Měření teploty ozonové vrstvy pomocí detektoru neutrin

Vladimír Wagner

Jak se klima na Zemi vyvíjí, jak se vyvíjet bude a nakolik je ovlivňuje člověk, nelze určit z toho, na které straně sporu stojí brilantnější řečníci a komu se povedeněji v satiře daří zesměšnit oponenta. Můžeme to zjistit pouze na základě stále přesnějších měření a jejich pečlivé analýze. Občas se stane, že i zařízení budované pro čistý nepraktický základní výzkum přinese pokrok v této tak politicky žhavé oblasti.

V nedávné době jsem se díky psaní rozsáhlejšího cyklu povídání o neutrinech musel podrobně zanořit do této relativně exotické a od praktických aplikací vzdálené oblasti fyziky. Narazil jsem přitom na krásný příklad detektorového systému vybudovaného pro odchyt kosmických neutrin s těmi nejvyššími energiemi s cílem řešit astrofyzikální problémy náležející k tomu nejčistšímu základnímu výzkum. A zároveň se ukázalo, že je možné jej využít pro měření, která jsou důležitá pro studium vývoje atmosféry a klimatu. Tedy aplikace, která se dotýká oblastí, jež hýbou celosvětovou politickou a veřejnou sférou.

Kvazar – galaxie s masivní černou dírou ve svém jádře. Jedná se také o potenciální intenzivní zdroj vysokoenergetických neutrin. (Zdroj Don Dixon – www.cosmographica.com).

Už od poloviny devadesátých let se v Antarktidě začal budovat detektorový systém, jehož úkolem je zachycovat neutrina, která k nám přilétají z vesmíru a mají extrémně vysoké energie. Tyto částice, které interagují s hmotou jen velice málo a jejich lapení je tak velkým problémem, nám mohou přinést informace o těch nejenergetičtějších procesech ve vesmíru. Například o těch, které probíhají v aktivní jádra galaxií, v jejichž nitru se nacházejí černé díry s hmotnostmi milionů sluncí. Abychom je polapily, musíme postavit obrovské detektory. A detektor, který se staví v Antarktidě, využívá led, který tam dosahuje tloušťky několika kilometrů. Při průchodu neutrina zemskými vrstvami a ledem může dojít k reakci neutrina s hmotou. Při ní vznikají nabité částice s takovou energií, že se pohybují rychlostí větší než rychlost světla v daném prostředí. V tom případě tyto částice produkují Čerenkovovo záření. V průsvitném prostředí antarktického ledu je Čerenkovovo světlo viditelné na dostatečně velké vzdálenosti. Toho využívá experiment IceCube, který se skládá z řady dlouhých kabelů, které ve své spodní části nesou fotonásobiče, které zachycují zmíněné Čerenkovovo záření. Kabely s fotonásobiči sahají až do hloubky 2,4 km a fotonásobiče jsou v jeho zhruba kilometrové spodní části. Ta už je v takové hloubce, že tlak led v těchto místech homogenizoval, co nejvíce zbavil velkých bublin a vytvořil ideální optické prostředí pro zaznamenávání Čerenkovova světla. V konečném stavu by se měl vytvořit systém, který by sledoval okolo kubického kilometru ledu. Podrobněji si lze o detekci neutrin a systému IceCube přečíst zde.

Část základny v Antarktidě, která slouží i detektorovému systému IcCube (zdroj IceCube NFS).

Problémem je, že kromě Čerenkovova záření z nabitých částic vzniklých při interakci neutrin pozoruje detektorový systém i velké množství nabitých částic, které vznikají při interakci extremně energetických nabitých částic kosmického záření s atomovými jádry v atmosféře. O tom jak tyto reakce probíhají a jaké částice při nich vznikají si lze přečíst podrobněji zde. Do hloubky ledu Antarktidy se z nich dostanou pouze miony. Těch je však tolik, že na milion mionů vzniklých ve sprškách částic, které jsou následkem reakce nabitých částic kosmického záření v atmosféře, připadá pouze jeden mion pocházející z reakce neutrina. K tomu, aby bylo možné v intenzivním pozadí mionů z kosmického záření identifikovat produkty z reakcí neutrin se využívá toho, že Čerenkovovo záření umožňuje určit, kterým směrem se částice, která je vyzařuje, pohybuje. Studují se tak jen částice, které přicházejí ze směru od středu Země. Neutrina interagují tak slabě, že proletí i tlustou vrstvou Země, miony z kosmického záření však mohou přilétat do ledu jen ze směru od povrchu.

V současnosti sice ještě není detekční systém úplně hotový, k tomu dojde až v roce 2011, ale přesto už neutrina loví. Zaznamenává tak i velký počet mionů z kosmického záření. Toto nežádoucí pozadí, kterého by se fyzikové nejraději, pokud by to šlo, zbavili, se ukázalo být velmi zajímavým zdrojem informací o stavu atmosféry nad Antarktidou. V tomto případě je třeba doplnit informaci z neutrinového detektoru hluboko pod povrchem ledu o informaci z detektorů, které jsou umístěny na povrchu. Detektorový systém hluboko v ledu zaznamenává miony s velmi vysokými energiemi. Ty vznikají v rozpadech mezonů pí s vysokými energiemi, které jsou produkovány na počátku produkce spršky částic v reakci primární částice kosmického záření. Naopak detektorový systém na povrchu zaznamenává částice s malou energií (elektrony, fotony a miony), které vznikly rozmělněním původní energie zmíněných mezonů pí s vysokými energiemi do produkce velkého počtu částic při jejich sekundárních reakcích s jádry atmosféry.

Povrchový systém detektorů „IceTop“ (zdroj IceCube, NFS).

111

Poměr mezi počtem částic zaznamenaných v povrchovém systému detektorů a počtem těch, které zachytí detektorový systém hluboko pod ledem, závisí na hustotě vzduchu ve střední stratosféře (vrstva mezi 14 km až 26 km), ve které dochází k prvním interakcím primárních částic kosmického záření. Je to velice důležitá část atmosféry, protože obsahuje ozón, který nás chrání před ultrafialovým zářením. Hustota této části atmosféry závisí na teplotě, kterou má.

Pokud je teplota nízká, zvýší se hustota příslušné části atmosféry. Vzniklé vysokoenergetické mezony pí mají vysokou pravděpodobnost, že, ještě předtím než se rozpadnou za vzniku mionu s vysokou energií, narazí do jádra a jejich energie se rozdrolí do spousty nízkoenergetických částic. Detektory v hloubce ledu tak zaznamenají snížený počet mionů s vysokou energií a naopak detektory na povrchu větší počet částic s nízkou energií.

Naopak, pokud je teplota vysoká, hustota se zmenší. Vysokoenergetické mezony pí mají menší pravděpodobnost, že se srazí s jádrem v atmosféře a větší pravděpodobnost, že se dožijí beze srážky svého přirozeného rozpadu. Tím vzniká větší počet mionů s vysokou energií, zaznamenávaných detektory hluboko pod ledem, a klesá počet částic s nízkou energií zaznamenaný povrchovými detektory.

Velmi důležité je, že sledujeme poměr mezi různými typy částic produkovaných kosmickým zářením v atmosféře a ne jejich absolutní počet. Částice, které se z vesmíru dostanou přes magnetické pole Země do její atmosféry musí mít dostatečně velkou energii a většinou tak nepocházejí ze Slunce ale přicházejí ze vzdáleného vesmíru. Intenzita proto není tak silně závislá na sluneční aktivitě. Přesto se s ní mění. Proč a jakým způsobem tyto změny probíhají i jak by mohly případně ovlivňovat rozsah oblačnosti, jsem psal zde. Změny absolutního počtu primárních částic však nevadí při určování poměru mezi různými typy produkovaných sekundárních částic.

Změny teploty ve stratosféře v období mezi rokem 2007 až 2009 pro různou výšku (atmosférický tlak v dané vrstvě) jsou zobrazeny v horním grafu (a). Jsou zčásti určeny pomocí dat z balónových sond a ve zbývajícím čase pomocí atmosférických dat z družic a počítačových modelů. V prostředním jsou zobrazeny změny počtu částic detekovaných v povrchových detektorech bez korekce a korigované na tlak atmosféry na povrchu (b). Dolní graf (c) pak ukazuje počet mionů s vysokou energií naměřený pomocí neutrinového detektoru hluboko pod ledem (měřítko nalevo) a z ní vypočtenou teplotu ozonosféry (měřítko napravo). (Zdroj arXiv:1001.0776v2 [astro-ph.HE])

Pokud se nám podaří určit vztah mezi poměrem částic detekovaných ve dvou zmíněných systémech detektorů a změřit jemu odpovídající teplotou ve stratosféře, můžeme náš obrovský atmosférický teploměr kalibrovat a používat ho při sledování teploty ozónové vrstvy. To lze díky tomu, že je možné určovat teplotu v této vrstvě atmosféry pomocí meteorologických balónů. O tato měření se opírají i družice přelétající nad póly a studující stav atmosféry nad Antarktidou. Ty lze velice dobře využít pro kalibraci našeho systému pro detekci částic kosmického záření. Ovšem meteorologické balóny lze vypouštět jen za vhodných atmosférických podmínek, takže třeba v období antarktické polární zimy se nevypouštějí. V té době se používá pro nepřímé určení teploty analýza atmosférických údajů z družic, jež se opírají o počítačové modely.

Detektorové systémy projektu IceCube by mohly poskytovat průběžnou informaci o teplotě ozónové vrstvy bez ohledu na počasí a studovat tak nepřerušovaně i velmi krátkodobé její variace. Efektivnost tohoto využití lze dokumentovat na analýze měření, která provedl předchůdce detektorového systému IceCube, který se nazýval AMANDA. V září a říjnu roku 2002 totiž došlo k první pozorované velmi drastické rychlé změně teplot v střední části stratosféry nad jižním pólem. Teplota, která je v krátkodobém měřítku relativně stabilní, stoupla během týdne až o 60 stupňů a měnila se ve zmíněných dvou měsících o desítky stupňů. To vedla dokonce k rozdělení existující ozonové díry na dvě části. Vliv těchto teplotních změn je velice dobře pozorovatelný v počtu mionů s vysokou energií měřeného detektory hluboko v ledu. A je velmi dobrá korelace mezi měřením mionů a teplotou ozonosféry určovanou jinými metodami.

Prudké změny teploty v září a říjnu a jak se to projevilo v detekci mionů s vysokou energií detektery hluboko v antarktickém ledu. Nahoře je teplota různých vrstev atmosféry určená jinými metodami a dole průběh měřeného počtu mionů s vysokou energií měřené detektorem AMANDA (Zdroj arXiv:1001.0776v2 [astro-ph.HE]).

Pokud i další testy spolehlivosti této metody určování teploty ozonosféry dopadnou dobře, mohl by se projekt IceCube, jehož dobudování se očekává v roce 2011 a poté by měl řadu let fungovat jako past na neutrina z vesmíru, stát i důležitým nástrojem pro studium atmosférických jevů v oblasti jižního pólu a budoucího vývoje klimatu. Podrobný odborný článek o této možnosti využití detekčního systému IceCube lze nalézt zde.

Otázky, spojené s budoucím vývojem klimatu a jaké faktory jej ovlivňují, nerozhodné ani nejbrilantnější vystoupení „klimaskeptiků“ nebo „oteplovačů“, ale jedině spolehlivá a přesně naměřená data. Ta jedině mohou ukázat, jaké klimatické změny probíhají a co je způsobuje. Popsaný příklad zároveň ukazuje, že i projekt, který se zdál čistě základní bez jakékoliv aplikace, může být najednou velmi užitečný i při řešení velmi aktuálního a žhavého (nebo chladného :-)) problému. Pochopitelně je zatím pořád otevřenou otázkou, do jaké míry bude určování teploty ozonosféry pomocí detektorového systému IceCube spolehlivé a přesné a do jaké míry budou získaná data užitečná a pomohou doplnit údaje z meteorologických družic. Ještě bude třeba udělat řadu testů. Je však jasné, že bez nepraktické snahy zkoumat neutrina ze vzdáleného vesmíru, by tu tato možnost nebyla.

V Řeži 23.1.2010

---