Размер нейтрино


Среди «особенно важных и интересных» физических проблем конца XX века академик В. Л. Гинзбург большое внимание уделил вопросам, связанным с таинственной частицей — нейтрино (см. «Наука и жизнь» №№ 11, 12, 1999 г.). Частица эта была открыта «на кончике пера», можно сказать, от отчаяния, чтобы спасти закон сохранения энергии (а ведь даже Нильс Бор готов был признать, что законы сохранения в микромире могут не выполняться). Нейтрино обладает столь странными свойствами, что долгое время сомневались: можно ли в принципе эту частицу обнаружить? Однако не прошло и полувека, как были обнаружены нейтрино нескольких типов (или, как говорят физики, «ароматов») и даже возникла нейтринная астрономия.

Прежде чем начать разговор о нейтрино, следует сразу же поставить «неизбежные» вопросы. К примеру, если эта частица, как говорят, пролетает сквозь миллиардокилометровые толщи вещества (плотного урана, свинца, ртути или чего хотите), не вызвав никаких изменений ни в собственном состоянии, ни в веществе, то есть не испытав ни одного взаимодействия с веществом, то существует ли нейтрино или это плод фантазии теоретиков, вроде теплорода или эфира? Осязал ли кто-нибудь столь бестелесную материю? Есть ли нейтрино где-нибудь во Вселенной и в каком количестве? Кому (и чему) оно служит?


Все эти вопросы и масса им подобных — правильны, и они требуют ответа. И мы постараемся удовлетворить и любопытствующих, и скептиков, извинившись за то, что иногда придется уточнить смысл вопроса, упростить ответ или привлечь аналогию. Ведь точный ответ — когда профессиональные физики его уже имеют — содержится в довольно сложных уравнениях теории и объяснении результатов не менее сложных экспериментов.

Чтобы не плести интриги (нейтринный сюжет и без того — лихо закрученная история), начнем с ответа на самый едкий вопрос: есть ли такая частица — НЕЙТРИНО? Для физиков ответ однозначен — безусловно есть! Нейтрино вступает во взаимодействие со всеми давно известными частицами — атомными ядрами, протонами, электронами. И хотя интенсивность этого взаимодействия крайне мала (не зря оно названо «слабым»), его результат — продукты взаимодействия — «видят» созданные для этого приборы, детекторы элементарных частиц. Более того, они различают несколько видов нейтрино: те, что рождаются или гибнут (поглощаются) только вместе с позитроном, — электронные нейтрино vе, вместе с положительным мюоном — мюонное нейтрино vμ , а вместе с положительным тау-мезоном (таоном) — таонное нейтрино vτ.


ществуют и три антинейтрино, спутники этих частиц. Поразительно это изобилие: ведь у нейтрино, как заметил Воланд совсем по другому поводу, «чего ни хватишься — ничего нет». Нет электрического заряда, вероятней всего, нет магнитных свойств (магнитного момента), нейтрино, похоже, стабильно (т. е. не распадается на другие элементарные частицы). Возможно, оно не обладает и массой — во всяком случае, экспериментаторы пока с достаточной надежностью не обнаружили ее проявления. Точно установлено, что любой вид нейтрино обладает собственным угловым моментом — спином. Но по величине он одинаков для всех видов нейтрино и такой же, как у протона или любого лептона, — 1/2h (постоянной Планка). Нейтрино всех видов взаимодействуют с веществом с одинаковой интенсивностью (универсально). Кажется, что вся индивидуальность только в названии, обусловленном родством с заряженным лептоном. Эти имена — электронное, мюонное, таонное — физики объединяют словом «ароматы», словно напоминая о том, что уловить различия могут только обладатели хорошего нюха.

Тем не менее сомнений в существовании нейтрино нет.

Много ли этих частиц?

Все видимое (то есть излучающее фотоны) вещество Вселенной состоит из нуклонов — протонов и нейтронов.


отоны представлены ядрами водорода, а нейтроны упакованы в легкие ядра — дейтерий и гелий. Другие элементы есть в лишь в малом количестве. Вещество собрано в звезды, звезды образуют галактики, галактики — скопления и сверхскопления галактик, расстояния между которыми гораздо больше их размеров. Но если все это вещество и межгалактическую пыль равномерно размешать, как газ, по всему объему Вселенной, то на каждый кубический метр пространства придется по одному протону. Столько же и электронов — ведь в целом наш мир электрически нейтрален.

Если подсчитать, к какой электрической силе отталкивания Земли от Солнца привел бы ничтожно малый относительный избыток положительного или отрицательного заряда, равный хотя бы 10-15, то ответ будет таков: кулоновская сила больше гравитационной в сто тысяч раз. Как бы выглядела Солнечная система?!!

Замечательное открытие реликтового излучения доказало, что Вселенная еще заполнена и квантами света — фотонами, число которых около 500 в каждом кубическом сантиметре Вселенной, в миллиарды раз больше, чем протонов. Мир заполнен светом!

А если справедлива теория горячей Вселенной с Большим взрывом в начале эволюции, то кроме реликтовых фотонов, родившихся в первую секунду жизни Вселенной и ставших свободными сто тысяч лет спустя, в каждом кубическом сантиметре пространства находятся и около 500 штук реликтовых нейтрино. Это действительно реликты, потому что достались нам от той же первой секунды. Мир не только «светел», но и «нейтринен».


И, наконец, о вопросе — зачем НАМ эти частицы?

Вопрос скорее мировоззренческий, но если он имеет научный смысл, то ответ давно готов. Жизнь на Земле существует за счет энергии Солнца. Солнце вырабатывает ее за счет цепочки превращения четырех протонов (почти 2·1030 кг массы Солнца — водород, т.е. протоны) в прочное ядро гелия. И первая необходимая реакция этой термоядерной цепочки — слияние двух протонов с образованием ядра дейтерия — возможна только с рождением нейтрино: р + p→D + е+ + ν.

Так что вряд ли можно жить в безнейтринном мире.

Кто его видел?

История поимки нейтрино развивалась по классическим канонам детектива: есть «преступление» — пропала энергия (и еще кое-что), есть расследователи (очень знаменитые), есть версии (очень увлекательные), есть косвенные улики и портрет подозреваемого (почти мистический), есть, наконец, драматическая погоня…

В конце XIX века Анри Беккерель обнаружил неизвестное излучение урана — самого тяжелого по тем временам элемента. Несколько позже стало ясно, что оно состоит из трех видов, разительно не похожих друг на друга и названных Α, Β- и Γ-лучами. Наша новелла будет связана с Β- излучением.

В открытии А. Беккереля одновременно проявились все три вида взаимодействий, пружины микромира, определяющие его интригу: Α-распад — сильное, Β -распад — слабое и Γ -распад — электромагнитное взаимодействия.


ть-Природа, размышляя о подарке человечеству к новому столетию (почему-то она употребляет счет от Рождества Христова), была максимально щедра и подарила для умственной работы сразу все ключи от кладовых с источниками неживого и живого вещества. За этот век физики честно отработали подарок — узнали о всех взаимодействиях очень много. Для того чтобы понять, КАК они действуют, пришлось построить мощные ускорители и огромные детекторы элементарных частиц. Труднее всего достаются законы слабого взаимодействия. Будто Природа дразнит свое высшее создание: «Что, слабо?»

К 1930 году уже было обнаружено много ядер, способных самопроизвольно превращаться в близкие им по массе с излучением электрона, которым оказалась Β -частица Беккереля. Тогда еще и структура ядра «не была» протонно-нейтронной (не был открыт нейтрон), и процесс Β-распада в символах записывался так:

Яp(mp)→Яд(mд) + e

Это означает, что процесс превращения родительского ядра Яр с массой mр в дочернее ядро Яд с массой mд сопровождается излучением электрона (хотя обычно употребляемое слово «распад» как бы подразумевает то, что дочернее ядро и электрон до распада содержались в родительском ядре; на самом деле ничего подобного нет: все дочерние частицы родились в процессе превращения).


зики не знали, почему распадается ядро, какие силы вынуждают к этому? Природа Β -распада предоставляла поле исследования. Покоя не давал другой, казалось бы, более простой вопрос: КАК вообще (независимо от причин) природа допускает такой распад? Ведь измерение энергии вылетающих электронов показывало, что от распада к распаду величина этой энергии принимала различные значения, а незыблемые законы сохранения энергии и импульса предписывали иное: сколько бы распадов ядер определенного типа (никто не сомневался, что они все одинаковые) ни наблюдать, каждый раз энергия электронов должна быть одной и той же. Увидеть в процессе Яp(mp)→Яд(mд) + e с изменяющейся от распада к распаду энергией электрона противоречие закону сохранения энергии-импульса несложно. Надо лишь применить к распаду эти законы, помня о том, что элементарные частицы подчиняются механике теории относительности:

1. Полная энергия свободной движущейся частицы Е равна сумме энергии этой частицы в покое Ео (по Эйнштейну, она полностью определяется массой частицы m и скоростью света в вакууме с: Ео = mс2) и кинетической энергии движения Т: Е = mс2 + Т.

Для энергии и импульса частицы р в любой момент времени и в любой системе отсчета выполняется равенство Е2 — (рс)2 = (mс2)2.


Измеряя Е и р частицы в разных системах, мы обнаружим в системе «1» — Е1 и р1, в системе «2» — Е2 и р2, но разность квадратов всегда будет одна и та же. Это равенство, по существу, и есть определение массы частицы.

Вспомним законы сохранения энергии и импульса: «Каким бы ни было взаимодействие, суммарная энергия всех частиц ДО столкновения (или распада) равна суммарной энергии всех частиц, образовавшихся ПОСЛЕ столкновения (или распада). То же самое справедливо для суммарного импульса» (арифметические расчеты приведены на стр. 30). Из этого закона следуют три важных вывода.

1. Распад происходит только в том случае, если масса родительской частицы не меньше суммы масс продуктов распада. В случае «больше» продукты распада получат кинетическую энергию за счет энергии покоя (массы) родительской частицы.

2. Суммарная кинетическая энергия двух частиц постоянна, но при распределении этой энергии между двумя частицами почти вся кинетическая энергия достанется электрону, который в тысячи раз легче любого из ядер.

Долгое время считалось, что атомное ядро распадается на две части: дочернее ядро и электрон. В этом случае в каждом акте распада электрон должен уносить вполне определенную энергию, пропорциональную его массе. Электронный спектр такого распада (кривая, характеризующая число электронов данной энергии) должен выглядеть как «палка» (энергия всех электронов одинакова), несколько размытая из-за тонких квантовых эффектов и неточности измерительной аппаратуры (а).


На практике, однако, оказалось, что спектр имеет размытую колоколообразную форму (б). Электроны имеют разную энергию, причем значительно меньшую, чем ожидалось. Это противоречило законам сохранения энергии и импульса и повергло исследователей в шок.

3. Если законы сохранения энергии и импульса выполняются в каждом акте распада на две частицы (для трех и более дочерних частиц это не так!), то и полные и кинетические энергии дочерних частиц не могут быть какими угодно. Они определяются только постоянными массами, и данное положение для нашего расследования наиболее важно. Сколько бы распадов ядер Яр мы ни наблюдали, в каждом из них и дочернее ядро, и электрон унесут одни и те же энергии. Конечно, в реальном опыте измеренные от распада к распаду энергии электронов должны отличаться в пределах ошибки измерения, но это совсем другой (иногда очень драматический, но другой) сюжет.

Измерение электронной энергии в большом числе распадов одинаковых ядер обнаружило совсем не то, что ожидали увидеть физики. Электронный спектр Β -распада (относительное число электронов с данной энергией) заполнил сплошь ВСЮ область энергий от нуля до максимально возможной энергии mс2 и выглядел как плавная кривая с максимумом вместо ожидаемого для двухчастичного распада острого пика.


ергия электронов во всех случаях была меньше, чем предписано законами сохранения. Теперь, если не вступать в противоречие с логикой (а чему еще прикажете подчиняться физику?), приходилось признать, что либо над Β-распадом законы сохранения не властны, либо в процессе распада энергия, грубо говоря, украдена. Именно украдена, потому что, если энергию, законно принадлежавшую электрону в двухчастичном распаде (еще раз напомним, что дочернее ядро не уносит заметной энергии), унесла какая-то дополнительная частица (или несколько частиц), она сделала это нелегально. Потому что все попытки обнаружить среди продуктов Β-распада следы чего-либо, кроме дочернего ядра и электрона, дали отрицательный результат. В природе происходило то, что не должно происходить, если верить в строгое соблюдение законов сохранения энергии и импульса.

Законы сохранения энергии и импульса были открыты на основе анализа измерений этих величин для тел, участвующих в различных (механических, тепловых, электрических) процессах. Но теперь мы понимаем, что эти законы — всего лишь следствие более глубоких свойств симметрии пространства и времени. В 1918 году Эмми Неттер, немецкий математик, доказала, что, если время однородно, энергия замкнутой системы с неизбежностью будет оставаться неизменной, то есть и миллиарды лет назад, и сейчас, и в будущем интенсивности взаимодействия не меняются: например, два заряда всегда отталкиваются с одинаковой силой.


пульс системы неизбежно сохраняется постоянным, если однородно пространство, то есть интенсивность взаимодействия не зависит от того, где находится система: и в Солнечной системе, и в окрестности Бетельгейзе созвездия Ориона притяжение двух тел определяется одной и той же гравитационной постоянной. Более того, из теоремы Неттер следует, что всякой симметрии (равноправию) в уравнениях, описывающих взаимодействие, обязательно соответствует некоторая сохраняющаяся физическая величина. Не так ли и в обществе людей: в равноправных (демократических) обществах существуют незыблемые законы, сохраняющие ценности общежития, а в недемократических — что позволено одним, то порой запрещено другим.

Правда, оставалась надежда уладить проблему непрерывного спектра и без детективщины. Ведь каждому известно, что пропавшая вещь необязательно украдена. Вот и электрон мог при рассеянии на веществе просто потерять всю или долю приобретенной в распаде энергии по дороге к прибору, который ее измеряет. Проверка версии «рассеянного электрона» быстро установила, что, к сожалению, никакого алиби для Β-распада нет и версия «потери» отпадает. Конечно, кое-какие потери энергии есть, но не такие значительные, чтобы превратить «иглообразный пик» в «широкий холм».

В наблюдаемой картине Β-распада была и вторая большая неприятность — с законом сохранения углового момента. Например, в Β -распаде 14С → 14N + e собственные угловые моменты — спины родительского и дочернего ядер равны нулю, а спин электрона равен 1/2. Как ни складывай (а складывать моменты надо умело — ведь это квантовые векторы), — 1/2 оказывается лишней.

Расследование по «делу о Β-распаде» вели знаменитейшие физики, и направление поисков определялось их мировоззрением, то есть представлением о том, как устроен мир. Великий Нильс Бор наилучший выход видел в признании за микромиром права нарушать законы сохранения энергии и импульса в каждом отдельном акте столкновения или распада элементарных частиц. При этом он полагал, что известные для механики макромира законы сохранения устанавливаются только в результате суммирования импульсов и энергий по огромному числу элементарных процессов в макроскопическом объекте.

Много было и других смелых идей, но единственно правильную выдвинул швейцарец Вольфганг Паули.

В конце 1930 года на конференции физиков в Тюбингенском университете огласили письмо Паули от 4 декабря. Оно было адресовано Гансу Гейгеру и Лизе Мейтнер, но предназначено для всех участников:

«Дорогие радиоактивные дамы и господа. Я прошу Вас выслушать со вниманием в наиболее удобный момент посланца, доставившего это письмо. Он расскажет Вам, что я нашел отличное средство для закона сохранения и правильной статистики. Оно заключается в возможности существования электрически нейтральных частиц… Непрерывность Β-спектра станет понятной, если предположить, что при Β-распаде вместе с каждым электроном испускается такой «нейтрон», причем сумма энергий «нейтрона» и электрона постоянна…»

Письмо заканчивалось так:

«Не рисковать — не победить. Тяжесть положения при рассмотрении непрерывного Β-спектра становится особенно яркой после слов проф. Дебая, сказанных мне с сожалением: «Ох, лучше не думать обо всем этом… как о новых налогах». Следовательно, необходимо серьезно обсудить каждый (подчеркнуто мной. — В. Н.) путь к спасению. Итак, уважаемый радиоактивный народ, подвергните это испытанию и судите».

Может быть, приведенный здесь текст письма и недостаточно точен из-за двойного (немецко-англо-русского) перевода. Но за шутливым словесным нарядом мы безошибочно различаем тревожный звук, ощущаем какую-то драму: «… и судите». Казалось бы, найдена прекрасная идея. Впору на весь ученый мир победно повторить знаменитое архимедово — «Эврика!» Но Паули чувствует, что, оберегая один важнейший принцип, он нарушает другой: «Entia non sunt multiplicianda praeter necessitatem» («Сущности не следует умножать без необходимости» — эта философская максима сформулирована в XIV веке Уильямом Оккамом). Бритва Оккама — инструмент нравственного запрета, и подать пример его нарушения означало бы открыть дорогу околонаучным шакалам, которым «все дозволено».

Известно, что Паули с горечью (уже не шуточной) говорил после оглашения своей идеи: «Я сделал сегодня что-то ужасное. Физику-теоретику никогда не следует делать ничего подобного. Я предложил нечто, что никогда не будет проверено экспериментально».

Только в 1933 году Паули подвел итог своим размышлениям. 22 октября на самом представительном собрании физиков всего мира — Сольвеевском конгрессе он говорил: «…Я предложил следующую интерпретацию Β-распада: законы сохранения имеют силу; эмиссия -частицы происходит вместе с испусканием чрезвычайно проникающих нейтральных частиц, которые еще не наблюдались… Естественно, мы предполагаем не только сохранение энергии, но и сохранение импульса и углового момента… во всех элементарных процессах». (В основе мировоззрения и физической интуиции Вольфганга Паули лежит вера в безусловное действие законов сохранения в каждом элементарном акте. Для гениальной интуиции Нильса Бора — создателя квантовой механики — «роднее» оказалась возможность нарушения этих законов.)

Между 1930 и 1933 годами в науке о Β-распаде произошли важнейшие события. В 1942 году Джеймс Чэдвик экспериментально открыл «настоящий» нейтрон. Почти сразу же была выдвинута (Дмитрием Иваненко), развита (Вернером Гейзенбергом) и стала общепризнанной теория протон-нейтронной структуры ядра. Теперь, следуя гипотезе Паули, процесс ядерного Β-распада можно представить как распад одного из нейтронов ядра (если, конечно, масса ядра достаточна) на три частицы:

n→p + e + ν

Такой распад свободного нейтрона обязан происходить и происходит, поскольку не запрещен никакими известными законами сохранения: сохраняется электрический заряд, сохраняются энергия и импульс (спектр электронов для трехчастичного распада нейтрона удивительно похож на известный из эксперимента), сохраняется и угловой момент, так как из трех векторных спинов дочерних частиц, равных 1/2, можно «сложить» 1/2 для родительского нейтрона.

Паули достаточно ясно представил коллегам и портрет неуловимого похитителя энергии. В сольвеевском докладе он говорил: «Что касается свойств этих нейтральных частиц, то, во-первых, из атомных весов мы заключаем, что массы нейтральных частиц не могут быть существенно больше массы электрона. Для того чтобы отличить их от тяжелого нейтрона, Энрико Ферми предложил имя «нейтрино» («нейтрончик». — В. Н.). Возможно, присущая нейтрино масса равна нулю, так что, подобно фотону, оно распространяется со скоростью света. Тем не менее проникающая способность нейтрино должна быть много больше проникающей способности фотона с той же энергией. Мне кажется допустимым, что нейтрино обладает спином 1/2…, хотя эксперимент и не дает прямых доказательств этой гипотезы».

В одном кубическом сантиметре вещества содержится примерно 1023 атомов. Радиус ядра около 10-12 см, а площадь поперечного сечения — 10-24 см2. Суммарная площадь всех ядер, разложенных на плоскости, 0,1 см2, 1/10 площади. А эффективное сечение взаимодействия нейтрино с веществом в миллиард (10-9) раз меньше. На рисунке эту площадь воспроизвести невозможно: для этого пришлось бы разделить каждую сторону квадратика более чем на 10 000 отрезков.

Можно ли добыть прямые доказательства?

Паули представил внушительную папку с косвенными доказательствами для трехчастичной версии сценария -распада с участием невидимого нейтрино. Энрико Ферми был настолько убежден в реальности своего «крестника», что в 1934 году опубликовал теорию -распада — первую замечательную модель слабых взаимодействий. Эта теория позволяла вычислить вероятность взаимодействия нейтрино с протоном. Как и ожидал Паули, эта вероятность оказалась невероятно мала. Чтобы представить себе эту малость, лучше всего воспользоваться формулами.

Возьмем пучок нейтрино и направим его на большую мишень, которая обычно содержит приблизительно 1023 ядер (маленьких мишенек) в кубическом сантиметре. Ядра имеют радиус около 10-12 см и, следовательно, площадь поперечного сечения около 10-24 см2. Общая площадь всех ядер составит около 0,1 см2. Значит, если собрать все мишеньки на одну плоскость размером 1 см2, они займут одну десятую часть ее площади.

Нейтрино очень слабо взаимодействуют с веществом. Только пройдя сквозь слой свинца такое же расстояние, как от Солнца до центра нашей Галактики, пучок нейтрино наверняка прореагирует целиком.

Если в привычном нам мире пуля попадет в стеклянный шарик, можно не сомневаться, что от него останутся осколки. Будь налетающие на мишень нейтрино классическими пулями, а ядра-мишеньки стеклянными шариками, вероятность разбить одно из ядер (или отскочить от слишком «твердого ядра») была бы 1/10. Для взаимодействия элементарных частиц предписаны квантовые вероятностные законы: частица может «проскочить сквозь» частицу без последствий. Но физики для характеристики вероятности рассеяния или поглощения элементарных частиц приняли по аналогии со светом модель «черной» мишеньки: черная мишень свет поглощает полностью, серая — частично. Реальную серую мишень можно представить себе как прозрачную, но с черным кружком такой площади, чтобы общее поглощение пучка было таким же, как у серой. Площадь черной мишени называют эффективной площадью мишени реальной.

Теперь посчитаем вероятность взаимодействия.

Пусть пучок, содержащий No частиц (например, наших нейтрино), налетает на мишень с плотностью n ядер на 1 см3 и длиной вдоль направления пучка L см. Предположим, что N частиц из пучка испытают взаимодействие в мишени. Формулу для N легко получить, зная характеристику интенсивности взаимодействия налетающей частицы с ядрами мишени и начала дифференциального исчисления (для начинающих физиков лучше всего подойдет книга академика Я. Б. Зельдовича «Высшая математика для начинающих»):

N = No(1 — e-σ nL).

При значении σ nL << 1(а для взаимодействия нейтрино с веществом это всегда так, кроме вещества в сверхплотном состоянии, например нейтронных звезд) формула становится совсем простой: N=No σnL. Отношение числа провзаимодействовавших частиц к числу падающих на мишень частиц есть вероятность взаимодействия ω= σnL.

Символом обозначают величину, называемую «эффективное сечение взаимодействия» и характеризующую интенсивность этого взаимодействия. Она измеряется в квадратных сантиметрах, как площадь. Это и есть та самая эффективная площадь, которая составляет лишь долю от геометрического размера ядра. (Заметим, что величинаσn есть полное эффективное сечение, приходящееся на один сантиметр длины мишени, a nL — на всю длину.)

Каково же эффективное сечение по сравнению с геометрическим? Вот тут-то во всю силу дает о себе знать интенсивность различных взаимодействий: для сильного (например, для рассеяния протона на протоне или нейтроне) — по порядку величины приблизительно соответствует геометрическому сечению, то есть составляет около 10-24 см2. А для слабого взаимодействия σ≈ 10-43 см2! Если перевести это в эффективный радиус «черного кружка», то получится величина в миллиард раз меньшая геометрического радиуса ядра.

Какова же должна быть длина мишени, чтобы нейтрино поглотилось в ней с вероятностью, близкой к единице? Подставив числа в формулу для вероятности (для свинца n≈22 ядер/см3), получим L≈22 см = 1015 км.

С какой подходящей длиной ее можно сравнить? Расстояние от Земли до Солнца 150 000 000 (108) км явно мало. Подойдет длина пути от Солнца до центра нашей Галактики — около 1016 км. Вооружившись формулой для вероятности, можно вычислить интенсивность пучка No, которая потребуется экспериментатору, чтобы поставить опыт по поимке хотя бы одного нейтрино. Для детектора длиной около 100 м (соорудить в земной лаборатории нечто большее трудно) получим No18. Это число можно уменьшить, если увеличить площадь детектора и пучка до «разумной» величины — 10 м2. Но и тогда потребуется нейтринный источник огромной силы — 1013. А ведь для надежного результата надо поймать хотя бы несколько сотен частиц.

Именно эту трудность как непреодолимую представлял себе чистый теоретик Паули, когда заключил пари на бутылку шампанского со своим приятелем, известным астрономом В. Бааде, утверждая, что «при нашей жизни нейтрино не будет экспериментально наблюдено». Интенсивность накопленных источников Β-распада, которые могли бы давать пучки нейтрино, была в миллиарды раз меньше требуемой. (Окончание следует.)

Источник: www.nkj.ru

Неуловимая частица

Это одна из наиболее распространенных частиц во Вселенной. Так как она очень мало взаимодействует с веществом, ее невероятно трудно обнаружить. Электроны и нейтрино не участвуют в сильных ядерных взаимодействиях, но и в равной степени принимают участие в слабых. Частицы, обладающие такими свойствами, называются лептонами. В дополнение к электрону (и его античастице позитрону), к заряженным лептонам относят мюон (200 масс электрона), тау (3500 масс электрона) и их античастицы. Их так и называют: электрон-, мюон- и тау-нейтрино. У каждого из них есть антиматериальная составляющая, называемая антинейтрино.

Мюон и тау, подобно электрону, имеют сопутствующие им частицы. Это мюон- и тау-нейтрино. Три типа частиц различаются друг от друга. Например, когда мюонные нейтрино взаимодействуют с мишенью, они всегда производят мюоны, и никогда тау или электроны. При взаимодействии частиц, хотя электроны и электрон-нейтрино могут создаваться и уничтожаться, их сумма остается неизменной. Этот факт приводит к разделению лептонов на три вида, каждый из которых обладает заряженным лептоном и сопровождающим его нейтрино.

Для обнаружения этой частицы необходимы очень большие и чрезвычайно чувствительные детекторы. Как правило, нейтрино с низким уровнем энергии будут путешествовать в течение многих световых лет до взаимодействия с веществом. Следовательно, все наземные эксперименты с ними полагаются на измерении их малой доли, взаимодействующей с регистраторами разумных размеров. Например, в нейтринной обсерватории в Садбери, содержащей 1000 т тяжелой воды, через детектор проходит около 1012 солнечных нейтрино в секунду. А обнаруживается только 30 в день.

История открытия

Вольфганг Паули первым постулировал существование частицы в 1930 г. В то время возникла проблема, потому что казалось, что энергия и угловой момент не сохраняются при бета-распаде. Но Паули отметил, что если будет излучаться не взаимодействующая нейтральная частица нейтрино, то закон сохранения энергии будет соблюден. Итальянский физик Энрико Ферми в 1934 развил теорию бета-распада и дал частице ее имя.

Несмотря на все предсказания, в течение 20 лет нейтрино не могли обнаружить экспериментально из-за его слабого взаимодействия с веществом. Так как частицы электрически не заряжены, на них не действуют электромагнитные силы, и, следовательно, они не вызывают ионизацию вещества. Кроме того, они вступают в реакцию с веществом только через слабые взаимодействия незначительной силы. Поэтому они являются наиболее проникающими субатомными частицами, способными проходить через огромное число атомов, не вызывая никакой реакции. Только 1 на 10 миллиардов этих частиц, путешествуя через материю на расстояние, равное диаметру Земли, вступает в реакцию с протоном или нейтроном.

Наконец, в 1956 году группа американских физиков во главе с Фредериком Райнесом сообщила об открытии электрон-антинейтрино. В ее экспериментах антинейтрино, излучаемые ядерным реактором, взаимодействовали с протонами, образуя нейтроны и позитроны. Уникальные (и редкие) энергетические сигнатуры этих последних побочных продуктов стали доказательствами существования частицы.

Открытие заряженных лептонов мюонов стало отправной точкой для последующей идентификации второго вида нейтрино – мюонных. Их идентификация была проведена в 1962 году на основе результатов эксперимента в ускорителе частиц. Высокоэнергетические мюонные нейтрино образовывались путем распада пи-мезонов и направлялись на детектор таким образом, чтобы можно было изучить их реакции с веществом. Несмотря на то что они являются нереакционноспособными, как и другие типы этих частиц, было обнаружено, что в тех редких случаях, когда они реагировали с протонами или нейтронами, мюон-нейтрино образуют мюоны, но никогда электроны. В 1998 г. американские физики Леон Ледерман, Мелвин Шварц и Джек Штейнбергер получили Нобелевскую премию по физике за идентификацию мюон-нейтрино.

В середине 1970 годов физика нейтрино пополнилась еще одним видом заряженных лептонов – тау. Тау-нейтрино и тау-антинейтрино оказались связанными с этим третьим заряженным лептоном. В 2000 году физики в Национальной ускорительной лаборатории им. Энрико Ферми сообщили о первых экспериментальных доказательствах существования этого типа частиц.

Масса

Все типы нейтрино обладают массой, которая гораздо меньше, чем у их заряженных партнеров. Например, эксперименты показывают, что масса электрон-нейтрино должна быть меньше 0,002 % массы электрона и что сумма масс трех разновидностей должна быть меньше 0,48 эВ. В течение многих лет казалось, что масса частицы равна нулю, хотя не было никаких убедительных теоретических доказательств, почему это должно быть именно так. Затем, в 2002 году, в Нейтринной обсерватории в Садбери было получено первое прямое доказательство того, что электрон-нейтрино, испускаемые ядерными реакциями в ядре Солнца, пока они проходят сквозь него, изменяют свой тип. Такие «осцилляции» нейтрино возможны, если один или несколько видов частиц обладают некоторой малой массой. Их исследования при взаимодействии космических лучей в атмосфере Земли также свидетельствуют о наличии массы, но требуются дальнейшие эксперименты, чтобы более точно ее определить.

Источники

Естественные источники нейтрино – это радиоактивный распад элементов в недрах Земли, при котором испускается большой поток низкоэнергетических электронов-антинейтрино. Сверхновые тоже являются преимущественно нейтринным явлением, поскольку только эти частицы могут проникать сквозь сверхплотный материал, образующийся в коллапсирующей звезде; лишь малая часть энергии преобразуется в свет. Расчеты показывают, что около 2 % энергии Солнца – это энергия нейтрино, образованных в реакциях термоядерного синтеза. Вполне вероятно, что большая часть темной материи Вселенной состоит из нейтрино, образовавшихся во время Большого взрыва.

Проблемы физики

Области, связанные с нейтрино и астрофизикой, разнообразны и быстро развиваются. Текущие вопросы, привлекающие большое число экспериментальных и теоретических усилий, следующие:

  • Каковы массы различных нейтрино?
  • Как они влияют на космологию Большого взрыва?
  • Осциллируют ли они?
  • Могут ли нейтрино одного типа превращаться в другой, пока они путешествуют через материю и пространство?
  • Являются ли нейтрино принципиально отличными от своих античастиц?
  • Как звезды разрушаются и образуют сверхновые?
  • Какова роль нейтрино в космологии?

Одной из давних проблем, вызывающей особый интерес, является так называемая проблема солнечных нейтрино. Это название относится к тому, что во время нескольких наземных экспериментов, проводившихся в течение последних 30 лет, постоянно наблюдалось меньше частиц, чем необходимо для производства энергии, излучаемой солнцем. Одним из возможных ее решений является осцилляция, т. е. преобразование электронных нейтрино в мюонные или тау во время путешествия к Земле. Так как гораздо труднее измерить низкоэнергетические мюон- или тау-нейтрино, такого рода преобразование могло бы объяснить, почему мы не наблюдаем правильного количества частиц на Земле.

Четвертая Нобелевская премия

Нобелевская премия по физике 2015 года была присуждена Такааки Кадзите и Артуру Макдональду за обнаружение массы нейтрино. Это была четвертая подобная награда, связанная с экспериментальными измерениями данных частиц. Кого-то, возможно, заинтересует вопрос о том, почему мы должны так беспокоиться о чем-то, что с трудом взаимодействует с обычной материей.

Сам факт того, что мы можем обнаружить эти эфемерные частицы, является свидетельством человеческой изобретательности. Поскольку правила квантовой механики вероятностны, мы знаем, что, несмотря на то что почти все нейтрино проходят сквозь Землю, некоторые из них будут с ней взаимодействовать. Детектор достаточно большого размера способен это зарегистрировать.

Первое подобное устройство было построено в шестидесятые годы глубоко в шахте в Южной Дакоте. Шахта была заполнена 400 тыс. л чистящей жидкости. В среднем одна частица нейтрино каждый день взаимодействует с атомом хлора, превращая его в аргон. Невероятно, но Раймонд Дэвис, отвечавший за детектор, придумал способ обнаружения этих нескольких атомов аргона, и четыре десятилетия спустя в 2002 году за этот удивительный технический подвиг он был удостоен Нобелевской премии.

Новая астрономия

Поскольку нейтрино так слабо взаимодействуют, они могут путешествовать на огромные расстояния. Они дают нам возможность заглянуть в места, которые иначе мы бы никогда не увидели. Нейтрино, обнаруженные Дэвисом, образовывались в результате ядерных реакций, которые проходили в самом центре Солнца, и смогли покинуть это невероятно плотное и горячее место только потому, что они почти не взаимодействуют с другой материей. Можно даже обнаружить нейтрино, летящее из центра взорвавшейся звезды на расстоянии более ста тысяч световых лет от Земли.

Кроме того, эти частицы позволяют наблюдать Вселенную в ее очень малых масштабах, намного меньших, чем те, в которые может заглянуть Большой адронный коллайдер в Женеве, обнаруживший бозон Хиггса. Именно по этой причине Нобелевский комитет решил присудить Нобелевскую премию за открытие нейтрино еще одного типа.

Загадочная недостача

Когда Рэй Дэвис наблюдал солнечные нейтрино, он обнаружил лишь треть от ожидаемого их количества. Большинство физиков считало, что причиной этого является плохое знание астрофизики Солнца: возможно, модели недр светила переоценивали количество производимых в нем нейтрино. Тем не менее на протяжении многих лет, даже после того, как солнечные модели улучшились, дефицит сохранялся. Физики обратили внимание на другую возможность: проблема могла быть связана с нашими представлениями об этих частицах. В соответствии с превалировавшей тогда теорией они массой не обладали. Но некоторые физики утверждали, что на самом деле частицы имели бесконечно малую массу, и эта масса являлась причиной их нехватки.

Трехликая частица

Согласно теории осцилляции нейтрино, в природе существует три их различных типа. Если частица обладает массой, то по мере движения она может переходить из одного типа в другой. Три вида – электронный, мюонный и тау – при взаимодействии с веществом могут преобразовываться в соответствующую заряженную частицу (электрон, мюон или тау-лептон). «Осцилляция» происходит благодаря квантовой механике. Тип нейтрино не постоянен. Он меняется с течением времени. Нейтрино, начавшее свое существование как электронное, может превратиться в мюонное, а затем обратно. Таким образом, частица, образованная в ядре Солнца, по дороге к Земле может периодически превращаться в мюон-нейтрино и наоборот. Поскольку детектор Дэвиса мог обнаружить только электрон-нейтрино, способное привести к ядерной трансмутации хлора в аргон, то казалось возможным, что недостающие нейтрино превратились в другие типы. (Как оказалось, нейтрино осциллируют внутри Солнца, а не на пути к Земле).

Канадский эксперимент

Единственным способом проверить это было создание детектора, который работал для всех трех типов нейтрино. Начиная с 90-х годов Артур Макдональд из Королевского университета в Онтарио возглавлял команду, которая это осуществила в шахте в Садбери, Онтарио. Установка содержала тонны тяжелой воды, предоставленной в кредит правительством Канады. Тяжелая вода является редкой, но встречающейся в природе формой воды, в которой водород, содержащий один протон, заменен его более тяжелым изотопом дейтерием, который содержит протон и нейтрон. Канадское правительство складировало тяжелую воду, т. к. она используется в качестве теплоносителя в ядерных реакторах. Все три типа нейтрино могли разрушить дейтерий с образованием протона и нейтрона, а нейтроны затем подсчитывали. Детектор регистрировал примерно в три раза большее число частиц по сравнению с Дэвисом – именно то количество, которое предсказывалось лучшими моделями Солнца. Это позволило предположить, что электрон-нейтрино могут осциллировать в другие его типы.

Японский эксперимент

Примерно в то же время Такааки Кадзита из Университета Токио проводил еще один замечательный эксперимент. Детектор, установленный в шахте в Японии, регистрировал нейтрино, приходящие не из недр Солнца, а из верхних слоев атмосферы. При столкновении протонов космических лучей с атмосферой образовываются ливни других частиц, в том числе мюонные нейтрино. В шахте они превращали ядра водорода в мюоны. Детектор Кадзиты мог наблюдать частицы, приходящие в двух направлениях. Одни падали сверху, приходя из атмосферы, а другие двигались снизу. Число частиц было различным, что говорило о разной их природе – они находились в разных точках своих осцилляционных циклов.

Переворот в науке

Это все экзотично и удивительно, но почему осцилляции и массы нейтрино привлекают к себе столько внимания? Причина проста. В стандартной модели физики элементарных частиц, разрабатывавшейся на протяжении последних пятидесяти лет двадцатого века, которая правильно описывала все остальные наблюдения в ускорителях и других экспериментах, нейтрино должны были быть безмассовыми. Открытие массы нейтрино говорит о том, что чего-то не хватает. Стандартная модель не является полной. Недостающие элементы еще предстоит открыть – с помощью Большого адронного коллайдера или другой, еще не созданной машины.

Источник: FB.ru

Краткая хронология

1914: Джеймс Чедвик, англичанин, работавший в Берлине, обнаружил намеки на «недостачу» энергии в некоторых так называемых бета-распадах. Было известно, что многие тяжелые атомные ядра нестабильны и некоторые из них распадаются с испусканием электрона, называвшегося тогда бета-частицей. Если бы вся история на этом кончалась, электрон двигался бы в направлении, противоположном направлению движения ядра отдачи, и обе частицы имели бы четко определенные кинетические энергии. Однако Чедвик показал, что на самом деле это не так. Энергия электронов была различной, даже если распадающиеся ядра были идентичны.

1930: Вольфганг Паули, австриец, работавший в Цюрихе, заключил, что результаты экспериментов Чедвика обусловлены случайным распределением энергии между продуктами реакции. Это распределение может быть случайным, только если число результирующих частиц превышает два. Значит, должна быть третья — невидимая — частица вдобавок к электрону и ядру отдачи. Паули постулировал существование слабо взаимодействующего нейтрино и его античастицы антинейтрино (обозначаемых греческими буквами (~nu) и (~tilde {nu}) соответственно), которые уносят энергию, оставаясь незамеченными. Это была радикальная идея — даже великий Нильс Бор поначалу склонялся скорее к отказу от закона сохранения энергии, но не к «изобретению» новой частицы.

1933: Энрико Ферми в Риме создал детальное математическое описание взаимодействий, включающих нейтрино, — так называемых слабых взаимодействий. Это описание дожило, с небольшими изменениями, до наших дней. Нейтрино также обязано ему своим названием — оно означает на итальянском «маленькая нейтральная» (частица).

1938: Ханс Бете, немецкий эмигрант, работавший в Корнеллском университете, США, развил первую работоспособную модель генерации энергии внутри Солнца. Основной реакцией является слияние двух протонов р с образованием дейтрона d, позитрона е+ и нейтрино ν, причем все частицы уносят кинетическую энергию. Протон — это ядро водорода, дейтрон — ядро тяжелого изотопа водорода (протон и нейтрон, связанные вместе), а позитрон — положительно заряженный электрон, античастица обычного электрона. Эту реакцию можно записать в виде

(~p + p to d + e^+ + nu) + энергия.

За этот и дальнейшие вклады в развитие ядерной физики Бете был награжден в 1967 году Нобелевской премией по физике.

1956: Два физика из Лос-Аламосской научной лаборатории в Нью-Мексико, США, — Коуэн и Райнес — впервые наблюдали взаимодействие нейтрино на реакторе в Джорджии, США. Поток антинейтрино от бета-распадов продуктов деления в реакторе колоссален — типичное значение 1013 см-2·с-1. Но даже при этом детектор должен был иметь размеры небольшой комнаты, чтобы зарегистрировать очень малое количество нейтринных взаимодействий за много недель наблюдения.

1962: Леон Ледерман, Мэл Шварц и Джек Стейнбергер, работавшие в Брукхейвенской национальной лаборатории, США, показали, что нейтрино могут рождаться в ускорителях заряженных частиц и что их по крайней мере два вида: νe и νμ. Один вид, νe, может рассматриваться как незаряженный сородич электрона, а другой, νμ — как незаряженный сородич мюона μ. Мюон был впервые обнаружен в космических лучах (которые на уровне поверхности Земли и представляют из себя в основном мюоны), и он ведет себя совершенно как электрон, за исключением того, что он в 207 раз массивнее. Никто не знает, почему он существует, и никто не понимает взаимоотношений между электронами, мюонами и их нейтрино. Но за раскрытие небольшой тайны о двух типах нейтрино Ледерман, Шварц и Стейнбергер получили в 1988 году Нобелевскую премию по физике.

1975: Мартин Перл и его сотрудники в Станфорде, США, нашли третью электроноподобную частицу — тау-лептон τ. Имеется также доказательство существования его нейтринного партнера ντ — «недостача» энергии в тау-распадах, аналогичная наблюдавшейся в экспериментах Чедвика. На самом деле все известные частицы образуют группы по три. Природа явно старается нам что-то сказать, но до сих пор никто не сумел понять, что именно.

1980-е: Все более и более изощрен- ные попытки взвесить три типа нейтрино продолжали (и все еще продолжают!) терпеть неудачу в обнаружении хоть какой-то массы. Таким образом, νe должно иметь массу менее 1/100000 электронной массы, что является пределом чувствительности наших приборов. О других нейтрино мы знаем меньше — так, масса ντ может лежать где угодно в интервале от нуля до 40 электронных масс.

К настоящему моменту теория возникновения Вселенной, включающая Большой Взрыв, придала смысл многим наблюдениям Вселенной как целого.Она также предсказала, что Вселенная всюду заполнена морем абсолютно невидимых нейтрино. Эти нейтрино могут влиять на что-то только через гравитационное взаимодействие, если они имеют хоть какую-то массу. Их так много, что они могут определять глобальную структуру Вселенной. Они могут быть чем-то вроде «темной материи», абсолютно невидимой, но способной замедлить расширение Вселенной своим гравитационным притяжением.

Как «увидеть» нейтрино

В наше время нейтрино получают и наблюдают в рутинных опытах на ускорителях, и, кроме того, становится возможным детектирование нейтрино от астрономических тел. Каждый раз они возникают в огромных количествах, но шанс одному из них прореагировать с атомом в детекторе крайне мал. Так что детекторы должны быть огромными — самые большие достигают нескольких тысяч тонн, т.е. содержат порядка 1033 атомов. Способ прямого наблюдения взаимодействия заключается в «поощрении» части атома, испытавшей удар нейтрино, к излучению одного или нескольких фотонов. Последние могут быть легко зарегистрированы фотоэлектронными умножителями (ФЭУ), размещенными вокруг детектора. ФЭУ — это как бы электролампа наоборот: он превращает свет в электричество. Один фотон, попавший в ФЭУ, порождает маленький электрический импульс, обычно величиной в несколько милливольт и длительностью в несколько наносекунд. Существуют также методы непрямой регистрации нейтрино, но здесь нет места описывать их.

Принципиально детектор представляет собой большой бак воды, окруженный тысячами ФЭУ. Когда нейтрино ударяет в электрон, входящий в состав атома, электрон вылетает со скоростью, большей скорости света в данном веществе(0,75с в воде). После вылета электрон испускает свет (эквивалентный звуковой ударной волне) в форме конического ливня синих и ультрафиолетовых фотонов, называемый черенковским излучением — по имени его российского открывателя П.А. Черенкова, который (вместе с И.Е. Таммом и И.М. Франком) получил Нобелевскую премию в 1958 году. Эти фотоны регистрируются ФЭУ, и таким образом мы «видим» нейтрино. На практике эти нейтринные детекторы часто помещают глубоко под землей — чтобы обеспечить мощный каменный щит, блокирующий космические мюоны, которые могут вызывать сильные вспышки света, происходящие гораздо чаще, чем слабые вспышки от нейтрино.

Солнечные нейтрино

Единственная часть Солнца, которую мы можем наблюдать непосредственно, — его поверхность. Она представляет собой сферу радиусом 700000 км, излучающую при температуре 6000 К. Однако в единственной правдоподобной модели Солнца (которая у нас есть), базирующейся на работе Бете, энергия возникает глубоко в центральной области Солнца, скрытой от прямого наблюдения. Поток нейтрино — одно из немногих проверяемых предсказаний этой модели, ведь нейтрино могут покидать центральную область Солнца без всякого рассеяния. Напротив, тепло и свет, генерируемые в центральной области, совершают случайные блуждания к поверхности длительностью 10000 лет.

Мы ожидаем увидеть колоссальный поток низкоэнергетических нейтрино и меньший поток нейтрино более высоких энергий. Проблема заключается в том, что два эксперимента, спланированные так, чтобы увидеть высокоэнергетические нейтрино (водяной черенковгкий детектор в Японии и детектор другого типа в Южной Дакоте, США), регистрируют только малую часть того, что ожидалось (примерно половину и треть, соответственно). И два эксперимента с детекторами, чувствительными к низкоэнергетическим нейтрино (называемым pp-нейтрино; см. задачу 1), также дают, как сообщалось, результаты ниже ожидавшихся.

Это состояние дел известно как проблема солнечных нейтрино. Теоретики, занимающиеся физикой Солнца, утверждают, что они понимают Солнце так хорошо, по столь многим различным параметрам наблюдений — температура и состав поверхности, колебания (да, Солнце дрожит весьма выразительно!), что изменение их моделей для согласования с низким нейтринным потоком уничтожит хорошее согласие в других областях.

Поэтому некоторые физики — специалисты по элементарным частицам попытались понять ситуацию, рассматривая модель, в которой разные типы нейтрино имеют разные массы. В соответствии с этой моделью, некоторая часть νe на пути к детектору может превратиться в νμ и ντ. А поскольку существующие детекторы не очень чувствительны к нейтрино других, чем νe, типов, так что изменившиеся нейтрино улетят в основном незамеченными. Это — эффект МСВ, названный так по имени двух россиян и одного американца, которые его придумали: Станислава Михеева, Алексея Смирнова и Линкольна Вольфенстайна.

Даже крохотная масса нейтрино может иметь космологическую значимость, будучи умноженной на плотность нейтрино во всей Вселенной. Нет необходимости говорить, что космологи, в их вечном поиске «темной материи», следят за ситуацией очень внимательно. Возможно, здесь и обнаружится способ «измерить» это море ненаблюдаемых нейтрино.

Сверхновая 1987А

Довольно смело с нашей стороны описывать происходящее внутри Солнца. И еще более дерзко утверждать, что мы знаем, как звезда взрывается. Однако к концу 1986 года астрофизики неоднократно высказывали утверждение, что если звезда определенного типа взрывается на определенном расстоянии, то они могут сказать нам, как много нейтрино будет отмечено существующими детекторами. При гигантских давлениях, вызванных коллапсом звездного ядра, атомы водорода оказываются стиснутыми между собой настолько плотно, что электрон и протон превращаются в нейтрон и нейтрино, которое быстро ускользает. На самом деле нейтрино и еще не наблюдавшиеся гравитационные волны — это единственные объекты, которые могут вылететь при начальном коллапсе. Поскольку вы получаете одно нейтрино на атом во всем ядре звезды, число испущенных нейтрино колоссально — порядка 1057 для средней Сверхновой. После того как ядро сжимается до огромной плотности, оно «пружинит» и расширяется, вызывая ударную волну, которая взрывает звезду. Это то, что мы видим через оптические приборы, и во время этого взрыва, как мы думаем, освобождаются дополнительные нейтрино.

23 февраля 1987 года Ян Шелтон из Торонтского университета, Канада, наблюдал визуально Сверхновую в Большом Магеллановом облаке, в 170000 световых лет от нас. В двух больших водяных детекторах, расположенных в глубоких в шахтах в Огайо, США, и в Японии (оба они в то время готовились для других целей), в течение одного и того же промежутка времени в несколько секунд появились двадцать следов, указывающих на Большое Магелланово облако. Это (как вы увидите из задачи 2) было почти ожидаемое число. Таким образом родилась новая наука — нейтринная астрономия.

Садберийская нейтринная обсерватория

Новая наука требует специально для нее предназначенного оборудования. Первая задача этой новой науки — прояснить проблему солнечных нейтрино, а это означает сконструировать детектор, имеющий большую скорость отсчетов, так что результаты будут статистически значимы, и который сможет различать различные типы нейтрино, так что можно будет проверить, верна ли гипотеза МСВ. Вторая его работа будет состоять в наблюдении любых астрономических событий, в которых рождаются нейтрино.

Из воды получается хороший детектор, но уже давно известно, что еще лучше работает тяжелая вода. (Тяжелая вода химически подобна обычной воде, но ядра обычного водорода замещены дейтронами. Поэтому она имеет молярную массу 20 вместо 18, т.е. ее плотность на 10% больше.) Это происходит потому, что нейтрино взаимодействуют с нейтронами в ядрах тяжелого водорода, и вероятность этого взаимодействия в 100 раз больше вероятности взаимодействия с электронами. К тому же тяжелая вода взаимодействует со всеми нейтрино, так что их можно различить. Подарок физикам-нейтринщикам? Может быть, но при цене 300 долларов США за литр необходимые 1000 тонн выглядели безнадежно дорогими.

Однако оказалось, что в настоящее время ядерная энергетика Канады имеет большой резерв тяжелой воды[1]. Еще в 1984 году в результате искусно проведенных переговоров канадских и американских ученых с ответственными представителями правительства Канады был не только согласован долгосрочный «займ» в 1000 тонн тяжелой воды, но и оговорено предоставление штольни на глубине двух километров в Садбери, провинция Онтарио, для ее размещения.

Теперь, десятью годами позже, остается только один год до момента, когда Садберийская нейтринная обсерватория (СНО) стоимостью в 60 миллионов долларов, сконструированная 55 физиками (и неисчислимым количеством инженеров, техников и студентов) из Канады, Соединенных Штатов и Великобритании, начнет собирать данные. На рисунке 1 представлен набросок, сделанный художником, на котором изображен примерный вид СНО, размещенной под землей. Центральная сфера, сделанная из акрила толщиной 5 сантиметров, будет содержать 1000 тонн тяжелой воды. Вне ее находятся 6000 тонн обычной воды для механической поддержки и защиты от естественной радиоактивности пород. В обычной воде находятся десять тысяч ФЭУ, диаметром 20 сантиметров каждый, обращенные внутрь. Подземное помещение имеет высоту 30 м и поперечник 22 м.

На рисунке 2 изображен вид экрана компьютера при работе программы, моделирующей действие СНО, которая воспроизводит то, что мы ожидаем от настоящего детектора.

Когда СНО наконец завершит сбор данных в августе 2000 года, мы ожидаем получить

  • решение проблемы солнечных нейтрино;
  • измерение массы нейтрино и подтверждение или опровержение гипотезы МСВ (что добавит горючего в дебаты о «недостающей массе» Вселенной, в то же время объясняя кое- что о взаимоотношениях триплетов элементарных частиц);
  • прояснение картины ядерных процессов в центральной области Солнца и, в результате, определение температуры этой области.

Заметим, что мы сознательно назвали наш детектор «обсерваторией». Мы ожидаем увидеть что-нибудь неожиданное. Не беспокойтесь, мы не сможем привести все в идеальный порядок. Останутся еще непристроенные детали, чтобы ввести вас, следующее поколение физиков, в лабиринты неразгаданной тайны.

Для напоминания об этом я оставляю вас с двумя задачами для самостоятельной работы.

Задача 1. Солнечные нейтрино в Вашем теле

Главная реакция, генерирующая энергию и нейтрино на Солнце, — это реакция водородного синтеза

(~4p to 1He + 2e^+ + 2nu_e) + энергия.

Заметьте, что это просто удвоенная реакция, приведенная выше. He — это ядро атома гелия, содержащее 2 протона и 2 нейтрона. В среднем гелий и 2е+ уносят 26,3 МэВ кинетической энергии, которая вызывает нагрев Солнца (и нас). Каждое нейтрино уносит с собой 0,2 МэВ в среднем, но они взаимодействуют с материей столь нечасто, что покидают Солнце не внося никакого вклада в его нагрев. Солнечная постоянная — мощность, приходящая от Солнца на единицу поверхности на верхней границе Земной атмосферы, — равна 1377 Вт/м2. Один МэВ — это стандартная единица энергии в субатомной физике, равная 1,6·10-13 Дж.

Каков поток этих рр-нейтрино на Земной поверхности? Не пугайтесь огромности вашего ответа!

Оцените, сколько нейтрино находится внутри Вашего тела в любой момент времени. Вы можете считать, что нейтрино движутся со скоростью света; если они и имеют крошечную массу, предположение остается достаточно точным.

К сожалению, эти нейтрино слишком малоэнергичны, чтобы быть замеченными СНО. Однако два других эксперимента были поставлены, чтобы заметить их. Одна из установок действует сейчас в Италии, другая в России. Эти большие и сложные устройства должны отмечать 1,2 нейтрино вдень. Но одна отмечает 0,2 — 0,8, другая еще меньше. Так что солнечные нейтрино все еще представляют проблему, но будем надеяться, что не надолго.

Задача 2. Нейтрино от Сверхновой

Когда взрыв Сверхновой 1987А наблюдался на Земле в феврале 1987 года, это был первый случай, когда были замечены нейтрино от такого события. Всего 20 нейтрино были зарегистрированы в двух подземных детекторах общим объемом 4000 м3. Конечно, вероятность зарегистрировать каждое отдельное нейтрино крайне мала, поскольку средняя длина его свободного пробега в воде равна приблизительно одному световому году Иначе говоря, вероятность детектирования равна отношению длины пути в воде к средней длине свободного пробега. Принимая, что Сверхновая была на расстоянии 170000 световых лет от Земли, определите, сколько нейтрино было испущено при взрыве.

Подсказка: если Вы не чувствуете себя уверенно, имея дело со средней длиной свободного пробега, мысленно превратите детектор в трубку, длина которой равна одной средней длине свободного пробега, направленную на Сверхновую, при сохранении объема детектора. Теперь любое нейтрино, входящее в детектор, имеет, в среднем, единичную вероятность быть зарегистрированным. Это дает правильный ответ, потому что на самом деле крохотный шанс провзаимодействовать зависит только от числа атомов в детекторе, а не от его формы.

Перевод с английского А. Уланцева.

Примечания

Для полноты картины хочется обратить внимание читателей и на другое направление физики нейтрино — на реакторную нейтринную физику. Дело в том, что кроме Солнца и звезд испускать нейтрино могут и искусственные, созданные человеком, объекты. Самый мощный из них — это атомный реактор. В реакторе в процессе деления тяжелых ядер урана на легкие осколки постоянно происходит превращение избыточных нейтронов, входящих в состав тяжелых ядер, в протоны с одновременным рождением нейтрино, точнее — антинейтрино. Родившись в реакторе, антинейтрино свободно выходят из него через защиту наружу, так как они очень слабо взаимодействуют с веществом. Именно эти искусственно полученные нейтрино и были впервые наблюдены в 1956 году Коуэном и Райнесом, как описано в статье. Для детектирования антинейтрино использовалась очень чистая вода, в которой наблюдали реакцию с рождением нейтрона и позитрона:

(~tilde {nu_e} + p to e^+ + n. qquad (*))

До конца 70-х годов с реакторными нейтрино работала только одна группа в мире — группа Райнеса. Затем эксперименты стали проводиться во Франции (на реакторе в Буже) под руководством Р. Мёссбауэра. Сейчас в этом направлении очень продуктивно работают две группы из Института Курчатова: одна группа базируется на Ровенской АЭС (на Украине), вторая — под Красноярском.

Проводить исследования с реакторными нейтрино крайне трудно, но интересно. Во-первых, у нас в руках оказывается очень мощный искусственный источник нейтрино, которым можно управлять, изменяя мощность реактора. Во-вторых, антинейтрино от реакторов имеют принципиально другую структуру, нежели от ускорителей (здесь рождаются электронные антинейтрино, тогда как в ускорителях — в основном мюонные нейтрино и антинейтрино), и их используют для исследования новых классов слабых процессов. Среди них наиболее интересны процессы, в которых нейтрино не превращается в заряженную частицу, как в реакции (*), а рассеивается на электронах или ядрах атомов вещества (как свет рассеивается на атомах). В этих процессах физики встречаются с самыми малыми из известных в мире сечений взаимодействия (порядка 10-44 — 10-46 см2), которые играют главную роль при взрывах Сверхновых, в охлаждении и эволюции нейтронных звезд, рождающихся в таких взрывах.

Программа экспериментов, выполняемых в Красноярске и Ровно (рис. 3), включает измерение характеристик основополагающей реакции (*) с точностью 1 — 2%, спектра антинейтрино от действующих реакторов, сечения взаимодействия антинейтрино с электронами и с ядрами тяжелого изотопа водорода — дейтерия. Последние составляют основу для проектирования нейтринной обсерватории в Садбери, о которой рассказывалось в статье. Трудность выполняемых экспериментов связана с тем, что полезные события в детекторах массой в 100 кг вещества, например, в случае взаимодействия нейтрино с электронами составляет! — 2 в день на фоне около десятка случайных событий другой природы.

Развитие техники детектирования позволило начать изучение возможности превращения электронных антинейтрино на лету в другие — мюонные или тауонные. Для этого детектор нейтрино постепенно отодвигают от реактора и исследуют изменения нейтринного потока и его спектра с расстоянием. Такие эксперименты впервые проводились во Франции группой Мёссбауэра в начале 80-х годов на расстояниях 38, 46 и 65 метров. Это очень трудные эксперименты, так как поток нейтрино от реактора падает с расстоянием квадратично. Рекордное расстояние было достигнуто в Красноярске, где удалось наблюдать нейтрино на расстоянии 321 метра, а счет составлял несколько полезных событий в день.

Еще одна, уже практическая, задача, решаемая в реакторных экспериментах, связана с прозрачностью самой мощной реакторной защиты в нейтринных лучах. Это позволяет разместить нейтринный детектор за защитой и свободно наблюдать с его помощью за работой и изменениями состава реакторного топлива, не вмешиваясь в его работу. Такие эксперименты уже осуществлены и позволяют надеяться в будущем на создание совершенно новых методов контроля над реакторами.

Зам. председателя Научного совета РАН по нейтринной физике, доктор физико-математических наук Ю. Гапонов

  1. ↑ Канадские реакторы используют тяжелую воду как замедлитель нейтронов.

Источник: www.physbook.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.