1932 Открытие нейтрино

We use cookies. Read the Privacy and Cookie Policy

1932

Открытие нейтрино

К числу наиболее ярких и вместе с тем трудных страниц в истории физики в XX веке принадлежит открытие нейтрино: необычным путем вошла в науку эта новая частица, удивительными оказались ее свойства, и не исключено, что именно с ней связаны самые глубокие тайны природы.

Открытие нейтрино было связано с уверенностью исследователей в справедливости фундаментальных законов физики – законов сохранения. В самом начале XX века при изучении бета-распада радиоактивных ядер физики, как скрупулезные бухгалтеры, старались свести баланс энергии. Но он никак не сходился: часть энергии исчезала неведомо куда. Таким образом, под угрозой оказался один из фундаментальных законов физики – закон сохранения энергии.

Спас положение швейцарский физик Вольфганг Паули, в 1930 г. высказавший предположение, что при бета-распаде вместе с электроном рождается какая-то частица-невидимка, которая и уносит недостающую часть энергии. Незамеченной эта частица остается потому, что не имеет массы покоя и электрического заряда и не способна отрывать электроны от атома или расщеплять ядра, иными словами, не может производить те эффекты, по которым обычно судят о появлении частицы. К тому же она очень слабо взаимодействует с веществом, а потому может пройти через большую толщу вещества, не обнаруживая себя.

Швейцарский физик Вольфганг Паули

В те годы, когда ученым были известны только электрон, протон и фотон, для подобного предположения была нужна большая научная смелость. После открытия в 1932?м тяжелой нейтральной частицы – нейтрона – итальянский физик Энрико Ферми предложил называть частицу, охарактеризованную Паули, «нейтрино» («нейтрончик»). Как выяснилось позднее, гипотеза о существовании нейтрино «спасла» не только закон сохранения энергии, но и законы сохранения импульса и момента количества движения. А сама гипотеза Паули естественным образом вошла в теорию бета-распада, созданную Ферми в 1934 г.

Прежде чем стать равноправным членом семьи элементарных частиц, нейтрино еще долгое время оставались чисто гипотетическими частицами. Совершенно необходимые для объяснения многих легко наблюдаемых превращений, они на протяжении более чем 20 лет были неуловимыми.

Наблюдение реакций, связанных с нейтрино, стало возможным только после создания ядерных реакторов. Физики-ядерщики многих стран пытались экспериментально подтвердить существование теоретически «вычисленной» частицы. Ведь для окончательного доказательства существования нейтрино нужно было увидеть его непосредственное воздействие на вещество. Но получилось так, что первыми удалось обнаружить антинейтрино, которые в результате бета-распада осколков деления урана при работе атомного реактора испускаются в громадном количестве. Такой опыт был осуществлен в 1953 г. американскими учеными Рейнесом и Коуэном на реакторе в Хэнфорде. Им удалось обнаружить характерную цепочку событий, вызванных антинейтрино.

К 2000 г. было теоретически обосновано и экспериментально подтверждено существование трех типов нейтрино: электронного, мюонного и тау-нейтрино. Однако это отнюдь не означает завершения исследований в области изучения физики этих частиц. Ученым не терпится узнать, обладает ли нейтрино массой, поскольку результат этих исследований может серьезно поколебать стройную структуру стандартной модели материи. Обнаружение массы нейтрино крайне важно и для астрофизики – это помогло бы разрешить парадокс «скрытой массы» и прояснить судьбу Вселенной (будет ли она расширяться вечно или в конце концов начнет вновь сжиматься).

Обнаружение космических источников нейтрино может пролить свет на физику экзотических астрономических объектов, таких как экстремально мощные активные ядра галактик, непрозрачных для легконаблюдаемых фотонов. Одна из интереснейших и труднейших задач для физиков и астрономов – «поймать» нейтрино внеземного происхождения, и прежде всего измерить поток нейтрино от Солнца, что позволит подтвердить теоретические гипотезы о механизмах реакций, обеспечивающих его светимость. Солнце производит только электронные нейтрино, но они значительно различаются по своим энергиям. Согласно Стандартной солнечной модели, солнечная светимость поддерживается главным образом за счет энергии, которая освобождается в результате цепочки реакций, приводящей к образованию гелия из четырех протонов (водородный цикл). Но иногда происходит побочная реакция превращения бериллия в бор, и в этом случае образуются нейтрино с более высокой энергией.

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, 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 находиться глубоко под землей для защиты от фонового излучения.

Первый эксперимент по обнаружению солнечных нейтрино с использованием этого метода был начат Р. Дэвисом в 1967 г. в золотой шахте в Хоумстейке (Южная Дакота, США). 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. В 1988 г. за дело взялись японские ученые на своем подземном детекторе Kamiokande-II, который расположен на глубине 1000 м. Их эксперимент принципиально отличался от эксперимента Дэвиса. Японцы использовали рассеяние солнечных нейтрино на атомах 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 (сверхсветовой для данной среды) скоростью, создавая в воде свечение темно-голубого цвета, называемое излучением Черенкова.

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 3000 тонн чистейшей воды, помещенной в стальной цилиндрический резервуар. 1000 фотоумножителей, размещенных на внутренней поверхности резервуара, фиксировали черенковское излучение, свидетельствующее о появлении нейтрино. Но за тысячу дней наблюдений японские ученые тоже 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, 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 был проведен на Боксанской нейтринной обсерватории, расположенной на большой глубине в горах Кавказа в России. Почти 100 измерений потока солнечных нейтрино, проведенных в течение 1990–2000 гг., зафиксировали только половину потока нейтрино, который прогнозируется Стандартной Солнечной моделью.

Таким образом, все четыре солнечных нейтринных эксперимента показывают, что измеренный поток солнечных нейтрино на орбите Земли значительно меньше предсказанного. Это расхождение получило название «Проблемы солнечного нейтрино».

В отличие от Солнца вспышки сверхновых звезд создают потоки не только нейтрино (причем с энергиями, гораздо большими, чем солнечные), но и антинейтрино. Одно из таких событий произошло 23 февраля 1987 г., когда была зафиксирована нейтринная вспышка, вызванная взрывом сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке. Это были первые обнаруженные нейтрино от известного источника в другой галактике. За 13 секунд было зарегистрировано 11 нейтринных и антинейтринных событий, хотя обычно в день регистрируется только несколько частиц.

При взрыве сверхновой большая часть энергии уносится в виде нейтрино, остаток в основном уходит на расширение оболочки, и только крошечная доля высвободившейся гравитационной энергии покидает место катастрофы в виде оптической вспышки.

Задачи нейтринной астрономии высоких энергий сводятся в основном к поиску точечных источников излучения, которые не наблюдаются непосредственно.

Глубоководный нейтринный телескоп представляет собой просто пространственную решетку из фотоумножителей, регистрирующих свет от траектории мюонов высоких энергий, свидетельствующих о прохождении нейтрино. Длина пробегов мюонов в воде очень велика, что позволяет довольно точно определить направление на источник. Поэтому для создания огромных детекторов, которые могли бы зафиксировать высокоэнергетичные нейтрино, используют воды океана и глубоководные озера.

Результаты многолетних исследований показали, что Байкал – одно из наиболее подходящих мест на Земле для размещения глубоководных детекторов черенковского излучения, и с 1998 г. там работает нейтринный телескоп NT-200, один из крупнейших в мире.

Созданы и другие нейтринные телескопы: AMANDA, ANTARES, GALLEX, SNO.

Данный текст является ознакомительным фрагментом.