XENONnT otevřel nové okno do neutrin ze Slunce

Experiment XENONnT byl navržen především k hledání WIMPů — hypotetických částic temné hmoty. Citlivost potřebná k zachycení tak vzácných interakcí z něj ale zároveň udělala mimořádně citlivý detektor slunečních neutrin.

Spolupráce XENON oznámila v laboratořích Laboratori Nazionali del Gran Sasso první pozorování nízkoenergetických slunečních neutrin, která se rozptylují na elektronech. Výsledek posouvá hranici přímého pozorování neutrin přibližně k energii 17 keV — nejnižší hodnotě, jaká byla dosud pro neutrina uvedena. Signálu dominují takzvaná pp neutrina. 22

Jak může neutrino zanechat stopu

Neutrina procházejí hmotou téměř bez interakce. Výjimečně se však sluneční neutrino srazí s elektronem uvnitř kapalného xenonu a předá mu malou část své energie. Tato nepatrná srážka vytvoří dva měřitelné signály:

• okamžitý záblesk scintilačního světla v kapalném xenonu,
• druhý signál elektroluminiscence, který vznikne po vytažení uvolněných elektronů do plynné fáze.

Kombinace obou signálů umožňuje určit energii i trojrozměrnou polohu události. Vědci přitom nemusí identifikovat jediný konkrétní „zásah“ neutrina. Místo toho hledají statistický tvar souboru elektronových odrazů a porovnávají jej s očekávanými radioaktivními a instrumentálními pozadími.

Hodnota kolem 17 keV označuje energii neutrin, která se měření podařilo zpřístupnit. Neznamená to, že každé neutrino předá elektronu právě 17 keV. Dostupné oznámení popisuje výsledek jako první pozorování nízkoenergetických slunečních neutrin, přičemž naměřenému signálu dominují pp neutrina. 22

Co jsou pp neutrina

Pp neutrina vznikají v prvním kroku proton-protonového řetězce, který pohání jadernou fúzi ve Slunci:

[
p+p\rightarrow d+e^++\nu_e
]

Při této reakci se zahajuje proces, během něhož se vodík postupně mění na helium. Protože proton-protonový řetězec představuje hlavní zdroj sluneční energie, jsou pp neutrina přímými posly dění v jádru Slunce.

Jejich význam spočívá také v rychlosti, s jakou nesou informace. Světlo potřebuje dlouhou dobu, aby se energie z nitra Slunce dostala k jeho povrchu. Neutrina z oblasti vzniku téměř okamžitě unikají. Měření pp složky tak nabízí přímější kontrolu fúzních reakcí, které udržují Slunce v chodu.

Proč XENONnT dokázal zachytit tak slabý signál

Srdcem experimentu je dvoufázová časová projekční komora s aktivním terčem obsahujícím 5,9 tuny kapalného xenonu. Větší množství xenonu zvyšuje pravděpodobnost vzácných interakcí, zatímco současné měření světla a ionizace poskytuje informace o energii a poloze událostí. 5

Největším problémem není jen malý počet interakcí neutrin, ale také okolní pozadí. Rozpady radonu a jeho dceřiných produktů mohou vytvářet elektronové odrazy podobné těm, které způsobují neutrina. Spolupráce proto vyvinula průběžnou kryogenní destilaci, která radon z xenonu neustále odstraňuje.

Aktivita izotopu (^{222}\mathrm{Rn}) v aktivním terči klesla přibližně na (0{,}90\ \mu\mathrm{Bq/kg}). Při této úrovni je radonové pozadí srovnatelné s nevyhnutelným pozadím způsobovaným slunečními neutriny. 1819

Detektor je navíc umístěn hluboko pod horou Gran Sasso. Podzemní laboratoř omezuje počet událostí vyvolaných kosmickým zářením. Výzkumníci tak mohou hledat slabý signál slunečních neutrin pomocí statistického přizpůsobení energetického spektra, místo aby se ztratil v mnohem početnějším šumu. 22

Jiný kanál než u neutrin boru-8

Nové měření využívá jiný typ interakce než výsledek oznámený v roce 2024. Tehdy XENONnT hledal neutrina boru-8 prostřednictvím koherentního elastického rozptylu neutrina na jádře, známého pod zkratkou CEνNS. Neutrino při něm udělí zpětný ráz jádru atomu xenonu. Analýza dosáhla statistické významnosti 2,73σ — nešlo tedy o objev na úrovni 5σ. 23

Nové měření nízkoenergetických neutrin naproti tomu sleduje rozptyl neutrina na elektronu. Stejný detektor tak dokáže zaznamenávat dvě odlišné stopy slunečních neutrin:

• elektronové odrazy při rozptylu na elektronech, jimž dominují nízkoenergetická pp neutrina,
• jaderné odrazy při procesu CEνNS, jako v případě náznaku signálu neutrin boru-8.

Rozlišení těchto kanálů je důležité, protože každý z nich otevírá jiné energetické okno a přináší jiný pohled na fyziku Slunce.

Neutrinová mlha jako výzva pro hledání temné hmoty

Pro experimenty zaměřené na temnou hmotu jsou sluneční neutrina zároveň cenným signálem i nežádoucím pozadím. Jejich odrazy mohou připomínat události vyvolané WIMPy. Jednoduché stínění proti nim nepomůže, protože neutrina procházejí hmotou téměř bez překážek.

Toto nevyhnutelné pozadí se často označuje jako „neutrinová mlha“. Nejde o absolutní a neproniknutelnou hranici. Energetický tvar signálu, porovnání různých terčových materiálů, směrová informace a přesnější znalost slunečních toků mohou pomoci statisticky odlišit signál WIMPů. S rostoucí citlivostí se však zlepšování stává obtížnější a větší význam získávají systematické nejistoty.

Předchozí náznak CEνNS v experimentu XENONnT představoval jeden z prvních přímých příkladů tohoto jaderného pozadí v detektoru temné hmoty. 12

XLZD nabídne výrazně větší terč

Na XENONnT má navázat observatoř XLZD nové generace. Její základní návrh počítá s aktivním terčem o hmotnosti přibližně 60 tun kapalného xenonu, přičemž za příznivých podmínek může kapacita vzrůst až na 80 tun. To představuje zhruba řádově více aktivního xenonu než u XENONnT. 3235

Větší hmotnost nepřinese jen více událostí. Mohla by umožnit přesnější měření toku a energetického spektra pp neutrin i testování pravděpodobnosti, s jakou elektronová neutrina přežijí cestu ze Slunce k Zemi. Současně je XLZD navržen tak, aby zkoumal oblast, v níž se interakce WIMPů přibližují pozadí tvořenému neutrinovou mlhou. 3239

Hlavní poselství experimentu XENONnT je proto širší než samotné hledání temné hmoty. Temná hmota a sluneční neutrinová astronomie už nejsou oddělené disciplíny. Stejná čistota, nízký šum a citlivá detekční technologie, které jsou nutné k zachycení vzácné události WIMP, mohou odhalit i téměř neviditelné stopy fúze probíhající v nitru Slunce.