5 Нейтринная астрофизика Л. А. Кузьмичев ниияф мгу



страница2/8
Дата04.05.2016
Размер0.6 Mb.
1   2   3   4   5   6   7   8

3. ОСНОВНЫЕ ИСТОЧНИКИ НЕЙТРИНО: ТУР по ШКАЛЕ ЭНЕРГИЙ


В этом параграфе приведен общий обзор основных источников нейтрино. Наглядное представление об ожидаемых интенсивностях потока нейтрино в широком энергетическом диапазоне можно получить из рис.1 (Giagomelli, 2002)

Pис. 1. Энергетические спектры нейтрино от основных астрофизических источников


3.1 Диапазон 10-5  10-3 эВ: реликтовые нейтрино


Согласно современной космологии (Kolb and Turner, 1990) Вселенная заполнена реликтовыми нейтрино. Современная концентрация всех сортов нейтрино (электронных, мюонных и тау) равна 330 см. Энергия реликтовых нейтрино эВ, примерно такая же, как и у реликтовых фотонов (температура нейтринного газа  2 K). Нейтринный газ образует так называемую Горячую Темную Материю (Hot Dark Matter), затрудняющую формирования структур во Вселенной. Новые эксперименты, изучающие флуктуации температуры реликтового чернотельного излучения, а также данные по распределению масс на космологических масштабах позволяют получить ограничение на плотность Горячей Темной Материи и, соответственно, на массу нейтрино. Так, анализ данных эксперимента WMAP (Spergel et al., 2003) показывает, что сумма масс всех сортов нейтрино должна быть меньше 0.7 эВ. Лучшее ограничение на массу электронного нейтрино, полученное в лабораторных экспериментах (Lobashev et al.,1999; Kraus et al., 2003), в настоящее время 2 эВ. Планируемый эксперимент KATRIN (Osipowicz et al., 2001) позволит снизить это ограничение до 0.3 эВ. Таким образом, в настоящее время космологический предел на массу нейтрино существенно лучше лабораторного. Тем не менее нельзя считать космологическое ограничение полностью модельно независимым, т.к. оно во многом основывается на доминировании во Вселенной неидентифицированной пока Холодной Темной Материей (Cold Dark Matter)

Непосредственно зарегистрировать сигнал от реликтовых нейтрино крайне сложно. Возможно самый многообещающий подход к регистрации реликтовых нейтрино – регистрация механического воздействия нейтрино на макроскопическую мишень. Ожидаемое ускорение не зависит от массы мишени и приблизительно равно при этом

1023 см/сек2 (Hagman, 1999).

3.2 Диапазон 0.1  100 МэВ: нейтрино от Солнца, нейтрино от гравитационных коллапсов, нейтрино из недр Земли


Солнечные нейтрино.

Солнце является мощным источником нейтрино. Энергетический спектр солнечных нейтрино простирается от нуля до 19 MэВ. Полный поток солнечных нейтрино около Земли примерно равен 61010 см2сек1. Первая регистрация солнечных нейтрино была осуществлена в начале 70-х годов Р.Дэвисом (Нобелевская премия за 2002 год). С тех пор в этом разделе нейтринной астрофизики достигнуты впечатляющие результаты, рассмотрению которых будет посвящен отдельный параграф.



Нейтрино от гравитационного коллапса массивной звезды.

Вспышки сверхновых второго рода - одно из грандиознейших явлений во Вселенной. Согласно теории звездной эволюции (Шапиро и Тьюкальски, 1985), в процессе последовательного "сгорания" легких элементов в центре массивной звезды (M > 10 M ) образуется железное ядро с массой (2 - 2.5) M Дальнейшие реакции синтеза становятся невозможны, т.к. энергия связи нуклонов в ядре железа максимальна 8 МэВ. Плотность в центре звезды достигает 109 г/см3. Звезда теряет устойчивость, и происходит катастрофическое сжатие вещества с образованием нейтронной звезды с плотностью уже 1013 г/см3. Изменение гравитационной энергии связи от начального состояния до конечного составляет:



3 1053 эрг, (M1.5 M, R10 км.) (3.1)
Девяносто девять процентов этой энергии переходит в нейтрино и антинейтрино всех сортов и только 1% переходит в кинетическую энергию разлетающейся оболочки и световую вспышку. Длительность нейтринного импульса 10 сек. Средняя энергия e  12 МэВ,  15 МэВ, а для других сортов 18МэВ.

Изложенная выше картина основана на теоретических представлениях и численных расчетах и была экспериментально проверена только один раз - в 1987 при регистрации нейтринного сигнала от вспышки сверхновой в Большом Магеллановом Облаке (Имшенник и Надежин, 1988). Вспышка произошла на расстоянии 55 кпарсек от Земли и тремя работавшими нейтринными телескопами (IMB, Kamiokande и Баксанским сцинтилляционным телескопом) было зарегистрировано около 20 нейтринных событий. Количество событий, их энергия и распределение во времени качественно совпали с предсказаниями теории. За 5 часов до этого установкой LSD было зарегистрировано 4 нейтринных события. Эти 4 события, зарегистрированные установкой с существенно меньшей чем IMB и Kamiokande массой, не укладывались в стандартную картину звездного коллапса и в течение длительного времени игнорировались. Только в последнее время появилась весьма интересная интерпретация возможной природы этих событий (Imshennik and Ryazhskaya, 2004). Безусловно, регистрация временной структуры, энергетического спектра и доли нейтрино различных сортов даст весьма важную информацию для понимания такого сложного явления, как звездный коллапс.

На существующих и проектируемых в настоящее время нейтринных телескопах можно будет получать детальную экспериментальную информацию о нейтринном сигнале только если вспышка сверхновой произошла в галактике, входящей в Местную группу галактик. Ожидаемая частота вспышек при этом равна 0.030.1 год-1. Ближайшее крупное скопление галактик находится в созвездии Девы на расстоянии 20 Мпс. Для регистрации нейтринного сигнала от сверхновой в этом скоплении масса детектора должна быть больше 107 тонн (если это водный черенковский детектор, см. параграф 5). Масса максимального в настоящее время нейтринного телескопа, с низким энергетическим порогом равна 50 103 тонн. Проектируется и в ближайшие 10 – 15 лет скорее всего будет создан детектор с массой 106 тонн. По-видимому следующее поколение нейтринных телескопов сможет достичь массы необходимой для регистрации нейтринного сигнала от Девы.

Рождение массивных звезд в ранние эпохи и диффузный поток нейтрино

Достаточно интересную информацию об интенсивности процессов звездной эволюции на протяжении последних 7–10 млрд. лет можно получить путем регистрации диффузного, изотропного потока нейтрино, образовавшихся от всех гравитационных коллапсов (Домогацкий, 1984; Ado, 2003). В интенсивности потока этих нейтрино и в форме их спектра содержится информация и о полном количестве вещества, находящегося к настоящему времени в форме нейтронных звезд и черных дыр, и об изменении со временем темпов формирования массивных звезд, а следовательно и процесса нуклеосинтеза. Экспериментальная ситуация в настоящее время следующая. По данным нейтринного телескопа Super-Kamiokande поставлен верхний предел на поток диффузных электронных антинейтрино с энергией выше 19 МэВ, превышающий в 3 – 6 раз ожидаемый в ряде теоретических моделей диффузный поток. Антинейтрино регистрируется по черенковскому свету от позитрона, рожденного в реакции обратного – распада + p e+ + n. Выбор пороговой энергии связан с необходимостью подавления фоновых событий, имитирующих реакцию обратного – распада. При такой пороговой энергии ожидаемое число событий от диффузного потока 1 соб/год. Снизить число фоновых событий можно регистрируя дополнительно сигнал от нейтрона. Этого можно добиться растворяя в воде вещество, содержащее гадолиний (Beacom and Vagis 2003). Энергетический порог при этом снижается примерно до 10 МэВ, а ожидаемая статистика возрастает примерно на порядок. На планируемых мегатонных детекторах можно ожидать около 100 событий в год, а с использованием гадолиния около 1000.



Нейтрино из центра Земли (геонейтрино)

Известно, что полная мощность выделяемая внутри Земли 41013 Вт. Что является источником этой энергии? Какой вклад в полное энерговыделение вносит распад радиоактивных элементов U/Th - рядов? Частично на эти вопросы можно получить ответ, регистрируя нейтрино, образующиеся в цепочке распада урана и тория. Как известно земное магнитное поле непостоянно в больших временных масштабах и полная переориентация Земного магнитного диполя происходит в среднем с периодом 200 000 лет. В 90-е годы для объяснения такого поведения магнитного поля было преложено существование ядерного геореактора в центре Земли (Herndon, 1993, 2003). Мощность геореактора - 3 - 6 ТВт. Отделить нейтрино от геореактора от уран/ториевых нейтрино можно по энергии: энергия уран/ториевых нейтрино не превышает 3 МэВ, а энергетический спектр нейтрино от реактора простирается до 8 МэВ. Детектор для поиска нейтрино от геореактора должен быть достаточно удален от промышленных реакторов. Весьма удобным местом для расположения детектора является Баксанская нейтринная обсерватория (Domogatski et al., 2004).

Летом 2005 коллаборации KamLand (Araki et al., 2005) сообщила о регистрации первых геонейтрино. Таким образом, можно считать, что появился новый раздел геофизики – нейтринная геофизика.

1   2   3   4   5   6   7   8


База данных защищена авторским правом ©bezogr.ru 2016
обратиться к администрации

    Главная страница