6.1 Солнечные нейтрино: начало нейтринной астрономии

Loading...

Из курса от партнера Peter the Great St. Petersburg Polytechnic University

Астрофизика: от звезд до границ Вселенной

38 оценки

Peter the Great St. Petersburg Polytechnic University

Астрофизика: от звезд до границ Вселенной

38 оценки

Этот курс посвящен ключевым проблемам современной астрофизики: рождению, эволюции и финальной стадии жизни звезд. Некоторые из них, например, нейтронные звезды отличаются сверхвысокой плотностью вещества и сверхсильными магнитными полями — такие условия пока недостижимы для современных лабораторий. Как же ученые исследуют эти объекты? В курсе вы познакомитесь с работой специалистов астрофизики высоких энергий и нейтринной астрономии и разберетесь, зачем люди изучают вспышки сверхновых, ускорение заряженных частиц на космических ударных волнах и высокоэнергитичные нейтрино. А главы, посвященные теоретической и наблюдательной космологии, объяснят, как эта наука отвечает на вопросы о рождении Вселенной, динамике ее расширения и о формах материи ее заполняющих.

Из урока

Нейтринная астрофизика

Раздел состоит из пяти лекций, которые посвящены исследованию удивительных частиц - нейтрино. Это невидимые вездесущие частицы, имеющие очень-очень маленькую массу. Их чрезвычайно сложно зарегистрировать, при том, что через каждый квадратный см поверхности ежесекундно проходит более 100 млрд. частиц. В лекциях рассказывается о свойствах этих частиц, об экспериментах по их обнаружению и о науке, основанной на анализе данных наблюдений нейтрино, испущенных космологическими объектами. Вы узнаете, зачем японцам понадобилось 50 тысяч тонн специально очищенной воды, и за что были получены несколько нобелевских премий.

6.1 Солнечные нейтрино: начало нейтринной астрономии11:30

Познакомьтесь с преподавателями

Варшалович Дмитрий Александрович
Физик-теоретик, доктор физико-математических наук, академик РАН, лауреат Государственной премии 2008 года в области науки и технологий.
Заведующий кафедрой "Космические исследования" Санкт-Петербургского политехнического университета Петра Великого.

[МУЗЫКА]

[МУЗЫКА] [МУЗЫКА]

[МУЗЫКА] Нейтрино — это легкая, вездесущая частица,

которая несет информацию об отдаленных объектах во Вселенной.

Это самая распространенная после фотона частица во Вселенной.

Нейтрино принадлежит к фундаментальным фермионам.

Фундаментальные фермионы представляют из себя 3 поколения частиц,

обычно располагающихся тремя столбиками.

Верхний ряд этих столбиков — это электрон, мюон, и тау-лептон,

а нижний ряд — это как раз электронные, мюонные и тау-нейтрино.

Каждый из этих столбиков отвечает, то есть пар частиц,

отвечает лептонному числу, соответствующему лептонному числу:

электронному, мюонному и тау- лептонному заряду.

Лептонный заряд у частиц равен 1, и у античастиц эта

же шестерка частиц отражается в антимире, и у его античастиц это −1.

Электрический заряд электрона,

мюона и тау-лептона — это −1,

они равны, и спин всех этих частиц — 1 / 2,

собственный момент количества движения — 1 / 2.

Электрический заряд нейтрино — 0,

но с другой стороны, нейтрино обладает определенным свойством: они,

нейтрино — только левые, то есть они обладают только левой спиральностью.

Это значит, что спин направлен против направления движения, против импульса.

А у антинейтрино — наоборот, они все правые.

И у них спин направлен по движению.

И вот смена, операция перевода частицы в античастицу как

раз заключается в переходе от левых частиц к правым, а у электрона,

мюона и тау-лептона — переход заряда от − к +1.

Частицы обладают массой.

Массы лептонов, они распространяются от 0.5 МэВ для

электрона до почти 2000 МэВ у тау-лептона.

А у нейтрино массы имеются только в данный момент,

имеются только границы масс определенные.

Но вот в дальнейшем мы увидим,

что есть и более точное определение разницы квадратов масс нейтрино.

Нейтрино был предсказан Паули.

Действительно, он назвал эту частицу «нейтрон»,

и он предложил идею новой частицы как возможность разрешения

стоявшей в то время в ядерной физике проблемы бета-распада ядер.

Действительно, по теории и закона сохранения следовало,

что электроны, вылетающие в результате бета-распада,

должны образовывать узкую линию, соответствующую их энергии.

А на самом деле наблюдался довольно распространенный гладкий спектр.

И вот чтобы объяснить этот спектр, Паули ввел новую частицу,

которая выносит часть энергии и объясняет поведение этого спектра.

Нейтрон, как частица,

дополнительно к протону был открыт в 32-м году Джеймсом Чадвигом.

А в 34-м году Энрико Ферми дал теорию бета-распада,

куда уже ввел нейтрино как существенный элемент теории бета-распада нейтрона.

Ему пришлось ввести малую константу взаимодействия,

порядка 10 в −49-й эрг см³,

и это объясняло большие времена распада нейтрона.

Например, обратный процесс бета- распада — это обратный бета-распад,

рассеяние антинейтрино на протоне, обладает сечением порядка 10 в 43-й см².

Это соответствует пробегу нейтрино в толще железа

порядка 100 световых лет, то есть величина, размер,

сравнимый с шириной галактики, с шириной диска галактики.

Нейтрино был открыт только в 1956 году.

Действительно, малость сечения приводила к тому,

что эта частица была неуловима для эксперимента.

И Райнес и Коуэн в 56-м году создали установку вблизи ядерного

реактора и наблюдали антинейтрино как раз в реакции обратного бета-распада.

Установка состояла из двух баков, 200 литров каждый,

в котором был раствор соли кадмия.

Каждый акт взаимодействия нейтрино с протоном приводил к тому,

что рождалось пять гамма-квантов,

причем два из них сразу [НЕРАЗБОРЧИВО] аннигиляция к позитрону,

а три происходило после захвата нейтрона ядром кадмия,

и возникало три гамма-кванта.

Установка регистрировала с задержкой в 10

мкс пять гамма-квантов: сразу после реакции

антинейтрино — 2, и через 10 мкс — еще три,

после того как кадмий, ядро кадмия захватывало нейтрон.

Всего за 200 часов наблюдения наблюдалось 500 событий,

то есть редкость этих событий при огромных потоках антинейтрино от реактора.

Это все проявление той же самой малости сечения.

Метод экспериментального обнаружения нейтрино от

Солнца был предложен еще в 46-м году Бруно Понтекорво,

а реализован только начиная с 67-го года Раймондом Дэвисом.

Было предложено использовать реакцию хлор-37 с нейтрино от Солнца,

и в результате должен быть произведен Аргон-37, и вылетает электрон.

Вот эта самая идея была реализована Раймондом Дэвисом,

и в 2002 году он за реализацию этой идел получил Нобелевскую премию.

Действительно, это была огромная работа.

Большой бак перхлорэтилена — 650

тонн — был погружен в шахту, глубиной 1500 метров.

И всего реакций за 3–4 месяца

происходило около 40, то есть несколько десятков.

И нужно было из огромного бака отобрать те ядра Аргона, которые там образовались.

Это чудовищная работа происходила много лет,

и результат этой работы — во-первых, регистрация нейтрино от Солнца,

а во-вторых, так называемая проблема солнечных нейтрино.

Дело в том, что поток, который мерил Дэвис,

оказался примерно 1 / 3 от того потока, который ожидался от Солнца.

И это была проблема, и надо сказать, что эта проблема сильно двинула

всю науку о Солнце, потому что пересчитывалась стандартная модель,

причем несколько раз — благодаря этому расхождению.

Солнце представляет довольно холодную звезду,

центр Солнца — это примерно 1.6 * 10 в 7-й °К.

И основная реакция поэтому — там реакция PP-цикла так называемого,

когда 4 ядра протона образуют в конце концов этой реакции,

в конце всех циклов образуют одно ядро Гелия и два нейтрино.

И вот эти два нейтрино — это как раз то, что пытался мерить Дэвис.

Но дело в том, что большинство нейтрино — это результат реакции PP.

Образование — это первая строчка, так сказать,

образование дейтерия — это первая строчка всего этого цикла.

И там образуется нейтрино,

которые не достигают 0.4 МэВ,

а порог эксперимента Дэвиса — 0.8 МэВ,

то есть он заведомо эти реакции смотреть, видеть не мог.

На рисунке действительно видно, что виден порог эксперимента Дэвиса,

и видно, что PP-цикл, основное причем количество нейтрино,

основные потоки нейтрино — они не дотягивают до этого порога.

А в порог попадают, то есть лежат выше этого порога, энергетического порога,

только реакции следующие и, в частности, реакция распада бора.

Причем интересно, что распад бора по вероятности — это одна

из ветвей только этой всей реакции довольно сложной.

И она занимает только 0.02 %, 0.02 %,

то есть 10 в −4-й от потока, который идет от первой реакции.

И вот в основном, действительно, Дэвис измерял нейтрино от распада бора.

Таким образом, эксперимент Дэвиса: он, во-первых,

впервые обнаружил, что нейтрино действительно идет из центра Солнца.

Во-вторых — то, что нейтринное излучение

несет информацию о самых глубоких слоях Солнца, о ядре Солнца.

И в-третьих, что самое важное — была поставлена проблема.

На рисунке видно, что окончательный результат Дэвиса,

полученный уже за много-много-много лет, накопленный, исправленный и так далее,

он составляет в солнечных нейтринных единицах так называемых — это

пересчет вот накопленных Аргонов, Аргонов-37,

— составляет 2.56 вот этих самых солнечных единиц.

Эта величина теоретическая, она считалась.

Это примерно 1 реакция / 10 в 36-й атомов хлора.

И вот по теории должно было быть 7.6, то есть в 3 раза больше.

Вот проблема стояла именно таким образом: правильна ли стандартная солнечная модель?

С одной стороны.

А с другой стороны: куда деваются те нейтрино, которые мы должны

наблюдать?

Ознакомьтесь с нашим каталогом

Присоединяйтесь бесплатно и получайте персонализированные рекомендации, обновления и предложения.

Coursera делает лучшее в мире образование доступным каждому, предлагая онлайн-курсы от ведущих университетов и организаций.

© Coursera Inc., 2018 Все права защищены.

Загрузить из App Store

Загрузить в Google Play