©hoo$e ЛAнg?Age©///?Ang?Age® Ekohomei©A TALKiNg ?.?.м.?.

geo.rf.gd

   

11. Частицы Полтергейста

Под всякой бездной раскрывается другая, ещё более глубокая.

Б. Эмерсон

    В этой главе речь пойдёт о нейтрино – частицах, приходящих к нам из далёких областей Вселенной. Их ещё называют астрофизическими, чтобы отличить от тех, которые имеют другое происхождение, например, солнечное или атмосферное.

11.1. Приключения “неуловимых”

    Эта частица имеет замечательную историю своего открытия. В отличие от многих других “собратьев” её обнаружили не в экспериментах, а в теоретической работе по изучению бета-распада нейтрона. Это сделал В. Паули. Нейтрон – нестабильная элементарная частица и за время, немногим более десяти минут, она распадается на протон, электрон и ещё что-то. Этим “что-то”, что уносит недостающую энергию в реакции бета-распада нейтрона (n -----> p + e- + aneutrinoe), должен был быть, по правильному заключению Э. Ферми, “лёгкий нейтрон”, наречённый им “нейтрино”. Сам В. Паули не верил в возможность быстрого обнаружения нейтрино. По гипотезе автора её открытия она не обладает массой покоя и имеет чрезвычайно малую эффективность взаимодействия с веществом. Эта частица может пересечь неимоверно толстый слой вещества, не “заметив” его. Поэтому нейтрино трудно обнаружить. Но всё же можно. Возможности регистрации нейтрино возрастают при увеличении мощности источников самих этих частиц. Но где взять мощные источники на Земле?
   Ядерный взрыв – один из таких источников. В процессе деления нейтронами изотопа урана-235 образуются два осколка ядра, которые превращаются в стабильные ядра – через ряд промежуточных ядерных превращений, в которых и рождаются довольно энергичные нейтрино с энергией в несколько МэВ. Результат – при взрыве атомной бомбы происходит образование огромного потока нейтрино. Конечно, можно этим было воспользоваться ещё в 1945 г., когда американцы взорвали первую атомную бомбу. И американец Ф. Райнес, первым обнаруживший нейтрино, думал пойти этим путём. Но пошёл путём более безопасным – поиском нейтрино от другого источника – ядерного реактора. Расчёты приводят к величине потока нейтрино более 1019 частиц для реакторов мощностью более 500 Мегаватт. Это большая величина, вселяющая надежду на успех в эксперименте.
    Ф. Райнес назвал свой эксперимент на реакторе “Проект Полтергейст” (1953-56 гг.), подчёркивая стремление физиков поймать невидимые “барабашки”. Ф. Райнес установил вблизи реактора детектор-мишень – 400 литров жидкого хлористого кадмия, в котором должны были происходить реакции взаимодействия протонов и нейтрино. За три месяца экспериментаторы “поймали” несколько десятков частиц. Это было экспериментальным подтверждением открытия, сделанного В. Паули на бумаге…
   Б. Понтекорво ещё в 1946 г. предложил другой метод регистрации нейтрино: захват этих частиц изотопом хлора-37 (37Сl) с образованием изотопа аргон-37 (37Ar), реакцию

нюe + 37Ar ----->e- + 37Ar.

    Если “выловить” образовавшийся аргон-37 из детекторной мишени, то, подсчитав его количество, можно определить поток падающих на него нейтрино. Но… результат Р. Девиса, который использовал эту методику в измерениях на реакторе, был отрицательным – аргон не был обнаружен.
    Это явилось первым указанием на то, что нейтрино может быть разным. И это действительно было сделано Ву Дзяньсюн. Она показала, что в реакциях с участием нейтрино нарушается их зеркальная симметрия.
   Теперь мы знаем, что существуют разные нейтрино: электронное, которое рождается в паре с позитроном, мюонное – в паре с мюоном и тау-нейтрино. И все эти нейтрино ещё имеют свои античастицы.
    Но вернёмся к Вселенной. Ведь нейтрино есть и там. Откуда они?

11.2. Нейтринное море реликтов

    Большой взрыв, как гласит теория, образовал множество частиц – “кипящий суп” и в нём – нейтрино.
    По мере остывания этого “супа” - расширения Вселенной – энергии частиц уже не стало хватать на рождение тяжёлых частиц (протонов, нейтронов) и их античастиц, что при существовании постоянно действующей аннигиляции привело к “вымиранию” тяжёлых частиц, из которых состоит нынешнее вещество. Уже к середине первой секунды после Большого взрыва доминировали лишь лёгкие частицы: фотоны, электроны, позитроны и нейтрино.
    Скорость образования нейтрино и антинейтрино регулируется двумя противоположными процессами: балансом пар – электронов и позитронов с одной стороны, а также нейтрино и антинейтрино с другой:

e + +e- -----> ню + aneutrino.gif (63 bytes)
ню + aneutrino -----> e + +e-.

Баланс наблюдается при высоких температурах, но при охлаждении нейтрино “обретают свободу” - Вселенная становится для них прозрачной. Это – эпоха излучения в эволюции Вселенной. Она наступила через десятые доли секунды после Большого взрыва.
   После “освобождения” количество нейтрино должно оставаться постоянным вплоть до наших дней. По мере расширения Вселенной их энергия изменяется из-за красного смещения, также как и энергия реликтового электромагнитного излучения (см. главу 7). Концентрация реликтовых нейтрино и реликтового электромагнитного излучения должна быть примерно равна ~300 частиц в см3. Это – очень много. Но “поймать” их очень тяжело. В отличие от реликтового излучения, реликтовые нейтрино пока не обнаружены. Современные экспериментальные методы не могут зарегистрировать нейтрино столь малых (не более 30 эВ!) энергий. А обнаружение их было бы грандиозным достижением. Вселенная “прозрачна” для них, и, изучая эти частицы, мы могли бы взглянуть в наше далёкое прошлое, непосредственно в период до начала синтеза существующих химических элементов.
    Но есть ещё одна интригующая проблема, связанная с этими реликтами. Это – проблема массы нейтрино или, для данного рассмотрения, проблема баланса массы Вселенной.
    Здесь необходимо сделать небольшое отступление и сказать несколько слов о проблеме массы нейтрино. С открытием нейтрино была провозглашена её “безмассовость”. Но это требует экспериментального подтверждения. Не вдаваясь в подробности очень сложных экспериментов по определению массы нейтрино, заметим, что за более чем 50-летнюю их историю, масса нейтрино в экспериментах неуклонно “стремится” к нулю. Б. Понтекорво в 1948 г. оценил верхний предел её массы менее, чем в 1200 эВ. А в современных экспериментах российского физика В. Лобашёва получен нижний предел в 4.5 эВ. Но более удивительным представляется результат об отрицательной величине квадрата массы нейтрино. Пока не ясно, что это могло бы означать…
   Но всё же, если даже ничтожная масса нейтрино существует, то масса всех реликтовых нейтрино во Вселенной должна бы превысить массу обычного вещества во Вселенной во много раз! Но пока – это гипотеза “нейтринного моря” Вселенной, которая могла бы приоткрыть тайну “тёмной материи”, или скрытого вещества во Вселенной, имеет столько же сторонников, сколько и противников.

11.3. Нейтрино сверхновых

    Выше упоминалось, что взрыв сверхновой – это коллапс звезды, как правило, красного гиганта на поздней стадии её эволюции (рис.1.4). Этот период связан с последовательным горением вначале лёгких элементов, а затем тяжёлых, вплоть до железа в термоядерном котле сверхновой. Начиная с фазы горения углерода, основным излучением звезды становится нейтринное. Именно с испусканием нейтрино связаны последующие фазы горения и сжатия звезды. С началом выхода нейтрино резко сокращается время горения звезды (см. табл. 1.1).
    Коллапс звезды – превращение красного гиганта в нейтронную звезду или чёрную дыру сопровождается дополнительным образованием нейтрино за счёт двух процессов. Первый – это известный в ядерной физике процесс фоторасщепления атомных ядер – распад тяжёлого ядра на более лёгкие с образованием нейтронов и поглощением энергии:

56Fe----->134He + 4n - 124.4 МэВ.

Нейтроны, образующиеся в этой реакции, распадаются и образуют антинейтрино. Кроме того, ещё одним источником антинейтрино в момент коллапса звезды является захват электронов протонами или тяжёлыми ядрами:

e- + p -----> n + ню.

    Оказывается, что не все нейтрино выходят из коллапсирующей звезды, часть из них “запираются” внутри неё. Образуется “нейтриносфера” звезды.
    Процесс коллапса звезды с образованием нейтриносферы чрезвычайно сложен как с физической точки зрения, так и тем, что требует мощного компьютерного моделирования. Описание его находится в развитии. Отметим здесь лишь то, что “освобождение” нейтрино из коллапсирующей звезды связано, вероятно, с образованием и прохождением ударной волны через нейтриносферу. Расчёты показывают, что “запертые” нейтрино высвобождаются за очень короткое время – не более 10 миллисекунд. При этом нейтрино уносят примерно 5% энергии взрыва. На этом рождение новых нейтрино не заканчиваются. После взрыва начинается образование “тепловых” нейтрино в процессе охлаждения нейтронной звезды. Всё это длится всего несколько секунд…Таков, вкратце, механизм рождения нейтрино во время взрыва сверхновой.
   Наблюдалось ли что-либо подобное в эксперименте? Вернёмся к наиболее изученной сверхновой SN1987A.

11.4. Нейтринная астрономия сверхновой SN1987A

    Пока мы ожидаем вспышки очередной сверхновой, масса научных публикаций посвящена наиболее знаменательному астрофизическому событию ушедшего ХХ столетия – наблюдению взрыва сверхновой SN1987A. Впервые в истории были осуществлены экспериментальные наблюдения “живых” нейтрино от этого объекта.
    Действительно, нейтринные импульсы были зарегистрированы на нескольких детекторах: на японских установках Kamiokande II и IMB, под горой Монблан, в Италии, и у нас, на Баксане. Детекторы в установках были разными: в японских использовались водные черенковские детекторы, а в установках на Баксане и Монблане – жидкие сцинтилляторы. Интересно, что три эксперимента – Kamiokande II, IMB и Баксан дали примерно одно и тоже время прихода нейтринного сигнала, а Монблан – с более чем с 4-часовой задержкой. Сразу отметим, что физика этого эффекта не вполне ясна, и она сейчас интенсивно обсуждается.
    Вернёмся к основному нейтринному импульсу. Он был зарегистрирован спустя всего несколько часов после наблюдения оптической вспышки. Это – свидетельство в пользу компактности объекта. По величине потока нейтрино была оценена мощность взрыва. Она оказалась равной 3.1058 эрг. Заметим вновь (см. главу 5), что эта энергия достаточна, чтобы “разогнать” космические лучи до ПэВ-ных энергий. Интересно, что из наблюдений нейтрино от SN1987А по оценке времени их распространения от источника, можно оценить их массу. Это было сделано. Она оказалась равной примерно 30 эВ, что больше, чем в современных наземных экспериментах.
    Но не только сверхновые – источники нейтрино во Вселенной. К числу “астрофизических” нейтрино относятся также частицы, рождающиеся в результате столкновений адронной компоненты (преимущественно протонов) космических лучей с ядрами. В результате этих реакций могут рождаться пионы и каоны – нестабильные частицы. Эти частицы, распадаясь, служат ещё одним источником нейтрино. Но этот тип реакции не единственный, приводящий к рождению нейтрино. Пионы могут появляться и в результате взаимодействий протонов космических лучей с фотонами низких энергий. Таким образом, мы видим, что происхождение и фонового гамма-излучения (см. главу 9), и фоновых потоков нейтрино обязано генерации в межзвёздной среде пионов. Это, так называемое, пионообразование космическими лучами. В этом плане и нейтрино и фоновое гамма-излучения являются вторичными продуктами взаимодействия космических лучей с межзвёздной средой. Оба эти “продукта” должны возникать одновременно, но затем, в процессе распространения, в отличие от гамма-излучения, нейтрино будет распространяться на более далёкие расстояния во Вселенной по сравнению с гамма-квантами. Последние “теряются” в результате более сильной эффективности взаимодействия со средой. Следовательно, если говорить о “нейтринной астрономии” – методе исследования Вселенной с помощью нейтрино, – она должна обладать большими возможностями по сравнению с гамма-астрономией. С помощью нейтринной астрономии можно “видеть” более удалённые источники во Вселенной.

11.5. Капканы для неуловимых

    Заканчивая эту главу о необычайно интересных космических частицах – нейтрино, следует заметить, что здесь не рассмотрены ещё два важнейших их источника. Это –атмосферные нейтрино и солнечные. Атмосферные нейтрино образуются в результате взаимодействия первичных космических лучей с атмосферой Земли. К солнечным мы вернёмся в ниже, а пока кратко рассмотрим атмосферные.


Рис. 11.1. Энергетические спектры различных компонент нейтринного излучения – атмосферного, галактического (от взрывов сверхновых звёзд и из Галактического диска) и астрофизического (от внегалактических источников, например: AGN и гамма-всплесков)

    Это – вторичные частицы, участники каскадного процесса – процесса развития ливней вторичных частиц в огромном слое вещества – атмосфере (см. главу 4). Безусловно, необходимо знать энергетический спектр этих частиц с тем, чтобы “отделить” эту нейтринную компоненту от космических нейтрино галактического и внегалактического происхождения, а также от реликтовых. Спектр атмосферных нейтрино можно рассчитать по исходному спектру космических протонов и других компонентов ядерного излучения. Это было сделано во многих работах. Качественное представление энергетических спектров всех трёх нейтринных компонент показано на рис.11.1. В области малых энергий потоки атмосферных нейтрино – самые мощные среди всех и, конечно, они являются весьма нежелательным фоном в экспериментах по поиску космических нейтрино.
   Как создать детекторы, способные зарегистрировать неуловимые, слабовзаимодействующие с веществом частицы, которых, к тому же, в области высоких энергий чрезвычайно мало?
    Один из первых детекторов для поимки нейтрино был создан Р. Дэвисом в 1968 г, который опять использовал хлор-аргонный метод. На этот раз успешно. Дело в том, что от Солнца идет поток нейтрино, а не антинейтрино, как от атомного реактора. В его детекторе содержалось 615 тонн жидкого вещества – перхлорэтилена, содержащего, как это следует из названия, хлор – 37Cl. Эксперимент продолжается до сих пор и направлен он на изучение солнечных нейтрино. За эти исследования Р. Девису (вместе с М. Кошибой) в 2002 г. была присуждена Нобелевская премия.
   Другой тип реакций – галий – германиевый для регистрации нейтрино был реализован на подземной установке в Андырчи у нас, на Северном Кавказе (эксперимент SAGE), и под горой Монблан, в Гран-Сассо, Италия (эксперимент GALLEX). Так же, как и в хлор-аргоновом методе, по выделенным атомам 71Ge судят об исходном потоке нейтрино.
    Детекторы для регистрации нейтрино размещают под землёй, чтобы избавиться от нежелательного фона мюонов – частиц, образующихся в широких атмосферных ливнях и глубоко проникающих под Землю. Чем глубже мы разместим нейтринный детектор под Землей, тем меньше будет нежелательный фон от этих частиц. Так, например, эксперимент Р. Дэвиса осуществляется в бывшей золоторудной шахте Хоумстейк, в штате Южная Дакота, на глубине 1400 м.
   Но для регистрации нейтрино есть и другой метод – использование воды в качестве “рабочего тела” детектора.
    Известно, что если частица движется в среде с показателем преломления больше 1, то при релятивистских скоростях возникает черенковское излучение. В данном случае - черенковское излучение релятивистских мюонов – продукт взаимодействия нейтрино с веществом. Разместив под водой фотоприёмники – детекторы, чувствительные к свету, можно измерить поток падающих на установку нейтрино.


Рис.11.2. Super Kamiokande – крупнейшая нейтринная установка. Она представляет собой огромный бак, наполненный водой, окружённый тысячами детекторов, и опущенный глубоко под землю

    Самый большой такой детектор создан в 1996 г. в Японии, это – международный эксперимент Super Kamiokande . О гигантских размерах этого детектора можно судить по следующим цифрам. Рабочий объём этого детектора – 50 тысячи тонн воды. Более 10 тысяч фотоумножителей – детектор света – измеряют черенковское излучение (рис 11.2). Основная цель эксперимента, так же, как и в галий-германиевых (SAGE и GALLEX) и хлорном эксперименте Дэвиса – изучение солнечных нейтрино.


Рис.11.3. Принцип работы подводного детектора нейтрино. Черенковский свет в виде конуса, генерированный релятивистскими мюонами (прямая линия), регистрируется “башней” в несколько этажей из детекторов – герметически упакованных фотоумножителей

    Для астрофизических нейтрино нужны и ещё большие объёмы “рабочего тела” детектора. Почему бы не использовать чистую, прозрачную воду естественных водоёмов? Под воду на длинных стержнях – стрингах можно опустить герметически упакованные фотоумножители, которые будут регистрировать черенковское излучение. На рис.11.3 показан принцип работы таких подводных детекторов.

Наш Байкал – уникальный водоём с очень прозрачной водой. Там уже работает установка NT-200 - Neutrino Telescope – 200 (рис.11.4) Похожий эксперимент, DUMAND, создаётся вблизи Гавайских островов, на глубине 4.8 км. Ещё один, NESTOR (Neutrino Extended Submarine Telescope), планируется провести в Средиземном море вблизи Греции к юго-востоку от острова Пелопоннес. В установке NESTOR используются 12 “этажей” детекторов эффективной площадью около 20000 м2. Эта установка способна зарегистрировать нейтрино с энергией порядка 10 ТэВ.

 


Рис.11.4. Эксперимент по регистрации нейтрино на Байкале. Зимой, со льда на глубину около 1.5 км опускаются длинные стринги с детекторами для регистрации черенковского света

    Есть ещё один, уже начавший свою работу эксперимент по поиску нейтрино с использованием гигантского природного рабочего тела детектора. Это эксперимент AMANDA во льдах Антарктиды. Здесь, внутри скважин глубиной от 1 до 3 км размещены детекторы, улавливающие черенковский свет, распространяющийся во льдах. Преимущество этого проекта - в очень низком фоне по сравнению с водными детекторами. Природные водные и ледяные детекторы – это, пожалуй, наиболее чувствительные приборы для изучения астрофизических нейтрино, сулящих физикам большие перспективы в исследованиях. Можно надеяться, что при следующем взрыве сверхновой нейтринные “сигналы” от неё удастся зарегистрировать установками с большим числом детекторов и они будут более чувствительные, чем в 1987 г.

11.6. О нейтрино предельно высоких энергий

    О таких нейтрино уже упоминалось в главе 8 в связи с космическим методом регистрации частиц ультравысоких энергий по измерению флуоресцентного свечения (проекты ТУС, EUSO,OWL). Если в подобных экспериментах удастся зарегистрировать косые (входящие в атмосферу под малым углом) ливни в ночной атмосфере, то это будет означать, что источником свечения в атмосфере являются именно нейтрино с энергиями более 1 ЕэВ. Такие ливни могут быть созданы только ими, т.к. ливень от заряженной частицы просто не пробьёт столь большую толщу атмосферы.
    Нейтрино ультравысоких энергий носят название “ космологических”, в отличие от астрофизических, солнечных и реликтовых. Вполне возможно, что у них были общие “родители” с заряженными частицами в районе “ступни” – всё те же топологические дефекты и неизвестные тяжёлые частицы…Пройдёт несколько лет и, возможно, удастся поймать ЗэВ-ные нейтрино с борта Международной космической станции или спутника Земли.
    Описанными выше методами не исчерпываются возможности учёных зарегистрировать “неуловимых”. Как уже мы видели, военные разработки с успехом находят применение в фундаментальной физике.


Рис. 11.5. Акустический метод регистрации высокоэнергичных ( 10 Пэв) нейтрино. В проекте AUTEC вблизи Багамских островов под водой на площади в 250 км2 будут размещены 52 гидрографа, способные улавливать короткие акустические сигналы от ШАЛ

    …Со времён холодной войны остались системы обнаружения подводных лодок – подводные гидрографы – регистраторы акустических сигналов, размещённые на больших подводных пространствах. Так, база США в Атлантике вблизи Багамских островов занимает подводное пространство площадью 250 кв. км. Именно здесь планируется создать подводную акустическую установку. Ливень частиц при взаимодействии с водой создаёт короткий (длительностью около 100 мксек) акустический сигнал, который может быть зарегистрирован гидрографом (рис.11.5). В этом – суть метода, который впервые был предложенный нашим физиком Г. Аскарьяном.
    Метод работает, если энергия нейтрино достаточно велика. Расчёты показывают: частицы должны иметь энергию не менее 1016 эВ (10 ПэВ). Таким образом, в руках учёных окажется детектор гигантских масштабов, способный пролить свет на физику высокоэнергичных нейтрино.
    Существует ещё один довольно перспективный метод регистрации частиц ультравысоких энергий с применением черенковского излучения. Напомним, что частица, движущаяся в среде с показателем преломления n > 1 со скоростью v > c/n, будет излучать широкий спектр электромагнитных волн от оптического до радиодиапазона. За радиодиапазон “несут ответственность” частицы ливневого каскада с энергией довольно значительной – порядка 30 МэВ, которые, как ожидаются, существуют среди вторичных частиц. Надо отметить, что генерация электромагнитного черенковского излучения в радиодиапазоне может происходить не только в атмосфере, но и в горных породах. Этот метод также впервые был предложен Г. Аскарьяном в 1961 г.


Рис. 11.6. Регистрация нейтрино по черенковскому излучению, возникающему в результате взаимодействия космической частицы (например, нейтрино) с лунным грунтом – реголитом. Черенковское излучение в радиодиапазоне может быть зарегистрировано приёмными устройствами на борту окололунного спутника

    Отсюда очевидны методы, которые могут быть использованы для регистрации частиц ультравысоких энергий. Во-первых, можно разместить антенны радиоизлучения на спутнике и “ловить” сигналы, идущие из атмосферы Земли. Но можно попытаться с этой же целью регистрировать радиоизлучение, возникающее при взаимодействии частиц ультравысоких энергий с лунной поверхностью – реголитом. Для этого можно использовать радиотелескопы на Земле или радиоантенны на лунных спутниках (рис. 11.6). Расчёты показывают, что на лунном спутнике с высотой орбиты в десятки километров можно уверенно регистрировать частицы с энергиями в 1019-1020 эВ. Надо заметить, что “лунная программа” исследования космических лучей ультравысоких энергий выгодно отличается от околоземной: на Луне нет радиопомех, созданных техногенной деятельностью человека.

previoushomenext

На головную страницу
Top.Mail.Ru Top.Mail.Ru