Проблема массы нейтрино реферат

Обновлено: 06.07.2024

Еще одно нейтрино

В предыдущей статье я рассказывал, как в 1932 году появилась сама идея существования нейтрино и как эта частица была обнаружена 25 лет спустя. Напомню, Райнес и Коуэн зарегистрировали взаимодействие антинейтрино с протоном . Но уже тогда многие ученые полагали, что нейтрино может быть нескольких типов. Нейтрино, активно взаимодействующее с электроном, назвали электронным, а нейтрино, взаимодействующее с мюоном, соответственно, мюонным. Экспериментаторам необходимо было разобраться — различаются ли эти два состояния или нет. Ледерман, Шварц и Стейнбергер провели выдающийся эксперимент. Они исследовали пучок пи-мезонов от ускорителя. Такие частицы охотно распадаются на мюон и нейтрино.

Если нейтрино действительно имеет разные сорта, то рождаться должно мюонное. Дальше все просто — на пути рожденных частиц ставим мишень и исследуем, как они взаимодействуют: с рождением электрона или мюона. Опыт однозначно показал, что электроны почти не рождаются.

Итак, теперь у нас есть два типа нейтрино! Мы готовы переходить к следующему шагу в обсуждении нейтринных осцилляций.

В первых нейтринных экспериментах использовали искусственный источник: реактор или ускоритель. Это позволяло создавать очень мощные потоки частиц, ведь взаимодействия чрезвычайно редки. Но куда интереснее было зарегистрировать природные нейтрино. Особенный интерес представляет изучение потока частиц от Солнца.

К середине XX века уже было понятно, что в Солнце отнюдь не горят дрова — посчитали и выяснилось, что дров не хватит. Энергия выделяется при ядерных реакция в самом центре Солнца. Например, основной для нашей звезды процесс называется "протон-протонный цикл", когда из четырех протонов собирается атом гелия.

Первым такой эксперимент поставил Раймонд Дэвис в крупнейшем золотом руднике Америки — шахте Хоумстейк. Установку пришлось прятать глубоко под землю, чтобы защититься от мощного потока космических частиц. Нейтрино без проблем может пройти через полтора километра горной породы, а вот остальные частицы будут остановлены. Детектор представлял из себя огромную бочку, заполненную 600 тоннами тетрахлорэтилена — соединения 4 атомов хлора. Это вещество активно используется при химчистке и достаточно дешево.

Такой способ регистрации предложил Бруно Максимович Понтекорво. При взаимодействии с нейтрино хлор превращается в нестабильный изотоп аргона,

который захватывает электрон с нижней орбитали и распадается обратно в среднем за 50 дней.

Но! В день ожидается всего около 5 взаимодействий нейтрино. За пару недель наберется всего 70 народившихся атомов аргона, и их надо найти! Найти несколько десятков атомов в 600 тонной бочке. Поистине фантастическая задача. Раз в два месяца Дэвис продувал бочку гелием, выдувая образовавшийся аргон. Многократно очищенный газ помещался в маленький детектор (счетчик Гейгера), где считалось количество распадов получившегося аргона. Так измерялось количество нейтринных взаимодействий.

Почти сразу же оказалось, что поток нейтрино от Солнца почти в три раза ниже ожидаемого, что произвело большой фурор в физике. В 2002 году Дэвис совместно с Косиба-сан разделили Нобелевскую премию за весомый вклад в астрофизику, в части обнаружения космического нейтрино.

Небольшая ремарка: Дэвис регистрировал нейтрино не от протон-протонной реакции, которую я описал выше, а от чуть более сложных и редких процессов с бериллием и бором, но сути это не меняет.

Кто виноват и что делать?

Итак, нейтринный поток в три раза меньший, чем ожидалось. Почему? Можно предложить следующие варианты:

Неверна модель Солнца. Несмотря на многолетние оптические наблюдения мы совершенно не понимаем, как работает Солнце. Общий нейтринный поток меньше ожидаемого;
Что-то не так с самими нейтрино. Например, они меняют тип по пути к Земле () и уже не могут взаимодействовать с рождением электрона. Общий поток не поменялся.

Эти непостоянные нейтрино

За год до получения результатов эксперимента Дэвиса уже упоминавшийся Бруно Понтекорво разрабатывает теорию, как именно нейтрино могут менять свой тип в вакууме. Одно из следствий — у разных типов нейтрино должна быть разная масса. И с какой это стати частицы должны вот так вот на лету взять и поменять свою массу, которая, вообще говоря, должна сохраняться? Давайте разбираться.

Какие же базисы будут для нейтрино? Вполне логично разложить нейтринный поток на разные типы: электронное (), мюонное () и тау (). Если у нас из Солнца летит поток исключительно электронных нейтрино, то это состояние (1, 0, 0) в таком базисе. Но как мы уже обсуждали, нейтрино могут быть массивными. Причем обладать разными массами. А значит можно разложить поток нейтрино и по массовым состояниям: с массами соответственно.

Вся соль осцилляций в том, что эти базисы не совпадают! Синим на картинке показаны типы (сорта) нейтрино, а красным состояния с разными массами.

То есть, если в распаде нейтрона появилось электронное нейтрино, то появились сразу три массовых состояния (спроектировали на ).

Но если у этих состояний чуть-чуть разные массы, то и энергии будут слегка отличаться. А раз отличаются энергии, то и распространяться в пространстве они будут по-разному. На картинке показано, как именно будут эволюционировать эти три состояния во времени.

На картинке движение частицы показаны в виде волны. Такой представление называется волной де Бройля, или волной вероятности зарегистрировать ту или иную частицу.

Взаимодействует же нейтрино в зависимости от типа (). Поэтому, когда мы хотим посчитать, как же нейтрино себя проявит, нужно спроектировать наш вектор состояния на (). И таким образом получится вероятность зарегистрировать тот или иной тип нейтрино. Вот такие волны вероятности мы получим для электронного нейтрино в зависимости от пройденного расстояния:

Насколько сильно будет меняться тип задается относительными углами описанных систем координат (показаны на предыдущем рисунке ) и разницами масс.

Если вас не пугает терминология квантовой механики, и вам хватило терпения дочитать до этого момента, то простое формальное описание можно найти в Википедии.

А как на самом деле?

Обсерватория Камиока

Детектор начал набирать данные в 1987. С датами им дико повезло, но об этом следующая статья:) Установка представляла из себя огромную бочку, заполненную чистейшей водой. Стенки были замощены фотоумножителями. Основная реакция, по которой ловили нейтрино это выбивание электрона из молекул воды:

Быстролетящий свободный электрон светится в воде темно голубым цветом. Это излучение и регистрировали ФЭУ на стенках. Впоследствии установка была усовершенствована до Супер-Камиоканде и продолжила свою работу.

Эксперимент подтвердил дефицит солнечных нейтрино и добавил к этому дефицит атмосферных нейтрино.

Галлиевые эксперименты

Почти сразу после запуска Какиоканде в 1990 начали работу два галлиевых детектора. Один из них располагался в Италии, под горой Гранд-Сассо в лаборатории с одноименным названием. Второй — на Кавказе, в Баксанском ущелье, под горой Андырчи. Специально для этой лаборатории в ущелье был построен поселок Нейтрино. Сам метод был предложен Вадимом Кузьминым, вдохновленным идеями Понтекорво, еще в 1964 году.

При взаимодействии с нейтрино галлий превращается в нестабильный изотоп германия, который распадается обратно в галлий в среднем за 16 дней. За месяц образуется несколько десятков атомов германия, которые нужно очень тщательно извлечь из галлия, поместить в небольшой детектор и сосчитать количество распадов обратно в галлий. Преимущество галлиевых экспериментов в том, что они могут ловить нейтрино очень низких энергий, недоступные другим установкам.

Все вышеописанные эксперименты показали, что мы видим меньше нейтрино, чем ожидали, но это не доказывает присутствие осцилляций. Проблема по-прежнему может быть в неправильной модели Солнца. Эксперимент SNO поставил последнюю и жирную точку в проблеме солнечных нейтрино.

Обсерватория Садбери

Быстрый электрон, как мы уже обсуждали, светится при движении в среде, а нейтрон достаточно быстро должен захватываться дейтерием, излучив при этом фотон. Все это можно зарегистрировать с помощью фотоумножителей. Физики наконец получили возможность измерить полный поток частиц от Солнца. Если окажется, что он совпадает с ожиданиями, значит электронные нейтрино переходят в другие, а если он меньше ожидаемого, то виновата неправильная модель Солнца.

Эксперимент начал работу в 1999 году, и измерения уверенно указали на то, что наблюдается дефицит именно электронной составляющей

Напомню, что в звезде могут рождаться почти исключительно электронные нейтрино. А значит остальные получились в процессе осцилляций! За эти работы Артур Макдональд (SNO) и Кадзита-сан (Камиоканде) получили Нобелевскую премию 2015 года.

Почти сразу же, в начале нулевых, к исследованиям осцилляций приступили и другие эксперименты. Этот эффект смогли наблюдать и для рукотворных нейтрино. Японский эксперимент KamLAND, расположенный все там же, в Камиоке, уже в 2002 наблюдал осцилляции электронных антинейтрино от реактора. И второй, тоже японский, эксперимент K2K впервые зарегистрировал изменение типа у нейтрино, созданных с помощью ускорителя. В качестве дальнего детектора использовали небезызвестный Супер-Камиоканде.

Сейчас все больше и больше установок занимаются исследованием этого эффекта. Строятся детекторы на Байкале, в Средиземном море, на Южном Полюсе. Были установки и вблизи Северного полюса. Все они ловят нейтрино космического происхождения. Работают ускорительные и реакторные эксперименты. Уточняются параметры самих осцилляций, делаются попытки узнать что-то о величине масс нейтрино. Есть указания на то, что именно при помощи этого эффекта можно объяснить преобладание вещества над антивеществом в нашей Вселенной!

Хочу отметить, что точно так же меняют свои ароматы и кварки, только этот эффект для них намного слабее.

PS Я продолжаю пробовать перья в популярных статьях, так что буду признателен за отзывы/замечания/запросы. Как найду время, в следующий раз планирую написать, как впервые наблюдали астрофизический объект не через электромагнитное излучение.
Спойлер — при помощи нейтрино:)

До сравнительно недавнего времени одна из важнейших проблем астрономии - проблема внутреннего строения и эволюции звезд решалась совместными усилиями астрофизиков-теоретиков и астрономов-наблюдателей. Эта проблема никоим образом не могла быть решена без непрерывного контроля выводов теории астрономическими наблюдениями. Особенно большое значение для теории имел анализ прецизионных наблюдений блеска и цвета звезд, входящих в состав скоплений. Считалось и считается, что справедливость теории внутреннего строения и эволюции звезд объясняется возможностью на основе этой теории объяснить ряд тонких особенностей диаграммы Герцшпрунга- Ресселя для различных скоплений звезд, имеющих различный возраст. Все же неопределенное ощущение неудовлетворенности, несомненно, остается. В идеале было бы неплохо иметь возможность непосредственно получить основные характеристики звездных недр путем прямых наблюдений. Еще сравнительно недавно сама возможность “заглянуть” в недра звезд представлялась по меньшей мере совершенно фантастической. Огромная толща вещества звезды делает ее непрозрачной для всех видов э/м излучения, включая самые жесткие гамма-лучи. Миллионы лет требуются квантам, генерируемым в центральных областях звезд, чтобы просочиться к поверхностным слоям и выйти наружу в межзвездное пространство. За это время кванты, взаимодействуя с веществом звезды, испытывают огромное количество поглощений и переизлучений, претерпевая при этом серьезные трансформации. Если первоначально их частоты соответствовали рентгеновскому диапазону, то, выходя из поверхности звезды, они становятся гораздо “мягче” и их частоты лежат уже в оптическом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Другими словами их свойства уже совсем не отражают свойств среды, в которой они первоначально возникли. Казалось бы, нет никакой возможности получить какую-либо информацию непосредственно из недр звезды. Однако развитие физики в нашем столетии совершенно неожиданно открыло возможность хотя бы в принципе подойти к решению этой, считавшейся неразрешимой проблемы.

В 1931 году швейцарский физик-теоретик Вольфганг Паули, исходя из твердого убеждения в выполнении законов сохранения для элементарных процессов и анализируя тогда во многом еще не ясное явление b-распада, выдвинул смелую гипотезу о существовании новой элементарной частицы. Эта частица, получившая название “нейтрино”, должна обладать массой покоя ничтожно малой, скорее всего, даже нулевой. По этим причинам нейтрино должны обладать совершенно исключительной способностью проникать через огромные толщи вещества. Подсчитано, что без заметного поглощения пучок нейтрино с энергией в миллион вольт может пройти через стальную плиту, толщина которой в сотню раз превосходит расстояние от Земли до ближайших звезд! Ясно, что для таких частиц пройти “насквозь” через любую звезду, как говорится, “пустое дело”. Но столь удивительно слабая способность нейтрино взаимодействовать с веществом имеет и “обратную сторону”. Потребовалось 25 лет после гениального теоретического предсказания Паули, чтобы эта необычайная частица была обнаружена и тем самым из разряда гипотетических перешла в разряд вполне реальных элементарных частиц.

После этого открытия физика нейтрино значительно продвинулась вперед. Как и всякая “порядочная” элементарная частица, нейтрино обладает “двойником” - античастицей, получившей название “антинейтрино”. Выдающийся русский физик академик Б. М. Понтекорво теоретически предсказал существование двух сортов нейтрино - “электронных” и ”мюонных”. Очень скоро это предсказание блестяще оправдалось на опыте. Вскоре было открыто также тау - нейтрино. Понтекорво был также первым, кто указал на важность нейтрино для изучения звездных и в первую очередь солнечных недр.

Теория термоядерных реакций, происходящих в центральных областях Солнца, позволяет надежно оценить величину потока солнечных нейтрино на Земле. В самом деле, суть термоядерных реакций, происходящих в недрах нашего светила, сводится к тому, что четыре протона объединяются в одну альфа - частицу. При этом испускаются два нейтрино. При каждом таком “объединении” выделяется около 25 мегавольт энергии, которая в конечном счете выделяется в межзвездное пространство, обеспечивая светимость солнца. Поэтому полное количество нейтрино, образующихся в недрах Солнца, , а поток их на Земле .Это огромная величина. Мы буквально “купаемся” в потоке солнечных нейтрино.

Однако ничтожно малая вероятность взаимодействия нейтрино с веществом делает эксперименты по их обнаружению исключительно трудными. Идея такого эксперимента была предложена еще в 1946 г. Понтекорво. Обнаружение нейтрино может быть основано на реакции:

где - устойчивый изотоп хлора, а - радиоактивный изотоп аргона. Эта реакция называется “обратный бета-распад”. Хотя вероятность поглощения нейтрино изотопом хлора весьма мала, все же на практике она до недавнего времени оказывалась единственно возможной для обнаружения солнечных нейтрино. В качестве “рабочего вещества”, достаточно богатого изотопом “хлор-37”, начиная с 1955 г. использовалась и используется до сих пор прозрачная жидкость перхлорэтилен, химическая формула которого . Эта довольно дешевая жидкость широко используется в бытовой химии как средство очистки поверхностей. Первые опыты по обнаружению нейтрино таким методом были “нацелены” отнюдь не на Солнце, а на ядерные реакторы, излучающие огромное количество нейтрино. Задачей этих опытов, поставленных американским физиком Дэвисом, было “научиться” различать нейтрино и антинейтрино. Последние изотопом не поглощаются. В качестве детектора Дэвис использовал сравнительно небольшую емкость в 3900 литров перхлорэтилена. Сущность эксперимента состояла в оценке количества ядер радиоактивного изотопа , которые образуются в емкости. Такая оценка производится методами современной радиохимии.

Хотя основная цель эксперимента и не имела отношения к астрономии, тем не менее, как “побочный продукт”, Девис впервые получил оценку верхней границы потока солнечных нейтрино, которая, конечно, была еще слишком груба. Чувствительность первого эксперимента Дэвиса была примерно в тысячу раз ниже ожидаемого потока солнечных нейтрино в том диапазоне энергии, который поглощается изотопом .

Последняя оговорка весьма существенна. Выше было оценена величина ожидаемого полного потока солнечных нейтрино. Однако перхлорэтиленовый детектор способен поглощать далеко не все солнечные нейтрино с одинаковой эффективностью. Между тем энергетический спектр солнечных нейтрино весьма чувствительным образом зависит от физических условий в недрах Солнца, т.е. от температуры, плотности и химического состава. Другими словами, энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно скорость образования в перхлорэтилене радиоактивных ядер сильно зависит от модели солнечных недр.

Начиная с 1955 г. Дэвис и его сотрудники упорно работали над повышением чувствительности перхлорэтиленового детектора нейтрино. В результате их усилий чувствительность детектора увеличилась к почти в 30000 раз!. В его современном виде нейтринный детектор представляет собой грандиозное сооружение. Гигантский резервуар, наполненный жидким перхлорэтиленом, имеет объем около 400 кубометров, что близко к объему нормального 25-метрового плавательного бассейна. Установка расположена на дне глубокой старой шахты, пробитой в скальном грунте. Глубина шахты превышает 1,5 км, что соответствует экранировке установки эквивалентным слоем воды толщиной около 4,5 км. Расположение детектора глубоко под землей диктуется необходимостью свести к минимуму помехи, приводящие к образованию радиоактивных изотопов аргона без поглощения ядрами хлора нейтрино. Указанные помехи вызываются проникающей компонентой космических лучей. Мю-мезоны, входящие в состав этой компоненты, взаимодействуя с веществом, порождают быстрые протоны, которые, сталкиваясь с ядрами хлора, образуют радиоактивный изотоп .

Из-за облучения солнечными нейтрино во всем огромном бассейне перхлорэтилена одновременно присутствуют всего лишь несколько десятков ядер радиоактивного изотопа, период полураспада которого около 35 дней.

Это ничтожное количествоудается выделить из “бассейна” путем “продувания” его гелием, после чего изотопы аргона выделяются из гелия химическим путем.

Едва ли не самым парадоксальным следствием опытов Дэвиса и его коллег является их отрицательный результат. По состоянию вопроса на 1975 г. можно было утверждать, что количество поглощенных солнечных нейтрино за одну секунду, рассчитанное на один поглощающий атом хлора, меньше чем

(т.н. “единица солнечных нейтрино”- “s.n.u”). Между тем если бы принятая в настоящее время модель солнечных недр была точной, эта величина должна была бы быть в семь раз больше.Это расхождение между ожидаемым результатом и данными наблюдений представляется неожиданно большим. Конечно, часть этого расхождения следует искать в несовершенстве теорий, как чисто физических, так и астрономических. Чисто физической является задача вычисления вероятности поглощения хлором солнечных нейтрино. Эта вычисленная вероятность, однако, подкрепляется результатами лабораторных экспериментов, так что нет оснований сомневаться в ее правильности. Возможные ошибки здесь вряд ли превышают 10%. Более серьезным является вопрос о точности ныне принятой модели внутренних областей Солнца. От этой модели зависит энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно, и количество образовавшихся в бассейне перхлорэтилена изотопов радиоактивного аргона. Например, скорость образования нейтрино при b-распаде (образующихся при одной из ветвей протон-протонной реакции) зависит от температуры приблизительно как , т.е. очень сильно. Между тем перхлорэтиленовый детектор регистрирует преимущественно нейтрино, образовавшиеся при распаде , т.к. они обладают наибольшей энергией (~14 мегавольт). Количество же таких нейтрино составляет ничтожную долю от полного нейтринного потока, который почти не зависит от модели Солнца.

В принципе при современном уровне теории модель любой звезды, находящейся на главной последовательности, может быть построена достаточно точно, если известна масса звезды и распределение ее химсостава по всей толще. Для Солнца масса известна с высокой точностью, в то время как имеется достаточна большая неопределенность в распределении его химического состава. Последнее зависит от характера перемешивания вещества в недрах Солнца. Скорее всего, относительное обилие гелия в ядре Солнца выше, чем в более наружных слоях. Разница в обилиях гелия в центральных областях и на периферии зависит также от возраста Солнца, который принимается равным 4,7 млрд. лет. Для построения моделей имеют также большое значение полученные из лабораторных данных скорости тех или иных ядерных реакций, происходящих в солнечных недрах.

Предложенные в последние годы модели Солнца дают весьма разные значения ожидаемого в экспериментах Дэвиса количество поглощенных нейтрино - от 30 до 6 s.n.u. Однако даже последнее, наинизшее значение все же в несколько раз превосходит наблюдаемую верхнюю границу.

Означает ли столь неожиданный результат экспериментов по обнаружению солнечных нейтрино, что наши представления о внутренней структуре и эволюции звезд неверны и нуждаются в коренном пересмотре? Пока для такого радикального вывода серьезных оснований нет. Но есть проблема объяснения результатов опытов Дэвиса.

Возможность объяснения отрицательного результата опытов по обнаружению солнечных нейтрино состоит в пересмотрении основных представлений о природе нейтрино. Так, например, существует гипотеза, что нейтрино – нестабильная частица. Эта гипотеза требует признания у нейтрино хотя и малой, но конечной массы покоя. Если предположить, что период полураспада нейтрино меньше сотен секунд, то ясно, что образовавшиеся нейтрино просто не дойдут до Земли. Разновидностью этого типа гипотез является “гипотеза осцилляций”, предложенная Б.М.Понтекорво. Суть этой гипотезы сводится к тому, что испущенные Солнцем “электронные” нейтрино могут превращаться в “мюонные”, на которые детектор Дэвиса не реагирует.

Совершенно другой подход к проблеме содержится в гипотезе Фаулера, высказанной еще в 1972 году. Он предположил, что несколько миллионов лет назад во внутренних слоях Солнца произошло сравнительно быстрое, скачкообразное перемешивание вещества. Таким образом, в течение последних нескольких миллионов лет недра Солнца находятся в необычном, как бы переходном состоянии. Через несколько миллионов лет физические условия в недрах Солнца вернутся к первоначальному состоянию.

Причиной такого внезапного перемешивания солнечных недр может быть постепенное накопление некоторой "неустойчивости", которая, дойдя до определенного предела, как бы "сбрасывается". Например, эта причина может быть связана с циркуляцией вещества солнечных недр в меридиональном направлении, которая будет как бы "транспортировать" вращательный момент Солнца от его периферических слоев к центру. В результате центральные области Солнца начнут вращаться значительно быстрее, чем периферия. Такая ситуация должна приводить к неустойчивости, которая будет сбрасываться перемешиванием.

Вся суть гипотезы Фаулера состоит в том, что поток солнечных нейтрино определяется "мгновенным" состоянием солнечных недр. Это означает, что если по какой-нибудь причине температура солнечных недр изменится, то это сразу же отразится на выходящем из Солнца потоке нейтрино. Совсем по-другому будет вести себя поток фотонного излучения от Солнца. Как уже было отмечено, образовавшимся фотонам внутри Солнца требуется миллионы лет, чтобы просочиться наружу и выйти в межзвездное пространство. Таким образом, в принципе, возможна такая ситуация: внезапно температура в центре Солнца падает, сразу же резко падает поток солнечных нейтрино, в то время как светимость Солнца остается неизменной.

На данный момент не существует точных лабораторных доказательств существования ненулевой массы нейтрино. Однако установлены верхние пределы для массы из прямых кинематических экспериментов:

, тритиевый b-распад

Кроме эксперимента, который был запущен еще Дэвисом, на данный момент действуют еще три эксперимента:Kamiokande, Sage и Gallex.Один из них, Kamiokande действует в Японии на основе 1КТ водного детектора Черенкова, он действует на основе реакции и измеряет энергию произведенных электронов. Хотя этот детектор измеряет только высокоэнергетические(7.3 MeV) нейтрино, он имеет преимущество – он считает нейтрино в реальном времени и, кроме того, есть возможность узнать направление пришедшего нейтрино, т.е. это направленный детектор. В последние два года запущены еще два эксперимента – Sage в России и Gallex в Италии. Они регистрируют низкоэнергетичные (0.233 МeV), pp нейтрино. Оба эксперимента действуют на основе реакции галлия:. Проблема дефицита солнечных нейтрино обнаружена не только на эксперименте Дэвиса, но и на всех других. Отсюда следует вывод, что причина недостатка солнечных нейтрино находится не в ошибках эксперимента, а в теории: либо в физике Солнца, либо в физике элементарных частиц (конкретно нейтрино). Несмотря на все усилия, проблема солнечных нейтрино до сих пор не решена. Таким образом, вопрос остается открытым.

1. А.Е. Шкловский “Звезды. Рождение, жизнь и смерть звезд” Москва, “Наука”,1982

Для учеников 1-11 классов и дошкольников
Бесплатные сертификаты учителям и участникам

Реферат по астрофизике:

Проблема солнечных нейтрино

Содержание 2

Открытие нейтрино 4

Эксперимент Дэвиса 5

Проблема солнечных нейтрино 7

Масса нейтрино 9

Другие эксперименты по обнаружению нейтрино 10

Литература 10

В 1931 году швейцарский физик-теоретик Вольфганг Паули, исходя из твердого убеждения в выполнении законов сохранения для элементарных процессов и анализируя тогда во многом еще не ясное явление -распада, выдвинул смелую гипотезу о существовании новой элементарной частицы. Эта частица, получившая название “нейтрино”, должна обладать массой покоя ничтожно малой, скорее всего, даже нулевой. По этим причинам нейтрино должны обладать совершенно исключительной способностью проникать через огромные толщи вещества. Подсчитано, что без заметного поглощения пучок нейтрино с энергией в миллион вольт может пройти через стальную плиту, толщина которой в сотню раз превосходит расстояние от Земли до ближайших звезд! Ясно, что для таких частиц пройти “насквозь” через любую звезду, как говорится, “пустое дело”. Но столь удивительно слабая способность нейтрино взаимодействовать с веществом имеет и “обратную сторону”. Потребовалось 25 лет после гениального теоретического предсказания Паули, чтобы эта необычайная частица была обнаружена и тем самым из разряда гипотетических перешла в разряд вполне реальных элементарных частиц.

Теория термоядерных реакций, происходящих в центральных областях Солнца, позволяет надежно оценить величину потока солнечных нейтрино на Земле. В самом деле, суть термоядерных реакций, происходящих в недрах нашего светила, сводится к тому, что четыре протона объединяются в одну альфа - частицу. При этом испускаются два нейтрино. При каждом таком “объединении” выделяется около 25 мегавольт энергии, которая в конечном счете выделяется в межзвездное пространство, обеспечивая светимость солнца. Поэтому полное количество нейтрино, образующихся в недрах Солнца, , а поток их на Земле . Это огромная величина. Мы буквально “купаемся” в потоке солнечных нейтрино.

(т.н. “единица солнечных нейтрино”- “ s . n . u ”). Между тем если бы принятая в настоящее время модель солнечных недр была точной, эта величина должна была бы быть в семь раз больше. Это расхождение между ожидаемым результатом и данными наблюдений представляется неожиданно большим. Конечно, часть этого расхождения следует искать в несовершенстве теорий, как чисто физических, так и астрономических. Чисто физической является задача вычисления вероятности поглощения хлором солнечных нейтрино. Эта вычисленная вероятность, однако, подкрепляется результатами лабораторных экспериментов, так что нет оснований сомневаться в ее правильности. Возможные ошибки здесь вряд ли превышают 10%. Более серьезным является вопрос о точности ныне принятой модели внутренних областей Солнца. От этой модели зависит энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно, и количество образовавшихся в бассейне перхлорэтилена изотопов радиоактивного аргона. Например, скорость образования нейтрино при -распаде (образующихся при одной из ветвей протон-протонной реакции) зависит от температуры приблизительно как , т.е. очень сильно. Между тем перхлорэтиленовый детектор регистрирует преимущественно нейтрино, образовавшиеся при распаде , т.к. они обладают наибольшей энергией (~14 мегавольт). Количество же таких нейтрино составляет ничтожную долю от полного нейтринного потока, который почти не зависит от модели Солнца.

Предложенные в последние годы модели Солнца дают весьма разные значения ожидаемого в экспериментах Дэвиса количество поглощенных нейтрино - от 30 до 6 s . n . u . Однако даже последнее, наинизшее значение все же в несколько раз превосходит наблюдаемую верхнюю границу.

Кроме эксперимента, который был запущен еще Дэвисом, на данный момент действуют еще три эксперимента: Kamiokande , Sage и Gallex . Один из них, Kamiokande действует в Японии на основе 1КТ водного детектора Черенкова, он действует на основе реакции и измеряет энергию произведенных электронов. Хотя этот детектор измеряет только высокоэнергетические(7.3 MeV ) нейтрино, он имеет преимущество – он считает нейтрино в реальном времени и, кроме того, есть возможность узнать направление пришедшего нейтрино, т.е. это направленный детектор. В последние два года запущены еще два эксперимента – Sage в России и Gallex в Италии. Они регистрируют низкоэнергетичные (0.233 М eV ), pp нейтрино. Оба эксперимента действуют на основе реакции галлия: . Проблема дефицита солнечных нейтрино обнаружена не только на эксперименте Дэвиса, но и на всех других. Отсюда следует вывод, что причина недостатка солнечных нейтрино находится не в ошибках эксперимента, а в теории: либо в физике Солнца, либо в физике элементарных частиц (конкретно нейтрино). Несмотря на все усилия, проблема солнечных нейтрино до сих пор не решена. Таким образом, вопрос остается открытым.

А.Е. Шкловский “Звезды. Рождение, жизнь и смерть звезд” Москва, “Наука”,1982

Нейтрино остается одной из самых популярных частиц с 50-х годов, когда его удалось зарегистрировать в реакторном эксперименте. Можем назвать по крайней мере три причины этой популярности:

Во-первых, издавна стоит вопрос о массе нейтрино - она может быть нулевой, но ничто не запрещает ей отличаться от нуля. В последнем случае, нейтрино может играть большую роль в устройстве Вселенной, являясь одним из видов "темной материи", которая составляет большую часть массы Вселенной и природа которой до сих пор не установлена.

Во вторых, с нейтрино связана самая интригующя загадка Солнца - недостаток солнечных нейтрино по сравнению с тем, что дали бы термоядерные реакции, поддерживая его светимость на наблюдаемом уровне.

В третьих, нейтрино можгут быть подвержены очень красивому эффекту квантомеханических осцилляций, который с одной стороны объяснил бы недостаток Солнечных нейтрино, с другой, свидетельствовал бы о ненулевой массе нейтрино. При всей своей важности, нейтрино остается трудным объектом исследования из-за малого сечения взаимодействия с веществом. Именно поэтому проблемы, свяэанные с нейтрино дожили до наших дней.

В последние годы интерес к нейтринной физике дополнительно вырос, по крайней мере, если судить по числу публикуемых статей, в названия которых входят слова нейтрино и кварки. В первую очередь это связано с результатами нейтринных экспериментов последнего десятилетия, и их возможных последствий для теории элементарных частиц.

Базовой теорией, от которой танцуют в интерпретации экспериментов, является минимальная стандартная модель физики элементарных частиц. В стандартной модели имеется три типа нейтрино (как и три поколения кварков), электронное, мюонное и тау-нейтрино. Масса нейтрино полагается равной нулю и выполняется закон сохранения лептонного числа L. Хотя стандартная модель и представляется как завершенная теория, однако, она требует много входных параметров, таких как массы элементарных частиц и константы взаимодействия. Они не могут быть предсказаны в рамках этой модели и должны определяться экспериментально. С другой стороны, нет убедительных доводов, почему нейтрино должно быть безмассовой частицей, поскольку нет соответствующей точной калибровочной симметрии, сохраняющей лептонное число, и тем самым, запрещая нейтрино иметь массу (аналогично, как в электромагнитном взаимодействии U(1) калибровочная симметрия делает фотон безмассовым).

Однако, рассмотрим все по порядку.

2. Верхние пределы на массы нейтрино.

Был проведен ряд экспериментов для измерения масс нейтрино прямыми методами. В экспериментах по измерению спектра электронов от распада трития получены ограничения на массу электронного нейтрино (Троицкий эксперимент) m _{n e} . Имеются перспективы для достижения чувствительности к m _{n e}
Верхний предел на массу мюонных нейтрино получают из измерений импульса мюона при распаде пиона (pi -> mn_m ) в состоянии покоя. В настоящее время получены ограничения m _nm и есть идеи, как можно улучшить это ограничение в 20 раз в BNL (g-2) эксперименте.
Верхний предел на массу тay нейтрино определяют при измерении спектра инвариантных масс в распаде и сейчас достигнут предел m _nt Имеются перспективы улучшения этого результата примерно в 5 раз в эксперименте на Bфабриках.

3. Атмосферные нейтрино.

Существуют два экспериментальных метода изучения атмосферных нейтрино на подземных подводных(подледных) детекторах. Первый подход основан на детекторах с большой массой, где регистрируются взаимодействия нейтрино в веществе детектора с последующей идентификацией типа нейтрино (электронное или мюонное). Во втором подходе используется большая плошадь детекторов, нейтрино взаимодействуют вне детектора, например в грунте, а регистрируются мюоны от взаимодействия. Поскольку пробег мюонов достаточно велик, эффективная масса мишени получается огромной. Чтобы избежать фона мюонов от обычных атмосферных ливней, регистрируются толко те частицы, которые идут снизу вверх. Они могут быть рождены только мюонными нейтрино, прошедшими Землю насквозь и провзаимодействовавшими под детектором. Такие нейтирно в основном рождаются а атмосферных ливнях с противоположной стороны Земли.

В настоящее время действуют три подземных нейтринных детектора: Super-Kamiokande (SK) (Япония), Баксан (Россия) и Soudan 2 (Канада), глубоководный HT200 (Байкал) и подледный AMANDA (Антарктида) детекторы.
Эксперименты на подземном детекторе MACRO были завершены в 2000 году. Основная статистика нейтринных событий была набрана на детекторах SK, Баксан, MACRO и IMB3 (США, подземный детектор, на котором эксперименты были завершены в еще в 1994 году) и составляет примерно 3000 событий.

Результаты экспериментов по регистрации нейтринных взаимодействий внутри детекторов SK, IBM3 и Kamiokande (подземный детектор в Японии, прообраз SK, на котором эксперименты были завершены в 1996 году) указывают на существование проблемы атмосферных нейтрино.
Измеренное отношение (N _m /N_e)_DATA, где N _m (N_e) - число взаимодействий мюонных (электронных) нейтрино, не согласуется с ожидаемым отношением (N _n /N_e)_MC. Из данных SK следует, что R=(N _n /N_e)_DATA/(N _n /N_e)_MC сильно зависит от зенитного угла, т.е. от направления прихода нейтрино в установку, и его среднее значение R=0.63±0.03(stat)±0.04(syst) практически не зависит от энергии нейтрино. Кроме того, для мюонных нейтрино измеренное отношение (Up/Dw )_DATA, где Up(Dw) - число событий от нейтрино, идущих снизу вверх (сверху вниз), оказалось меньше, чем ожидаемое значение (Up/Dw )_MC и (U/D) _m =(Up/Dw)_DATA/(Up/Dw)_MC=0.53±0.6(stat)±0.01(syst) для E
Таким образом, данные SK указывают на дефицит мюонных нейтрино, приходящих из нижней полусферы.
Одним из вариантов объяснения этих результатов может служить предположение о существовании осцилляций между мюонными и тау нейтрино ( n_m -> n_t ) с параметрами sin 2 (2 F )>0.79 и 8*10 -4 D m 2 -3 эВ 2 на 90% доверительном уровне (д.у.). Правда, надо отметоить, что n_m -> n _e переходы требуют таких значений параметров осцилляций, которые запрещены результатами экспериментов с реакторными нейтрино (CHOOZ эксперимент).

Результаты измерений углового распределения потоков мюонов, рожденных атмосферными нейтрино на детекторах SK и MACRO, также лучше описываются, если предположить n_m -> n_t осцилляции с параметрами sin 2 (2 F )>0.7 и 1.5*10 -3 D m 2 -2 эВ 2 на 90 % д.у.
Полный поток мюонов, измеренный на баксанском детекторе, хорошо согласуется с ожидаемым значением в отсутствии осцилляций, однако, угловое распределение мюонов из нижней полусферы существенно отличается от расчетного. Введение n_m -> n_t переходов не описывает форму измеренного углового распределения мюонов. Поэтому данные этого эксперимента не могут ни подтвердить, ни опровергнуть существование нейтринных осцилляций.

Полный поток и угловое распределение мюонов, рожденных атмосферными нейтрино, были измерены, также, и в эксперименте на детекторе IMB3. Результаты согласуются с ожидаемыми значениями, что исключает большую часть области параметров n_m -> n_t осцилляций, разрешенных экспериментами SK и MACRO.

Таким образом, несмотря на сенсационные заявления, сделанные командой SK пару лет назад, ситуация с осцилляциями нейтрино не столь проста. Из анализа только данных по потоку и угловому распределению мюонов из нижней полусферы нельзя сделать определенного вывода о существовании или отсутствии нейтринных осцилляций. Речь может идти только об указании на их существование, каковым служит наблюдаемый на SK дефицит мюонных нейтрино низких энергий из нижней полусферы.

4. Солнечные нейтрино.

5. Эксперименты с нейтрино от ускорителей и удаленными подземными нейтринными детекторами. (Long-Baseline Experiments) .

Основным недостатком экспериментов с атмосферными и солнечными нейтрино является неконтролируемость источников нейтрино. На этом фоне, идея о проведении эксперимента с нейтрино от ускорителей с энергией 1 100 км от ускорителя, выглядит весьма привлекательной. Такой эксперимент позволил бы явным образом зарегистрировать появление нового типа нейтрино в “чистом пучке” мюонных нейтрино (эксперимент на появление) и точно определить значения параметров осцилляций.
В 1999 году коллаборация К2К начала эксперимент в котором пучок мюонных нейтрино с энергией 1 ГэВ от ускорителя в КЕК (Япония) направлен на детектор SK. Расстояние между ускорителем и детектором составляет 250 км, что позволяет исследовать область параметров n_m -> n_t осцилляций, которые необходимы для объяснения дефицита атмосферных мюонных нейтрино. Правда, энергия нейтрино не достаточна для рождения t -лептона в случае взаимодействия n_t в установке. Коллаборация сообщила о регистрации 28 событий, вызванных взаимодействием мюонных нейтрино при ожидаемом числе 37.8±3.5 в отсутствии осцилляций. При такой статистике эффект не превышает 2 s и, кроме того, скорость накопления событий была ниже ожидаемой только в начале эксперимента, а затем, практически, совпала с ожидаемой.
Планируется проведение еще двух экспериментов. Один из них MINOS, который находится сейчас в стадии реализации, будет использовать пучек мюонных нейтрино от ускорителя в Fermilab с энергией 25 ГэВ и мюонный спектрометр в шахте SOUDAN. Расстояние между ускорителем и детектором 730 км, что позволяет при энергии нейтрино 25 ГэВ исследовать интересующую область параметров n_m -> n_t осцилляций. Кроме того, в этом эксперименте , в принципе, можно будет регистрировать и взаимодействие тау нейтрино. Второй проект CERN-Gran Sasso планирует использовать пучек мюонных нейтрино с энергией 25 ГэВ от ускорителя в CERN и подземный детектор в лаборатории Гран Сассо на расстоянии 730 км. Предлагается несколько вариантов детекторов (ICARUS, NOE, OPERA) способных хорошо идентифицировать события с рождением t -лептона.

Итак, во всех экспериментах, регистрирующих потоки солнечных нейтрино, наблюдается дефицит нейтрино.
Во всех экспериментах по регистрации атмосферных нейтрино, кроме IMB3, наблюдаются аномалии в потоках или угловых распределениях мюонных нейтрино. Только в эксперименте на детекторе SK искажение формы углового распределения мюонных нейтрино низких энергий удалось описать в рамках гипотезы о нейтринных осцилляциях, а именно n_m -> n_t переходами.

7. Что необходимо

Чтобы экспериментально показать, что нейтрино осциллирует необходимо, по крайней мере,
а) наблюдать “осцилляционную картинку” (oscillation pattern), т.е. изменение влияния осцилляций с характерной для них зависимостью от D/E, где D – расстояние от источника нейтрино до детектора, а Е – энергия нейтрино.
б) проверить, что аномалии в потоках атмосферных нейтрино связаны с n_m -> n_t осцилляциями, т.е. зарегистрировать появление n_t в пучках мюонных нейтрино.

Читайте также: