- Peter Mészáros (Physics Today, tháng 10/2018)
Wolfgang Pauli đã đề xuất sự tồn tại của neutrino trong một bức thư gửi đến “Quý ông Quý bà Phóng xạ thân mến” tụ họp tại Hội nghị Solvay năm 1930 ở Bỉ. Theo Pauli lập luận, các hạt ấy sẽ cho phép năng lượng và động lượng được bảo toàn trong phân rã beta của các hạt nhân phóng xạ; ông quên mất rằng neutrino thật ra chưa từng được quan sát thấy. Sau này, trong một lá thư gửi cho một người bạn, Pauli rên rỉ, “Tôi vừa làm một chuyện kinh khủng. Tôi đã giả định một hạt không thể nào dò tìm được.”
Các neutrino sau đó đã được dò thấy, nhưng do tiết diện tương tác cực kì nhỏ của chúng, mãi đến giữa thập niên 1950 người ta mới dò thấy chúng. Quan sát neutrino đã mở đường cho việc khảo sát các quá trình hạt nhân từng được dự đoán trên lí thuyết là nguồn cấp năng lượng cho độ sáng của các sao, các vụ nổ siêu tân tinh, và sự tổng hợp các nguyên tố, trừ những nguyên tố nhẹ nhất, trong vũ trụ.
Neutrino sân nhà
Nguồn neutrino rõ rệt nhất là Mặt Trời. Các neutrino được tạo ra ở đó trong phản ứng nhiệt hạch đơn giản nhất, trong đó hai proton kết hợp thành một hạt nhân deuterium đồng thời phát xạ một positron và một neutrino. Tất cả các chuỗi phản ứng khác, phức tạp hơn đưa đến các nguyên tố nặng hơn cũng tạo ra các neutrino ngay tức thì thoát khỏi Mặt Trời, về cơ bản là ở tốc độ ánh sáng; thật tình cờ, cũng các quá trình ấy là nguồn gốc của ánh sáng mà các sao phát ra.
Neutrino mặt trời được quan sát lần đầu tiên bởi Raymond Davis Jr cùng các cộng sự trong một thí nghiệm hồi thập niên 1960 sử dụng 600 tấn chất lỏng làm sạch (perchloroethylene). Bố trí trong một bể chứa đặt sâu dưới lòng đất tại khu mỏ Homestake ở South Dakota, detector của Davis đã đo được phản ứng theo đó một neutrino Mặt Trời đập trúng một hạt nhân chlorine trong chất lỏng làm sạch, biến nó thành hạt nhân argon. Các kết quả của ông được xác nhận bởi Masatoshi Koshiba và các cộng sự, thí nghiệm của họ dùng một detector Cherenkov 3000 tấn nước trong khu mỏ Kamioka ở Nhật Bản. Với những thành tựu của họ trong việc sáng lập ngành thiên văn học neutrino, Davis và Koshiba được trao Giải Nobel Vật lí 2002 (xem Physics Today, tháng Mười Hai năm 2002, trang 16).
Các neutrino còn được tạo ra trong khí quyển Trái Đất bởi các tia vũ trụ, các hạt năng lượng cao – chủ yếu gồm proton và các hạt nhân – từ không gian bên ngoài đi tới chúng ta. Khi đập trúng các hạt nhân trong khí quyển, tia vũ trụ kích hoạt các phản ứng tương tự với các phản ứng mà người ta quan sát thấy trong các máy gia tốc hạt năng lượng cao dưới địa cầu, ví dụ Máy Va chạm Hadron Lớn ở Thụy Sĩ. Các nhà vật lí đã biết lâu nay rằng các phản ứng hạt nhân như thế không những đem lại loại neutrino sinh ra trên Mặt Trời, gọi là neutrino electron, mà còn đem lại hai loại, hay hai mùi khác nữa: neutrino muon và neutrino tau. Detector Kamiokande ở Kamioka có khả năng dò tìm neutrino mặt trời mùi electron và các neutrino electron và muon được tạo ra trong khí quyển. Thật lạ lùng, số lượng neutrino electron quan sát thấy từ Mặt Trời thấp hơn khoảng 40% so với dự đoán từ lí thuyết cấu trúc sao được chấp nhận.
Lời giải cho các bất đồng ấy nằm ở một hiện tượng vật lí hạt gọi là dao động neutrino. Sau khi truyền đi một chặng đường lớn trong không gian hoặc qua một môi trường, một neutrino sinh ra ở dạng một mùi đặc biệt nào đó có thể “dao động” thành mùi khác. Các neutrino electron mất tích trong thí nghiệm Kamiokande đơn giản là đã biến đổi thành các neutrino mùi khác. Để công nhận việc chứng minh hiệu ứng dao động neutrino, Giải Nobel Vật lí 2015 đã được trao cho Arthur McDonald thuộc Đại học Queen ở Canada và Takaaki Kajita thuộc Đại học Tokyo, họ lần lượt là người lãnh đạo Đài thiên văn Neutrino Sudbury và nhóm hợp tác Super-Kamiokande (xem Physics Today, tháng Mười Hai năm 2015, trang 16). Một khi các phản ứng nhiệt hạch sinh neutrino trong các sao đã tạo ra đủ mọi nguyên tố lên tới sắt, các phản ứng tỏa nhiệt không còn xảy ra được nữa. Do không còn áp suất nhiệt để kháng lại lực hấp dẫn nên lõi sao co lại, trong quá trình đó các neutrino lại được tạo ra khi các proton và electron kết hợp trong phân rã beta nghịch. Sự co lõi xảy ra tiếp tục cho đến khi mật độ trong lõi gần bằng mật độ trong hạt nhân, lúc ấy một vụ nổ kinh hoàng sẽ tạo ra đủ mùi neutrino. Quá trình co đảo ngược lại và một sóng xung kích bắt đầu lan tỏa theo mọi hướng. Sự sáng lên đột ngột đến nhiều bậc độ lớn và lung linh màu sắc sau đó được gọi là siêu tân tinh co lõi. Ở một siêu tân tinh đặc biệt, SN1987a, vụ nổ neutrino báo trước sự sáng lên trong vùng quang học đã được dò thấy bởi các nhóm nghiên cứu tại các detector dưới lòng đất Kamiokande, Irvine-Michigan-Brookhaven, và Baksan.
Bằng chứng cho neutrino ngoài thiên hà
Neutrino mặt trời, neutrino sao, và neutrino siêu tân tinh thường có năng lượng trong tầm 1-30 MeV. Vào năm 2013, các nhà nghiên cứu tại Đài thiên văn Neutrino IceCube, xem hình ở phần sau, loan báo rằng họ đã phát hiện một luồng neutrino khuếch tán với năng lượng cao hơn nhiều bậc độ lớn, lên tới một peta electron volt (1015 eV). Các phép đo sau đó đã kéo năng lượng xuống còn hàng chục TeV. IceCube, thiết bị có nhiệm vụ dò tìm các hạt đặc biệt đó, gồm một kilo-mét khối băng, được trang bị các ống quang dò tìm ánh sáng sinh ra khi các neutrino tương tác với các hạt vật chất trong băng. Khối lượng chừng một tỉ tấn, IceCube nằm sâu 1,5 km bên dưới thềm băng Nam Cực ở gần Cực Nam. (Để biết thêm về IceCube và các detector neutrino khác, hãy xem mục tham khảo 3 và bài báo của Francis Halzen và Spencer Klein, Physics Today, tháng Năm năm 2008, trang 29).
Khám phá của IceCube về các neutrino năng lượng cao – theo tôi năng lượng là trên 1 GeV – gây kích thích cao độ vì hai lí do sau đây. Thứ nhất, phổ năng lượng của các neutrino ấy sai lệch đáng kể so với neutrino khí quyển. Như trình bày ở hình 1, các neutrino khí quyển có phân bố năng lượng tuân theo quy luật hàm mũ dốc đứng. Luồng neutrino năng lượng cao mà IceCube tìm thấy biểu hiện một quy luật hàm mũ bằng phẳng hơn và sai lệch đáng kể với phông nền neutrino khí quyển ở những năng lượng cao hơn tầm 100 TeV.
Hình 1. Các phép đo neutrino của IceCube (các chữ thập đen) cho thấy thông lượng neutrino thiên văn vật lí, năng lượng cao phân kì đáng kể so với thông lượng neutrino khí quyển (màu xanh). Đường bậc thang màu đỏ là đường khớp quy luật hàm mũ với thành phần thiên văn vật lí. (Trích từ tham khảo 18)
Thứ hai, hướng đến gần như đẳng hướng của các neutrino năng lượng cao cho thấy một nguồn gốc ngoài thiên hà. Hơn nữa, IceCube được thiết kế để có thể dò tìm neutrino thuộc cả ba mùi, và sự pha trộn của các mùi mà nó đo được là tương thích với các neutrino đang dao động khi chúng truyền đi trên hành trình liên thiên hà đến Trái Đất.
Để chắc chắn, độ chính xác về hướng đến của từng neutrino cá lẻ là khá tệ khi so với độ phân giải góc cao thu được bởi các detector điện từ ví dụ như các kính thiên văn quang học. Sai số về hướng phụ thuộc vào năng lượng và mùi của neutrino, vì các loại neutrino khác nhau tương tác khác nhau với detector. Đối với neutrino muon, sai số IceCube lên tới 0,4 độ cung, trong khi đối với neutrino electron sai số hiện nay là 15-30 độ cung, tuy nhiên sai số electron sẽ giảm trong tương lai khi các kĩ thuật phân tích được cải thiện. Sự định xứ góc không rõ ràng có nghĩa là các nỗ lực gán các neutrino quan sát thấy trên Trái Đất với những loại nguồn nhất định xuất xứ từ thiên hà hoặc ngoài thiên hà cho đến nay tỏ ra không có hiệu quả - với một ngoại lệ đáng chú ý, sẽ được trình bày ở phần sau.
>> Còn tiếp Phần 2 và Phần 3
Bài dịch từ tạp chí Physics Today 71, 10, 36 (2018); https://doi.org/10.1063/PT.3.4043
