Понятие о нейтрино: Поиск и открытие нейтрино

Поиск и открытие нейтрино

Введение     Нейтрино – это стабильная элементарная частица, относящаяся по своим статистическим свойствам к фермионам, т.е. частицам с полуцелым спином, и входящая в группу лептонов. Основные характеристики нейтрино перечислены в Таблице 1, а отношение нейтрино к различным типам взаимодействий – в Таблице 2. Таблица 1. Основные общие характеристики нейтрино Характеристика Значение Спин J 1/2 Четность P не определена Электрический заряд Q 0 Время жизни t → ∞ (стабильно) Барионный заряд B 0 Таблица 2. Отношение нейтрино к различным типам взаимодействий Взаимодействие Участие Примечание Сильное − как и все лептоны Электромагнитное − из-за отсутствия заряда Слабое +   Гравитационное +       Нужно отметить, что для нейтрино, как и для всех лептонов, четность не указывается. Это связано с тем, что лептоны участвуют в слабых взаимодействиях, которые, как известно, не сохраняют четность. А, следовательно, по отношению к этим взаимодействиям понятие внутренней четности не имеет смысла.     Важной особенностью нейтрино является слабое взаимодействие с веществом. Сечение взаимодействия нейтрино в зависимости от его энергии лежит в пределах  от σ ≈ 10-34 см2   до σ ≈ 10-43см2.. Поэтому пробег нейтрино низких энергий (порядка 1 МэВ) в твердой среде составляет ≈ 1015 км.     Известно три типа или аромата нейтрино. Это электронные, мюонные и тау нейтрино. Различные типы нейтрино имеют разные лептонные заряды: Le, Lμ, Lτ.  Для нейтрино справедлив закон сохранения лептонного заряда. Характеристики различных ароматов нейтрино представлены в таблице 3. Таблица 3. Характеристики различных ароматов нейтрино Характеристика νe νμ ντ Лептонный заряд  Le 1 0 0 Лептонный заряд  Lμ 0 1 0 Лептонный заряд Lτ 0 0 1 Масса mc2 < 2 эВ < 190 кэВ <18. 2 МэВ Поиск и открытие нейтрино Предпосылки к открытию нейтрино     Существование нейтрино было доказано только в середине ХХ века. Этому факту предшествовал целый ряд наблюдений, вопросов и открытий.     В конце ХIХ 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 альфа-, бета- и гамма-лучами. Открытие нейтрино связано с бета-излучением.     В начале ХХ века при изучении β-распада радиоактивных ядер появилась проблема — нарушение законов сохранения энергии, импульса и момента импульса.     К этому времени было обнаружено много ядер, способных самопроизвольно превращаться в близкие им по массе с излучением электрона, которым оказалась β−-частица Беккереля. Такой процесс получил название β-распада —  спонтанного превращения ядра (A,Z) в ядро-изобар (A,Z+1) в результате испускания электрона. Тогда еще структура ядра «не была» протонно-нейтронной (т.к. не был открыт нейтрон), и процесс β−-распада записывался так: X1 → X2 + e− , где X1 – распадающееся ядро, X2 – образовавшееся ядро. Рис.1. Спектр электронов β−-распада     В 1914, когда английский физик Джеймс Чедвик обнаружил, что энергии электронов, испускаемых при β−-распаде атомных ядер (в отличие от α-частиц и γ-квантов, испускаемых при других видах радиоактивных превращений), не строго определенные, а лежат в широком диапазоне значений. В большинстве случаев энергия была меньше той, какую они должны были теоретически иметь. Создавалось впечатление, что энергия куда-то исчезает, т.е. происходит нарушение закона сохранения энергии. В то время даже Нильс Бор готов был признать, что законы сохранения в микромире могут не выполняться. Он утверждал, что не существует «ни экспериментальных, ни теоретических» доказательств, которые бы подтверждали справедливость закона сохранения энергии при β−-распаде. Рис. 2. Вольфганг Паули     Таким образом, было выяснено, что при β-распаде электроны имеют непрерывный энергетический спектр в диапазоне от 0 до Qβ, где Qβ – энергия, выделяющаяся в реакции. А такое возможно только в случае образования 3-х частиц в процессе распада. Именно непрерывность спектра электронов, образующихся при распаде, и натолкнула Вольфганга Паули в 1930 году на предположение, что при β-распаде одновременно с электроном рождается какая-то частица с полуцелым спином и очень малой массой, которая и уносит недостающую часть энергии. В своем знаменитом письме к Тюбингемскому научному конгрессу он написал: «Я допускаю, что мой прием может на первый взгляд показаться довольно невероятным, потому что, если бы нейтрино существовало, оно было бы давно открыто. Тем не менее, кто не рискует, тот не выигрывает. Поэтому мы должны серьезным образом обсуждать любой путь к спасению». X1 → X2 + e− + ?(ν)     Незамеченной эта частица остается потому, что у нее очень малая масса покоя и нет электрического заряда и поэтому не участвует в кулоновских и сильных взаимодействиях, иными словами, не может производить те эффекты, по которым обычно регистрируют частицы. Именно эта частица могла уносить недостающую энергию, импульс и момент количества движения. Для того чтобы проверить гипотезу Паули, необходимо было обнаружить эту частицу экспериментально. Однако ее свойства, предсказанные Паули, делали обнаружение этой частицы чрезвычайно трудной задачей из-за ее слабого взаимодействия с веществом.     Таким образом, на тот момент предполагалось 2 возможных решения проблемы бета-распада: невыполнение закона сохранения энергии в единичном акте бета-распада, выполнение закона сохранения энергии и испускание некой неизвестной частицы в бета-распаде —  нейтрино.     Дальнейшая история нейтрино тесно связана с гипотезой о протонно-нейтринной структуре ядра и теорией β-распада.     Сразу после открытия нейтрона в 1932 г. Дж. Чедвиком, Д. Иваненко и В. Гейзенберг независимо друг от друга выдвинули гипотезу, что атомное ядро состоит из нейтронов и протонов. Протоны и нейтроны в атомном ядре связаны особыми силами, для которых характерна большая величина и малый радиус действия ~10-13 см. Ядерные силы существенно превосходят силы электростатического кулоновского отталкивания протонов и обуславливают большую плотность вещества ядра ~1014 г/см3. Новый тип взаимодействия, связывающий нейтроны и протоны, назвали сильным взаимодействием. Однако данная модель не давала ответ на следующий вопрос: «Если в составе атомного ядра нет электронов, то откуда же берутся электроны, которые наблюдаются при радиоактивном распаде ядер?»     Ответ на этот вопрос был дан в 1934 г.  итальянским физиком Энрико Ферми в разработанной им теории β-распада. Ферми использовал гипотезу Паули в своей теории. Он предложил называть частицу, охарактеризованную Паули, «нейтрино», что буквально означает «нейтрончик», по аналогии с тяжелой нейтральной частицей – нейтроном. Паули предположил, что β-распад в определенном смысле аналогичен испусканию фотонов возбужденными атомами. Ни электронов в ядре, ни фотонов в атоме нет до момента излучения, и фотон, и электрон образуются в процессе распада. Изучение процесса β-распада показало, что испускание электронов вызвано не электромагнитным и не ядерным взаимодействием, а новым типом взаимодействия, которое было названо слабым. В своей теории Паули сформулировал основные свойства нейтрино в их современном виде. Он представил процесс ядерного β-распада как распад одного из нейтронов ядра (если, конечно, выполняются соответствующие законы сохранения) на три частицы – протон, электрон и нейтрино: n → p + e− + νe Рис. 3. Схема β-распада нейтрона через испускание виртуального W−-бозона     С помощью теории Ферми была рассчитана форма спектра β-электронов, оказавшаяся вблизи верхней границы энергии β-электронов очень чувствительной к массе нейтрино. Сравнение теоретической формы спектра с экспериментальной показало, что масса нейтрино много меньше массы электрона (и, возможно, равна нулю). Теория Ферми объяснила все основные черты β-распада, и её успех привёл физиков к признанию нейтрино.     Как выяснилось позже, гипотеза Паули «спасла» не только закон сохранения энергии, но и законы сохранения импульса и момента количества движения, а также основные принципы статистики частиц в квантовой механике.     После того как гипотеза о существовании нейтрино была сформулирована, физики попытались найти и другие доказательства его существования. Поиск нейтрино     Было предложено два варианта опытов для обнаружения нейтрино.  Первый — наблюдение обратного β-распада — впервые рассмотрен Х. Бете и Р. Пайерлсом в 1934. Обратным β-распадом называются реакции (существование которых следует из теории Ферми): n + νe → p + e−, происходящие как на свободных, так и на связанных в ядрах нуклонах. Оценка вероятности  поглощения нейтрино дала поразительный результат: в твёрдом веществе нейтрино с энергией, характерной для β-распада, должно пройти расстояние порядка сотен световых лет, прежде чем будет захвачено ядром. В 30-40-х гг. обнаружить такую частицу казалось вообще невозможным.     Другой путь – наблюдение отдачи ядра в момент испускания нейтрино — впервые рассмотрен А. И. Лейпунским. Как известно, при превращениях частиц, как и при любых физических процессах, происходящих в какой-нибудь системе, сохраняется не только энергия, но и количество движения, или импульс.     Первый такой опыт был проведен самим Лейпунским в 1936 г. Исследовались импульсы частиц, образующихся в реакции: 11C →11B + e+ + νe      Если протон, испытывающий бета-распад, неподвижен, то его импульс равен нулю. Значит, и суммарный импульс всех частиц — продуктов распада — также должен быть равен нулю. Если нейтрино не образуется, то импульсы 11B и позитрона будут равны по модулю, а если образуется – то не равны. Так как в реакции получаются заряженные частицы, то измерить их импульсы не трудно. Опыт показал, что суммарный импульс позитрона и ядра отдачи при бета-распаде ядра 11C не равен нулю.  0 = (11С) = (11B) + (e+) ≠ 0 Это подтверждает гипотезу о существовании нейтрино: неизвестная частица уносит «исчезающий» импульс.     В 1938 г. А.И. Алиханов и А.И. Алиханьян предложили использовать для данного эксперимента реакцию К-захвата в 7Be: ядро 7Be захватывает электрон из К-оболочки атома и испускает нейтрино, превращаясь в ядро 7Li: 7Be + e− → 7Li + νe     При этом если нейтрино  существует, то 7Li получает импульс, равный и противоположный по знаку импульсу нейтрино. 0 = (7Li) + (e)     Первый успешный опыт с этой реакцией был выполнен американским физиком Дж. Алленом в 1942 г.     Таким образом, открытие нейтрино стало возможным благодаря уверенности исследователей в справедливости фундаментальных законов физики — законов сохранения энергии, импульса и момента количества движения.     Но прямое обнаружение нейтрино на тот момент все равно представляло собой очень сложную задачу, не зря же Паули заключил пари на бутылку шампанского со своим приятелем, известным астрономом В. Бааде, утверждая, что «при нашей жизни нейтрино не будет экспериментально наблюдено».     Подводя итоги, можно сказать, что нейтрино было «изобретено» теоретически, и что свойства этой «неуловимой» частицы были первоначально постулированы с целью оправдания ее «не наблюдаемости». Открытие нейтрино Рис. 4. Фред Райнес и Клайд Коэн в центре управления хэнфодского эксперимента «Project Poltergeist» (1953)     Все вышеперечисленные доказательства показывали лишь образование нейтрино в точке распада. Т.е. они лишь доказывают выполнение законов сохранения при возможном существовании нейтрино. Для того, чтобы с полной уверенностью говорить о существовании нейтрино, необходимо было детектировать нейтрино в свободном состоянии – на некотором расстоянии от места его рождения. Такое экспериментальное подтверждение существования теоретически предсказанной частицы произошло лишь спустя 23 года после предположения Паули, когда Фредерику Райнесу (Frederick Reines) и Клайду Коэну (Clyde Cowan) удалось запечатлеть результаты взаимодействия нейтрино, используя ядерный реактор деления в качестве источника частиц, а хорошо экранированный сцинтилляционный детектор — в качестве детектора.     В 1953 году ученые впервые попытались продемонстрировать существование нейтрино, до тех пор считавшейся чисто гипотетической частицей. Учитывая ее «призрачные» свойства, эксперимент был назван «Проект Полтергейст».     Как уже было сказано, сложность этой задачи объяснялась колоссальной проникающей способностью, которая ожидалась для нейтрино.     Рассчитаем максимальную толщину свинцовой плиты, сквозь которую сможет пролететь не взаимодействуя нейтрино с энергией 1 МэВ.     Пусть пучок, содержащий N0 нейтрино налетает на мишень с плотностью n ядер в 1 см3 и длиной вдоль направления пучка R см. Предположим, что N частиц из пучка испытают взаимодействие в мишени. Формулу для N легко получить: N = N0(1 − e-nσR). При значении nσL << 1 (а для взаимодействия нейтрино с веществом это всегда так, кроме вещества в сверхплотном состоянии, например нейтронных звезд) формула упрощается: N = N0nσR. Отношение числа провзаимодействовавших частиц к числу падающих на мишень частиц есть вероятность взаимодействия:  W = N/N0 = nσR. Возьмем 100% вероятность взаимодействия нейтрино – W = 1. Тогда пройденный частицей путь R будет равен: R = (σ×n)-1.  Плотность свинца равна 11,35 г/см, молярная масса = 207 г/моль. Тогда . И соответственно R = (σ×n)-1 = (0.33×1023×10-43)-1 = 3×1020 см ≈ 1015 км.     Для того чтобы представить величину проникающей способности нейтрино вспомним, что расстояние от Земли до Солнца равно примерно 150 млн. км, т.е. 1,5х108 км. Тогда мы получаем, что нейтрино могут беспрепятственно проникать сквозь чугунную плиту, толщина которой в 1015/108 = 107 в миллионы раз превышает расстояние от Земли до Солнца. Для сравнения также можно привести еще одну величину — расстояние от Солнца до центра нашей Галактики − около 1016 км.     Вооружившись формулой для вероятности, можно вычислить интенсивность пучка N0, которая потребуется экспериментатору, чтобы поставить опыт по поимке хотя бы одного нейтрино. Для детектора длиной около 100 м получим N0=1018 (при площади детектирования 1 см2) Необходимую интенсивность потока можно уменьшить, если увеличить площадь детектора и пучка до величины 10 м2. Но и в этом случае потребуется нейтринный источник огромной силы − 1013. А ведь для надежного результата надо поймать хотя бы несколько сотен частиц.     И все же эта, казалось бы, неразрешимая задача была решена. Понятно, что пропускать одно нейтрино сквозь астрономическую толщину вещества, чтобы оно с большой вероятностью прореагировало, нереально. Был реализован другой вариант — пропускать астрономическое число нейтрино через метровую толщину жидкого или твердого вещества. Такой эксперимент стал возможен благодаря использованию появившихся десятилетие назад ядерных реакторов (первый реактор был создан уже известным нам Энрико Ферми в 1942 г. в Чикаго, США).     Как известно, ядерные реакторы – это устройства, имеющие огромное значение в науке и практике, в которых совершается деление ядер урана нейтронами. В каждом акте деления образуется несколько бета-радиоактивных ядер. И если справедлива гипотеза о существовании нейтрино, то в распадах таких ядер нейтроны должны испытывать превращения согласно схеме: n → p + e− + νe То есть мощные реакторы должны быть интенсивными источниками антинейтрино. В качестве примера рассмотрим атомный реактор мощностью 300 тысяч киловатт. Каждую секунду такой реактор испускает около 5•1019  антинейтрино. Но даже при таком числе нейтрино задача все равно остается очень трудной. Можно рассмотреть такой пример: пусть решено зафиксировать нагрев вещества под действием нейтрино. Для того чтобы, половина энергии, переносимой этим потоком частиц, освобождалась в виде тепла, необходим поглотитель массой 1060 тонн, что неизмеримо превышает массу Солнца.     Зато регистрация отдельных событий, вызванных антинейтрино, возможна. Реакцией, позволяющей такую регистрацию, является обратный бета-распад. В частности, в своем эксперименте Райнес и Коэн решили использовать реакцию взаимодействия антинейтрино с протоном: p +  νe → n + e+ Вероятность этого процесса можно было рассчитать, и, регистрируя продукты реакции в эксперименте, одновременно проверить гипотезу существования нейтрино.     Выбор именно этой реакции Райнес объяснял ее простотой. Важным фактором было то, что в 1949 году была открыта и описана сцинтилляция в органических жидкостях  Л.Херфордом (Lieselott Herforth) и Х.Колманном (Hartmut Kallmann). И именно такой сцинтиллятор мог быть использован для построения большого детектора, который был необходим в данном эксперименте. Нужно отметить, что в то время большим считался детектор объемом порядка 1 л.     Как уже было сказано, вторым необходимым для регистрации нейтрино компонентом был большой водородсодержащий детектор. Объем используемого в детектора был 300 л, которые просматривались 90 ФЭУ, разделенные на 2 группы по 45 ФЭУ каждая, для регистрации совпадающего сигнала. Возникающие в результате реакции с протонами позитроны регистрировались по аннигиляционным γ-квантам, образующимся при взаимодействии позитронов с электронами вещества мишени. e+ + e− → 2γ     Детектирование осуществлялось с помощью сцинтиллятора — вещества, способного испускать вспышку света (сцинтилляцию), когда сквозь него проходит частица. В качестве протонной мишени использовался растворенный в сцинтилляторе пропионат кадмия C3H5CdO2.     В эксперименте предполагалось использовать реактор в Хэнфорде (Hanford) (Вашингтон, США). На расстоянии 10 метров от реактора ожидаемый поток антинейтрино через каждый квадратный сантиметр составлял примерно 1013 частиц в секунду. Такой поток антинейтрино, бомбардирующих тонну водородосодержащего вещества (источник протонов), по расчету должен вызывать примерно 100 реакций обратного бета-распада в час.     О сложности выполненного эксперимента можно судить по следующим фактам. Всего было проведено 2 серии экспериментов. Расчетная интенсивность событий должна была составлять ~0,2 события\мин.  В первой серии нейтрино на ректоре в Хэнфорде не удалось обнаружить из-за высокого фона порядка 0,4± 0,2 события\мин, существующего при выключенном детекторе. Этот сигнал был вызван, как выяснилось впоследствии после проведения подземных испытании в лаборатории в Лос-Аламосе, космическими лучами.     Для второй серии экспериментов был произведен ряд усовершенствований установки. В качестве водородосодержащего вещества — протонной мишени –использовались два бака по 200 л каждый, заполненные раствором хлористого кадмия в воде (CdCl2+H2O). Образующиеся в результате аннигиляции гамма-кванты вызывали световые вспышки в жидком сцинтилляторе, который представлял собой 3 емкости по 1200 л каждая, расположенных по обе стороны от двух протонных мишеней. Световые вспышки регистрировали 100 фотоумножителей. Принципиальная схема установки показана на рисунке 4. Рис.5. Схема детектора в опыте Райнеса и Коэна по регистрации антинейтрино. Обозначения на схеме: — два жидких сцинтилляционных детектора (1400 л каждый) для регистрации антинейтрино; — сцинтилляционный детектор (также 1400 л) для регистрации фона космических лучей, включенный на антисовпадения с детектором 1; — две водяные мишени объемом 200 л каждая — две группы фотоумножителей, включенные на совпадение; — третья группа фотоумножителей, включенная на антисовпадения; — электронная аппаратура; — двулучевой осциллограф; — свинцовый и парафиновый экраны для защиты от излучений реактора.     Образующиеся в реакции нейтроны замедлялись в мишени до тепловых энергий и поглощались ядрами кадмия. Кадмий имеет большое сечение реакции (n,γ)  захвата тепловых нейтронов. Среднее время замедления нейтронов в водородосодержащей среде ~10 мкс. В результате захвата нейтронов изотопы кадмия образовывались в возбуждённом состоянии. Переход их в основное состояние сопровождался испусканием 3-5 гамма-квантов. Таким образом, идентификация антинейтрино производилась с помощью метода запаздывающих совпадений, регистрируя аннигиляционные гамма-кванты и образующиеся приблизительно через 10 мкс гамма-кванты из реакции радиационного захвата на ядрах кадмия. n + Cd(A) → Cd(A+1)* → Cd(A+1) + (3-5)γ Нужно отметить, что схема совпадений сыграла большую роль в детектировании нейтрино. Как уже было сказано, сечение взаимодействия нейтрино с веществом составляет σ ≈ 10-43 см2.  Расчеты, сделанные для данного опыта без учета схемы совпадений показывали, что он даст необходимую чувствительность лишь при сечении не менее  σ ≈ 10-39 см2, что на 4 порядка меньше. Именно из-за такого различия в эксперименте первоначально планировалось использовать ядерный взрыв в качестве источника нейтрино (Райнес до этого участвовал в создании ядерной бомбы). И лишь схема совпадений позволила значительно упростить схему эксперимента, используя реакторные нейтрино.     Кроме того, для отсечения космических лучей использовался 3-й сцинтилляционный детектор, работающий по схеме антисовпадений – в случае попадания в него частицы извне происходило выключение установки на некоторое время.     Т.об., во второй серии экспериментов, длившихся в течение 100 дней на атомном реакторе в Саванна-Ривер (Savannah River) (Южная Каролина, США), была улучшена техника детектирования за счет схемы антисовпадений, усилена защита детектора от фонового излучения – детектор находился в 12 м. под землей и в 11 м. от реактора. В результате была получена скорость счета 3.0 ± 0.2 события/час. Было зарегистрировано 567 событий, вызванных взаимодействием антинейтрино с протоном, при этом фон составлял около 200 событий.     В процессе эксперимента ученые последовательно доказали следующее: регистрируются именно реакторные антинейтрино связанный с реактором сигнал согласовывается с теоретическими предсказаниями;  первый импульс сигнала совпадений обусловлен позитронной аннигиляцией;  второй импульс обусловлен захватом нейтрона; величина захвата нейтрино зависит от количества протонов в мишени; с помощью используемой схемы детектирования исключается регистрация частиц, отличных от нейтрино.     В частности, для доказательства первого утверждения был измерен и сравнен счет при включенном и при выключенном реакторе.     Для величины сечения реакции захвата антинейтрино протоном, зная указанную выше оценку потока нейтрино от реактора и высчитав чувствительность детектора при его калибровке радиоактивным источником, было получено значение: σ ≈ 12+7-4×10-44 cм2 что находилось в хорошем согласии с предварительными теоретическими оценками: σ ≈ (5±1)×10-44 cм2     Все эти факты позволили утверждать, что результатом опытов Райнеса и Коэна является доказательство взаимодействия антинейтрино с протоном, что приводит к образованию в конечном состоянии нейтрона и позитрона.     Подготовка и выполнение этого уникального эксперимента потребовали более пяти лет. Годом открытия нейтрино считается 1956 г. Сложность и важность данного эксперимента подчеркивает то, что за участие в этих исследованиях и последующие эксперименты Фредерик Райнес был удостоен в 1995 году Нобелевской премии.

Неуловимые нейтрино

ЛЕКТОРИЙ / #6_2019

Автор: Ирина Сухарева
Иллюстрация: Влад Суровегин

Главный научный сотрудник Института ядерных исследований Российской академии наук Дмитрий Горбунов рассказывает о том, что такое нейтрино, какими они бывают и почему ученым необходимо доказать существование самых неуловимых — стерильных нейтрино.

В последние годы активно развивается тема стерильных нейтрино. Речь идет о нейтрино, которые не укладываются в Стандартную модель. За последние 10−20 лет появилось множество экспериментальных данных, указывающих на существование таких нейтрино.

Понятие «нейтрино» в 1930-х годах ввел немецкий физик Вольфганг Паули для объяснения очень странного явления. Во время бета-распада ядер одно ядро переходит в другое, при этом высвобождается электрон. С помощью приборов мы можем зарегистрировать свойства этой частицы. С точки зрения закона сохранения энергии и импульса, во всех процессах этот электрон должен вылетать с одной и той же скоростью. Однако эксперимент показал, что это не так: электроны на выходе имеют разные энергии.

Это была загадка, и одно из предложенных решений было таким: в мире элементарных частиц законы макроскопического мира не работают. Однако В. Паули предложил другое объяснение: он предположил, что в процессе деления ядер появляется еще одна частица — назовем ее v, — и эта частица электрически нейтральна. Электромагнитные приборы зафиксировать эту частицу не могут. В так называемом трехчастичном распаде (ядро распадается на ядро, электрон и новую безмассовую частицу) энергия электрона однозначно не фиксируется. Законы сохранения энергии и импульса по-прежнему работают.

Таким образом нейтрино вошло в обиход физики частиц. Через несколько десятков лет его удалось наконец зарегистрировать. Как? Представим еще раз весь процесс: распад ядра появление другого ядра, электрона и нейтрино. Представим, что у нас есть мощный источник, инициирующий такой распад, и есть, соответственно, целый поток нейтрино. Логично предположить, что идет и обратный процесс: нейтрино рассеиваются на втором ядре с образованием первого и позитрона. Тогда, фиксируя появление позитрона в веществе «из ниоткуда», можно сделать вывод: это результат взаимодействия нейтрино с ядром. Сегодня это основное убедительное средство регистрации нейтрино.

Нейтрино не участвуют в электрических и сильных взаимодействиях, участвуют только в слабых. Ну и в гравитационных, конечно.

Расширяя Стандартную модель
Подобно электронам и позитронам, частицам и античастицам, существуют нейтрино и антинейтрино. Антинейтрино возникают в процессах распада, если появляется электрон, а нейтрино — если появляется позитрон, то есть происходят прямой и обратный бета-распады.

Забавный факт: экспериментально все частицы, описанные в Стандартной модели, обнаружены, за исключением одной-единственной — антинейтрино-тау. То есть когда говорят о бозоне Хиггса как о последней обнаруженной частице Стандартной модели — это неправда.

Ученые обнаружили новые частицы (отличные от протонов, нейтронов и электронов), изучая космические лучи. Это частицы, приходящие из космоса, взаимодействующие с частицами атмосферы и таким образом рождающие вторичные частицы, которые долетают к нам.

Время их жизни очень мало, но энергия огромна. Чем больше в частице энергии, чем быстрее она летит, тем дольше живет и, соответственно, может попасть в детектор. Так среди космических лучей были зарегистрированы новые частицы, которые не являются ни протонами, ни нейтронами.

Что такое антинейтрино? В стандартной модели фундаментальные частицы формируют так называемые поколения. По современным представлениям, протон состоит из трех кварков (u-кварка, d-кварка, u-кварка), а нейтрон — из u-кварка d-кварка и d-кварка. U и d — это up и down. У u-кварка электрический заряд +2/3, у d кварка -1/3. Если просуммировать их, у нейтрона получается ноль, то есть нейтрон нейтрален. А вот протон заряжен (его заряд +1). Это специфические частицы, участвующие в сильных взаимодействиях.

Есть еще два аналога up и down — это charm (очаровательный) и strangeness (странный) кварки; а также truth (top) и beauty (bottom) кварки. С точки зрения взаимодействия, это прямые аналоги u- и d-кварков, но массы у них существенно другие: например, масса charm больше, чем масса протона, масса top-кварка — это самая большая зарегистрированная масса, относящаяся к элементарным частицам. Она примерно в 200 раз больше, чем масса протона, это самый тяжелый объект — тяжелее, чем бозон Хиггса. Масса bottom-кварка в пять раз больше, чем масса нейтрона.

Частицы, состоящие из тяжелых кварков, очень нестабильны и легко распадаются на более легкие, причем происходит это очень быстро: самая долгоживущая из них частица — это заряженный каон, время ее жизни — 10^-8 секунды. Вот почему эти частицы ничего не образуют и сразу «разваливаются» на более легкие, состоящие из легких кварков. В том числе есть аналоги распада нейтрона — когда наряду с частицами из легких кварков появляются нейтрино и, например, электрон.

Мы обсудили поколения кварков, теперь давайте поговорим об электронах и возникающих при распаде нейтрино.

Есть электрон и соответствующий ему тип нейтрино —электронные нейтрино; и есть аналоги, лептоны старшего поколения: мюон и мюонное нейтрино, тау-лептон и тау-нейтрино. Они также могут возникать при распадах частиц с тяжелыми кварками. У электрона, мюона и тау-лептона электрический заряд -1, а нейтрино —нейтральные частицы. Лептоны старшего поколения тяжелее: масса мюона примерно в 200 раз больше, чем масса электрона, тау-лептон почти в два раза тяжелее, чем протон. Как и нейтроны, они распадаются, и самая долгоживущая из них частица — мюон. Он распадается на электрон и два нейтрино (мюонное и электронное). Время жизни мюона примерно 10-⁶ секунды — это самая долгоживущая из таких частиц, все остальные очень быстро распадаются, поэтому их тяжелее изучать. Мюон — первая частица, обнаруженная в космических лучах.

Соответственно, когда мы говорим, что зарегистрировали нейтрино мюонного типа, это значит, что оно было зарегистрировано в ходе процесса появления мюона; электронное нейтрино возникает, когда появляется электрон; тау-нейтрино — когда появляется тау-лептон.

Анти-тау-нейтрино пока не удалось заметить, потому что никто не видел процесса появления +тау-лептона внутри детектора. Но никто не сомневается в существовании таких частиц, и физика Стандартной модели предполагает, что они существуют.

Есть масса или ее нет?
У нейтрино есть еще одно свойство, отличающее их от других частиц: Cтандартная модель предполагает, что они безмассовы. Стандартная модель была сформулирована в результате анализа большого набора экспериментальных данных, и в рамках этого набора не было никаких указаний на массу нейтрино.

Тем не менее продолжаются попытки вычислить массу нейтрино. Как они устроены? Представим процесс распада нейтрона: появляются протон, электрон и нейтрино. Масса нейтрона больше, чем сумма масс протона и электрона; также выделяется определенная энергия, которая расходуется на то, чтобы продукты реакции разлетелись в разные стороны. Следовательно, если нейтрино имеет массу, то импульс электрона будет ограничен сильнее, чем если бы этой массы не было, — ведь нужно еще немножко энергии, чтобы создать эту массу, пусть даже очень маленькую. И отличие энергичных электронов в этом процессе от предсказанной модели (утверждающей, что нейтрино не имеет массы) позволяет предполагать у нейтрино массу.

Пока прямые поиски масс нейтрино не дали никаких положительных результатов. Есть только ограничения по экспериментам, показывающие расхождения с теоретическими предсказаниями. Экспериментально идет процесс распада трития — в ходе этого процесса ищут массу нейтрино. Масса, ассоциированная с электроном — то есть масса электронного нейтрино — меньше, чем 2 электронвольта на С² (2 эВ x С²). Для сравнения: масса электрона примерно 5×10⁵ эВ x С², то есть отличие чудовищное.

Кстати, совсем недавно — в сентябре этого года — появилось новое ограничение для массы нейтрино — 1 эВ. Такие данные были получены в результате эксперимента на установке KATRIN в Карлсруэ, в котором участвуют ученые из нашего института — ИЯИ РАН. KATRIN — увеличенный аналог установки, которая находится в ИЯИ РАН и на которой полтора десятка лет назад и было получено ограничение в 2 эВ. Ожидается, что KATRIN достигнет рубежа в 0,2 эВ.

Аналогичные исследования нейтрино двух других типов показали ограничения значительно хуже: нигде не видно массы напрямую.

Итак, одно из свойств нейтрино — они очень легкие. Их масса гораздо меньше, чем массы других частиц, которые есть в Стандартной модели: ожидается, что одно нейтрино точно не легче, чем 0,05 электронвольта (этот вывод сделан в результате изучения так называемых нейтринных ­осцилляций).

Поскольку нейтрино участвуют только в слабых процессах, их очень тяжело изучать экспериментально, так как эти процессы происходят редко. Например, у нас есть атомная станция, в реакторе которой происходит распад нейтронов. Ядерный реактор прекрасно защищен, ни одна частица не может вырваться наружу — за исключением нейтрино. Нейтрино свободно проходят все преграды. Чтобы остановить нейтрино, нужно было бы построить стену, например, из свинца толщиной как расстояние от Солнца до следующей звезды.

Кстати говоря, через каждого человека все время проходят миллиарды нейтрино — это результат естественной радиации Земли, Солнца, космических лучей. Они никак не влияют на наш организм, не инициируют в нем никаких процессов.

Все эти свойства нейтрино имеют минусы и плюсы. Из-за того, что нейтрино настолько слабо вступают во взаимодействие, их очень сложно зарегистрировать, и работать можно только с большим потоком нейтрино — это один из минусов. Возле большого источника нейтрино (например, реактора на АЭС) должен работать большой детектор. Это сложные эксперименты, требующие большого объема материала и серьезной техники.

Но есть и плюс: так как нейтрино преодолевает любые преграды и его нельзя экранировать, мы можем изучать свойства источника нейтрино вне зависимости от расстояния, на котором он находится. Например, с помощью солнечных нейтрино исследуются процессы, происходящие на Солнце, причем это мониторинг центра нашей звезды в режиме реального времени. В результате экспериментов были зарегистрированы гео-нейтрино, и теперь ученые исследуют естественную радиоактивность Земли, а вскоре будут изучать происходящие в центре планеты процессы. Тот же принцип действует и в случае с ядерными реакторами: замеряя поток нейтрино, можно изучать процессы, которые там ­происходят.

А если, наоборот, вы знаете, чтó происходит в источнике нейтрино? И если речь идет о Солнце, но не о ядерных процессах, а о нейтрино более высоких энергий? У таких нейтрино длина свободного пробега относительно взаимодействия в веществе с энергией падает, и для нейтрино, например, с энергиями в 100 раз больше, чем масса протона, вещество становится не совсем прозрачным, то есть нейтрино все-таки с ним взаимодействует. Соответственно, немножко искажается поток этих нейтрино. Что же происходит? Представим следующий процесс. Космические лучи летят к Земле, взаимодействуют в атмосфере, в результате рождаются частицы второго или третьего поколения, которые распадаются за счет слабых процессов. Появляются энергичные нейтрино, они проходят через центр Земли, вступают в определенные реакции. Мы можем поставить детектор «на выходе», а потом сравнить поток вторичных и первичных нейтрино. Таким образом можно определить характеристики вещества Земли, то есть распределение плотных и неплотных компонентов внутри нее. В итоге получится своеобразный рентгеновский снимок или эхограмма нашей планеты.

Удивительные превращения
Таким образом, применений у нейтрино много, но для того, чтобы ими пользоваться, нужно разобраться в физике нейтрино и понять, как они взаимодействуют в различных случаях. Ученые довольно быстро пришли к забавному выводу: хотя нейтрино — самая простая частица в рамках Стандартной модели, участвующая только в слабых взаимодействиях, она таки не укладывается в эту Стандартную модель. С нейтрино связаны странные процессы, например, переход одного типа нейтрино в другой тип — так называемая нейтринная осцилляция. За исследования в этой области уже было присуждено несколько Нобелевских премий по физике.

Как это выглядит? У нас есть источник нейтрино, в котором мы зарегистрировали электрон, — и мы ждем, естественно, электронное нейтрино. Есть детектор, который, как и положено, регистрирует позитрон. Однако позитронов образуется гораздо меньше, чем можно было ожидать.

Подобные результаты получил американский физик Рэймонд Дэвис. В 1962 году он начал эксперименты по регистрации солнечных нейтрино. Первые данные появились только спустя 11 лет, а всего эксперимент продолжался около сорока лет. В итоге Р. Дэвис обнаружил дефицит солнечных нейтрино. Объяснений этому могло быть всего два: либо в физике Солнца что-то не так, либо глобально законы физики работают не так, как мы себе представляем.

Удивительным образом именно второе предположение было высказано еще до начала экспериментов Р. Дэвиса Бруно Понтекорво — итальянским физиком, который после войны переехал работать в Советский Союз, в Дубну. Именно он выдвинул гипотезу нейтринных осцилляций, то есть превращения нейтрино одного типа в другие. Это все объясняло: получалось, что на пути от центра Солнца часть электронных нейтрино превращались в мюонные, часть — в тау. Ловушка Р. Дэвиса, рассчитанная только на электронные нейтрино, поймать нейтрино двух других типов не могла. А способность нейтрино к осцилляции в свою очередь доказывала, что у них есть масса — потому что безмассовые частицы так себя вести не могут.

Аналогичный процесс происходит и с так называемыми атмосферными нейтрино — нейтрино от космических лучей: космические лучи взаимодействуют с атмосферой, рождаются нестабильные частицы, в слабых процессах появляются нейтрино и антинейтрино разных типов. С помощью детекторов подобные переходы также были зафиксированы.

Осцилляции нейтрино изучают и в лабораториях: с помощью ускорителя протонов получают нейтринный пучок, который направляется в детектор. Нейтрино взаимодействует с веществом детектора, регистрация появившегося в этом процессе лептона (электрона, мюона или тау) позволяет сделать однозначный вывод о типе нейтрино.

В ходе различных экспериментов ученые выяснили интересный факт: если передвигать детектор, изменяя расстояние от него до источника, то доля частиц, перешедших в мюонные и тау-нейтрино, будет изменяться по закону синуса и косинуса. Также эта доля зависит от энергии осцилляционного процесса. Превращение одного нейтрино в другое, вероятность регистрации соответствующего нейтрино зависят от расстояния L как P~sin² (Δm² L/E), L — расстояние между точками, где возникло электронное нейтрино и зарегистрировали мюонное нейтрино; Е — энергия нейтрино; Δm² — разница квадратов масс между массовыми состояниями, в основном участвующими в процессе (всего таких состояний три, но во многих конкретных процессах в основном участвуют два; именно разница квадратов их масс и входит в формулу).

Все эксперименты, которые мы знаем, описываются всего двумя разницами квадратов масс. Есть нейтрино электронное, нейтрино мюонное, тау-нейтрино; они смешиваются между собой; соответственно, есть три массовых состояния частиц и три разные массы: m1, m2, m3. Результаты измерений в рамках этой осцилляционной гипотезы определяются разницами квадратов масс: m1²-m2² или m2²-m3². Одна разница квадратов масс определяется экспериментами по исследованию солнечных или реакторных нейтрино, а вторая —разницей квадратов масс атмосферных и ускорительных нейтрино.

Это очень маленькие числа, но, зная две разницы квадратов масс, а самой массы не зная, вы тем не менее можете поставить нижние ограничения на массу нейтрино: масса одного нейтрино должна быть не меньше 0,05 эВxС², а другого — не меньше 0,008 эВxС².

Стерильное и загадочное
Казалось бы, уже можно говорить о массе нейтрино. Но не тут-то было: на сцену выходит стерильное нейтрино. Дело в том, что результаты некоторых экспериментов можно интерпретировать как осцилляции нейтрино, но там требуется другая разница квадратов масс — приблизительно 1 эВxС². Это совсем другое число. Три разницы квадратов масс с такими массами получить математически нельзя. Соответственно, результаты этих экспериментов нужно воспринимать либо как ошибку, либо как указание на нейтрино другой массы.

Если интерпретировать эти результаты как указание на некую новую физику, то они могли бы означать, что существует еще одно нейтрино. Это маленькая масса по сравнению с массами всех остальных частиц Стандартной модели, но все равно она такова, что для объяснения подобного явления трех нейтрино недостаточно. Поэтому было введено понятие так называемого стерильного нейтрино.

Справка

В 1995 году детектор LSND в национальной лаборатории Лос-Аламос (США) зафиксировал, что мюонные антинейтрино превращаются в электронные с чуть бóльшим темпом, чем ожидалось вследствие расчетов. Через 10 лет то же самое обнаружил детектор MiniBooNE (лаборатория «Фермилаб», США).

В 2018 году ученые этой же лаборатории опубликовали научную статью в Physical Review Letters — там сообщается, что обновленные данные эксперимента позволяют говорить о существовании стерильных нейтрино.

Как мы помним, электронное нейтрино возникает вместе с электроном, мюонное — вместе с мюоном, тау-нейтрино — вместе с тау. Но четвертого поколения нет, и стерильное нейтрино — это нейтрино, с которым не ассоциирована никакая заряженная частица.

Нейтрино оно называется потому, что выглядит так же, так же появляется в осцилляциях и так далее, а стерильным — потому что не участвует в калибровочных взаимодействиях Стандартной модели. Стерильные нейтрино смешиваются с «нашими», но не участвуют в слабых процессах, а в сильных — электромагнитных — тем более. А значит, проявление стерильного нейтрино выражается только в пропаже «обычных» нейтрино.

Сейчас в нашей стране проходят три эксперимента, цель которых — поиски стерильных нейтрино (все эти эксперименты поддерживаются Росатомом).

Первый эксперимент — DANSS, он проходит на Калининской атомной станции. В качестве источника нейтрино используется ядерный реактор одной из энергетических установок. Там стоит детектор, регистрирующий антинейтрино, приходящие из ядерного реактора.

Второй эксперимент — «Нейтрино‑4″. Он проводится в Димитровграде, на исследовательском реакторе.

Третий эксперимент — BEST, он проводится в Кабардино-Балкарии, в поселке Нейтрино, в Баксанской нейтринной обсерватории Института ядерных исследований РАН. Там в качестве источника нейтрино выступает высокоинтенсивный искусственный источник — короткоживущий изотоп 51Cr. По результатам взаимодействия нейтрино с детектирующим веществом (галлий) судят о том, существуют стерильные нейтрино или нет. Результаты этого эксперимента ожидаются в течение полугода.

Цилиндрический детектор нейтрино-эксперимента, который проходит нa холмaх Дaйя-Бей, Китaй. Дaйя-Бэй построен для исследовaния осцилляции нейтрино

У первых двух экспериментов уже есть предварительные результаты. Второй прямо показывает существование стерильных нейтрино. В ходе первого прямых доказательств присутствия стерильных нейтрино обнаружено не было, но его результаты хорошо согласуются с существованием стерильных нейтрино — найдена некая новая аномалия. Приведу такое сравнение. Предположим, вы гуляете по саду и находите наклёванные яблоки. Вы смотрите на них и предполагаете, что их клевала птица определенного размера, с определенной формой клюва. Вы ставите силки на эту птицу. Однако на следующий день вы обнаруживаете, что следы на яблоках совсем другие — то есть вы по-прежнему уверены, что существует «вредитель», но не тот, которого вы ожидали.

Если экспериментальные и теоретические данные по количеству нейтрино расходятся, и мы выдвигаем гипотезу, что нейтрино электронного типа превращаются в стерильные, вероятность такого процесса зависит от расстояния и энергии по закону синуса. Передвигаем детектор на другое расстояние и снова измеряем нейтринный сигнал: если налицо нехватка нейтрино, то мы обнаружим ее, вне зависимости от того, правильно или неправильно изначально был предсказан поток нейтрино.

Передвижение детектора под реактором происходит, например, в ходе эксперимента DANSS: там расположена установка лифтового типа, и детектор перемещается вверх и вниз. А в эксперименте «Нейтрино‑4» детектор разъезжает по рельсам на специальной вагонетке.

Эксперименты по изучению нейтринных осцилляций, конечно, проводятся не только в России. В Китае, например, проходит реакторный нейтринный эксперимент Daya Bay. В международную коллаборацию входят более 200 ученых из шести стран, в том числе из России. Там источниками антинейтрино служат шесть ядерных реакторов, а в трех залах, на расстояниях от 500 до 1800 метров от источников, расположены восемь антинейтринных детекторов.

Многие слышали об эксперименте, который проводится в Антарктике, в лаборатории IceCube. Глубоко подо льдом, на расстояниях от 1450 до 2450 метров, расположены тросы с прикрепленными к ним фотоумножителями. Как мы помним, только нейтрино могут пройти Землю насквозь, так что IceCube регистрирует нейтрино, пришедшие с северного ­полушария.

В японской подземной лаборатории находится детектор «Супер-Камиоканде» — там работал японский ученый Такааки Кадзита, получивший Нобелевскую премию по физике 2015 года за открытие нейтринных ­осцилляций.

А в США в начале 2020-х годов планируется эксперимент DUNE (Deep Underground Neutrino Experiment). Там осцилляцию нейтрино будут изучать одновременно два детектора: ближний (в той же лаборатории «Фермилаб», где расположен ускоритель), и дальний, который будет находиться на расстоянии 1300 км.

Теоретические предсказания, касающиеся стерильных нейтрино, ученые пытаются уточнить уже на протяжении десятка лет, однако пока говорить о том, что какой-то эксперимент имеет стопроцентный успех, нельзя.

Тем не менее это и есть та новая физика, которая сейчас активно развивается. Вне зависимости от результатов всех экспериментов, о которых рассказано выше, мы сможем существенно расширить наши знания о мире и дополнить (или опровергнуть!) Стандартную модель.

Я считаю, что открытия новой экзотической частицы — ­стерильного нейтрино с описанными выше характеристиками — можно ожидать в ближайшее время.

ДРУГИЕ МАТЕРИАЛЫ #6_2019

НОВОСТИ

Новости: октябрь 2019

НИИАР завершил послереакторные исследования твэлов с нитридным топливом для проекта «Прорыв»; CEA подтвердил закрытие проекта реактора ASTRID; Индия активно развивает проекты плавучих солнечных электростанций.

ТРЕНДЫ

Потребители требуют энергетическую автономию

Рассматриваем подробно шесть тенденций в американской электроэнергетике, которые выделила компания Exelon в своем отчете об устойчивом развитии за 2018 год.

ТОЧКА ЗРЕНИЯ

WNA: сдержанный оптимизм

Управляющий партнер Transitional Markets Consultancy LLP Вадим Малкин — о ключевых трендах, звучавших на симпозиуме Всемирной ядерной ассоциации.

ТЕМА НОМЕРА

Атомботы

Роботы в атомной отрасли: революция и застой «в одном флаконе». Разбираемся в специфике и анализируем движущие силы развития этого направления.

НОРМЫ И ПРАВИЛА

Баланс между консерватизмом и инновациями

Рассматриваем тренды развития международной стандартизации и сертификации в области АСУ ТП объектов использования атомной энергии.

ВЗГЛЯД

Эффективность в цифрах

Эксперт Сергей Ревякин — о разных видах исследований, типичных проблемах и оценке экономической эффективности при их проведении.

ОБЗОР

Уран в предрассветных сумерках

Реальные сценарии или туманные прогнозы? Подробно рассматриваем ситуацию на рынке добывающих проектов, прогнозы роста спроса на уран и пример активизации уранового бизнеса.

В МИРЕ

Североамериканская победа Южной Кореи

Подробно рассказываем о южнокорейском проекте APR-1400, сертифицированном Американским ядерным регулятором, и выясняем, как он поменяет расстановку сил на мировом рынке.

ПАТЕНТЫ

Не вместо, а кроме!

Обзор самых интересных патентов, опубликованных в III квартале 2019 года.

ВНЕКЛАССНОЕ ЧТЕНИЕ

Жизнь без АЭС

Чистые, спальные, пенсионные. Рассказываем, чем живут города-спутники советских атомных «недостроев».

Зрители: эксперименты настоящего

Игорь Сокальский,
кандидат физико-математических наук
«Химия и жизнь» №1, 2007

Вот и подошел к концу цикл «Вселенная: материя, пространство, время». Последняя его статья посвящена физическим экспериментам настоящего. Описать даже сотую их часть на четырех страницах — задача непосильная. Мы выбрали только несколько экспериментов из настоящего и совсем недавнего прошлого, которые были поставлены в рамках развития двух сюжетных линий современной физики, а именно физики солнечных нейтрино и физики космических лучей.
(Окончание. Начало см. в №№ 6–12, 2006)

Плюнь тому в глаза, кто скажет, что можно обнять необъятное
Козьма Прутков

Загадка солнечных нейтрино

В 1930 году Вольфганг Паули скрепя сердце ввел в физику понятие «нейтрино» — элементарной частицы, существование которой, по его мнению, никогда не получится доказать. Но уже в середине 50-х годов XX века группа Фредерика Рейнеса надежно зарегистрировала нейтрино. Постепенно стало понятно, что уникальные свойства нейтрино — прежде всего способность крайне слабо взаимодействовать с веществом — делают его мощным инструментом астрономических исследований. Нейтрино приходят на Землю такими, какими были рождены, проникая без взаимодействия сквозь звезды, планеты и межзвездное вещество. Никакие другие частицы такой способностью не обладают.

Первым космическим объектом, нейтринное излучение которого физики попытались обнаружить, было Солнце. Нейтрино образуются в Солнце в больших количествах в результате термоядерных реакций, когда легкие ядра сливаются в более тяжелые, а выделяющуюся при этом энергию уносят гамма-кванты и нейтрино. К концу 50-х годов прошлого века так называемая стандартная солнечная модель в общих чертах была построена. Эта модель предсказывала вполне определенное значение потока электронных (то есть выступающих в паре с электроном или позитроном) нейтрино, которые должны приходить из ядра Солнца на поверхность Земли. Единственным критерием правильности модели мог стать эксперимент по измерению такого потока.

К сожалению, главное преимущество нейтрино оборачивается громадными сложностями в его регистрации, ведь все методы регистрации элементарных частиц строятся на их взаимодействии с веществом. Например, наша способность видеть определяется тем, что частицы света — фотоны, — попадая в глаз, взаимодействуют с сетчаткой. При этом рождается импульс, который по нервным окончаниям бежит в соответствующий участок мозга. Большое количество импульсов после обработки мозгом трансформируется в картину окружающей нас реальности: мы видим. Наблюдать же нейтрино трудно, поскольку подавляющая их часть проходит сквозь прибор, не взаимодействуя с ним. Каждую секунду сквозь каждый квадратный сантиметр поверхности нашей планеты проходит примерно 60 миллиардов нейтрино. Нужно держать под контролем несколько сот тонн вещества, чтобы в течение дня (почти сто тысяч секунд) зафиксировать взаимодействие хотя бы одного нейтрино хотя бы с одним из примерно 10³¹ атомов, содержащихся в этом громадном объеме. Вдумайтесь в эти числа с невообразимым количество нулей и представьте себе сложность задачи.

В 1946 году итальянский физик Бруно Понтекорво предложил использовать для детектирования нейтрино реакцию v_e + ³⁷Cl → e^– + ³⁷Аr. Нейтрино взаимодействует с одним из нейтронов, входящих в состав ядра изотопа хлор-37, в результате чего электрически нейтральный нейтрон превращается в положительно заряженный протон — образуется аргон-37. При этом вылетает электрон.

Эксперимент Дэвиса

Идея оказалась плодотворной, но для ее практической реализации потребовалось на протяжении почти тридцати лет шаг за шагом преодолевать технические сложности, устранять методические погрешности, исключать источники фона. К счастью, за воплощение идеи Понтекорво взялся очень талантливый, сверхцелеустремленный и невероятно терпеливый человек — американец Раймонд Дэвис. Начиная с 1955 года он отрабатывал методику с помощью всё более и более сложных детекторов, которые размещал вблизи искусственных источников нейтрино — ядерных реакторов. Число рожденных там нейтрино хорошо известно, поэтому можно проверить, правильные ли показания дает детектор. Через семь лет, в 1962 году, он начал эксперименты по регистрации солнечных нейтрино, и только спустя одиннадцать лет, в 1973 году, появились первые результаты. Еще двадцать лет потребовалось на то, чтобы набрать достаточное количество данных. Более сорока лет, посвященных одной проблеме, — явление для современной физики уникальное. Но только такой подход мог обеспечить успех в решении этой невероятно сложной задачи.

Детектор солнечных нейтрино Дэвис разместил в шахте Хоумстейк (США) на глубине 1480 метров (для подавления фона от космического излучения, интенсивность которого существенно падает с глубиной). Основной частью детектора был огромный бак, содержащий 610 тонн перхлорэтилена (C₂Cl₄), из которого тщательно удалили все примеси. Раз в несколько месяцев систему продували гелием, который собирал весь улов: несколько десятков образовавшихся за время экспозиции ядер ³⁷Аr. Они попадали в небольшую — объемом всего в кубический сантиметр — ловушку, где их и пересчитывали.

Дефицит солнечных нейтрино

Результат эксперимента Дэвиса обескуражил. В детекторе получался примерно один атом аргона-37 в два дня. Это в три раза меньше того, что можно было бы ожидать исходя из расчетов, основанных на стандартной солнечной модели. Бесконечные и кропотливые проверки, перепроверки и новые расчеты не изменили основного вывода. Возникла так называемая проблема дефицита солнечных нейтрино. Были созданы детекторы SAGE (Баксанская нейтринная обсерватория, Россия) и GALLEX (лаборатория Гран Сассо, Италия). В них детектором служил галлий-71: с участием нейтрино он превращается по реакции v_e + ⁷¹Ga → e^– + ⁷¹Ge в германий-71. Эти эксперименты подтвердили результаты Дэвиса.

Поиск решения проблемы дефицита стимулировал экспериментальную активность и теоретические исследования. Одно из предложенных решений заключалось в гипотезе об осцилляциях нейтрино. Помимо электронных нейтрино v_e (которые образуются в термоядерных реакциях в недрах Солнца) существуют еще мюонные нейтрино v_μ и тау-нейтрино v_τ. Если нейтрино обладают хотя бы минимальной массой (а до сих пор они считались безмассовыми частицами), то они могут осциллировать — превращаться одно в другое. Тогда на пути от Солнца часть электронных нейтрино превращается в мюонные, а часть — в тау. Таким образом, как хлор-аргонный, так и галлий-германиевый эксперименты, чувствительные только к электронным нейтрино, регистрируют лишь треть всех нейтрино, образовавшихся в Солнце и вылетевших по направлению к Земле.

Эту гипотезу удалось подтвердить в конце прошлого века в экспериментах «SuperKamiokande» (Япония) и «SNO» (Канада).

Детектор «SuperKamiokande» представляет собой резервуар высотой 42 м и диаметром 40 м, заполненный 50 тыс. тонн специально очищенной воды и расположенный глубоко под землей недалеко от местечка Камиока в Японии. На стенах резервуара размещены 11 146 фотоумножителей. Это чрезвычайно светочувствительные приборы: при попадании на их поверхность даже одного кванта света они генерируют электрический импульс, который затем обрабатывает специальная электронная система.

Работа детектора основана на том, что заряженная частица, движущаяся в среде со скоростью, превышающей скорость света в этой среде, испускает свет (черенковское свечение), направленный под углом 42° к траектории частицы. Нейтрино не имеют заряда, но при взаимодействии с веществом они рождают заряженные мюоны и электроны с черенковским свечением, которое фотоумножители и должны регистрировать. По конфигурации сработавших фотоумножителей, величине и форме электрических импульсов можно определить энергию и направление прихода нейтрино.

«SuperKamioknde» стал первым детектором, который зарегистрировал нейтрино, рожденные за пределами Солнечной системы. 23 февраля 1987 года в течение нескольких секунд было замечено 11 нейтрино, рожденных при вспышке сверхновой звезды SN1987A в Большом Магеллановом облаке (см. «Химию и жизнь» №4, 1988). Измеренные характеристики нейтрино прекрасно совпали с предсказанными, что подтвердило правильность теории взрыва сверхновых звезд.

5 июня 1998 года была опубликована «нобелевская» статья коллаборации (так ныне принято называть многонациональные коллективы ученых) «SuperKamiokande» с сообщением об открытии нейтринных осцилляции. Был сделан анализ событий от нейтрино, образующихся при взаимодействии космических лучей с земной атмосферой и долетевших до детектора. Распределение углов прихода нейтрино измерялось в продолжение 1144 дней. Это распределение должно быть симметрично относительно верха/низа, так как вследствие изотропности прихода космических лучей из Вселенной потоки нейтрино, направленные вверх и вниз, одинаковы. Однако количество нейтрино, приходящих из нижней полусферы, оказалось существенно меньше. Это объясняется тем, что нейтрино, пришедшие с другой стороны Земли, преодолевают гораздо большее расстояние, нежели возникшие прямо над детектором, и вероятность превращения в другой тип для них выше.

Нейтринная обсерватория в Садбери (Sudbury Neutrino Observatory — SNO) построена в шахте на глубине 2070 метров и представляет собой черенковский детектор на тяжелой воде. Тысяча тонн сверхчистой тяжелой воды (D₂O) залита в акриловый сосуд диаметром 12 метров. Черенковское излучение регистрируют 9600 фотоумножителей. Детектор погружен в сверхчистую обычную воду, которая находится в бочкообразной полости диаметром 22 метра и высотой 34 метра. За сутки детектор регистрирует около 10 нейтринных событий. Накопление данных началось в 1999 году.

Результаты работы детектора SNO также свидетельствуют о существовании нейтринных осцилляций. Детектор способен независимо регистрировать поток электронных нейтрино и суммарный поток всех типов нейтрино. Суммарный поток превышает наблюдаемый поток электронных нейтрино, но равен общему потоку нейтрино, рассчитанному в рамках стандартной солнечной модели. Это свидетельствует о превращении электронных нейтрино в другие сорта нейтрино по пути от Солнца к Земле.

Таким образом, в результате долгого и трудного пути, который занял 30 лет, загадка солнечных нейтрино была разрешена. С учетом осцилляции количество приходящих от Солнца нейтрино хорошо согласуется со стандартной солнечной моделью, а результаты экспериментов, в которых измеряется поток нейтрино от Солнца, не противоречат друг другу.

Однако проблема космических лучей сверхвысоких энергий все еще не разрешена…

Загадка космических лучей

Вот уже 95 лет физикам известно, что на Землю из космоса приходят космические лучи: протоны, немного ядер гелия и совсем небольшая примесь ядер более тяжелых элементов. Эти частицы движутся с разными скоростями (в физике чаще говорят не о скоростях, а об энергиях). Очень энергичные частицы, попадая в атмосферу, взаимодействуют с ее атомами. В результате рождаются новые частицы, которые, в свою очередь, тоже взаимодействуют с ядрами атомов атмосферы. Возникает так называемый широкий атмосферный ливень, состоящий из десятков и сотен тысяч частиц, которые доходят до поверхности Земли. Поперечные размеры ливня могут достигать десятков километров. Такие ливни наблюдают детекторами, состоящими из сотен датчиков, которые размещены на площадях в десятки и сотни квадратных километров. Датчики регистрируют черенковский свет, генерируемый в атмосфере частицами ливня, либо реагируют на прохождение через них частицы. По времени прихода сигнала в разные датчики, по интенсивности сигнала, по количеству зарегистрированных частиц разных типов можно судить о направлении прихода первичной частицы («космического луча»), об энергии этой частицы и ее атомном весе. Накопленные за многие годы данные порождают больше вопросов, чем ответов. Главных вопросов три.

Спектр первичных частиц космического излучения (зависимость количества частиц от их энергии) имеет довольно странную форму. Гладкий на отдельных участках, он имеет два хорошо заметных излома в районе энергий 10¹⁵ эВ и 10¹⁸ эВ (эВ, или электрон-вольт, соответствует энергии, до которой разгоняется электрон, пройдя разность потенциалов в 1 Вольт). Происхождение этих изломов до сих пор не понятно.

Максимальные измеренные энергии космических лучей составляют более 10²¹ эВ. Это совершенно непонятно: протоны с такими энергиями должны взаимодействовать с реликтовым излучением и терять энергию («обрезание Грайзена—Кузьмина—Зацепина»). А значит, долететь до Земли они просто не могут. Тем не менее мы их наблюдаем.

И наконец — мы не знаем, как и где приходящие на Землю частицы разгоняются до таких огромных энергий. Где расположены эти космические ускорители? Как они устроены? Известные нам процессы — вспышки в атмосфере Солнца, взрывы сверхновых звезд — при всей своей масштабности никак не дотягивают до роли таких ускорителей.

Ответы на эти вопросы было бы гораздо проще найти, если бы мы могли идентифицировать хотя бы один источник космических лучей. Увидеть точку на небесной сфере, откуда дошла до нас сверхэнергичная частица космического излучения. Можно было бы посмотреть в этом направлении с помощью обычных оптических, радио-, гамма- или рентгеновских телескопов и понять, что там находится. Но пока этого не удалось, и на то есть свои причины. Протоны и другие ядра, входящие в состав космических лучей, приходят к нам вовсе не с того направления, в котором они были испущены. Межзвездные магнитные поля искривляют их траекторию, и они «забывают», в каком уголке Вселенной были рождены.

Ускорение протонов до сверхвысоких энергий в любом космическом объекте должно сопровождаться рождением не менее энергичных частиц других сортов. Казалось бы, можно попытаться поискать, например, сверхэнергичные гамма-кванты или нейтроны. Но нейтроны нестабильны и не могут долететь до Земли издалека. Они просто распадутся по дороге. Траектория гамма-квантов не искривляется магнитными полями, и они стабильны. Однако Вселенная непрозрачна для них: то же реликтовое излучение поглощает сверхэнергичные гамма-кванты, и те не могут достичь Земли с больших расстояний.

Единственная частица, которая сопровождает частицы космических лучей, не меняя направления своего движения, не распадаясь и не поглощаясь межзвездной средой, — это нейтрино. Поэтому решение загадки происхождения космических лучей сверхвысоких энергий связано прежде всего с попытками зарегистрировать нейтрино таких же энергий.

Подводная и подлёдная физика

Нейтрино сверхвысоких энергий взаимодействуют с веществом интенсивнее низкоэнергетичных солнечных нейтрино, о которых говорилось выше. Но потоки их на много порядков меньше. Поэтому детектор должен быть очень большим. Кроме того, его нужно укрыть от фона космических лучей: спрятать на глубине как минимум километр, а лучше — еще глубже. При небольших потоках нейтрино и невысокой вероятности взаимодействия с веществом увидеть их можно только при условии отсутствия других частиц.

Первые нейтринные телескопы строили под землей, в старых шахтах. Однако на пути развития таких детекторов есть естественный предел — размеры шахты. По-видимому, предельные размеры подземных нейтринных детекторов уже достигнуты. Это «SuperKamiokande» и «MACRO» (Италия). Последний представляет собой параллелепипед с ребрами 12×12×72 м. Оценки же показывают, что габариты нейтринных детекторов нужно увеличивать как минимум в десять раз.

Альтернативный путь еще в 1960 году предложил академик М. А. Марков: размещать нейтринные детекторы глубоко под водой. В этом случае вода играет роль и экрана, который защищает от фона, и рабочего вещества, в котором частицы генерируют черенковский свет.

Первый детектор такого рода был запущен в эксплуатацию на озере Байкал в 1993 году. Он содержит 192 фотоумножителя, расположенных в цилиндрическом объеме диаметром 42 м и высотой 70 м на глубине 1200 м в южной части озера. Этот пионерский эксперимент показал возможность глубоководного детектирования нейтрино.

На Южном полюсе идет монтаж детектора «IceCube», который закончится в 2010 году. Фотоумножители вмораживаются в антарктический лед на глубину около 2 км. Полный объем детектора составит 1 кубический км.

В Северном полушарии сразу три коллаборации — ANTARES, NESTOR и NEMO — работают в Средиземном море над созданием нейтринных телескопов. В настоящее время ANTARES монтирует детектор в 40 км к югу от побережья Франции, в районе Марселя, на глубине 2400 м. Через два года детектор должен вступить в строй. После этого предполагается объединить усилия трех средиземноморских нейтринных экспериментов, чтобы общими усилиями работать над единым европейским детектором кубокилометрового масштаба (в дополнение к «IceCube» в Южном полушарии) в рамках проекта KM3NET.

Принцип детектирования нейтрино во всех этих подводных и подледных детекторах один. Увидеть нейтрино, пришедшее из верхней полусферы, по-видимому, не удастся. Даже на глубинах в несколько километров оттуда приходит слишком много фоновых частиц (мюонов), в которых нейтрино просто теряются. Выделение нейтринных событий основано на поиске треков, которые идут в направлении снизу вверх. Кроме нейтрино, ни одна частица не способна пройти Землю насквозь.

Чтобы нейтрино можно было увидеть, оно должно провзаимодействовать с ядром вещества в воде или во льду под детектором в реакциях:
v_μ + ⁿA → μ + ⁽ⁿ⁺¹⁾A,
v_τ + ⁿA → τ + ⁽ⁿ⁺¹⁾A,
v_e + ⁿA → е^– + ⁽ⁿ⁺¹⁾A,
в которых мюонное, тау- или электронное нейтрино рождают заряженный мюон, тау-лептон или электрон. Последние движутся в воде, генерируя черенковский свет. Его регистрируют фотоумножители.

Поскольку детектор фиксирует нейтрино только из нижней полусферы, то важно иметь как минимум два детектора, расположенных в Южном и Северном полушариях, чтобы для наблюдения было доступно все небо. В этом смысле «IceCube» и средиземноморские проекты прекрасно дополняют друг друга.

Надо полагать, что в ближайшие годы, после ввода в строй «IceCube» и ANTARES, мы сможем наконец понять природу космических лучей высоких энергий. Хотя, наверное, при этом возникнут другие вопросы, которые будет решать следующее поколение физиков, придумывая и претворяя в жизнь всё новые и новые эксперименты. Такова логика бесконечного развития науки.

Я долго думал о том, чем завершить цикл статей об устройстве Вселенной и о нашем месте в ней. Наверное, трудно найти для этого лучшие слова, чем те, что были сказаны известным российским физиком Д. А. Киржницем: «Хочется надеяться, что после знакомства с содержанием курса у начинающего физика появится (или укрепится) ощущение единства физического мира на всех уровнях его иерархии — от субъядерного до космического. Такая всеобщность и универсальность вместе со свойственной Природе соразмерностью и гармонией не просто поражают воображение, но и оставляют отчетливое впечатление, что за видимым миром вещей и явлений стоит некое высшее организующее начало. Именно здесь лежат корни «религиозного» (в духе Спинозы, Эйнштейна, отчасти Сахарова) восприятия окружающего нас мира, которое, к сожалению, пока еще недооценивается рационально мыслящим большинством. А ведь такое восприятие превращает сухого «технаря» в естествоиспытателя, не просто переживающего радость познания совершенной структуры мира, но и одухотворенного сознанием своей поистине жреческой миссии посредника между незримым архитектором, непостижимо гениальные замыслы которого воплощены в окружающем нас мире и в нас самих, и остальным человечеством».

Что такое нейтрино | Определение и свойства

Нейтрино представляет собой элементарную субатомную частицу с бесконечно малой массой (менее 0,3 эВ..?) и без электрического заряда . Нейтрино принадлежат к семейству лептонов, а это означает, что они не взаимодействуют через сильное ядерное взаимодействие . Нейтрино — это слабо взаимодействующих субатомных частицы с ½ единицы спина.

Термин нейтрино происходит от итальянского, что означает «маленький нейтральный», а нейтрино обозначаются греческой буквой 9.0003 ν (ню) . Существует три типа заряженных лептонов, каждый из которых связан с нейтрино, образуя три поколения (между поколениями частицы различаются своим квантовым числом и массой). Первое поколение состоит из электрона (e ⁻ ) и электрон-нейтрино (ν _e ). Второе поколение состоит из мюонных (μ ⁻ ) и мюонных нейтрино (ν _μ ). Третье поколение состоит из тау (τ ⁻ ) и тау-нейтрино (ν _τ ). Каждый тип нейтрино связан с частицей антиматерии, называемой и антинейтрино , которая также имеет нейтральный электрический заряд и 1/2 спина. В настоящее время (2015 г.) не решено, не являются ли нейтрино и его античастица идентичными частицами.

Не несущие электрического заряда, на них не действуют электромагнитные силы, которые действуют на другие заряженные лептоны, такие как электроны. Поскольку нейтрино принадлежат к семейству лептонов, на них не действует сильное взаимодействие. Нейтрино подчиняются слабая сила , которая имеет гораздо более короткий диапазон , чем электромагнитная сила и сила тяжести. Следовательно, нейтрино являются наиболее проникающими субатомными частицами , способными пройти через Землю без какого-либо взаимодействия. Подсчитано, что нейтрино имеют сечения взаимодействия примерно на 20 порядков меньше типичных сечений рассеяния двух нуклонов (~10 ^-47 м2 = 10 ^-19 барн). По оценкам, сечение взаимодействия нейтрино линейно возрастает с увеличением энергии падающего нейтрино.

Ссылка: Гриффитс, Дэвид, Введение в элементарные частицы, Wiley, 1987.

См. также: Антинейтрино

См. также: Ядерный реактор как источник антинейтрино.

Источник: wikipedia.org

Внутренняя часть цилиндрического детектора антинейтрино до заполнения прозрачным жидким сцинтиллятором, который выявляет взаимодействия антинейтрино по очень слабым вспышкам света, которые они испускают. Чувствительные трубки фотоумножителя расположены вдоль стен детектора, готовые к усилению и записи контрольных вспышек.
Фото: Рой Кальчмидт, LBNL
Источник: Daya Bay Reactor Neutrino Experiment

Открытие нейтрино

Изучение бета-распада предоставило первое физическое доказательство существования нейтрино . Открытие нейтрино  основано на законе сохранения энергии во время бета-распада.

Полученная частица (альфа-частица или фотон) имеет узкое распределение энергии как при альфа-, так и при гамма-распаде.  частица несет энергию от разницы между начальным и конечным состояниями ядра. Например, в случае альфа-распада, когда родительское ядро ​​спонтанно распадается с образованием дочернего ядра и альфа-частицы, сумма масс двух продуктов не совсем равна массе исходного ядра (см. Дефект массы). ). В силу закона сохранения энергии эта разность проявляется в виде кинетической энергии альфа-частицы . Поскольку одни и те же частицы появляются как продукты при каждом распаде конкретного родительского ядра, разница масс должна всегда будет одним и тем же , и кинетическая энергия альфа-частиц также всегда должна быть одинаковой. Другими словами, пучок альфа-частиц должен быть моноэнергетичным .

Ожидалось, что те же соображения будут справедливы для родительского ядра, распадающегося на дочернее ядро ​​и бета-частицу . Поскольку бета-распад наблюдался только у электрона и отскакивающего дочернего ядра, первоначально предполагалось, что этот процесс является двухчастичным 9.0004 очень похоже на альфа-распад. Разумно было бы предположить, что бета-частицы также образуют моноэнергетический пучок .

Чтобы продемонстрировать энергетику двухчастичного бета-распада, рассмотрим бета-распад, при котором испускается электрон, а родительское ядро ​​покоится. Сохранение энергии требует:

Поскольку электрон является гораздо более легкой частицей, ожидалось, что он унесет большую часть высвобождаемой энергии, которая будет иметь уникальное значение T _e- . Форма этой энергетической кривой зависит от того, какую долю энергии реакции (значение Q — количество энергии, высвобождаемой в результате реакции) несет электрон или нейтрино.

Но на деле все было иначе . Однако спектр бета-частиц, измеренный Лизой Мейтнер и Отто Ханом в 1911 году и Жаном Данишем в 1913 году, показал несколько линий на размытом фоне. Более того, практически все испускаемые бета-частицы имеют энергию ниже, чем предсказывает закон сохранения энергии в двухчастичных распадах. Электроны, испускаемые при бета-распаде, имеют непрерывный, а не дискретный спектр , что, по-видимому, противоречит закону сохранения энергии при тогдашнем допущении, что бета-распад представляет собой простое испускание электрона из ядра. Когда это впервые наблюдалось, казалось, что это угрожает выживанию одного из самых важных законов сохранения в физике !

Чтобы объяснить это выделение энергии, Паули предложил (в 1931 г. ), что в процессе распада было испущено другая частица , позже названная Ферми нейтрино . Было ясно, что эта частица должна обладать высокой проникающей способностью и что для сохранения электрического заряда нейтрино должно быть электрически нейтральным. Это объясняет, почему так трудно обнаружить эту частицу. Термин нейтрино происходит от итальянского, что означает «маленький нейтральный», а нейтрино обозначаются греческой буквой ν (nu) . В процессе бета-распада нейтрино уносит недостающую энергию, а также в этом процессе действует закон сохранение энергии остается в силе .

Производство нейтрино

Нейтрино можно производить несколькими способами. Самым мощным источником нейтрино в Солнечной системе, несомненно, является само Солнце. Через каждый квадратный сантиметр (~6 x 10 ¹⁰ см ^-2 с ^-1 ) на поверхности Земли проходят миллиарды солнечных нейтрино в секунду (в основном без какого-либо взаимодействия). На Солнце нейтрино образуются в результате реакции слияния двух протонов при положительном бета-распаде ядра гелия-2.

Каждый ядерный реактор также является очень мощным источником нейтрино. Фактически антинейтрино. В ядерном реакторе происходит особенно распад β ^— , потому что общей чертой продуктов деления является избыток нейтронов (см. Ядерная стабильность). Нестабильный осколок деления с избытком нейтронов испытывает β ⁻ распад, в котором нейтрон превращается в протон, электрон и электронное антинейтрино.

Ссылка: Гриффитс, Дэвид, Введение в элементарные частицы, Wiley, 1987.

См. выше:

Фундаментальные частицы

См. далее:

Антинейтрино

сообщите об этом объявлении

Нейтрино

Нейтрино

Интересна история частицы, у которой не было ни заряда, ни массы. Электронное нейтрино (лептон) было впервые постулировано в 1930 году Вольфгангом Паули для объяснения того, почему электроны при бета-распаде не испускаются с полной энергией реакции ядерного перехода. Явного нарушения закона сохранения энергии и импульса легче всего было избежать, постулировав другую частицу. Энрико Ферми назвал эту частицу нейтрино и разработал на ее основе теорию бета-распада, но экспериментально она не наблюдалась до 1956. Эта неуловимая частица без заряда и почти без массы могла без взаимодействия проникать в огромные толщи материала. Средний свободный пробег нейтрино в воде был бы порядка 10-кратного расстояния от Земли до Солнца. В стандартной модели Большого взрыва нейтрино, оставшиеся после сотворения Вселенной, являются самыми распространенными частицами во Вселенной. Эта остаточная плотность нейтрино составляет 100 на кубический сантиметр при эффективной температуре 2К (Симпсон). Фоновая температура для нейтрино ниже, чем для микроволнового фона (2,7 К), поскольку точка прозрачности нейтрино наступила раньше. Солнце испускает огромное количество нейтрино, которые могут проходить через Землю практически без взаимодействия. Это приводит к утверждению: «Солнечные нейтрино светят на нас днем ​​и светят на нас ночью!». Моделирование Бахколлом потока солнечных нейтрино привело к предсказанию примерно 5 x 10 6 нейтрино/см 2 с. Замечательная возможность для наблюдения за нейтрино появилась со сверхновой 1987A, когда японская группа наблюдателей обнаружила нейтрино почти одновременно с открытием света от сверхновой. Нейтрино взаимодействуют только посредством слабого взаимодействия. Их взаимодействия обычно представляют в виде диаграмм Фейнмана. Нейтрино как лептоны Роль в сверхновой Другие типы нейтрино Обнаружение нейтрино Имеет ли нейтрино массу? Почему мы говорим, что нейтрино левые? Сечение взаимодействия нейтрино Нейтрино в ранней Вселенной

Index Ссылки Kearns, et al. Симпсон Бахколл

Гиперфизика***** Квантовая физика R Неф 70259 108479 Назад Первое экспериментальное наблюдение нейтрино, взаимодействующего с веществом, было сделано Фредериком Рейнсом, Клайдом Коуэном-младшим и их сотрудниками в 1956 году на заводе в Саванна-Ривер в Южной Каролине. Их источником нейтрино был ядерный реактор (на самом деле он производил антинейтрино в результате бета-распада). Современные детекторы нейтрино в IMB в Огайо и Камиоканде в Японии обнаружили нейтрино от сверхновой 1987A. Новый детектор нейтрино в Садбери, Онтарио, начал собирать данные в октябре 1999 года. Другой японский детектор нейтрино под названием Super Kamiokande начал функционировать в апреле 1996 года. скорость испускания нейтрино от Солнца составляет всего одну треть от ожидаемого потока. Этот недостаток нейтрино, который часто называют проблемой солнечных нейтрино, трудно объяснить. Недавние результаты Нейтринной обсерватории Садбери показывают, что часть электронных нейтрино, производимых Солнцем, превращается в мюонные нейтрино на пути к Земле. Наблюдения в Садбери согласуются с солнечными моделями потока нейтрино, предполагающими, что это «осцилляция нейтрино» отвечает за наблюдение нейтрино, отличных от электронных нейтрино. Черенковское излучение Index Reference McDonald, Klein & Wark   Гиперфизика***** Квантовая физика R Ступица 70259 108479 Назад Новая нейтринная обсерватория Садбери (SNO) состоит из 1000-тонной бутылки с тяжелой водой, подвешенной в большом резервуаре с легкой водой. Аппарат расположен в Садбери, Онтарио, Канада, на глубине около 2 км в никелевой шахте. Геодезический массив диаметром 18 м из 9500 фотоумножителей окружают тяжелую воду для обнаружения излучения Черенкова от взаимодействия нейтрино, которое диссоциирует дейтерий: Показать другие реакции обнаружения для SNO Отличительной особенностью обсерватории тяжелой воды является то, что она может измерять как поток электронных нейтрино, так и полный поток нейтрино (электронных, мюонных и тау-нейтрино). Это должно позволить им определить, меняют ли нейтрино ароматы. Если это так, то это могло бы объяснить проблему солнечных нейтрино и показать, что нейтрино имеют массу. SNO начал работать в производственном режиме в октябре 1999 г. и по состоянию на лето 2000 г. собрал значительное количество нейтринных событий как от Солнца (основной объект эксперимента), так и от атмосферных событий с пионами и мюонами. Черенковские конусы солнечных нейтрино центрируются в направлении, противоположном Солнцу, показывая примерно такой же поток ночью, как и днем. Это был ожидаемый результат, поскольку средний свободный пробег нейтрино в веществе составляет около 22 световых лет в свинце, и наличие Земли на пути не имеет большого значения. Значительное количество атмосферных нейтрино приходит снизу, пройдя весь путь сквозь землю и образуя черенковский конус в фотоумножителях наверху сферического тяжеловодного шара. Эти черенковские конусы разбросаны по всей сфере, в то время как солнечные конусы, конечно, показывают точное антисолнечное направление. Глубина детектора защищает его от интенсивной бомбардировки космическими лучами мюонов, которые достигают поверхности земли. Детектор измеряет только около 70 мюонных событий в день, и их легко отличить от нейтринных событий, поскольку мюон взаимодействует посредством электромагнитного взаимодействия и производит гораздо больший сигнал в массиве детектора. Для обнаружения светового кольца, которое является признаком черенковского излучения, отклики всех фотоумножителей (ФЭУ) отслеживаются в очень коротком временном масштабе. Чтобы считаться «событием» в детекторе, должно сработать не менее 20 ФЭУ в интервале 100 наносекунд. Как SNO обнаруживает нейтрино Индекс Справочник Feder Simpson McDonald, Klein & Wark Hyperphysics ***** Physics Hyperphysics ***** Physics 888898 Hyperphysics *****. Назад Рэймонд Дэвис из Брукхейвенской национальной лаборатории сконструировал детектор нейтрино на глубине 1,6 км под землей на золотом руднике Хоумстейк в Лиде, Южная Дакота. Детектор состоит из резервуара с перхлорэтиленом объемом 378 000 литров, который дополнительно изолируется путем погружения в воду. Теоретические ожидания составляли около одного нейтрино-хлорного взаимодействия в день, но измеренные солнечные нейтринные события составляли примерно треть от этого количества, что поднимает серьезные вопросы об изобилии солнечных нейтрино (проблема солнечных нейтрино). Обнаружение нейтрино этим прибором было основано на взаимодействии нейтрино с ядрами хлора с образованием аргона. Аргон можно удалить из резервуара и измерить, чтобы можно было определить количество нейтрино, захваченных в заданный интервал времени. Аргон распадается обратно на изотоп хлора, из которого он был создан в процессе электронного захвата. Обнаружению этого перехода помогает определенная энергия рентгеновского излучения, испускаемого в процессе захвата электрона. По словам Симпсона, этот эксперимент на шахте позволял обнаруживать около 15 атомов аргона в месяц. Перхлорэтилен — это обычная жидкость для химической чистки, но 400 000 галлонов — это много для чистящей жидкости. Дэвис отрицает версию о том, что после крупной покупки его осадили продавцы проволочных вешалок. Index Reference Simpson   Гиперфизика***** Квантовая физика R Nave Вернуться Поскольку нейтрино может пройти через всю Землю без взаимодействия, для его обнаружения требуются специальные методы. После того, как Паули в 1930 году постулировал их для объяснения аномалий бета-распада, они не были обнаружены до 1956 года Рейнсом и Коуэном. Обнаружение нейтрино в настоящее время хорошо развито, и классическая возможность для обнаружения нейтрино появилась с Supernova 1987A. Всплеск из десяти нейтрино был зарегистрирован в интервале времени около 15 секунд на детекторе нейтрино глубоко в шахте в Японии. Им пришлось проникнуть сквозь Землю, чтобы добраться до детектора. Подробнее Энергии в эВ Index   Гиперфизика***** Квантовая физика R Nave Назад Определенная масса нейтрино не была измерена, и стандартное замечание о большинстве экспериментов: «результаты согласуются с нулевой массой нейтрино». Но это порождает определенные теоретические проблемы, и было предпринято много попыток установить диапазон массы нейтрино. Поскольку его масса, очевидно, очень мала, если она не равна нулю, то ее обычно указывают в терминах ее энергетического эквивалента в электрон-вольтах. Большинство экспериментов заключают, что массовый эквивалент нейтрино меньше 50 эВ. Одна из недавних порций информации о массе нейтрино была получена от нейтрино, наблюдаемых от сверхновой 1987A. Десять нейтрино прибыли с разницей в 15 секунд после путешествия на расстояние 180 000 световых лет, и их энергия различалась в три раза. Это ограничивает энергию массы покоя нейтрино менее чем примерно 30 эВ (Рольф). Новое экспериментальное свидетельство нейтринного детектора Супер-Камиоканде в Японии представляет собой самое убедительное на сегодняшний день доказательство того, что масса нейтрино отлична от нуля. Модели взаимодействия атмосферных космических лучей предполагают вдвое больше мюонных нейтрино, чем электронных нейтрино, но измеренное соотношение составило всего 1,3: 1. Интерпретация данных позволила предположить, что разница масс электронных и мюонных нейтрино составляет от 0,03 до 0,1 эВ. Если предположить, что мюонное нейтрино будет намного массивнее электронного нейтрино, то это означает, что верхняя граница массы мюонного нейтрино составляет около 0,1 эВ. Недавние измерения нейтрино в Нейтринной обсерватории Садбери согласуются с смоделированным полным потоком нейтрино и добавляют доказательства нейтринных осцилляций, процесса, который может происходить только в том случае, если нейтрино имеют массу. Индекс Ссылки Rohlf Kearns, et al.   Гиперфизика***** Квантовая физика R Nave Вернуться Электронное нейтрино (лептон) было впервые постулировано в 1930 году Вольфгангом Паули для объяснения того, почему электроны при бета-распаде не испускаются с полной энергией реакции ядерного перехода. Явного нарушения закона сохранения энергии и импульса легче всего было избежать, постулировав другую частицу. Энрико Ферми назвал эту частицу нейтрино и разработал на ее основе теорию бета-распада, но экспериментально она не наблюдалась до 1956. Вольфганг Паули представил нейтрино миру физики в 1930 году знаменитым письмом «Liebe Radioacktive Damen und Herren» («Дорогие радиоактивные дамы и господа») на собрании исследователей радиоактивности в Тюбингене. Первое публичное обсуждение Паули нейтрино состоялось на 7-й Сольвеевской конференции в Брюсселе в 1933 году. Литература: Вольфганг Паули и современная физика Wiki о Вольфганге Паули Индекс Ссылки Rohlf Kearns, et al.   Гиперфизика***** Квантовая физика R Nave Вернуться Нейтрино Определение и значение | Dictionary.com Основные определения Викторина Примеры Британский Медицинский Научный Культурный Показывает уровень обучения в зависимости от сложности слова. [ noo-tree-noh, nyoo- ] / nuˈtri noʊ, nyu- / Сохрани это слово! Показывает уровень оценки в зависимости от сложности слова. существительное во множественном числе нейтрино.Физика. любой из безмассовых или почти безмассовых электрически нейтральных лептонов. С каждым из массивных лептонов связан особый вид нейтрино. ВИКТОРИНА Сыграем ли мы «ДОЛЖЕН» VS. «ДОЛЖЕН» ВЫЗОВ? Следует ли вам пройти этот тест на «должен» или «должен»? Это должно оказаться быстрым вызовом! Вопрос 1 из 6 Какая форма используется для указания обязательства или обязанности кого-либо? Сравните антинейтрино, лептон 2 , сохранение лептонного числа. Происхождение нейтрино <итальянский (1933), эквивалент neutr(o) neuter, нейтральный + -ино-ин 2 ; придуман Э. Ферми Слова рядом нейтрино нейтральная мутация, нейтральные духи, нейтральное пятно, нейтральная зона, нейтретто, нейтрино, нейтрино астрономия, нейтро-, нейтроис, нейтрон, нейтронная бомба Dictionary. com Unabridged Основано на Random House Unabridged Dictionary, © Random House, Inc. 2022 Как использовать нейтрино в предложении Кроме того, Эйнштейн не основывал свое первоначальное предложение о фотонах на работе Макса Планка, а Вольфганг Паули не говорил нейтрино нельзя было наблюдать в письме, в котором он первоначально предложил это. «Основы» показывают, как реальность строится из нескольких основных ингредиентов|Том Зигфрид|26 января 2021|Новости науки Турбулентная материя, подпрыгивающая за ударной волной, также имеет больше времени для поглощения нейтрино. Найден секретный ингредиент для питания сверхновых звезд|Томас Льютон|21 января 2021 г.|Журнал Quanta Он и двое других, Леон Ледерман и Мелвин Шварц, получили Нобелевскую премию по физике 1988 года за технику получения высокоэнергетических пучков нейтрино и за демонстрацию существования двух типов нейтрино. Джек Стейнбергер, лауреат Нобелевской премии по физике, скончался в возрасте 99 лет|Мартин Вейл|17 декабря 2020 г. |Washington Post Эксперимент начался в 2007 г., впервые обнаружив нейтрино от Солнца практически сразу. Мы до сих пор не знаем, что находится внутри Солнца, но это может очень скоро измениться|Чарли Вуд|30 ноября 2020|Popular-Science Примечательно, что его идея нейтрино возникла примерно в время. Синхронность Вольфганга Паули и Карла Юнга — Выпуск 93: Предшественники|Пол Халперн|18 ноября 2020 г.|Наутилус Я создал всех до единого, от крепкого красивого протона до бродяги, названного в Starbucks нейтрино . Боже: Отличная работа по поиску моей частицы!|Боже, Дэвид Джавербаум|6 июля 2012|DAILY BEAST «Я думаю, что приближаюсь к своему циклу обмена фотонами, нейтрино и электронами», — объявил он. Наемники|Генри Бим Пайпер В ту ночь, когда Хоукс вернулся домой с шестью сотнями только что выигранных кредитов, Хоукс открыл ящик и достал тонкую, гладкую нейтринную пушку. Поиски звездного человека|Роберт Сильверберг Он продолжал говорить о дистанционном управлении, радиопередаче, позитронных мозгах и нейтринных схемах. Космический Компьютер|Генри Бим Пайпер И они знают об обмене фотоном, нейтрино и электроном. Наемники|Генри Бим Пайпер То же самое касается протона, электрона, нейтрона или даже нейтрино. By Proxy|Gordon Randall Garrett British Dictionary definitions for neutrino neutrino / (njuːˈtriːnəʊ) / noun plural -nos physics a stable leptonic neutral elementary particle with very small or possibly zero rest массой и спином 1/2, который движется со скоростью света. Существуют три типа, связанные с электроном, мюоном и тау-частицей Происхождение слова нейтрино C20: от итальянского, уменьшительное от нейтрона нейтрон Английский словарь Коллинза — полное и полное цифровое издание 2012 г. © William Collins Sons & Co. Ltd., 1979, 1986 © HarperCollins Publishers 1998, 2000, 2003, 2005, 2006, 2007, 2009, 2012 Медицинские определения нейтрино нейтрино [nōō-trēnō] 2 . пл. neu•tri•nos Любая из трех электрически нейтральных субатомных частиц в семействе лептонов. Медицинский словарь Стедмана The American Heritage® Copyright © 2002, 2001, 1995, компания Houghton Mifflin. Опубликовано компанией Houghton Mifflin. Научные определения нейтрино нейтрино [ nōō-trēnō ] Любая из трех электрически нейтральных субатомных частиц с чрезвычайно малой массой. К ним относятся электронное нейтрино, мюонное нейтрино и тау-нейтрино. ♦ Изучение нейтрино, попадающих на Землю в виде космических лучей, предполагает, что нейтрино могут трансформироваться друг в друга в процессе, называемом нейтринной осцилляцией. Чтобы это явление было теоретически возможным, три нейтрино должны иметь разные массы; по этой причине многие ученые считают, что они имеют массу. См. Таблицу субатомных частиц. Пристальный взгляд Нейтрино не наблюдались до 1955 года, примерно через четверть века после того, как физик Вольфганг Паули впервые предположил их существование на теоретических основаниях. Паули изучал определенные процессы радиоактивного распада, называемые бета-распадом, процессы, которые, как теперь известно, включают распад нейтрона на протон и электрон. Некоторое количество энергии, которая терялась в этих процессах, не могло быть учтено. Паули предположил, что энергия уносится очень маленькой электрически нейтральной частицей, которую не обнаруживают. (Первоначально он хотел назвать частицу нейтроном, но не опубликовал это предложение, а несколько лет спустя частица, которую мы теперь знаем как нейтрон, была открыта и названа в печати. ​​Затем итальянский физик Энрико Ферми ввел термин нейтрино, который означает «маленький нейтрон» по-итальянски.) Нейтрино трудно обнаружить, потому что их масса, если они действительно есть, чрезвычайно мала, и они не обладают электрическим зарядом; кусок железа толщиной в несколько световых лет поглотил бы лишь около половины падающих на него нейтрино. Тем не менее, нейтрино можно обнаружить, и различают три разных типа, каждый из которых связан с определенным лептоном (электроном, мюоном и таоном), с которым он часто образует пары во взаимодействиях с участием слабого взаимодействия. Недавний анализ нейтрино, испускаемых Солнцем, показал, что каждый тип нейтрино может спонтанно превращаться в один из других в процессе нейтринных осцилляций, а по теоретическим причинам это, в свою очередь, требует, чтобы нейтрино имели массу. Если это так, то, несмотря на их легкий вес, их обилие может на самом деле означать, что нейтрино вносят значительный вклад в общую массу Вселенной. Научный словарь American Heritage® Авторские права © 2011. Опубликовано издательством Houghton Mifflin Harcourt Publishing Company. Все права защищены. Культурные определения нейтрино нейтрино [ (nooh-tree-noh) ] Электрически нейтральная частица, которая часто испускается в процессе радиоактивного распада ядер.