Záření β je proudem elektronů nebo pozitronů, které letí značnou rychlostí. Záření β může pronikat materiálem o nízké hustotě nebo malé tloušťce, jako je např. papír. Záření β vzniká v jádře přeměnou neutronu v proton, přičemž je z jádra vyslán elektron. V jádře tedy přibude proton a ubude neutron. Vznikne prvek s protonovým číslem o jednu vyšším. Záření β se vyskytuje ve vzácných zeminách (např. uran), v jaderných odpadech apod. Přeměna β je vyvolána novým typem interakce, který se označuje jako slabá interakce.
Enrico Fermi.
Zdroj: commons.wikimedia.org. Under Creative Commons.
Podrobnější zkoumání rozpadu β odhalilo zdánlivý paradox. Spektrum energií produkovaných elektronů je totiž spojité, což vede k rozporu s představou, že se jedná o dvoučásticový rozpad (v takovém případě by elektron měl vždy jen jednu možnou energii, striktně určenou obvyklými zákony zachování). Na záchranu zákona zachování energie proto Wolfgang Pauli postuloval existenci nové částice (menší než 0,01 hmotnosti protonu, elektricky neutrální, spin ½, interagující slabou interakcí), která při β rozpadu vzniká spolu s protonem a elektronem. Pauliho postulát znamenal, že diskrétní porce energie, odpovídající přechodu jádra z jednoho energetického stavu do druhého, se zcela libovolně rozdělí mezi elektron a novou částici a výsledné spektrum elektronů z β rozpadu je proto spojité. Enrico Fermi ji v roce 1934 zahrnul do své teorie β rozpadu a nazval ji neutrino (protože byla elektricky neutrální jako neutron, ale na rozdíl od něj velmi lehoučká). Rozpad beta můžeme zapsat pomocí rovnic
Při přeměně β– zasáhne atomové jádro elektronové neutrino, které způsobí rozpad neutronu na proton a vzn ikne elektron, atomové jádro s o jedno více protony a elektronové neutrino. Při přeměně β+ vzniká pozitron a elektronové neutrino. Pozitron je antičástice elektronu, která má stejnou klidovou hmotnost, ale opačné znaménko elektrického náboje. Neutrino a antineutrino patří mezi leptony a jsou to neutrální částice, jejichž klidová hmotnost je velmi malá. Neutrina vznikají při β rozpadu a v dalších reakcích, např. v rozpadech pionů a kaonů. Bylo zjištěno, že se jedná o neutrina s jinými vlastnostmi, proto dnes rozlišujeme neutrino elektronové νe, mionové νµ a tauonové τt. Mionové neutrino bylo objeveno v roce 1962 na urychlovačí v Brookhavenu Leonem Ledermanem, Melvinem Schwartzem a Jackem Steinbergerem. Tauonové neutrino bylo objeveno v roce 2000 v americké laboratoři Fermilab. Kromě toho existuje ke každému neutrinu antineutrino elektronové, mionové a taonové. Neutrina mohou oscilovat, tj. měnit se s jistou pravděpodobností v neutrino jiné.
Dlouhou dobu zůstávalo neutrino zcela hypotetickou částicí, protože detekovat tuto nepatrnou částici bylo velmi obtížné. To znamená, že ačkoliv naším tělem projde za život kvadrilión neutrin, jen jedno jediné v nás uvízne. Jejich detekce je velmi obtížná, protože je nutné odstínit všechny nežádoucí částice, např. kosmické záření. Proto se detektory umísťují hluboko pod zem. Nejběžnějším typem neutrin jsou sluneční neutrina, která vznikají v nitru Slunce. Další neutrina vznikají při interakci kosmického záření s horními vrstvami atmosféry (atmosférická neutrina). Neutrina vznikají také při explozích supernov, v nitru Země při přirozených radioaktivních rozpadech hordnin, v jaderných reaktorech apod. V jedné sekundě po velkém třesku se oddělila tzv. reliktní neutrina. Přímý experimentální důkaz existence volného neutrina podali v roce 1956 Frederic Reines a Clyde Cowan, kteří pozorovali v americké jaderné elektrárně Savannah River tzv. opačný β rozpad, který předpověděla Fermiho teorie. Nejbližším možným zdrojem neutrin je Slunce, v jehož nitru vzniká souběžně s fotony i velké množství neutrin jako důsledek termonukleárních reakcí.
Americký fyzik Raymond Davis jr. se rozhodl postavit past na neutrina. Šlo o obří cisternu o objemu bezmála 4 000 m3, umístěnou ve zlatém dole Homestake v Jižní Dakotě v hloubce 1,5 km pod zemí. Cisterna byla naplněna perchloretylénem, což je látka užívaná k čištění oděvů. Dopadlo–li do nádrže neutrino, existovala nevelká naděje, že se srazilo s atomem chlóru, jenž se po takovém nárazu změnilo na radioaktivní argon. A detekovat radioaktivní prvek bylo již snadné. Davisův experiment ale nedával takové výsledky jaké by měl, detekovaných neutrin bylo daleko méně než by jich mělo být. Hovořilo v tomto smyslu o tzv. neutrinové katastrofě. Davis svůj experiment s buldočí houževnatostí vylepšoval skoro 30 let (v letech 1968 až 1999) a stále dostával stejný výsledek: neutrin jeho detektor zaznamenával jen asi třetinu teoreticky předpověděné hodnoty, přesto zaznamenal dva tisíce interakcí slunečních neutrin s jádry chlóru. Důvodem neúspěchu Davisova experimentu byl použitý chlór, který za vzniku argonu reaguje s vysokoenergetickými neutriny. Při použití galia tento problém odpadá a počet elektronových neutrin je v pořádku. Na principu této reakce byly postaveny dva experimenty – GALLEX (Gallium Experiment) přebudovaný v roku 1997 na experiment GNO (Gallium Neutrino Observatory) a experiment SAGE (Soviet-American Gallium Experiment). Oba experimenty zaznamenaly opět nižší počet neutrin, než se předpokládalo. Dalším krokem byla konstrukce detektoru všech tří druhů neutrin. Detektor SNO (Sudbury Neutrino Observatory) umístěný v kanadském dole Creighton Mine tvořila nádrž s tisíci tunami těžké vody, která byla umístěna v bazénu se sedmi tisíci tunami obyčejné vody (kvůli stínění). Tento experiment potvrdil, že shruba 35 % elektronových neutrin dorazí k Zemi. Zbytek se přemění na ostatní dva druhy neutrin.
Clyde Cowan během neutrinového experimentu.
Zdroj: commons.wikimedia.org. Public domain.
Tým z Brookhavenu, který pracoval na urychlovači AGS (Alternating Gradient Synchrotron), oznámil první pozorování neutrinových interakcí v roce 1962. Vzhledem k jejich předpokládané nepatrné četnosti bylo velmi důležité docílit maximální redukce pozadí k hledaným případům v detektoru. Pro představu o měřítku takového experimentu snad stojí za zmínku, že součástí odstínění byla také železná stěna o tloušťce 13,5 m (materiál na její stavbu pocházel z vyřazených křižníků amerického válečného námořnictva) a jako detektor sloužila desetitunová jiskrová komora. Výsledkem analýzy získaných dat byl závěr, že nabité leptony produkované v neutrinových interakcích jsou prakticky pouze miony. To byl tedy přímý důkaz existence dvou různých neutrin. Tři členové brookhavenského týmu – Leon Lederman, Melvin Schwartz a Jack Steinberger – získali za tento výsledek Nobelovu cenu v roce 1988.
V červnu 1998 byla na aparatuře Super–Kamiokande objevena oscilace neutrin vzniklých z kosmického záření v atmosféře. Při svém letu se neutrina přeměňují z jedné formy na druhou. Neutrino je chvíli mionové, chvíli tauonové a chvíli elektronové. Aparatura Super–Kamiokande je největším podzemním neutrinovým detektorem na světě. Je postavena v Japonsku v blízkosti vesničky Kamioka, 1 700 m pod povrchem hory Ikena Jama ve starém zinkovém dole. Jde o válcovou nádrž o průměru 39,3 m a výšce 41,4 m obsahující 50 000 tun vody. Některá neutrina v nádrži reagují s protony a neutrony, mění se na elektrony a miony (ty se dále rozpadají na elektrony). Pohyb vzniklých elektronů a mionů je nadsvětelný a je doprovázen charakteristickým Čerenkovovým zářením, které je detekováno 131 000 fotonásobiči na vnitřním povrchu nádoby. Aparatura zachytí v průměru jedno neutrino za hodinu a půl.
V roce 2008 byla 25 km jižně od francouzských břehů dokončena stavba obřího podmořského detektoru neutrin ANTARES (viz antares.in2p3.fr). Detektor se rozprostírá na ploše 0,1 km2 v hloubce 2,5 km. Podmořská oblast byla zvolena kvůli izolaci detektoru od jiných částic. Na podobném principu funguje detektor ICE CUBE. Je umístěný v antarktickém ledu, skládá se z 5160 fotonásobičů, zamrzlých v ledu. Jednotlivé fotonásobiče se umísťují do hloubky 2 km. Díra se vytvoří pomocí horké vody, která pak zamrzne. Objem celého detektoru je kilometr krychlový. V roce 1987 se podařilo v několika detektorech zachytit neutrina pocházející z výbuchu supernovy ve Velkém Magellanově oblaku.
