5 Нейтринная астрофизика Л. А. Кузьмичев ниияф мгу



страница3/8
Дата04.05.2016
Размер0.6 Mb.
1   2   3   4   5   6   7   8

3.3 Диапазон 1 ГэВ  100 ТэВ: атмосферные нейтрино


Атмосферными нейтрино принято называть нейтрино, образующиеся при взаимодействии космических лучей с ядрами воздуха. Мюонные нейтрино рождаются в основном при распаде пионов, каонов и мюонов, а электронные – при распаде мюонов. Фактически энергетический спектр атмосферных нейтрино простирается до 1020 эВ, т.е. до максимальной энергии космических лучей, но, по-видимому, при энергиях выше 10141015 эВ в полном потоке нейтрино начинают доминировать нейтрино космического происхождения. Мюон – длиннопробежная частица, и можно восстановить направление его движения. Отличить мюон от нейтрино от атмосферных мюонов (т.е. мюонов, рожденных при распаде пионов и каонов) можно выделяя мюоны, движущиеся из-под горизонта, т.к. только нейтрино может пройти толщу грунта и родить мюон. Поток мюонов от нейтрино существенно меньше потока атмосферных мюонов. Так на уровне моря поток мюонов от нейтрино в 1011 раз меньше потока атмосферных мюонов, а на глубине 1 км воды примерно в 106. При изучении атмосферных нейтрино было открыты явление осцилляции нейтрино. Это одно из наиболее важных открытий для физики элементарных частиц за последние 10 – 15 лет и первое указание на новую физику за границами СМ.

3.4 Диапазон 100 ГэВ  10 ПэВ: космические нейтрино высоких энергий


Нейтринное излучение высоких энергий генерируется в космических объектах в цепочке распадов заряженных пионов, образованных в результате столкновения ускоренных частиц с ядрами или фотонами низкой энергии. Регистрация космических нейтрино даст возможность существенно лучше понять механизм ускорения космических лучей.

Кратко перечислим возможные источники нейтрино (Learned and Mannheim, 2000; Bednarek, 2004.):

 галактические источники: оболочки сверхновых звезд, двойные рентгеновские системы, микроквазары, галактическая плоскость;

 внегалактические источники: ядра активных галактик, источники гамма-всплесков.

Более подробно механизмы генерации космических нейтрино будут обсуждаться в разделе 7.

3.4 Диапазон 1018  1021 эВ: космологические нейтрино и нейтрино от распада сверхмассивных частиц


Нейтрино от распада пиона, рожденного при взаимодействии протона сверхвысокой энергии с реликтовым фотоном, принято называть космологическим нейтрино. Т.к Вселенная прозрачна для нейтрино, то в спектр космологических нейтрино вносят вклад эпохи с различным красным смещением. Из-за порогового характера фоторождения пионов дифференциальный спектр нейтрино от эпохи с красным смещением z имеет максимум при энергии (Березинский и др., 1990) E max = 2.41018 / (1 + z)2 эВ. Следовательно, исследование энергетического спектра космологических нейтрино позволит понять, как изменялась в разные эпохи интенсивность космических лучей.

Кроме астрофизических источников космических лучей сверхвысоких энергий, в которых протоны ускоряются от низких энергий до сверхвысоких (down-top модели), достаточно широко обсуждаются модели, в которых космические лучи образуются при распаде или аннигиляции сверхмассивных частиц или топологических дефектов (top-down модели) (Bhattacharjee et al., 1992; Kacheliesh, 2004), рожденных при фазовых переходах в ранней Вселенной. При распадах этих частиц должны рождаться также и нейтрино сверхвысоких энергий. Если считать, что все или определенная часть космических лучей с энергией выше 1019 эВ образуются таким образом, то можно достаточно надежно предсказать соответствующий поток нейтрино. В качестве примера рассмотрим сценарий Z-вспышек ( Z-bursts) (Weiler, 1999) (под Z следует понимать нейтральный бозон стандартной модели). В этом сценарии нейтрино, собираясь с космологических расстояний, взаимодействуют с реликтовыми нейтрино: +р адроны, нейтрино, фотоны. При энергиях нейтрино, соответствующих резонансному рождению Z -бозона (E = M2Z / (2m) =4.21021( 1 эВ/m) ), сечение этой реакции резко возрастает. При распаде Z-бозона на один протон рождаются 26 нейтрино (от распада пионов). Если космические лучи с энергией выше 1019 эВ объясняются этим механизмом, то поток нейтрино с энергией выше 1018 эВ будет примерно равен 100 км-2 год-1 стер-1. Такой поток может быть зарегистрирован на вводимых в строй в ближайшее десятилетие установках.


3. Солнечные НЕЙТРИНО


Энергия внутри Солнца выделяется, как известно, в результате термоядерных реакций pp-цикла. Эту цепочку реакций символически можно представить следующим уравнением:
4p  + 2e+ + 2e (4.1)
т.е происходит слияние четырех протонов с образованием -частицы, двух позитронов и двух электронных нейтрино. При этом выделяется 26.7 МэВ, малая часть этой энергий (0.6 МэВ) уносится нейтрино.

Наиболее важными реакциями pp-цикла, которые сопровождаются испусканием нейтрино, являются следующие (Бакал, 1993):


p + p 2 H + e+ + e (E < 0.420 МэВ) (4.2)

p + e + p 2 H + e (E = 1.422 МэВ) (4.3)

3 He + p 4 He +e (E <18.773 МэВ ) (4.4)

7 Be + e+ 7 Li + e (E =0.862 МэВ, 89.7% E =0.384 МэВ, 10.3%) (4.5)

8 B 7 Be + e+ + e (E < 15МэВ) (4.6)
На рис.2 приведены наиболее точные на сегодня расчеты энергетических спектров солнечных нейтрино (Bahcall et al., 2001). В процентах у каждой кривой указана допустимая ошибка в интенсивности. Указанные потоки принято называть предсказаниями Стандартной Солнечной Модели (ССМ).

Экспериментальное исследование солнечных нейтрино началось в конце 60-х годов со знаменитого хлор–аргонового радиохимического эксперимента Дэвиса (Davis et al., 1968). История этого эксперимента подробно описана в книге Д. Бакала (Бакал, 1993) Идея эксперимента состоит в выделении радиохимическими методами радиоактивного изотопа 37Ar, образуемого в веществе в результате реакции:


e + 37Cl e + 37Ar (4.7)
Пороговая энергия Eпор  0.8 МэВ позволяет детектировать все главные источники солнечных нейтрино, кроме нейтрино от основной pp-реакции. Впервые для регистрации нейтрино реакция (4.7) была предложена Б. Понтекорво еще в 1946 году. В качестве мишени в эксперименте Дэвиса использовалось 615 тонн перхлорэтилена (C2Cl4). О сложности эксперимента можно судить по количеству атомов аргона, накапливаемых в полной массе перхлорэтилена за одни сутки, – в среднем 0.5 атомов!

Рис. 2: Энергетические спектры солнечных нейтрино


Экспериментальный темп счета нейтринных событий по данным этого эксперимента был меньше предсказанного примерно в 3 раза. Это противоречие между расчетом и экспериментом явилось мощным стимулом, как для развития теории, так и для проведения новых экспериментов и было разрешено только спустя 30 лет после появления первых результатов Дэвиса.

В начале 90-х годов начали работать два галлий-германиевых эксперимента: российско-американский эксперимент SAGE (Gavrin et al., 2003) и итало-германский эксперимент GALLEX (Hampel et al., 1999). Для детектирования нейтрино в этих экспериментах используется реакции:


e + 71Ga e + 71Ge (4.8)
Энергетический порог этой реакции 0.23 Мэв. Низкая пороговая энергия делает возможным детектирования pp-нейтрино. Впервые эта реакция для регистрации солнечных нейтрино рассматривалась в работе (Кузьмин, 1965).

Результаты экспериментов SAGE и GALLEX находятся в согласии друг с другом. Полученный в этих экспериментах нейтринный поток составляет примерно 60% от предсказаний ССМ.

Радиохимические эксперименты имеют два недостатка. Методика основана на накоплении радиоактивных изотопов в массе мишени с последующим их извлечением. Время накопления составляет примерно 60 дней для эксперимента Дэвиса и 30 – 40 дней для эксперимента SAGE. Время регистрации отдельного нейтринного события неизвестно, восстанавливается усредненный по времени поток нейтрино. Во-вторых, в этих экспериментах невозможно восстановить энергетический спектр нейтрино.

Впервые осуществить регистрацию солнечных нейтрино с помощью методики лишенной указанных недостатков, удалось на водном черенковском детекторе Kamiokande (Hirata et al., 1991) и существенно более крупном детекторе Super-Kamiokande (Fukuda et al., 2001) (этот детектор будет кратко описан в 6-м параграфе). В этих установках регистрируется черенковский свет от быстрых электронов, получивших энергию при упругом рассеянии (ES) нейтрино на электронах среды:


x + e x + e (ES) (4.9)

где x –. e , , . Рассеяние нейтрино на электроне чувствительно к нейтрино любого типа, хотя сечение рассеяния для электронных нейтрино в семь раз больше, чем для мюонных и -нейтрино. Ясно, что при этом возможно точно определять время регистрации каждого нейтринного события. Энергетическое распределение электронов отдачи отражает энергетический спектр потока нейтрино. Электроны отдачи в реакции (4.9) рассеиваются главным образом в направлении приходящего нейтрино. Это делает возможным, восстанавливая направление движения электрона, отделение события, вызванные солнечными нейтрино, от фоновых. На рис.3 приведено угловое распределение зарегистрированных электронов в установке Super-Kamiokande. По оси абсцисс отложен косинус угла (sun) между направлением от Солнца и направлением движения электрона. Пик при cos (sun) 1 прекрасно виден. Энергетический порог определяется темпом счета фоновых событий, имитирующих реакцию (4.9) (например -распады от радиоактивных элементов или комптоновские электроны от гамма-квантов), и примерно равен 5 МэВ для установки Super-Kamiokande.

Если предположить отсутствие осцилляций, то в потоке солнечных нейтрино будут только электронные нейтрино. В этом случае поток нейтрино по данным установки Super-Kamiokande равен:
SK (e ) = 2.32  0.03 (стат)  0.06 (систем) 106 см-2 сек-1 (4.10)
Этот поток равен 0.45 от предсказаний ССМ.

Канадский детектор SNO ( Sudbury Neutrino Observatory) (Ahmad et al., 2000) также является водным черенковским детектором, только в нем обычная вода заменена на тяжелую – детектор содержит 1000 т DO. Энергетический порог детектора около 5 МэВ. Реакции при взаимодействии нейтрино с дейтроном приведены ниже:


e + d p + p + e+ (CC) (4.11)

e + d n + p + e (NC) (4.12)

x + e x + e (ES) (4.13)
Реакции под действиями заряженных и нейтральных токов на дейтроне отличаются конечными состояниями. Кроме того, следует подчеркнуть, что сечение реакции (4.12) для всех типов нейтрино одинаковое. В силу этого можно восстановить из анализа данных вклады электронных и других типов нейтрино в полном потоке солнечных нейтрино. Поясним, как регистрируют сигнал от нейтрона в черенковском детекторе. Нейтрон захватывается ядром дейтерия, при этом выделяется гамма квант с энергией около 6 МэВ. Последующее комптоновское рассеяние этого гамма-кванта приводит к появлению быстрых электронов, излучающих черенковский свет.

Рис. 3: Угловое распределение электронов отдачи в установке Super-Kamiokande.



cos (sun) 1 соответствует направлению от Солнца.
Результаты анализа данных эксперимента (Ahmad et al., 2002 ) приведены на рис.4. По оси абсцисс на этом графике отложены значения потока электронных нейтрино e, а по оси ординат сумма потоков мюонных и -нейтрино . Полный поток всех сортов нейтрино из анализа событий, вызванных нейтральными токами (NC) равен:
SNO (x , NC) = 5.09  0.44 (стат.)  0.45 (систем.)  106 см-2 сек-1 (4.14)
На рис.4 поток SNO(x,NC) изображен наклонной полосой. Ширина полосы равна ошибке в определении потока. Значение SNO (x, NC) находится в хорошем согласии с предсказанием ССМ (пунктирная полоса на рис.4).

Поток электронных нейтрино можно получить из анализа событий, вызванных заряженными токами (CC):


SNO (e , CC) = 1.76  0.05 (стат.)  0.09 (систем.)  106 см-2 сек-1 (4.15)
Поток электронных нейтрино изображен на рис.4 вертикальной полосой. Область пересечения этой полосы с полосой, отображающей SNO(x,NC), показывает значение потока мюонных и -нейтрино.

Рис. 4: Потоки электронных, м юонных и -нейтрино по данным установки SNO. Пояснения в тексте


SNO ( , ) = 3.41  0.45 (стат.)  0.46 (систем.)  106 см-2 сек-1 (4.16)
Наклонной полосой на рис.4 изображен также поток нейтрино SNO(ES), восстановленный по упругому рассеянию на электронах, в зависимости от доли электронных нейтрино в полном потоке.

Таким образом, во-первых, надежно установлено наличие неэлектронных нейтрино в потоке солнечных нейтрино, что доказывает наличие осцилляций нейтрино. Во-вторых, подтверждаются потоки нейтрино, предсказанные ССМ.

Существование осцилляций между электронными и мюонными нейтрино был подтверждено японским экспериментом KamLand (Ahmed et al., 2003) В этом эксперименте регистрируются антинейтрино от всех атомных станций Японии.

Совместный анализ данных всех экспериментов по регистрации солнечных нейтрино и данных эксперимента KamLand дает следующие значения параметров осцилляций:


= (7.1+1.20.6)10-5 эВ, 12 330 (4.17)
На рис.5 (McKeon and Vogel, 2003) показано, как с учетом приведенных выше параметров осцилляций результаты всех экспериментов согласуются с предсказаниями ССМ. Такое согласие возможно только благодаря влиянию на осцилляции вещества Солнца ( МСВ-эффект).
Рис. 5: Сравнение результатов всех солнечных экспериментов с предсказаниями Стандартной Солнечной модели с учетом осцилляции нейтрино. Черные точки – эксперимент, белые – расчет
1   2   3   4   5   6   7   8


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

    Главная страница