15 Модель Большого Взрыва

15.1 Стандартная космологическая модель Большого Взрыва

    Стандартная космологическая модель Большого Взрыва была сформулирована в 1990 году. Ей предшествовали научные открытия, совершенные в XVII-XX веках. Неполный перечень этих открытий можно найти в п. 15.2 − "Главные научные открытия в астрофизике".
    В основе современных представлений об эволюции Вселенной лежит Стандартная космологическая модель Большого Взрыва. Согласно этой модели момент Большого Взрыва характеризовался планковскими величинами для температуры Т_Пл массы М_Пл и длины L_Пл. На рис. 100 приведены численные значения этих величин. Плотность вещества в окрестности Большого Взрыва была колоссальной: ρ_Пл = 10⁹⁴ г/см³. В начальный момент произошла изотропизация Вселенной и все типы взаимодействий имели единую константу а. Предполагается, что в этот момент вещество существовало в форме кварк-глюонной плазмы, в которой наряду с кварками и глюонами могли присутствовать лептоны, W^±- и Z-бозоны. Возможно, что в этот же момент могли образовываться Х- и Y-бозоны больших масс (~ 10¹⁶ ГэВ), которые могли бы впоследствии инициировать распад протона. Эти процессы заняли очень малое время (до 10^-10 секунды) и протекали при очень высокой температуре. Под действием взрывных сил Вселенная начала расширяться и ее температура стала падать. Однако в этот период из-за незначительных флюктуации между числом кварков и антикварков (~ 10^-10) могла возникнуть барионная асимметрия Вселенной. Другой возможной причиной барионной асимметрии может служить нарушение СР-инвариантности.
    По мере расширения Вселенной и падения ее температуры стали происходить фазовые переходы. Первый фазовый переход привел к разделению взаимодействий на сильное и электрослабое, каждое из которых стало характеризоваться своей константой взаимодействия α_s и α_w. Это произошло при температуре Т = 10¹⁵ ГэВ. Далее Вселенная продолжала расширяться со временем t: R = t^1/2. Затем наступил второй фазовый переход, который привел к разделению электрослабых взаимодействий на слабые и электромагнитные. Это произошло при температуре Т = 10² ГэВ. Выделилась константа электромагнитного взаимодействия α_em = e²/ћc = 1/137. Дальнейшее расширение Вселенной со временем стало протекать по закону R ~ t^2/3.
    Вследствие термодинамического равновесия между элементами вещества образовались протоны, нейтроны и создалась предпосылка синтеза легких элементов: ³Не, ⁴Не, D, Li. При дальнейшей эволюции Вселенной начинается процесс нуклеосинтеза. В результате различных ядерных реакций создались условия для возникновения жизни в Солнечной системе. Рождение Солнца и возникновение жизни произошло спустя 10¹⁷ секунд (~ 10¹⁰ лет) после Большого Взрыва.

Рис. 100: Этапы эволюции Вселенной. Вертикальная шкала (в логарифмическом масштабе): слева − температура Т, K; справа − время t, с.

    На рис. 101 показаны изменения температуры расширяющейся Вселенной со временем для разных эр ее развития: планковская эра, квар-ковая эра, лептонная эра, фотонная эра, эра Материи. Этот рисунок иллюстрирует основные моменты развития Вселенной по Стандартной космологической модели Большого Взрыва.

• существование фонового реликтового излучения, характеризующегося средней температурой фотонов 2.7K;
• соотношения для распространенности легких элементов, измеренные экспериментально;
• доказательство факта расширения Вселенной и установление закона Хаббла.

    В табл. 19 приводятся параметры Вселенной.

Таблица 19

Параметры Вселенной (t = 101Г с)

*) 1 Мегапарсек (Мпк) = 3.1·10¹⁹ км

15.2 Главные научные открытия в астрофизике

II век до н.э. − Гиппарх ввел понятие звездной величины и разделение звезд, видимых невооруженным глазом, на 6 классов в зависимости от их блеска.
1609 г. − Галилей изобрел телескоп − начало оптической астрономии.
1662 г. − Ньютон исследовал оптические спектры от Солнца с помощью призмы.
1669 г. − Ньютон наблюдал спектр Венеры.
1760  г. − Наблюдены переменные звезды δ-Цефея.
1761  г. − Ломоносов установил наличие плотной атмосферы у Венеры.
1802 г. − Волластон обнаружил темные линии в спектре Солнца.
1814 г. − Фрауэнгофер описал сотни темных линий в спектрах Солнца, Луны и планет.
1859-1862 гг. − Кирхгоф развил метод спектрального анализа.
1863 г. − Выполнена систематизация звезд по особенностям их спектров.
1868  г. − Локьер обнаружил в спектре Солнца линию неизвестного до того элемента − гелия.
1869  г. − Сделана оценка температуры поверхности Солнца (10 K) на основе газовой модели.
1905 г. − Построены модели атмосфер звезд и дано объяснение спектральной последовательности звезд на основе теории ионизации атомов.
1912 г. − Начато измерение красных смещений спектральных линий.
1916 г. − Эддингтон сформулировал теорию внутреннего строения звезд.
1922 г. − Фридман сформулировал теорию расширяющейся Вселенной, решив уравнение Эйнштейна.
1924 г. − Хаббл установил закон расширения наблюдаемого мира (v = Н₀r).
1929 г. − Хаббл открыл красное смещение в спектрах Галактик.
1934 г. − Высказана гипотеза о существовании нейтронных звезд, сделаны расчеты моделей нейтронных звезд и сформулирована гипотеза о возможности гравитационного коллапса.
1937-1939 гг. − Бете и Вайцзекер заложили основы теории термоядерных реакций в звездах, возникла ядерная астрофизика.
1941-1945 гг. − Гамов, Шварцшильд, Чандрасекар построили первые модели звезд с учетом термоядерных реакций.
1946-1949 гг. − Установлен механизм пульсаций Цефеид.
1964  г. − Открыто микроволновое фоновое излучение, которое есть следствие Большого Взрыва, начато создание Стандартной космологической модели горячей Вселенной.
1965  г. − Мэтьюз открыл квазары − квазизвездные радиоисточники − очень удаленные объекты (красное смещение Z = 4.89).
1967 г. − Открыты пульсары (нейтронные звезды).
1982-1983 г. − Определен возраст Вселенной по ядерной хронометрии (2·10¹⁰ лет).
1989 г. − Исследовано космическое фоновое излучение с температурой 2.728 ± 0.004 K на спутнике СОВЕ (детектор FIRAS).
1990 г. - − Создана Стандартная космологическая модель − модель Большого Взрыва.
1990-1991 гг. − Определен возраст шаровых скоплений = возраст Вселенной: (1.3÷1.9)·10¹⁰ лет. 1993-1994 гг. − Обнаружено однородное распределение 33 000 радиоисточников (галактика Green Bank), что свидетельствует об однородности Вселенной на очень больших расстояниях.
1999 г. − Измерена постоянная Хаббла Н₀ = (71±3±7) км·с^-1·Мпк с помощью космического телескопа Хаббла.

15.3 Возможности современных ускорителей подтвердить модель Большого Взрыва

    Проблемы микрокосмофизики нашли свое выражение в теории Великого Объединения (Grand Unification Theory − GUT) всех типов взаимодействий (см. п. 2). Эксперименты на действующих и проектирующихся ускорителях высоких энергий могут приблизить нас к пониманию условий ранней Вселенной. На рис. 103 показаны основные процессы, протекающие при разных энергиях, которые могут быть изучены на ускорителях частиц высоких энергий (SPS CERN, RHIC BNL, LHC CERN).

Таблица 20

Эволюция Вселенной в GUT-космологии

Этапы эволюции Вселенной	Время t, с	Энергия Е = кТ, ГэВ	Температура Т, K	"Диаметр" Вселенной R, см
Планковская эра, tПл	10-44	1019	1032	10-3
Нарушение GUT SU(5) (Mx)	10-36	1015	1028	10
Нарушение SU(2)L×U(1) (Mw)	10-10	192	1015	1014
Конфайнмент кварков, р-аннигиляция	10-6	1	1013	1016
Отщепление ν, е+е--аннигиляция	1	10-3	1010	1019
Образование легких ядер	102	10-4	109	1020
Отщепление γ	1012	10-9	104	1025
Переход длительностью         (105 лет) от радиационно-доминантной к вещественно-доминантной Вселенной
с формированием атомных ядер, образованием звезд и галактик
Современная эра от tПл	5·1017 (2·1010 лет)	3·10-13	3	1028

    Аргументы в пользу GUT-модели могут быть получены на Большом адронном коллайдере (LHC).
    В настоящее время активно развивается астрофизика элементарных частиц (микрокосмофизика).

15.4 Астрофизика элементарных частиц

    Астрофизика элементарных частиц строится на основе: Стандартной Модели физики частиц, теорий Великого Объединения, космологических моделей (Стандартная космологическая Модель), ядерной астрофизики, структуры Вселенной, физики космических лучей.
    Основными проблемами астрофизики элементарных частиц являются существование темной материи, ее состав и детектирование, дефицит солнечных нейтрино, нейтрино от сверхновых, проблема физического вакуума.
    Многие из этих проблем (например поиск темной материи) предполагается решать не только на ускорителях высоких энергий, но и в неускорительных экспериментах (см. п. 16).

15.5 О природе материи во Вселенной

    В настоящее время трудно установить доли разных компонент материи во Вселенной. Один из возможных вариантов, встречающийся в разных моделях, оценивает эти доли следующим образом (с точностью ~ 10%): вакуум (60%), темная материя (38%), обычное вещество (2%), излучение
(10^-4%).
    В табл. 21 показан другой вариант вкладов в полную плотность Вселенной различных форм материи (в единицах ρ_кр = 10^-29 г/см³).

Таблица 21

Вклады в полную плотность Вселенной
различных форм материи
(в единицах ρ_кр = 10^-29 г/см³)

    Плотность материи во Вселенной ρ принято оценивать по отношению к критической плотности материи ρ_кр. Это отношение обозначается Ω = ρ/ρ_кр. Форма пространства Вселенной связана со значением этой величины. Если Ω = 1, то Вселенная плоская; если Ω < 1, то пространство Вселенной становится гиперболическим; если Ω > 1, то пространство Вселенной − сферическое. Измеренное к настоящему времени значение Ω = 1.1 ± 0.07 близко к единице, т.е. плотность материи во Вселенной близка к критической, а пространство Вселенной − плоское.
    Основной вклад в полную плотность материи во Вселенной вносит темная материя (Dark Matter − DM). Доля обычного вещества составляет малую часть полной плотности материи во Вселенной. Предполагают, что темную материю составляют многие частицы, не обнаруживающие себя путем испускания фотонов. Среди них первое место занимает массивное нейтрино. Другими кандидатами на роль темной материи могут быть SUSY-частицы, магнитные монополи, WIMP-частицы, аксионы и др. Все эти частицы пытаются обнаружить в экспериментах, которые ставятся как в лабораториях, так и в космическом пространстве.
    Небарионные кандидаты на роль темной материи представлены в табл. 22.

Таблица 22

Кандидаты на роль темной материи

Частица	Масса	Теория	Проявление
G(R)	−	Неньютонова гравитация	Прозрачная DM на больших масштабах
Λ (космологическая постоянная)		ОТО	Ω = 1 без DM
Аксион, майорон, голдстоун, бозон	10-5 эВ	QCD; нарушение сим. Печен-Куина	Холодная DM
Обычное нейтрино	10÷100 эВ	GUT	Горячая DM
Легкое нейтрино, фотино, гравитино, аксино, снейтрино	10÷100 эВ	SUSY/DM
Парафотон	20÷400 эВ	Модифпц. QED	Горячая, теплая DM
Правые нейтрино	500 эВ	Суперслабое взаимодействие	Теплая DM
Гравитино и т.д.	500 эВ	SUSY/SUGRA	Теплая DM
Фотино, гравитино, аксион, зеркал, частицы, нейтрино Симпсона	кэВ	SUSY/SUGRA	Теплая/холодная DM
Фотино, снейтрино, хиггсино, глюино, тяжелое нейтрино	МэВ	SUSY/SUGRA	Холодная DM
Теневая материя	МэВ	SUSY/SUGRA	Горячая/холодная (как барионы) DM
Преон	20÷200 ТэВ	Составные модели	Холодная DM
Монополи	1016 ГэВ	GUT	Холодная DM
Пиргон, максимой, полюс Перри, newtorite, Шварцшильд	1019 ГэВ	Теории высших размерностей	Холодная DM
Суперструны	1019 ГэВ	SUSY/SUGRA	Холодная DM
Кварковые "самородки"	1015 г	QCD, GUT	Холодная DM
Черные дыры	1015÷ 1030 г	ОТО	Холодная DM
Космические струны, доменные стенки	(108÷ 1010)М	GUT	Формирование галактик, могут не давать большого вклада в Ω

    Среди суперсимметричных частиц, предсказываемых различными суперсимметричными (SUSY)-тeopиями и супергравитацией (SUGRA), только одна, легчайшая, может быть стабильна и давать вклад в величину плотности материи во Вселенной. В настоящее время теоретически известно слишком мало о природе и ожидаемых массах частиц − кандидатов в темную материю.
    Рассматривают два вида темной материи: горячая темная материя, которая состоит из релятивистских частиц, и холодная темная материя, которая состоит из очень тяжелых нерелятивистских частиц с массами, лежащими как минимум в ГэВной области. Изучение структуры темной материи играет важную роль в понимании эволюции Вселенной.
    Проблема темной материи тесно связана с проблемой физического вакуума. Вакуум − это среда с очень сложной структурой, которая изменяется в ходе эволюции Вселенной и которую можно перестраивать путем изменений состояния материи, взаимодействующей с вакуумом. В физическом вакууме происходит концентрация энергии в малых областях пространства. Плотность энергии вакуума ρ_v определяет космологическую постоянную Λ, введенную Эйнштейном: ρ_v8πG/c² = Λ (G − константа Ньютона). Вакуум является характеристикой пространства-времени. Вопрос о составе физического вакуума непрерывно изучается. В его состав могут входить различные физические поля. Одной из возможных структур физики вакуума являются хиггсовские поля. Известно, что средняя энергия физического вакуума не равна нулю. Вакуум может являться частью темной материи.

15.6 Нейтринная астрономия

    Нейтринная астрономия изучает физические процессы в космосе, происходящие с участием нейтрино, и решает проблемы регистрации космических нейтрино. В обычных звездах типа Солнца нейтрино рождаются в ядерных реакциях (см. п. 12).
    Потоки нейтрино от других звезд на 10 порядков менее интенсивны, чем от Солнца (главным образом, за счет геометрического фактора (R/R₀)², где R₀ = 10¹³ см − расстояние от Солнца до Земли); поэтому их труднее регистрировать.
    Но результат можно получить, если регистрировать нейтрино в разных точках на Земле − т.е. если разными детекторами одновременно будет зарегистрировано нейтрино. Такие совпадения будут свидетельствовать о вспышках − кратковременных потоках нейтрино, возникающих при эволюции звезд, например, при коллапсе звезды могут возникать мощные потоки нейтрино, которые могут быть одновременно зарегистрированы в разных детекторах на Земле. Вспышки сверхновых в нашей Галактике очень редки − ~ 1 раз за 50÷100 лет.

15.6.1 Свойства нейтрино

    Гипотеза о существовании нейтрино была высказана Паули в 1930 году, чтобы избежать нарушения закона сохранения энергии, импульса и момента количества движения. Непрерывный спектр β-распада требовал введения частицы с z = 0, спином J = 1/2 и E_ν + Е_е = Е_max верхней границы β-спектра.
    Геакции под действием нейтрино протекают очень медленно и такие взаимодействия называют слабыми. Сечение слабого взаимодействия очень мало, и нужны огромные потоки нейтрино, чтобы зарегистрировать процесс взаимодействия нейтрино с веществом, поэтому только в 1956 году было доказано, что нейтрино существует. Наблюдалась реакция взаимодействия нейтрино с протоном вблизи ядерного реактора.
    Открытие несохранения четности (Р-четности) в β-распаде показало, что нейтрино должно иметь поляризацию вдоль направления движения (чтобы выполнялся закон сохранения момента количества движения).

Рис. 104: Левая и правая системы координат.

    Направление вращения спина не меняется при отражении. Знак величины (·), где − импульс, называется спиральносю (λ) и меняется при переходе от правой системы координат к левой (рис. 104).
    До открытия несохранения четности казалось очевидным, что существуют оба спиральных состояния нейтрино:

    Оба нейтрино должны с одинаковой вероятностью вылетать при β-распаде. Опыт показал, что при β⁺-распаде позитрон всегда правополяризован, т.е. и нейтрино будет всегда левополяризовано (e⁺_R и ν_L). При (β^--распаде − наоборот (е^-_L и _R).
    Понятие спиральности как внутреннего свойства частиц существует только для частиц с массой m = 0.
    Если m ≠ 0 (и v ≠ с),то возможны переходы L ↔ R. Если m_ν = 0, то v_ν = с, и такие переходы невозможны. В таком случае ν_R и _L вообще нельзя наблюдать, и неизвестно, существуют ли такие частицы.
    Обычно частицы со спином J = (1/2)ћ описываются уравнениями Дирака с 4 компонентами ν_R, ν_L, _R, _L по аналогии с описанием электронов е^-_L, е^-_R, е⁺_L, е⁺_R. Для электронов все 4 компоненты наблюдаемы (компонента е^-_R не участвует в β-распаде, но взаимодействует с другими электрическими зарядами). Кроме того, т.к. m_e ≠ 0, то возможны переходы е^-_L ↔ е^-_R. Для нейтрино, как показывает опыт, две дираковские компоненты ν_R и _L ненаблюдаемы и, может быть, вообще не существуют в нашем мире.
    Если m_ν ≠ 0, то становятся возможными переходы

ν_L ↔ ν_R и _R ↔ _L.

    Майорана предположил, исходя из возможностей уравнений Дирака для частиц с нулевым зарядом, что нейтрино совпадает со своим антинейтрино. Тогда ν_L и ν_R составляют пару, и эти нейтрино называются майорановскими в противоположность 4-компонентным − дираковским нейтрино.
    Вопрос о том, какие нейтрино существуют в природе − майорановские или дираковские − пока не решен.
    В 1962 году Ледерман в Брукхейвене (США) на ускорителе протонов с Е_р ~ 30 ГэВ открыл существование двух типов нейтрино.
    Проводились поиски альтернативных мод распада

μ → e + ν +      и    μ → e + γ.

    Последнюю реакцию никто не наблюдал, хотя распад не был запрещен известными законами сохранения.
    Поэтому казалось, что, если ν и − одна и та же частица, то аннигиляция ν + на виртуальном уровне возможна и будет идти реакция μ → e + γ. Так как такие распады не наблюдались, то надо было предположить, что ν + в реакции μ → e + ν + различны, т.е.

μ^- → e^- + ν_μ + _e,  μ⁺ → e⁺ + ν_e + _μ.

    Пришлось ввести сохраняющееся лептонное число L, которое для e⁺, _e равно −1 (L_e = −1), а для e^-, ν_e L_e = +1. Для L_μ аналогично. Очевидно, что распад μ → e + γ невозможен, а тогда невозможна и реакция ν_μ + n → е^- + р, а разрешена реакция ν_μ + n → μ^- + р.
    На таком рассуждении и был основан опыт Ледермана.
    На пучке протонов с Е_р ~ 15 ГэВ в Брукхейвене рождались пионы с энергией ~ 3 ГэВ, которые распадались π⁺ → μ⁺ + ν_μ. Броня из железа толщиной 13 м поглощала все заряженные частицы, и пучок ν_μ попадал в искровую камеру, состоящую из 90 алюминиевых пластин толщиной 2.4 см каждая. В установке было 10 тонн р и n, пропущено было 10¹⁴ нейтрино от распада π в паре с μ.
    Если бы ν_μ не отличались от ν_e, то наблюдались бы реакции

ν_μ + n → е^- + р и ν_μ + n → μ^- + р.

т.е.е^- и μ^- наблюдались бы одинаково часто. На опыте наблюдались только μ^-, т.е. первая реакция не шла.
    Сейчас открыт τ-лептон и соответствующее ему ν_τ.
    В табл. 23 приводятся рассматриваемые в настоящее время лептоны.

Таблица 23

Семейство лептонов

	частицы			античастицы
участвуют в слабом взаимодействии	e-L νeL	μ-L νμL	τ-L ντL	e+R eR	μ+R μR	τ+R τR
не участвуют в слабом взаимодействии	e-R νeR	μ-R νμR	τ-R ντR	e+L eL	μ+L μL	τ+L τL

    Особенности взаимодействий лептонов

1. Компоненты R для частиц и L для античастиц не участвуют в слабых взаимодействиях.
2. Соответствующие заряженные частицы и античастицы участвуют в электромагнитных взаимодействиях.
3. Для заряженных лептонов возможны переходы L ↔ R.
4. ν_R и _L при m_ν = 0 никак себя не проявляют.
5. Если масса нейтрино не равна 0, возможны осцилляции нейтрино.

15.6.2 Эксперименты с нейтрино и планирование их практического применения

    В настоящее время используются детекторы нейтрино, содержащие огромные количества вещества.
    Сечение взаимодействия нейтрино σ_ν растет линейно с энергией нейтрино и для процесса
ν + р → h + μ

σ(ν + p) = (0.83 ± 0.11)·10^-38 см²·E_ν (ГэВ),

а для реакции ν + р → е + h

σ(ν + р) = (0.28 ± 0.06)·10^-38 см²· E_ν (ГэВ).

Для процесса ν + n сечение в 2 раза выше, чем для реакции ν + р, т.е.

σ(ν + n)/σ(ν + р) = 2.1±0.3

при E_ν > 1.5 ГэВ.

Процессы, в которых генерируются нейтрино:

π^± → μ^± + ν_μ(_μ)   с E_ν = 0.031 ГэВ;
K^± → μ^± + ν_μ(_μ)  c E_ν = 0.237 ГэВ.

Электронные нейтрино образуются в реакции K → е + π + ν_e.
    Практическое применение нейтрино планируется реализовать в следующих экспериментах:
1) просвечивание Земли пучком ν от ускорителя с Е_р ~ 20 ТэВ и определение плотности Земли в разных участках, поиск полезных ископаемых (проект Глэшоу); 2) регистрация нейтрино от астрофизических объектов для изучения взрывов сверхновых звезд, коллапса черных дыр. Для этих экспериментов нужны детекторы очень большого объема. Предлагается использовать воду озер, морей и океанов (объем v > 10⁷ тонн воды), а также огромные толщи материкового льда в Антарктиде для регистрации черенковского излучения, возникающего от мюонов, сопровождающих потоки нейтрино.
    Первый детектор большого объема был построен в Японии с целью обнаружить распад протона. Сейчас он используется для регистрации нейтрино. Этот детектор получил название Камиоканде и следующая его модификация − Супер Камиоканде. Он представляет собой большой бак, наполненный водой. По стенкам бака располагаются фотоумножители, которые должны зарегистрировать процессы, происходящие при взаимодействии частиц (например, нейтрино) с протонами воды. Чувствительная площадь этого детектора около 1000 м².
    В России сооружен и многие годы работает детектор в эксперименте под горой Чегет на Баксане в Кабардино-Балкарии. В этом эксперименте используются для регистрации нейтрино жидкие сцинтилляторы. Другой эксперимент в России выполняется на озере Байкал. В эксперименте BAIKAL гирлянда фотоумножителей опускается на глубину до 1.5 км.
    Крупным проектом, использующим морскую воду, был проект ДЮМАНД, в котором предполагалось системы фотоумножителей погружать глубоко под воду и с их помощью просматривать значительные объемы морской воды. Этот проект просуществовал недолго. Море вблизи Гавайских островов оказалось неспокойным и гирлянды фотоумножителей были затоплены. В настоящее время аналогичным способом предполагается измерять потоки нейтрино в эксперименте NESTOR вблизи берегов Греции, в котором фотоумножители будут погружаться на глубину более четырех тысяч метров. Еще одним крупнейшим проектом по регистрации нейтрино является проект AMANDA в Антарктиде, в котором вместо воды будет использован материковый лед. Глубина погружения фотоумножителей в толщу льда предполагается равной 2÷2.5 км. Чувствительная площадь этого детектора должна быть ~ 10 тысяч квадратных метров.
    Во всех этих детекторах вода или лед, окружающие детекторы, служат для испускания черенковского излучения при прохождении через них заряженных частиц. Черенковское излучение в дальнейшем должно регистрироваться с помощью фотоумножителей. Регистрация нейтрино осуществляется с помощью электронных методов.
    В электронных методах работают следующие реакции:

ν + n → p + e^-;
+ р → n + e⁺;
ν + e^- → ν + e^-;
+ e^- → + e^-.

Регистрируются заряженные частицы из этих реакций. Детекторы должны иметь разрешающее время 10^-9 с.

15.6.3 Эксперименты для регистрации нейтрино от взрывающихся звезд

    В эксперименте ДЮМАНД планировалось собрать гирлянды ФЭУ с радиусом обзора ~ 50 мегапарс для регистрации нейтрино с энергией E_ν > 10¹⁵ эВ. Объем детектора ~ 1 км³ (~ 10⁹ тонн воды). В таком объеме содержится ~ 10 нуклонов, что позволит регистрировать вспышки сверхновых звезд.
    По-видимому, в 1974 году на Земле (в Чили) была зарегистрирована вспышка сверхновой звезды (в 6 счетчиках возникло 24 импульса). Реакция могла быть + р → n + e⁺.

Оценим, на каком расстоянии от Земли произошла такая вспышка. Если при вспышке выделилась энергия Е = 10⁵³ эрг, то при средней энергии нейтрино ε_ν ~ 30 МэВ поток нейтрино J_ν = 2·10⁵⁷. Поток нейтрино, пришедших на Землю, J^'_ν = J_ν/4πR², где R − расстояние от Земли до звезды. Число зарегистрированных на Земле нейтрино N_рег = J'_ν·σ_ν·N₀, где N₀ − число ядер в мишени (на пути нейтрино в Земле) ~ 10³⁰, поперечное сечение взаимодействия нейтрино с ядром мишени
σ_ν ~ 10^-40 см . Число зарегистрированных нейтрино N_рег ~ 10. Вспышка длится 10^-4÷10^-2 с. Тогда расстояние до вспыхнувшей звезды

Таким образом, зарегистрированная вспышка возникла на расстоянии ~ 5 кпс. Заметим, что от Солнца до центра Галактики ~ 10 кпс.
    В звездах непрерывно идут процессы, приводящие к образованию нейтрино. Поток нейтрино от звезд очень велик, поэтому процессы, происходящие в звездах, в принципе, могут быть зафиксированы.

15.6.4 Томография Земли

    Практическое применение нейтрино предполагается реализовать в экспериментах по томографии Земли.
    На рис. 105 и 106 изображены схемы проектов по томографии Земли, предложенных Нобелевскими лауреатами А. Де Рухула (ЦЕРН), С.Л. Глэшоу (Гарвардский университет), Р.Р. Вильсоном (Колумбийский университет), Г. Шарпаком (ЦЕРН), в которых планируется исследование залежей нефти, поиск тяжелых металлов, определение плотности Земли с помощью пучков нейтрино от ускорителей.
    Пучок нейтрино от ускорителей, расположенных на поверхности Земли, направляется через толщу Земли. В проекте GENIUS регистрация эффекта от пучка нейтрино реализуется путем регистрации звуков, вызываемых мюонами, идущими в равновесии с нейтринным пучком. В экспериментах GEMINI и GEOSCAN регистрируются мюоны на выходе пучков частиц. В проекте GEOTRON ускоритель располагается под поверхностью воды и распадная труба направляется в толщу Земли.

Рис. 105: Схемы проектов GENIUS, GEMINI, GEOSCAN.

Рис. 106: Схема проекта GEOTRON.

    Потоки мюонов, проходящие сквозь Землю, будут испытывать различные потери энергии, которые будут зависеть от свойств земных пород, встречающихся на их пути. Таким образом, по поглощению мюонов может быть определена плотность этих пород и залежи полезных ископаемых: нефти, газа и твердых пород различного состава (рис. 107).

Рис. 107: Предполагаемое строение Земли, которое может быть обнаружено при просвечивании разных участков пучками нейтрино.

    Во всех этих проектах предполагается использовать пучки протонов с энергией Е_р = 10 ТэВ. Они направляются на неподвижную мишень, в которой протекает реакция

р + А → π^±K^±.

Родившиеся заряженные пионы и каоны с помощью магнитов направляются в полую трубу, в которой происходит их распад по следующим каналам:

π+ → μ⁺ + ν_μ,    К+ → μ⁺ + ν_μ.

Распадная труба ориентирована в глубь Земли и образовавшиеся в результате распада нейтрино могут просвечивать Землю по разным направлениям. Нейтрино, проходя сквозь Землю, образуют поток мюонов, который и регистрируется по выходе из Земли (GEMINI и GEOSCAN). В проекте GENIUS с помощью микрофонов регистрируется звук, распространяющийся в грунте от заряженных мюонов, идущих в равновесии с потоком нейтрино.

Литература

1. Окунь Л.Б. Лептоны и кварки. -М.: Наука, 1981.
2. Новиков И.Д. Эволюция Вселенной. -М.: Наука, 1983.
3. Новиков И.Д. Как взорвалась Вселенная. -М.: Наука, 1988.
4. Латыпов Н.Н., Бейлин В.А., Верешков Г.М. Вакуум, элементарные частицы и Вселенная. -М.: Изд-во Моск. ун-та, 2001.