamat kimutatására vagy megcáfolására a Hold talajának lumineszcens sugárzását igyekeznek megfigyelni, amelyet az oda becsapódó Z-részecskék okozhatnak. Zeldovics és Gerstein már a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás felfedezésének másnapján felvetették, hogy elegendően nagy tömeggel rendelkező neutrínók jelentős mértékben részesedhetnek az Univerzum átlagos energiasűrűségéből. Marx és Szalay az 1970-es évek elején vizsgálták meg, hogy mekkora tömeget enged meg az a tény, hogy az általunk megfigyelt kozmikus környezet nagyjából 13-14 milliárd éves és még jelenleg is tágul. A kapott érték (kb. 10 eV) a legújabb mérések tükrében túl nagy (a háttérsugárzás 2003 és 2006 közötti újabb megfigyelése a WMAP-misszióban a neutrínók össztömegére 0,3 eV-ot enged meg). Ennek ellenére a magyar kutatók közel negyven évvel ezelőtti becslése fontos mérföldkő volt a neutrínó tömegére vonatkozó elméleti és kísérleti kutatásokban. A legújabb becslések alapján a kozmikus neutrínók által ma hordozott energiasűrűség a teljes energiasűrűségnek körülbelül ezredrésze. Ez kozmológiai jelentőségét illetően túl kicsi, de nem felejthető el, hogy az Univerzum anyagának aktuálisan fényt kibocsátó hányada (a csillagok és a csillagközi gáz anyaga) ugyanebbe a nagyságrendbe esik.

A neutrínók asztrofizikájának legújabb kísérleti eszköze az Antarktiszon épül. A legnagyobb víztartályok térfogatát ezerszer meghaladó méretű Cserenkov- detektort építenek, amelynek anyaga a természetes állapotában meghagyott jég. Az Icecube kísérlet térfogata 1 km3. Ez a berendezés együttműködik majd a bányák, valamint a tengerek-tavak (Bajkál-tó, Földközi- tenger, Csendes-óceán) mélyére rejtett Cserenkov- detektorokkal. Hálózatuk együttes észlelései esetén komoly esély van arra, hogy nemcsak a Nap, de a nem túl távoli szupernóvák természetét is lehet majd neutrínócsillagászati eszközökkel tanulmányozni.