Большая охота зареликтовыми нейтрино: нейтрино

      Комментарии к записи Большая охота зареликтовыми нейтрино: нейтрино отключены

Большая охота зареликтовыми нейтрино: нейтрино

    В статье «В океане плазмы» («ПМ» № 5’2010) мы поведали, как принципиально важно для астрономии определение спектральных черт фонового микроволнового излучения, которое несет данные о состоянии мироздания в возрасте 400 000 лет. Но космология и теоретическая астрофизика утверждают, что задолго перед тем, как космическое пространство выяснилось прозрачным для этих фотонов, оно стало всецело проницаемым для нейтрино, каковые также прекратили рассеиваться на более тяжелых частицах и пустились путешествовать по Вселенной.
    Это эпохальное событие имело место, в то время, когда по окончании Громадного взрыва прошло только около одной секунды. Хронология юной Вселенной Одна секунда думается мелким сроком. Но для Вселенной секунда, прошедшая с момента Громадного взрыва, — это громадный срок, за что успело случиться множество событий. По остывания Вселенной и меря расширения фундаментальные сотрудничества начинают разделяться. Сразу же по окончании планковского момента (10−43 с) отделяется гравитационное сотрудничество.
    Сильное, не сильный и электромагнитное сотрудничества до момента 10−36 с являются единое (это эра Великого объединения сотрудничеств). Затем отделяется сильное сотрудничество. И наконец, электрослабое сотрудничество разделяется на не сильный и электромагнитное Во глубине канадских руд Нейтринная обсерватория SNO находится в никелевой шахте «Крейтон» (Creighton mine) рядом от Сэдбери в канадской провинции Онтарио.
    Для размещения детектора был выбран уровень 6800 футов (2070 м). Более двух километров скального грунта защищают чувствительный детектор от космических лучей (это эквивалентно примерно шесть километров воды). На данный момент в связи с окончанием опыта SNO преобразована в самую глубокую в мире подземную лабораторию SNOLAB. Проблески во тьме «Глаза» детектора — это очень чувствительные фотоэлектронные умножители.
    Практически 9600 таких трубок закреплены на геодезическом каркасе, окружающем акриловую емкость с тяжелой водой. Солнечные нейтрино при попадании в тяжелую воду приводят к ряду реакций, ведущих к появлению электронов, движущихся стремительнее скорости света в воде. Это приводит к появлению черенковского излучения, которое и засекают фотоумножители

Изучение практически неуловимых частиц-нейтрино уже давно завлекает внимание ученых. Для их обнаружения глубоко под почвой либо подо льдом строятся огромные сооружения — нейтринные обсерватории. Одна из них, нейтринная обсерватория Сэдбери (Sudbury Neutrino Observatory, SNO), предназначалась для изучения нейтрино, порожденных ядерными реакциями на Солнце.

Ее детектирующий комплекс был размещен на глубине около двух километров в бывшей шахте в Сэдбери в канадской провинции Онтарио. Он воображал собой 1000-кубометровый акриловый шаровой контейнер диаметром 12 м, наполненный тяжелой водой D2O, содержащей раствор поваренной соли NaCl. Контейнер со всех сторон окружали 9522 фотоумножителя, смонтированные на 17-метровой решетчатой сфере из нержавеющей стали.

Целый детектор был загружён в цилиндрическую емкость высотой 30 м, выдолбленную в скальной породе и наполненную простой водой. Двухкилометровый слой скальных пород защищал детектор от космических лучей, каковые имели возможность бы «затмить» не сильный сигналы от солнечных нейтрино.

Установка SNO с равным успехом регистрировала как электронные нейтрино, так и мюонные и тау-нейтрино. Столь универсальная чувствительность стала вероятной благодаря измерению параметров ядерных реакций двух разных типов. В реакции первого типа электронное нейтрино с малой, но все же ненулевой возможностью взаимодействует с нейтроном в ядре дейтерия, превращая его в электрон и протон, почему ядро распадается на электрон и два протона.

Электрон уносит практически всю кинетическую энергию нейтрино и потому получает скорость, превышающую скорость света в тяжелой воде. В следствии он порождает черенковское излучение, которое отлавливается фотоумножителями.

Второй тип реакций — в то время, когда нейтрино «разваливает» дейтрон на нейтрон и протон, причем на эту реакцию в равной степени способны нейтрино всех трех типов. Высвободившийся медленный (как говорят физики, тепловой) нейтрон поглощается или вторым дейтроном, что преобразовывается в ядро трития, или ядром хлора-35, которое дает начало хлору-36. И в том и другом случае испускаются гамма-кванты, каковые ионизируют соседние атомы.

В следствии ионизации опять-таки появляются быстродвижущиеся электроны, каковые также регистрируются фотоумножителями по их черенковскому излучению. Поваренная соль была добавлена по причине того, что ядра хлора куда лучше поглощают медленные нейтроны если сравнивать с ядрами дейтерия.

Падающие нейтрино смогут по большому счету не подметить ядра дейтерия и вместо этого претерпеть рассеяние на электронных оболочках. В данной реакции также участвуют нейтрино всех типов, не смотря на то, что электронные вступают в нее в шесть раз чаще других. Но она не дает четко выраженного характерного спектра и к тому же создаёт на порядок меньше замечаемых событий (приблизительно 3 в день вместо 30), исходя из этого в работе детектора фактически не употреблялась.

Обсерватория Сэдбери приступила к работе в мае 1999 года. Сперва она трудилась на чистой тяжелой воде; хлористый натрий был добавлен через два с лишним года, по окончании завершения предварительной серии измерений.

Весной 2002 года экспериментаторы заявили, что плотность потока солнечных нейтрино, вычисленная на базе детектирования продуктов реакции второго типа, составила 5,09 млн на квадратный сантиметр и приблизительно в три раза превысила ее значение (1,75 млн на 1 см2), подсчитанное на базе выхода реакции первого типа. Это значение с хорошей точностью совпало с результатами, предсказанными на базе стандартной модели солнечного термояда.

Так было в первый раз конкретно доказано, что на Солнце рождается теоретически вычисленное количество электронных нейтрино, треть из которых по пути к Почва преобразовываются в мюонные, и вдобавок треть — в тау-нейтрино (подобные переходы именуются нейтринными осцилляциями). Позднее для контроля взятых результатов был использован второй способ детектирования, что использовался впредь до прекращения опыта в ноябре 2006 года. Затем нейтринный телескоп Сэдбери был модифицирован и по сей день употребляется в новых исследовательских проектах.

В случае если задача обнаружения солнечных нейтрино сложна, но осуществима, то обнаружение реликтовых нейтрино представляет собой настоящую проблему. Дело не в том, что реликтовых нейтрино мало, — их плотность фактически сходится с плотностью реликтовых фотонов, каковые превосходно ловятся радиотелескопами в микроволновом диапазоне. Беда в том, что кинетическая энергия таких нейтрино совсем ничтожна.

В момент их высвобождения она составляла около миллиона электронвольт, но с того времени уменьшилась в 10 млрд раз! Отыщем в памяти, с каким трудом и посредством каких дорогостоящих огромных установок физики регистрируют нейтрино, рожденные в ядерных реакторах и в недрах Солнца, — а ведь их энергии измеряются многими килоэлектронвольтами. Не просто так практически все эксперты вычисляют создание аппаратуры для детектирования реликтовых нейтрино делом весьма далекого будущего.

космологии и Профессор астрономии Виргинского университета Марк Виттл и космолог из Fermilab Скотт Доделсон в беседе с «ПМ», не сговариваясь, выразили уверенность, что такие нейтринные телескопы не покажутся в этом столетии.

Однако в Массачусетском технологическом университете развернута исследовательская программа, цель которой содержится как раз в регистрации реликтовых нейтрино. Об этом проекте в интервью «ПМ» поведал один из его основных участников, доктор наук Джозеф Формажио.

«Все современные способы детектирования нейтрино перестают трудиться, в случае если кинетическая энергия этих частиц выясняется меньше определенного нижнего порога, — говорит доктор наук Формажио. — К примеру, в канадской подземной обсерватории Сэдбери солнечные нейтрино или конкретно ‘расколачивают’ ядра дейтерия на составляющие их протоны и нейтроны, или заставляют внутриядерные нейтроны трансформироваться в протоны, взаимодействуя с входящими в их состав кварками. Энергетический порог этих реакций неизмеримо выше энергии реликтовых нейтрино.

Но имеется реакция, свободная от для того чтобы ограничения, — бета-распад трития, самый тяжёлого изотопа водорода. Ядро этого радиоактивного элемента самопроизвольно распадается на ядро гелия-3, электрон и электронное антинейтрино. Подобно нейтрино может столкнуться с ядром трития и вынудить его превратиться в лёгкий изотоп и электрон гелия.

А потому, что ядра трития сами по себе нестабильны, для запуска данной реакции пригодны нейтрино любых сколь угодно малых энергий, среди них и реликтовые, рассеянные по космическому пространству».

Но как же отличить распады, стимулированные ударами нейтрино, от намного чаще видящихся спонтанных распадов этих же ядер? Оказывается, для ответа данной неприятности возможно с успехом применять закон сохранения энергии.

Потому, что при спонтанном распаде ядра трития антинейтрино уносит часть его исходной энергии, суммарная кинетическая энергия обеих заряженных конечных частиц, другими словами ядра и электрона гелия-3, оказывается чуть-чуть меньшей, нежели при распаде ядра по окончании захвата нейтрино. В случае если сравнить энергетические спектры конечных продуктов бета-распада ядер трития, среди них возможно выделить как раз те, что обусловлены захватом реликтовых нейтрино.

Тритий приобретают в ядерных реакторах, он очень дорог, а его неспециализированные запасы исчисляются всего лишь десятками килограммов. какое количество же необходимо этого изотопа для обнаружения реликтовых нейтрино? По словам Джозефа Формажио, расчеты говорят о том, что для в полной мере достаточной для целей космологии ежегодной регистрации десяти реликтовых нейтрино в полной мере хватит 100 г трития. Но для анализа спектров распада нужны устройства, владеющие разрешением порядка массы спокойствия нейтрино.

Создание таковой аппаратуры — только непростая задача, поскольку, по последним данным, масса спокойствия нейтрино лежит в диапазоне от 0,05 до 2 эВ. «Отечественная несколько именно на данный момент ведет разработки, результаты которых смогут лечь в базу создания таких высокочувствительных спектрометров, — говорит доктор наук Формажио. — Мы считаем, что это в полной мере быть может, не смотря на то, что работа может растянуться на несколько десятилетий. Но мне всего 36 лет, и впереди еще большое количество времени. Не смотря на то, что, само собой разумеется, настоящие нейтринные телескопы покажутся намного позднее».

А к чему по большому счету заниматься сложным и дорогостоящим отловом реликтовых нейтрино? Дело в том, что эти частицы некогда сыграли воистину огромную роль в формировании материального состава отечественного мира. Если бы они не расстыковались со собственными более массивными партнерами как раз тогда, в то время, когда они это сделали, эволюция Вселенной отправилась бы совсем в противном случае.

На чем основан таковой прогноз? К тому времени, в то время, когда возраст Вселенной перешел за отметку в 10 микросекунд, в ней не осталось свободных кварков, каковые слились в частицы семейства барионов — нейтроны и протоны (кварки объединялись кроме этого в весьма нестабильные мезоны, но те скоро распались и, так сообщить, провалились сквозь землю из обращения).

Кроме нейтронов и протонов, в тогдашней Вселенной в изобилии имелись позитроны и электроны (последних было чуть меньше, и исходя из этого к концу десятой секунды они всецело провалились сквозь землю благодаря аннигиляции), и фотоны и нейтрино, число которых практически в миллиард раз превышало число барионов. До тех пор пока материя оставалась достаточно плотной и тёплой, нейтрино интенсивно взаимодействовали с нейтронами и протонами и заставляли их преобразовываться приятель в приятеля (подобные процессы свойственны для бета-распада ядер атома).

Но Вселенная расширялась и в следствии этого остыла так, что нейтрино прекратили рассеиваться на барионах и ушли в свободный полет. Произошло это практически сразу после того, как ее возраст достиг одной секунды. С этого момента космическое пространство стало прозрачным для нейтрино и остается таким до сих пор.

Распаривание нейтрино и барионов покинуло по окончании себя неодинаковые количества нейтронов и протонов. Потому, что нейтрон пара тяжелее протона, для превращения в протон ему требовалась энергетическая подпитка со стороны нейтрино. , пока температура и плотность материи не стали ниже определенной границы, нейтринная среда поддерживала плотность нейтронов и протонов фактически на одном и том же уровне.

Но к моменту, в то время, когда нейтрино прекратили рассеиваться на барионах, энергетически удачный процесс перехода нейтронов в протоны очень сильно обогнал обратный процесс рождения нейтронов из протонов. По окончании того как нейтрино вышли из игры, соотношение нейтронов и протонов выяснилось равным 6:1. Именно поэтому во Вселенной скоро начался синтез гелия, и она купила состав, что сохраняется и сейчас (действительно, позднее звезды переработали около двух процентов водорода и гелия в более тяжелые элементы, но львиная часть их ядер все равно сохранилась).

Попытаемся представить, что бы случилось, если бы нейтрино прекратили взаимодействовать с барионами пара раньше либо пара позднее. Допустим, это произошло, в то время, когда возраст Вселенной составлял одну десятую секунды. В тот момент в ней было фактически однообразное число нейтронов и протонов.

Это указывает, что позднее все они объединились бы в ядра главного изотопа гелия (два протона и два нейтрона) и во Вселенной фактически не осталось бы свободного водорода. В принципе, гелиевые тучи имели возможность бы со временем претерпеть гравитационную конденсацию и дать начало звездам, часть из которых обзавелись бы планетными совокупностями. Но на этих планетах не было бы водорода и, следовательно, воды, без которой мы не мыслим зарождения судьбы.

Сейчас разглядим обратный случай. Допустим, что нейтрино отстыковались от барионов, в то время, когда их энергия уже очень сильно упала если сравнивать с той, какой она была, в то время, когда это в действительности произошло, — скажем, в то время, когда возраст Вселенной дошел до 100 секунд. Тогда на каждые 100 млн протонов приходился бы всего один нейтрон. Но это указывает, что во Вселенной не было бы гелия и впредь до появления первых звезд она оставалась бы чисто водородной.

Действительно, звездам для начального поджога гелий и не нужен, так что они все равно бы появлялись и рождали более тяжелые элементы, но все же это была бы совсем вторая Вселенная.

Существование реликтовых нейтрино вытекает из общепринятой космологической модели эволюции Вселенной. Исходя из этого регистрация этих частиц и определение их кинетической энергии разрешат конкретно проверить один из главных выводов данной модели (что точно будет вознаграждено Нобелевской премией).

Картирование нейтринного небосвода разрешит возможность выявить корреляции между колебаниями плотности нейтринного потока и нынешним распределением галактических скоплений и галактик, что само по себе станет огромным научным достижением. И наконец, детектирование реликтовых нейтрино разрешит уточнить массу данной частицы, которая до тех пор пока известна только весьма примерно. А вдруг надежды Джозефа Формажио и других физиков, каковые занимаются поиском реликтовых нейтрино, оправдаются, то таких открытий дождемся и мы сами, а не только правнуки и наши внуки.

Статья размещена в издании «Популярная механика» (№94, август 2010).

Челлендж-Cтрим БОЛЬШАЯ ОХОТА #5. Убивать, расчленять и унижать САУ!


Интересные записи на сайте:

Подобранные по важим запросам, статьи по теме: