Добавил:
okley
Опубликованный материал нарушает ваши авторские права? Сообщите нам.
Вуз:
Предмет:
Файл:Физика нейтрино (2 сем, мага) / Лекция 6
.pdf
Источники нейтрино
нейтрино Вселенная становится для них
Нейтрино по происхождению можно разделить на несколько больших классов:
1. реликтовые нейтрино,
2. солнечные нейтрино,
3. геонейтрино,
4. астрофизические нейтрино,
5. атмосферные нейтрино,
6. нейтрино от искусственных
источников – реакторов и
ускорителей.
Реликтовые (или космологические) нейтрино.
Скорость образования нейтрино и
антинейтрино регулируется двумя
противоположными процессами: балансом
пар – электронов и позитронов, а также
нейтрино и антинейтрино с другой:
e + +e- +
+ e + +e-.
Баланс наблюдается при высоких
температурах, но при охлаждении
прозрачной. Эта эпоха излучения в
эволюции Вселенной наступила через
десятые доли секунды после Большого
взрыва. После «освобождения»
количество нейтрино остается должно оставаться постоянным вплоть до наших дней.
Уже к середине первой секунды после Большого взрыва доминируют лишь лёгкие частицы: фотоны,
электроны, позитроны и нейтрино.
Реликтовые нейтрино
Существование реликтовых нейтрино подтверждено лишь косвенно - измерениями
реликтовых фотонов аналогичного происхождения
Реликтовые или космологические нейтрино — это нейтрино, обладающие самой низкой
энергией и заполняющие всё пространство Вселенной. Первые свободные нейтрино появились
в момент времени 1-3 с после Большого Взрыва. До этого момента Вселенная была настолько
плотной, что нейтрино не могли проходить сквозь материю.
Поскольку Вселенная расширяется, реликтовые нейтрино испытывают эффект красного
смещения – их частота уменьшается в связи с постоянным расширением пространства. На
сегодняшний день они «остыли» до температуры порядка 2-30 К, что соответствует средней
энергии нейтринного газа (2-3)∙10-4 эВ (энергия уменьшилась в 107 раз). В 1 см3 содержится
порядка 300 нейтрино различных ароматов.
Пока нет ни одной установки, предназначенной регистрации таких нейтрино. Проблема
заключается в том, что все реакции по изучению нейтрино имеют пороги во много раз
превышающие энергию реликтовых нейтрино.
Реакция без порога
В Массачусетском технологическом институте предложено изучать бета-распад ядер трития.
Ядро трития самопроизвольно распадается на ядро 3He, электрон и электронное антинейтрино
3
H → 3He + e- + е. (Т
=12.32 года)
1/2
Нейтрино может столкнуться с ядром трития и заставить его превратиться в электрон
и легкий изотоп гелия.
33
eHeH
Поскольку ядра трития нестабильны, для запуска этой
реакции пригодны нейтрино любых сколь угодно малых энергий, в том числе и реликтовые.
При спонтанном распаде ядра трития антинейтрино уносит часть его исходной энергии,
суммарная кинетическая энергия электрона и ядра 3He, оказывается чуть меньшей, нежели при
распаде ядра после захвата нейтрино.
Если сравнить энергетические спектры конечных продуктов бета-распада ядер трития,
среди них можно выделить именно те, что обусловлены захватом реликтовых нейтрино.
Однако, для анализа спектров распада необходимы приборы, обладающие разрешением
порядка массы нейтрино. Создание такой аппаратуры – очень сложная задача так как масса
нейтрино лежит в диапазоне от 0,05 до 1 эВ.
Тритий получают в атомных реакторах, он чрезвычайно дорог, а его общие запасы
исчисляются десятками килограммов. Для целей космологии - ежегодной регистрации десяти
реликтовых нейтрино хватит 100 г трития.
Солнечные нейтрино
Сверхновая – Солнце
Водородно - гелиевый шар,
возраст 4,5 млрд лет, D = 1,3 мл
км, М = 2х1030кг, А = 1,2х1057
В расширяющемся шаре по
мере выгорания водорода и
уменьшения сопротивления
гравитации формируется ядро в
центре Солнца. В конце жизни
Солнце стремительно
увеличится в размерах вплоть
до орбиты Земли (150 мл км). Далее оболочка будет сброшена и станет красивой
длительное выделение
При горении водорода
х ядер водорода
туманностью. Ядро звезды через миллиарды лет превратится в белый карлик — яркий объект
размером в 100 раз меньше Солнца.
У белого карлика солнечная масса и земной радиус.
Плотность белого карлика больше 107 г/см3, температура поверхности ~ 104K. При такой
температуре атомы полностью ионизованы и внутри звезды ядра погружены в море электронов,
образующих вырожденный электронный Ферми – газ (Δх<λе). Давление этого газа препятствует
дальнейшему гравитационному коллапсу звезды. Звезда остается стабильной в течение триллиона
лет. Если бы у Солнца была масса в 8 раз больше у него было 2 варианта – нейтронная звезда или
черная дыра.
Введение в стандартную солнечную модель
Одним из основных
процессов,
поддерживающих
энергии в звездах,
является горение
водорода.
происходит слияние
4-
98% солнечной энергии генерируется в результате pp –цепочки.
Помимо р – р нейтрино имеются ещё т.н. рeр-нейтрино, образующиеся при одновременном
столкновении двух протонов и электрона: p +p+e-→D +ν
С вероятностью 31% - идет реакция с участием -частицы:
e
743
BeHeHe
Образовавшееся ядро вступает в реакцию с электроном (ppII - цепочка) и в 0.3% случаев - с
протоном (ppIII - цепочка).
Существенным является наличие в ppIII - цепочке реакции, дающей поток высокоэнергичных
нейтрино.
88
eBeB
.
e
Спектр р-р-нейтрино непрерывен от нуля до энергии 0,420 МэВ.
рeр-нейтрино и бериллиевые имеют точно фиксированные энергии 1,44 МэВ
для pep и 0,861 и МэВ для Be-нейтрино соответственно.
Энергия борных нейтрино до 14,06 МэВ.
Наблюдаемая светимость Солнца обеспечивается ядерной энергией, выделяющейся в
водородном (p-p) цикле.
Первая реакция в цепочке
2
eHpp
происходит в результате
e
слабого взаимодействия и
является определяющей в скорости всей
pp-цепочки (t = лет).
На втором этапе в результате
взаимодействия образовавшегося дейтрона с
водородом происходит образование
изотопа с испусканием -кванта.
Эта реакция происходит в 400 раз реже.
Далее с вероятностью 69% идет реакция:
433
pHeHeHe 2
где второй гелий-3 от
аналогичной цепочки реакций.
Итак имеем
Возможны две различные последовательности реакций преобразования ядер водорода в
ядро гелия, которые могут обеспечить достаточное выделение энергии для поддержания
светимости звезды:
1) протон - протонная цепочка (pp - цепочка), в которой водород превращается
непосредственно в гелий; 98% солнечной энергии генерируется в результате pp – цепочки.
2) углеродно-азотно-кислородный цикл (CNO - цикл), в котором в качестве катализатора
участвуют ядра C, N и O. CNO-цикл поставляет лишь 2% солнечной энергии.
Суть этого цикла состоит в непрямом синтезе α-частицы из четырёх протонов при их
последовательных захватах ядрами, начиная с 12C.
Если Солнце светит стационарно, то предсказываемое полное количество нейтрино не
зависит от модели Солнца и в любом варианте реакции четыре протона превращаются в
ядро гелия : позитроны аннигилируют, увеличивая энерговыделение для всех
цепочек до 26.7 МэВ, что высвечивается как тепловая энергия с поверхности Солнца.
Рассчитанный спектр солнечных нейтрино.
Показаны пороги регистрации нейтрино
различными методами, а также пороги
регистрации для существующих нейтринных
детекторов.
Роль нейтрино в изучении процессов на Солнце
В условиях Солнца пробег электромагнитного излучения около 1 см, и из внутренних
областей оно выходит наружу сильно трансформированным в результате рассеяния.
Изображение Солнца,
полученное с помощью нейтрино в течение 500 дней детектором SuperKamiokande.
Даже если в центре Солнца происходит какое-либо событие, сопровождающееся излучением
большого числа фотонов, следы этого события в виде фотонов появятся на поверхности Солнца
примерно через 105 лет.
Таким образом, использование обычных оптических и радиоастрономических методов
дает информацию об излучении лишь с поверхности Солнца.
Единственным источником, дающим информацию о событиях, происходящих в
недрах Солнца, является нейтрино. Большинство нейтрино имеет энергию ниже 1 МэВ
Доля нейтрино, сгенерированных на различных расстояниях. R – расстояние до центра Солнца,
Из графика следует:
а. генерация нейтрино происходит во внутренних
областях Солнца, и их детектирование дает
информацию о процессах, происходящих в этих
областях;
б. различные типы солнечных нейтрино отличаются
по эффективной области их генерации.
- радиус Солнца.
Реакция с образованием р-p нейтрино
оказывает определяющее влияние на
длительность цикла нуклеосинтеза в Солнце, и
поэтому детектирование p-p даст главное
доказательство корректности ССМ.
Интенсивность образования «борных»
нейтрино сильно зависит от температуры внутри
Солнца, и, следовательно, дает указание на
температуру ядра Солнца.
Эксперименты по обнаружению солнечных нейтрино.
Детектор Homestake
Первый эксперимент по обнаружению солнечных нейтрино был проведен в 1967 году в
бывшей золотодобывающей шахте Homestake (США) на глубине ~ 1500м под руководством
Р. Дэвиса. В эксперименте использовался радиохимический метод регистрации. В этом методе
мишень выдерживается в потоке нейтрино до состояния равновесия. В качестве мишени выбрано
ядро
Ar
Ar
37
, которое при поглощении нейтрино превращается в ядро радиоактивного
Cl
37
с периодом
полураспада 35 дней.
Реакция имеет порог 0,814 МэВ, что позволяет
регистрировать линию бериллиевых нейтрино (Е= 0,863
МэВ), линию рер нейтрино (Е= 1,442 МэВ) и практически
весь спектр “борных” ( ) нейтрино (
)15МэВ
.
Детектор представлял собой большой
контейнер объемом 380 000 л,
заполненный 615 т жидкого
перхлорэтилена
2.16х10
30
атомов
37
что составляет
),(42ClC
. Контейнер
Cl
защищен толстым слоем воды.
Извлечение атомов
из перхлорэтилена
осуществлялась раз в два месяца. Во время
гелиевых продувок перхлорэтилена гелий
скапливался в верхних 5 % объема бака и
прогонялся контрольную комнату, в которой
осуществлялась экстракция атомов аргона.
После извлечения аргон очищался от сопутствующих примесей и помещался в маленькие
пропорциональные счетчики с объемом 0,25 или 0,5 см3. Вначале аргон доставлялся в Брукхейвен в
защитных контейнерах, в качестве которых использовались пустые гильзы больших корабельных
снарядов. Позднее прибор для счета распадов атомов был установлен в шахте Homestake на
глубине 1500 м. для лучшей естественной защиты от космических лучей слоем горных пород.
Отсечения фоновых событий сделано по форме переднего фронта импульсов сигнала.
В случае распада происходит испускание оже-электронов, приводящих в конечном итоге к
образованию порядка 100 электрон-ионных пар, которые регистрируются счетчиком практически
одновременно, что приводит к резкому переднему фронту сигнала. Источником фона в основном
являются фотоны, взаимодействующие с газом счетчика и приводящие к образованию
комптоновских электронов, что дает плавное нарастание сигнала.
Получено 875 событий распада
37
, из которых 766 ассоциируются с нейтрино от Солнца.
Эксперимент начался в 1967 г. и уже первые его результаты показали, что Солнце производит
только треть ожидаемых нейтрино с высокими энергиями.
Так возникла «проблема солнечных нейтрино» (Solar Neutrino Problem - SNP).
В 2002 году Р. Дэвису присуждена Нобелевская премия за пионерский вклад в астрофизику, в
частности, за регистрацию космических (солнечных) нейтрино.
e
проблему солнечных нейтрино. Ожидаемая скорость счета 130±8, получено 77,5±6,2.
7171
eGeGa
В 1997 году эксперимент GALLEX завершен. Ожидалось, что этот эксперимент решит
Проблема дефицита солнечных нейтрино не решена.
В телескопе в качестве
мишени используется
около 60 тонн
расплавленного
металлического галлия,
e
7171
eGeGa
В 1997г
эксперимент завершен.
Ожидалось, что этот
эксперимент решит
проблему солнечных
нейтрино.
Результат измерения скорости счета в
эксперименте SAGE. Ожидаемая скорость счета
130±8, получено 77,5±6,2.
Проблема дефицита солнечных нейтрино не решена.
Эксперименты Homestake, Gallex, Sage Kamiokande показали несовместимость потоков
2.7%, что в два раза лучше,
Солнечных нейтрино с предсказанием SSM.Это привело к созданию детекторов SK (50Кт H2 O,
13000 PM, 108$), SNO и Борксино
Борксино (Boron Solar neutrino Experiment) - изучение нейтрино от Солнца.
Точность измерения потока
«бериллиевых» нейтрино от Солнца
составила
чем существующие теоретические
предсказания.
Сигнал от реакции “рер” впервые
зарегистрирован на уровне 5σ.
Нейтрино из реакции на боре-8
измерены при низком
энергетическом пороге 3.2 МэВ,
недоступном другим нейтринным
детекторам (SK, SNO).
В ближайшем к лаборатории городке Терамо
прошли акции протеста экологов, которые
требуют закрыть лабораторию. Итальянские
коллеги как-то раз видели— лозунг “Нашим
детям не нужны нейтрино”. Экологи добились
своего. Теперь запрещено использовать опасные,
с их точки зрения, жидкости и работа ряда
экспериментов, включая Borexino, сильно
осложнена либо становится невозможной».
«Проблема солнечных нейтрино» (Solar Neutrino Problem - SNP).
Все эксперименты с солнечными нейтрино
демонстрируют подавление наблюдаемой
интенсивности по отношению к
предсказаниям Стандартной Солнечной
Модели.
В экспериментах наблюдается от одной
трети до половины предсказываемых
солнечными моделями потоков нейтрино.
Для объяснения результатов солнечных радиохимических экспериментов была выдвинута гипотеза
Б. Понтекорв о нейтринных осцилляциях. В то время еще не был открыт тау-лептон и не
предполагалось существование третьего нейтрино. Обсуждался вариант осцилляций электронных
нейтрино в мюонные. Согласно этой гипотезе нейтрино смешиваются, то есть каждый наблюдаемый
аромат состоит из двух массовых состояний в определенной пропорции.
Предположим, электронные и мюонные нейтрино не имеют определенных масс, а
представляют собой ортонормированные квантово-механические суперпозиции двух других
состояний, ν1 и ν2 , имеющих определенные массы m1 и m2.
Их волновые функции:
νµ= ν1cosθ+ ν2sinθ, νе =- ν1sinθ +ν2cosθ
tiE
Распространение в пространстве:
Если при t = 0 нейтрино было мюонным
Представлена ситуация с углом смешивания θ = 450.
Показано как по мере распространения в пространстве
пучок νµ осциллирует между чистым νµ и чистым νе
собственными состояниями.
11
0)(
22
eet
1
et
0)(
tiE
2
et
iEiE
где ħ = c = 1
22
21
sincos)(
Соседние файлы в папке Физика нейтрино (2 сем, мага)