Jak i gdzie znaleziono najmniejszą z cząstek elementarnych

i kto to nam tak urządził

Ostrzeżenie:  niniejsza notka jest niezłym testem na inteligencję

Oto historia poszukiwania śladów istnienia pewnej cząstki elementarnej (subatomowej), tej najbardziej elementarnej z elementarnych, nazywanej neutrino.
Pierwszym naukowcem, który wysunął postulat fizycznego istnienia wspomnianej cząstki był profesor fizyki teoretycznej na uniwersytecie Princeton (N ew Jersey, USA, a mianowicie Wolfgang Ernst Pauli, który swoją karierę rozpoczynał w Zurychu. ) Był to pochodzący z Wiednia naukowiec o szeroko, jak na fizyka jądrowego, znanych personaliach.  W. Pauli jest  laureatem nagrody noblowskiej w 1945 r.  (m.in. za tzw. zakaz Pauliego w teorii kwantów).
[Pradziadek Wolfganga - Wolf Pascheles był w pierwszej połowie XIX w. znanym księgarzem i wydawcą w czeskiej Pradze. Pascheles (Pasquale) to była rodzina bogatych praskich Żydów. Ojciec Wolfganga - Wolfgang Joseph przeszedł na kalwinizm w 1899 r. Znany fizyk Ernst Mach został ojcem chrzestnym Wolfganga Ernsta Pauli, stąd drugie imię na chrzcie u tego ostatniego]

Wolfgang Pauli analizował laboratoryjne doświadczenia z tzw. rozpadem beta, który  jest przekształceniem cząstki neutronu, znajdującego się w jądrze atomu, na dwie inne cząstki, czyli na proton oraz elektron. Powstały proton pozostaje w jądrze, a elektron jest z niego wyrzucony. 
[w tzw. klasycznym albo normalnym atomie jądro składa się z protonów i neutronów wokół którego oscyluje „chmura” elektronów]

Z pomiarów dokonanych przez Pauli’ego wynikało, że elektrony wyrzucone z jądra posiadają nieznacznie mniejszą energię niż wynikało to z wyliczeń teoretycznych. W 1930 r. zaproponował rozwiązanie polegające na tym, że brakującą część, potrzebną do zbilansowania wielkości tej energii, przenosi jeszcze jedna cząstka, dotychczas niezidentyfikowana. Dopiero w kilka lat później, w 1934 r. inna sława w galerii fizyków jądrowych, włoski naukowiec Enrico Fermi przedstawił wyjaśnienie rozpadu beta w postaci teorii zawierającej formalizm matematyczny opisujący to zjawisko. Wówczas publikacja Fermi’ego została odrzucona przez naukowych redaktorów znanego czasopisma „Nature”,  jako zbyt dziwaczna i oderwana od rzeczywistości.
Inna ze sław współczesnej nauki, fizyk niemiecki Hans Albrecht Bethe, pracujący na uniwersytecie Cornell w Ithaca (stan Nowy Jork) opublikował w 1939 r. pracę zatytułowaną „Produkcja energii w gwiazdach”  (Energy Production in Stars), w której opisał metodę syntezy (transformacji) pierwiastków we wnętrzu Słońca (tzw. cykl Bethe’go), w którym to procesie uwalniane były, oprócz energii, neutrina. Zjawisko zostało teoretycznie uzasadnione, czyli że takie cząstki muszą istnieć i wydostawać się z samego jądra Słońca. Ale jeszcze należało potwierdzić ich istnienie doświadczalnie, tzn. zarejestrować na jakimś rodzaju urządzenia technicznego.
[cykl Bethe’go; w wyniku syntezy termojądrowej cztery jądra atomu wodoru przekształcają się w jedno jądro atomu helu i dodatkowo w dwa pozytony, dwa neutrina i cząstkę energii. H. Bethe otrzymał nagrodę Nobla w 1967 r.].

Niemal dwadzieścia lat później, Clyde Lorrain Cowan i Frederic Reines podczas badań prowadzonych na uniwersytecie Jerzego Waszyngtona, aktualnie znajdującym się w obszarze metropolitarnym St. Louis (Missouri, Illinois, USA), wykryli w 1956 r. neutrina wygenerowane w trakcie pracy reaktora jądrowego. Za to osiągnięcie przyznano nagrodę Nobla w 1995 r., którą otrzymał tylko  Frederic  Reines, bo Clyde L. Cowan nie dożył do momentu jej przyznania (zmarł w 1974 r.). Fr. Reines także ledwo się załapał, bo otrzymał ją na trzy lata przed swoją śmiercią.

Ale te neutrina zostały zarejestrowane jako produkt urządzenia technicznego,  a nie te słoneczne. Tych drugich nie udawało się  nadal zarejestrować. Problem natury technicznej dotyczący opracowania koncepcji właściwego detektora zawierał się w tym, że owe cząstki charakteryzują się  bardzo nikłą masą (tzw. masa spoczynkowa), czyli w praktyce w ogóle nie reagują ze zwykłą materią (barionową). Otóż gdybyśmy hipotetycznie ustawili na ich drodze ścianę z ołowiu o grubości nawet  roku światła (tj. ok. 9,5 biliona km), przeniknęłyby przez nią bez trudu.  Przykład ten ilustruje ogrom skali trudności związanej z zaprojektowaniem detektora o czułości zdolnej rejestrować tak bardzo nieuchwytne cząstki.

W 1964 r. kolejny naukowiec, Raymond Davis jr, także fizyk i także noblista, na podstawie wyliczeń wynikających z cyklu Bethe’go, które pokazywały, że ze Słońca wyrzucane są iście astronomiczne ilości neutrin, oszacował, iż do ich wykrycia potrzebny byłby zbiornik o pojemności minimum 5000 hektolitrów (odpowiednik basenu o olimpijskich wymiarach), który zostałby wypełniony płynem dezynfekującym na bazie chloru (perchloroetylen). Wg wspomnianego oszacowania do Ziemi dociera co najmniej 100 bilionów takich cząstek na metr kwadratowy. To oznacza, że np. przez ciało człowieka przelatują w ciągu sekundy dziesiątki bądź setki miliardów neutrin, ale tego nie odczuwamy (ilość zmienia się w zależności, czy osoba leży, czy chodzi, czyli zajmuje względem Słońca pozycję horyzontalną lub wertykalną), Policzono, iż zbiornik o podanej pojemności zagwarantuje, iż przynajmniej kilka z tych  neutrin, pośród ich bilionowych strumieni, zderzy się z atomami chloru i w wyniku takiego zderzenia powstanie promieniotwórczy izotop argonu, który będziemy mogli wykryć, jeśli zbadamy impulsy zarejestrowane przez detektory, dajmy na to, w okresach tygodniowych.  Wówczas wystarczy zmierzyć stężenie argonu w zbiorniku, aby oszacować strumień słonecznych neutrino.

Dla wyeliminowania wpływów innego promieniowania (np. kosmicznego), zbiornik ze wspomnianym płynem  umieszczono na głębokości ok. 2 km w sztolniach kopalni złota znajdującej się w miejscowości Homestake (Dakota Południowa, USA). Warstwa skał o takiej grubości miała ochronić zbiornik przed innymi rodzajami promieniowania, natomiast dla neutrino warstwa skał nie stanowiła żadnej przeszkody.
[kopalnia złota w Homestake została definitywnie zamknięta w 2002 r. z powodu nieopłacalności dalszego wydobywania surowca , tj. rudy zawierającej złoto]
Projekt i wykonanie zbiornika zajęło kilka lat, a pierwsze wyniki uzyskano w 1968 r. Zarejestrowano w nich mniej neutrin niż spodziewano się na podstawie wyliczeń teoretycznych. Nie było wiadomo jaka  jest przyczyna rozbieżności. Powstawały na ten temat różne opinie, ale nie kwestionowano  poprawności samej teorii. Już w następnym roku dwaj naukowcy pracujący w podmoskiewskim instytucie badań jądrowych w Dubnej, Władymir Gribow i Bruno Pontecorvo zaproponowali wyjaśnienie, iż przyczyną rozbieżności jest to, że neutrina podlegają oscylacji, czyli docierają do Ziemi w odmianach różniących się pod względem możliwości ich detekcji. Oscylacje powodowały, że podczas trwającej 500 sekund drogi od Słońca część neutrin docierała do Ziemi w stanie trudniejszym do wykrycia i takie nie podlegały detekcji przez rejestratory. Okazało się to przyczyną zaniżonych pomiarów dotyczących częstości  występowania tych cząstek.  Ale aby zweryfikować trafność  przedstawionego wyjaśnienia należało zaproponować rodzaj detektorów o większej czułości.

Najbardziej znanym z nich jest wybudowany w japońskich Alpach zbiornik Kamiokande, umieszczony w starej kopalni kadmu (obok miasta Hido w prefekturze Gifu na wyspie Honsiu) o pojemności 3 000 ton wody oraz zainstalowanym tysiącu czujników służących do detekcji promieniowania Czerenkowa. W tym górskim laboratorium przeprowadzono badania w latach 1983 -1990, które ponownie wykazały, że zarejestrowana ilość neutrin słonecznych jest niższa od przewidywań teoretycznych, co uprawdopodobniło oscylację tych cząstek jako powód występowania różnicy w  ilości zarejestrowanej w relacji do wynikającej z modelowania matematycznego.

Jako że neutrina mogą powstawać również w wyniku zderzeń cząstek promieniowania kosmicznego nie pochodzącego od Słońca, z cząstkami ziemskiej atmosfery, w kolejnych latach w obiekcie Kamiokande prowadzono badania nad odmianami neutrin. Najbardziej spektakularnym osiągnięciem było zarejestrowanie w lutym 1987 r.  11 (słownie: jedenastu) śladów neutrin powstałych w wyniku eksplozji gwiazdy (supernova) w satelitarnej galaktyce Drogi Mlecznej, które to zdarzenie miało miejsce 160 000 lat temu (taki dystans w latach świetlnych oddziela  Słońce i Ziemię od galaktyki znanej jako Wielki Obłok Magellana). Te 11  impulsów udało się zarejestrować w interwale o długości jednego roku.
[Obłoki Magellana – Wielki (LMC) i Mały (SMC), widoczne gołym okiem karłowate galaktyki satelitarne Drogi Mlecznej, oddalone od niej o ok. 160.000 lat światła (Wielki – w konstelacji Złotej Ryby) oraz ok. 200.000 l.św. (Mały – w konstelacji Tukana). Obiekty te zostały tak nazwane na cześć podróżnika i odkrywcy - Ferdynanda Magellana. Poprzednio Europejczycy nazywali je Obłokami Przylądka (nazwał je tak podróżnik i odkrywca Amerigo Vespucci).
LMC - Large Magellanic Cloud; galaktyka nieregularna– średnica ok. 40 000 lat św., masa max. 1,0 procent masy Drogi Mlecznej. Szacuje się, iż zawiera kilkanaście mld gwiazd;
SMC - Small Magellanic Cloud; nieregularna galaktyka karłowata  -  średnica ok.15 000 lat św., masa ok. 20% masy LMC. Wg szacunków zawiera kilkaset milionów gwiazd]

W 1996 r. ukończono nowy wodny zbiornik detekcyjny nazwany Super Kamiokande, który posiadał pojemność kilkunastokrotnie większą od poprzednika (50 000 ton) oraz również kilkunastokrotnie większą liczbę czujników. Długotrwale badania w tym wyrafinowanym technicznie laboratorium nie tylko potwierdziły istnienie neutrin słonecznych oraz  zakres ich oscylacji, ale wykryły również inne ich odmiany. Za wyniki uzyskane w Projekcie Kamiokande w zakresie fizyki neutrin nagrodę Nobla otrzymali w 2015 r. kanadyjski astrofizyk Arthur Bruce McDonald, pracujący w Sudbury Neutrino Observatory (Ontario, Canada) i japoński fizyk Takaaki Kajita z Instytutu Badań Promieni Kosmicznych Uniwersytetu Tokijskiego.

Udowodnienie zjawiska oscylacji neutrin było ostatecznym  dowodem na to, iż ta cząstka posiada masę.