Нейтринный телескоп
Идея «хлорного детектора» для регистрации солнечных нейтрино была предложена известным советским физиком академиком Б. Понтекорво и
осуществлена́ американским физиком Р. Де́висом и его сотрудниками. «Нейтринным телескопом» служила огромная цистерна, заполненная 600 тоннами
(390000 литрами) перхлорэтилена — вполне прозаической жидкости, применяемой для чистки одежды. Каждая молекула этого вещества содержит четыре атома хлора, среди
которых иногда встречается и чувствительный к нейтрино изотоп Сl37. Аппаратура была установлена в заброшенном золотом руднике в штате Южная Дакота
вблизи города Хоумстейк на глубине 1500 метров под землёй, для исключения побочных ядерных реакций дополнительно применялась защита толстым слоем воды.
Наблюдения проводились на протяжении длительного времени (тридцать лет !!!) несколькими сериями и дали неожиданный результат. Число
зарегистрированных актов взаимодействия оказалось намного меньше предсказанного первоначальной теорией. Для объяснения были выдвинуты различные гипотезы, в том
числе и довольно экстравагантные. Так например, некоторые ученые предположили, что солнечный термоядерный реактор работает в «импульсном режиме». В силу
определенных особенностей течения физических процессов в недрах Солнца термоядерная реакция время от времени прекращается. И тогда Солнце светит за
счёт запасов энергии, накопленных в предыдущем цикле. Вспомним, что фотоны электромагнитного излучения, приходящие к нам от Солнца, фактически родились
около миллиона лет назад — ведь им ещё надо было «пробиться» к солнечной поверхности. Нейтрино же дают нам информацию о состоянии Солнца практически в
момент наблюдения. Поэтому нет ничего удивительного в том, что «электромагнитная» и «нейтринная» картины могут не совпадать… Не
означает ли отсутствие солнечных нейтрино в опытах Де́виса, что в нашу эпоху солнечный термоядерный реактор как раз не работает?
Очевидно одно: решение возникшей проблемы требует дальнейших нейтринных наблюдений Солнца. И для этого в настоящее время создается
необходимая регистрирующая аппаратура. С другой стороны, не исключена возможность, что такой результат наблюдений Де́виса объясняется свойствами самого́ нейтрино.
Дальнейшее углубленное изучение ядерных реакций позволило
сделать вывод о существовании
различных типов нейтрино (нейтрино различных энергий т.н. высокоэнергетичных и низкоэнергетичных, причём сделан вывод о том, что нейтрино
высоких энергий, регистрируемые в опыте с перхлорэтиле́ном являются нейтрино, возникающими в побочных реакциях на Солнце, а нейтрино низких энергий, которые
труднее всего зарегистрировать, есть результат основной реакции в недрах Солнца). Вот что имеется ввиду:
С атомами хлора могут взаимодействовать только нейтрино
высоких энергий. Нейтрино, которые возникают в
реакциях протон-протонной цепо́чки, обладают слишком низкой энергией. Они не могут взаимодействовать с атомами хлора. Позволяют ли нам наши представления
о строении звёзд найти на Солнце источник нейтрино с высокими энергиями?
Нейтринные обсерватории
Супер-Камиоканде
Супер-Камиоканд представляет собой 50 000 тонн воды Черенков детектор 2700 метров под землей. Основное применение этого детектора в Японии в дополнение к наблюдению нейтрино — наблюдение космических лучей, а также поиск распада протона. В 1998 году Супер-Камиоканде был местом проведения эксперимента Супер-Камиоканде, который привел к открытию нейтронной осцилляции, процесса, в котором нейтрино меняют свой аромат на электронный, мюонный или тау.
Эксперимент Супер-Камиоканде начался в 1996 году и продолжается до сих пор. В эксперименте детектор работает, будучи способным обнаруживать нейтрино, анализируя молекулы воды и обнаруживая удаляемые из них электроны, которые затем производят синий черенковский свет, который создается нейтрино. Следовательно, когда происходит это обнаружение синего света, можно сделать вывод, что нейтрино присутствует и считается.
Нейтринная обсерватория Садбери
Нейтринная обсерватория Садбери (SNO), подземная обсерватория на высоте 2100 метров в Садбери , Канада , — это еще одно место, где в конце 1990-х, начале 2000-х проводились исследования осцилляций нейтрино. Результаты экспериментов в этой обсерватории и в Супер-Камиоканде помогли решить проблему солнечных нейтрино.
SNO также является черенковским детектором тяжелой воды и работает так же, как и Супер-Камиоканде. Нейтрино при реакции с тяжелой водой излучают синий черенковский свет, сигнализируя исследователям и наблюдателям об обнаружении нейтрино.
Внешний вид детектора Borexino
Borexino
Детектор Borexino находится в Национальной лаборатории Гран-Сассо, Италия . Borexino — это активно используемый детектор, и на нем продолжаются эксперименты. Целью эксперимента Borexino является измерение солнечных нейтрино с низкой энергией, обычно ниже 1 МэВ, в режиме реального времени. Детектор представляет собой сложную структуру, состоящую из фотоумножителей, электронов и калибровочных систем, что делает его оснащенным для правильных измерений солнечных нейтрино с низкой энергией. В этой системе в качестве устройства обнаружения используются фотоумножители, поскольку они способны обнаруживать свет для очень слабых сигналов.
Солнечные нейтрино могут дать прямое представление о ядре нашего Солнца, потому что именно из него происходят солнечные нейтрино. Солнечные нейтрино, покидающие ядро Солнца, достигают Земли раньше света, потому что солнечные нейтрино не взаимодействуют с другими частицами или субатомными частицами на своем пути, в то время как свет ( фотоны ) отскакивает от частицы к частице. Эксперимент Borexino использовал это явление, чтобы обнаружить, что в настоящее время солнце выделяет такое же количество энергии, как и 100 000 лет назад.
Нейтринная обсерватория IceCube
IceCube нейтринной обсерватории находится в Антарктиде на станции Амундсен-Скотт Южный полюс . Обсерватория состоит из фотоумножителей и тысячи сферических датчиков, расположенных подо льдом на площади более одного кубического километра. Физики проводят исследования в антарктической обсерватории, чтобы ответить на вопросы, касающиеся не только нейтрино и солнечных нейтрино, но также космических лучей и темной материи .
История открытия
Одно из первых наблюдений взаимодействия нейтрино в пузырьковой камере (b)
Одной из основных проблем в ядерной физике 20-30-х годов XX века была проблема бета-распада (b) : спектр (b) электронов (b) , образующихся при β-распаде, измеренный английским физиком Джеймсом Чедвиком (b) ещё в 1914 году, имеет непрерывный характер, то есть, из ядра (b) вылетают электроны самых различных энергий.
С другой стороны, развитие квантовой механики (b) в 1920-х годах привело к пониманию дискретности (b) энергетических уровней в атомном ядре: это предположение было высказано австрийским физиком Лизой Мейтнер (b) в 1922 году. То есть спектр вылетающих при распаде ядра частиц должен быть дискретным и показывать энергии, равные разницам энергий уровней, между которыми происходит переход при распаде. Таковым, например, является спектр энергий альфа-частиц (b) при альфа-распаде (b) .
Таким образом, непрерывность спектра электронов β-распада ставила под сомнение закон сохранения энергии (b) . Вопрос стоял настолько остро, что в 1931 году знаменитый датский физик Нильс Бор (b) на Римской конференции выступил с идеей о несохранении энергии. Однако было и другое объяснение — «потерянную» энергию уносит какая-то неизвестная и незаметная частица.
Гипотезу о существовании чрезвычайно слабо взаимодействующей с веществом частицы (в качестве объяснения кажущегося нарушения закона сохранения энергии в бета-распаде) выдвинул 4 декабря 1930 г. Вольфганг Паули (b) — не в статье, а в неформальном письме участникам физической конференции в Тюбингене (b) :
Паули назвал предложенную им частицу «нейтрон». Когда Джеймс Чедвик (b) обнаружил гораздо более массивную нейтральную ядерную частицу в 1932 году, то назвал её нейтроном. В результате этого в физике элементарных частиц, этим термином называли две разные частицы. Энрико Ферми (b) , разработавший теорию бета-распада, ввел термин «нейтрино» в 1934 году, чтобы разрешить путаницу. Слово нейтрино с итальянского переводится как «нейтрончик».
На Сольвеевском конгрессе (b) 1933 года в Брюсселе (b) Паули выступил с рефератом о механизме β-распада с участием лёгкой нейтральной частицы со спином (b) ½. Это выступление было фактически первой официальной публикацией, посвящённой нейтрино.
Нейтрино было экспериментально обнаружено в 1956 году командой под руководством Клайда Коуэна и Фредерика Райнеса (b) .
Солнечные нейтрино. Что все это значит?
По правде говоря толком ничего не понятно. Но очень интересно. Известно лишь, что физики почему-то называют эти состояния ароматами. Остается только гадать, хороши ли они на вкус.
Но в любом случае есть один очень важный вопрос. И он заключается в том, какое отношение ароматы нейтрино имеют к ошибке в эксперименте Дэвиса?
Помните, как Дэвис пытался подсчитать нейтрино, испускаемые Солнцем? Так вот. Оказалось что Солнце излучает только один из ароматов. И так получилось, что эксперимент Дэвиса был разработан для обнаружения только этого аромата. Ученые установили, что аромат, который имеют солнечные нейтрино, изменяется за свое восьмиминутное путешествие от Солнца до Земли.
Вот так вот. К тому времени, как нейтрино добирались до резервуара с хлором, они превращались в три разных типа. И на самом деле все три аромата проходили через этот резервуар. Со скоростью одно нейтрино в сутки. Как и ожидалось.
Но эксперимент Дэвиса выявлял только один аромат. Он обнаруживал только одно из трех нейтрино.
Вот такие странные вещи могут произойти в научном эксперименте. Особенно на квантовом уровне.
Эта странная история дала науке очень важный опыт. Выяснилось, что когда эксперимент не дает ожидаемых результатов, это не обязательно происходит потому, что теория ошибочна. Так может случиться просто потому, что Вы упускаете какую-то важную часть информации. Ту, которая могла бы изменить принципы проводимого эксперимента.
В итоге физики смогли правильно провести эксперимент. И доказали справедливость своих теорий о том, как ведет себя солнечное ядро.
Итак, теперь мы точно знаем, что Солнце питается от термоядерного синтеза.
Ловушки для неуловимых
Для нейтрино солнечного вещества как будто и не существует: они улетают с места возникновения по прямолинейной траектории, нигде и ничем не отклоняясь, многие из них достигают поверхности Земли. Не имеет значения, день стоит или ночь: днем нейтрино прилетают сверху, а ночью снизу, свободно пронзая земной шар. К счастью, существуют изотопы, с помощью которых можно устроить для нейтрино хоть и небольшое, но заметное препятствие. Наиболее известным из них является хлор-37. В тех редких случаях, когда нейтрино сталкивается с ядром атома хлора, это ядро испускает электрон и возникает атомное ядро радиоактивного аргона, которое распадается через 35 дней. Используя эту реакцию, можно построить детектор для солнечных нейтрино, который, чтобы компенсировать редкость таких столкновений, должен иметь большие размеры и для защиты от фонового излучения находиться глубоко под землей.
Первый эксперимент по обнаружению солнечных нейтрино с использованием этого метода был начат Раймондом Дэвисом в 1967 году в золотой шахте в Homеstake (Южная Дакота, США). Большое количество контрольных экспериментов показало, что эффективность извлечения аргона из бака около 100%. Если количество нейтрино правильно оценивается астрофизической моделью Солнца, то в контейнере каждый день в среднем один атом хлора должен превращаться в атом аргона под действием нейтрино. Если бы этот детектор обнаружил количество нейтрино, близкое к предсказанному теорией, то это стало бы подтверждением того факта, что Солнце нагревается за счет ядерных реакций превращения водорода в гелий.
К сожалению, эксперименты, проводившиеся в течение нескольких лет, показали, что одна такая реакция происходит в среднем раз в три дня. Из этого следовал вывод, что Солнце производит только треть ожидаемых нейтрино с высокими энергиями. Астрофизики проверяли модели, а Дэвис искал ошибки в эксперименте. Но несоответствие моделей и эксперимента не исчезло и в 1988 году за дело взялись японские ученые на своем подземном детекторе Kamiokande-II, который расположен на глубине 1 000 м в шахте Камиока в префектуре Gifu. Их эксперимент принципиально отличался от эксперимента Дэвиса. Японцы использовали рассеяние солнечных нейтрино на электронах обычной воды. В результате столкновения нейтрино с каким-либо атомом, входящим в состав воды, ядро атома отскакивало, а электрон из атомной оболочки вылетал с огромной скоростью, создавая в воде свечение темно-голубого цвета, называемое Черенковским излучением.
Такая методика позволяет регистрировать все типы нейтрино, но максимально она чувствительна к электронным нейтрино. Ее достоинство заключается в том, что можно определить достаточно точно, откуда прибыло нейтрино, так как вылетевший электрон сохраняет направление движения нейтрино. Для того чтобы поймать нейтрино, использовались 3 000 тонн чистейшей воды, помещенной в стальной цилиндрический резервуар. 1 000 фотоумножителей, размещенных на внутренней поверхности резервуара, фиксировали Черенковское излучение, свидетельствующее о появлении нейтрино. Но подобно экспериментам Homеstake, Kamiokande-II обнаруживал только очень редкие высокоэнергетичные нейтрино. За тысячу дней наблюдений японские ученые обнаружили только половину от ожидаемого потока таких нейтрино.
Необходимо же было еще обнаружить и низкоэнергетичные нейтрино, возникающие в результате чрезвычайно важных для Солнца реакций водородного цикла. Для этого можно было воспользоваться тем, что при воздействии низкоэнергетичных нейтрино на атом галлия образуется атом германия с периодом распада 11 дней. Однако галлий редкий и очень дорогой металл, его мировая добыча невелика, а для получения надежных результатов детектор должен был бы содержать примерно 40 тонн этого элемента. Поэтому галлиевые детекторы появились значительно позднее.
Российско-Американский галлиевый эксперимент, получивший название SAGE, был проведен на Боксанской нейтринной обсерватории, расположенной на большой глубине в горах Кавказа в России. Почти 100 измерений потока солнечных нейтрино, проведенных в течение 19902000 годов, зафиксировали только половину потока нейтрино, который прогнозируется Стандартной Солнечной Моделью. Огромное число различных тестов, проведенных для проверки надежности эксперимента, указали на то, что расхождение между прогнозами солнечной модели и измерениями потока в SAGE не может быть результатом ошибок эксперимента.
Исследования нейтрино[ | код]
Нейтрино изучается в десятках лабораторий мира (см. неполный список экспериментов в физике нейтрино).
Дефицит солнечных нейтрино | код
Ядерные реакции, происходящие в ядре Солнца, приводят к образованию большого количества электронных нейтрино. При этом измерения потока нейтрино на Земле, которые постоянно производятся с конца 1960-х годов, показали, что количество регистрируемых солнечных электронных нейтрино приблизительно в два-три раза меньше, чем предсказывает стандартная солнечная модель, описывающая процессы в Солнце. Это рассогласование между экспериментом и теорией получило название «проблема солнечных нейтрино» и более 30 лет было одной из загадок солнечной физики.
Предлагалось два главных пути решения проблемы солнечных нейтрино. Во-первых, можно было модифицировать модель Солнца таким образом, чтобы уменьшить предполагаемую термоядерную активность (а, значит, и температуру) в его ядре и, следовательно, поток излучаемых Солнцем нейтрино. Во-вторых, можно было предположить, что часть электронных нейтрино, излучаемых ядром Солнца, при движении к Земле превращается в нерегистрируемые обычными детекторами нейтрино других поколений (мюонные и тау-нейтрино).
Сегодня понятно, что правильным, скорее всего, является второй путь, то есть различные виды нейтрино могут преобразовываться друг в друга; это так называемые нейтринные осцилляции, в пользу которых свидетельствуют наблюдения и угловой анизотропии атмосферных нейтрино, а также проведённые в начале этого века эксперименты с реакторными (см. KamLAND) и ускорительными нейтрино.
Кроме того, существование нейтринных осцилляций напрямую подтверждено опытами в Садбери, в которых были непосредственно зарегистрированы солнечные нейтрино всех трёх сортов[источник не указан 3092 дня] и было показано, что их полный поток согласуется со стандартной солнечной моделью. При этом только около трети долетающих до Земли нейтрино оказывается электронными. Это количество согласуется с теорией, которая предсказывает переход электронных нейтрино в нейтрино другого поколения как в вакууме (собственно «нейтринные осцилляции»), так и в солнечном веществе («эффект Михеева — Смирнова — Вольфенштейна»).
Сообщение о возможном превышении скорости света | код
22 сентября 2011 года коллаборация OPERA объявила о регистрации возможного превышения скорости света мюонными нейтрино (на 0,00248 %). Нейтрино от ускорителя SPS (ЦЕРН, Швейцария) якобы прибывали к детектору (находящемуся на расстоянии 730 км в подземной лаборатории Гран-Сассо, Италия) на 61±10 наносекунд раньше расчётного времени; это значение получено после усреднения по 16 тыс. нейтринных событий в детекторе за три года. Физики обратились к своим коллегам с просьбой проверить результаты в подобных экспериментах MINOS (лаборатория Fermilab возле Чикаго) и T2K (Япония).
Менее чем за месяц в архиве препринтов появилось около 90 статей, предлагающих возможные объяснения зарегистрированного эффекта.
23 февраля 2012 года коллаборация OPERA сообщила об обнаружении двух ранее неучтённых эффектов, которые могли иметь влияние на процесс измерения времени полёта нейтрино. Для проверки степени влияния данных эффектов на результаты измерений было решено провести новые эксперименты с нейтринными пучками.
Проведённые в ноябре-декабре 2011 года независимые измерения в той же лаборатории (эксперимент ICARUS) сверхсветовых скоростей нейтрино не обнаружили.
В мае 2012 года OPERA провела ряд контрольных экспериментов и пришла к окончательному выводу, что причиной ошибочного предположения о сверхсветовой скорости стала техническая ошибка (плохо вставленный разъём оптического кабеля, что приводило к задержке в часах на 73 наносекунды).
Упругое когерентное рассеяние нейтрино | код
В 2017 году экспериментально обнаружено упругое когерентное рассеяние нейтрино. Используя этот эффект, можно создавать небольшие переносные детекторы нейтринного излучения.
Геонейтрино | код
Эксперимент Homestake
Детектор Homestake представляет собой большой контейнер объемом 380 000 л, заполненный 610 т жидкого перхлорэтилена. Этот контейнер помещен на глубину 1 480 м и дополнительно защищен толстым слоем воды. Такая защита позволяет исключить нежелательные побочные ядерные реакции. К сожалению, такой детектор не мог обнаруживать низкоэнергетичные нейтрино, так как они не способны превратить изотоп хлора в аргон и, следовательно, они не будут зарегистрированы данным телескопом. Под действием нейтрино с энергиями, большими, чем 0,86 МэВ, ядро хлора превращается в ядро радиоактивного аргона, возникавший аргон извлекался с помощью продувания через бак с 20 000 л газообразного гелия. Затем аргон вымораживался охлаждением до температуры 77 К и адсорбировался активированным углем. После этого атомы аргона регистрировались по их радиоактивному распаду с помощью пропорциональных счетчиков.
Наблюдаемые данные
Наибольшее количество солнечных нейтрино — прямые продукты протон-протонной реакции (высокая синяя кривая слева). У них низкая энергия — всего до 400 кэВ. Есть несколько других важных механизмов производства с энергиями до 18 МэВ.
Наибольший поток солнечных нейтрино возникает непосредственно в результате протон-протонного взаимодействия и имеет низкую энергию, до 400 кэВ. Есть также несколько других важных механизмов производства с энергиями до 18 МэВ. Поток нейтрино с Земли составляет около 7 · 10 10 частиц · см −2 · с −1 . Число нейтрино можно с большой уверенностью предсказать с помощью Стандартной солнечной модели , но число нейтрино, обнаруженных на Земле Земля, по сравнению с числом предсказанных нейтрино отличается в три раза, что является проблемой солнечных нейтрино .
Солнечные модели дополнительно предсказывают место в ядре Солнца, откуда должны исходить солнечные нейтрино, в зависимости от реакции ядерного синтеза, которая приводит к их образованию. Будущие детекторы нейтрино смогут определять направление движения этих нейтрино с достаточной точностью, чтобы измерить этот эффект.
Теоретические кривые вероятности выживания солнечных нейтрино, приходящих днем (оранжевый, непрерывный) или ночью (фиолетовый, пунктир), в зависимости от энергии нейтрино. Также показаны четыре значения энергии нейтрино, при которых были выполнены измерения, соответствующие четырем различным ветвям протон-протонной цепи.
Энергетический спектр солнечных нейтрино также предсказывается солнечными моделями
Очень важно знать этот энергетический спектр, потому что разные эксперименты по обнаружению нейтрино чувствительны к разным диапазонам энергий нейтрино. В эксперименте «Хоумстейк» использовался хлор, и он был наиболее чувствителен к солнечным нейтрино, образующимся при распаде изотопа бериллия 7 Be
Нейтринная обсерватория Садбери наиболее чувствительна к солнечным нейтрино, производимым 8 B. Детекторы, использующие галлий , наиболее чувствительны к солнечным нейтрино, производимым процессом протон-протонной цепной реакции, однако они не смогли наблюдать этот вклад отдельно. Наблюдение нейтрино от основной реакции этой цепи, протон-протонного слияния в дейтерии, было впервые осуществлено компанией Borexino в 2014 году. В 2012 году это же коллаборация сообщила об обнаружении низкоэнергетических нейтрино для протон-электрон-протон ( ), которая производит 1 из 400 ядер дейтерия на Солнце. Детектор содержал 100 метрических тонн жидкости и регистрировал в среднем 3 события каждый день (из-за образования ) в результате этой относительно необычной термоядерной реакции. В 2014 году Borexino сообщил об успешном прямом обнаружении нейтрино от pp-реакции со скоростью 144 ± 33 / день, что соответствует прогнозируемой скорости 131 ± 2 / день, которая ожидалась на основе предсказания Стандартной модели Солнца, что pp-реакция -реакция генерирует 99% светимости Солнца и их анализ эффективности детектора. А в 2020 году Borexino сообщил о первом обнаружении нейтрино цикла CNO из глубины ядра Солнца.
Обратите внимание, что Borexino измерял нейтрино нескольких энергий; таким образом они впервые экспериментально продемонстрировали характер осцилляций солнечных нейтрино, предсказываемых теорией. Нейтрино могут запускать ядерные реакции
Посмотрев на разного возраста, которые подвергались воздействию солнечных нейтрино в течение геологического времени, можно будет исследовать светимость Солнца с течением времени, которая, согласно Стандартной солнечной модели , изменилась на протяжении эонов как ( в настоящее время) в его ядре скопился инертный побочный продукт гелий .
Эксперимент SNO
Садбурская нейтринная обсерватория это совместный эксперимент группы ученых из Канады, США и Англии. Вся лаборатория и детектор расположены под землей на глубине 2 км в шахте около Садбури, Канада.
Строительство лаборатории начали в 1990 году и завершили в 1998-м.
В мае 1999-го была выполнена калибровка оборудования SNO, которая помогла оценить оптические параметры, пространственную, угловую и энергетическую чувствительность детектора, чувствительность к сигналам от нейтрино и процессам, которые производят фон и систематические эффекты, способные повлиять на интерпретацию результатов, и только после этого начались наблюдения.
SNO-детектор представляет собой гигантский резервуар диаметром 22 и высотой 34 метра, с очень чистой обычной водой, в которую помещен бак из акрилового пластика, имеющий диаметр 12 метров, с 1000 тонн тяжелой воды, служащей мишенью для нейтрино.
Акриловый резервуар окружает геодезическая сфера 17-метрового диаметра, содержащая 9 456 фотоумножителей для обнаружения небольших вспышек света, излучаемых в момент попадания нейтрино на мишень.
Лаборатория включает электронику и компьютерные ресурсы, систему управления и системы очистки как для тяжелой, так и обычной воды.
