Нейтрино в исследовании Вселенной

• Введение
• Нейтрино как инструмент в исследовании Вселенной
• Реликтовые нейтрино
• Солнечные нейтрино
• Нейтрино высоких энергий
• Геонейтрино

Введение

    На сегодняшний день в мире ядерной физики известно множество частиц, свойства которых тщательно изучаются в различного рода экспериментах. Настоящий доклад посвящён обзору современных исследований в области физики нейтрино.
    В переводе с итальянского языка «нейтрино» значит «маленький нейтрон». Это название было присвоено итальянским учёным Энрико Ферми (1901-1954), хотя первым предположил существование нейтрино не менее известный физик-теоретик Вольфганг Паули (1900-1958). В связи с тем, что при бета-распаде спектр электронов непрерывный, для спасения законов сохранения энергии и импульса, Паули предположил, что в процессе должна была участвовать четвёртая частица - массой существенно меньшей, чем у протона, и не имеющей электрического заряда. Экспериментальное подтверждение было дано лишь в 1953 году, когда в США было зарегистрировано нейтрино.
    С тех пор был сделан огромный качественный скачок в понимании нейтринной физики. Сперва учёные пришли к выводу о существовании антинейтрино, как отдельной частицы. Затем было введено понятие лептонного заряда, и обнаружено присутствие во Вселенной нейтрино и антинейтрино трёх ароматов: электронного, мюонного и таонного. В настоящий момент ведутся дискуссии на тему существования нейтринных осцилляций — нейтрино разных ароматов могут переходить друг в друга. Также остаётся открытым вопрос о массе нейтрино. Согласно Стандартной Модели нейтрино различных ароматов имеют разные массы, меньшая из которых (масса электронного нейтрино) может быть равна нулю, однако две другие частицы обязательно должны быть массивными (существуют теоретические ограничения на разности масс между частицами разных ароматов). Однако, пока массы нейтрино не измерены.
    Говоря вкратце о различных свойствах нейтрино, в частности, квантовомеханических, необходимо выделить следующие:

• спин нейтрино (антинейтрино)1/2, спин нейтрино направлен против направления импульса  (левая спиральность), тогда как спин антинейтрино - по направлению импульса (правая спиральность);
• время жизни нейтрино >10¹⁰ с, вероятно, бесконечно;
• электрический заряд нейтрино <10^-17 е, вероятно, равен нулю;
• магнитный момент нейтрино <10^-13 магнитного момента электрона;
• как и все лептоны, не участвует в сильном взаимодействии, вероятно, не принимает также участия в электромагнитном и гравитационном взаимодействиях, участвует в слабом взаимодействии.

Нейтрино как инструмент в исследовании Вселенной

    Благодаря своим свойствам, нейтрино имеет крайне малое сечение взаимодействия с веществом (в диапазоне 10^–21–10^–18 барн), что выделяет его на фоне других частиц, привычно использующихся в исследовании окружающего мира: электронов, протонов, фотонов. Действительно, заряженные частицы по пути от источника до детектирующего устройства могут изменить траекторию в магнитных полях, таким образом, снабжая нас искажённой информацией о расположении этого источника. Гамма-излучение легко поглощается любым веществом, встречающимся на его пути, к тому же имеют место различные эффекты, из-за которых нельзя однозначно утверждать, что видимый нами объект находится именно там, где мы полагаем. Нейтрино же проходят сквозь любое вещество, практически «не замечая» его, то есть не меняя своих свойств.
    Но низкая вероятность взаимодействия имеет, очевидно, и обратную сторону, поскольку любой процесс экспериментальной регистрации подразумевает взаимодействие частицы с детектором. Нейтрино крайне сложно «поймать». Но всё же существуют различные методы по их детектированию, о которых и будет рассказано ниже.
    Конкретный метод и детекторы, используемые для регистрации частиц, зависят, в первую очередь, от ожидаемой энергии исследуемых частиц. В связи с этим ниже представлено разделение нейтрино на несколько классов по энергиям и типу. В настоящем докладе будут рассмотрены реликтовые нейтрино, солнечные нейтрино и высокоэнергетичные нейтрино от космических лучей и вспышек сверхновых, с указанием их источников и детекторов, участвующих в регистрации. Поскольку данный доклад посвящён изучению Вселенной, будут опущены описания установок по изучению атмосферных, реакторных, а также ускорительных нейтрино. Несколько слов будет сказано, помимо прочего, о геонейтрино.

Реликтовые нейтрино

    Реликтовые или космологические нейтрино — это нейтрино, обладающие среди прочих самой низкой энергией и заполняющие всё пространство Вселенной. Согласно Стандартной модели, первые свободные нейтрино появились в момент времени 1-3 с после Большого Взрыва. До этого момента Вселенная была настолько плотной, что даже частицы с невероятной проникающей способностью не могли проходить сквозь материю. Поскольку Вселенная, согласно современным представлениям, расширяется, реликтовые нейтрино испытывают эффект красного смещения – их частота уменьшается в связи с постоянным расширением пространства. На сегодняшний день они «остыли» до температуры порядка 2-3 К, что соответствует средней энергии нейтринного газа (2-3)∙10^-4 эВ (энергия уменьшилась в 10⁷ раз). Хотя среднем в 1 см³ содержится по оценкам порядка 300 нейтрино различных ароматов, на настоящий момент ни одного реликтового нейтрино зарегистрировано не было. Это крайне важный шаг, который позволит гораздо глубже изучить механизмы рождения и развития Вселенной.
    Современное положение дел с экспериментальным подтверждением реликтовых нейтрино не внушает оптимизма – пока что нет ни одной установки, предназначенной для этих целей, и, по всей видимости, они не появятся в ближайшее время. Проблема заключается в том, что все эксперименты по регистрации нейтрино имеют некоторый нижний порог по энергии детектируемых частиц в зависимости от реакции, которая выявляет искомые частицы. Типичные реакции по изучению нейтрино имеют пороги во много раз превышающие энергию реликтовых нейтрино.
    Тем не менее, в Массачусетском технологическом институте развернута исследовательская программа, посвящённая регистрации первичных нейтрино. Учёные предложили изучать реакции бета-распада ядер трития – тяжёлого радиоактивного изотопа водорода, обладающего по сравнению с последним избыточным нейтроном. Ядро трития самопроизвольно распадается на ядро ³He, электрон и электронное антинейтрино (Т_1/2=12.32 года):

³H → ³He + e^- + _е.

    Аналогично нейтрино может столкнуться с ядром трития и заставить его превратиться в электрон и легкий изотоп гелия. А поскольку ядра трития сами по себе нестабильны, для запуска этой реакции пригодны нейтрино любых сколь угодно малых энергий, в том числе и реликтовые, рассеянные по космическому пространству.
    При спонтанном распаде ядра трития антинейтрино уносит часть его исходной энергии, суммарная кинетическая энергия обеих заряженных конечных частиц, то есть электрона и ядра ³He, оказывается чуть меньшей, нежели при распаде ядра после захвата нейтрино. Если сравнить энергетические спектры конечных продуктов бета-распада ядер трития, среди них можно выделить именно те, что обусловлены захватом реликтовых нейтрино. Однако, для анализа спектров распада необходимы приборы, обладающие разрешением порядка массы покоя нейтрино. Создание такой аппаратуры – исключительно сложная задача ввиду крайне малой предположительной массы покоя нейтрино.
    Помимо прочего, регистрация нейтрино важна для объяснения феномена скрытой массы в космологии, так как, несмотря на значения масс, концентрация нейтрино во Вселенной достаточно высока для того, чтобы существенно влиять на среднюю плотность.

Солнечные нейтрино

    Переходя к средним энергиям нейтрино, мы сталкиваемся в первую очередь с достаточно важным объектом изучения с практической точки зрения – Солнцем. Дело в том, что, несмотря на то, что эта ближайшая к нашей планете звезда кажется хорошо изученной, наука не имела прямых экспериментальных доказательств протекания внутри неё термоядерных реакций до регистрации солнечных нейтрино. Это связано с тем, что частицы, рождаемые в недрах Солнца, или активно поглощаются веществом звезды, не долетая до нас, или испытывают множественное рассеяние, теряя интересующую нас информацию (например, по оценкам, γ-квант доходит из центра Солнца до его периферии за 10 миллионов лет!). Нейтрино так же рождаются в различных реакциях в центре Солнца, но, имея малое сечение взаимодействия, доносят информацию в неискажённом виде. Именно изучение солнечных нейтрино может дать человечеству возможность прогнозирования поведения Солнца, понимание его внутренних процессов, а также подтверждение или опровержение теоретических схем развития звёзд.
    Рассматривая солнечные нейтрино, мы имеем дело с диапазоном энергий от сотен кэВ до десятков МэВ.
    Они образуются в реакциях:

р + р → ² H + е⁺ + ν _e (pp-нейтрино),
⁷Ве + е^¯ → ⁷Li + ν _e (бериллиевые нейтрино),
⁸В → ⁸В* + е⁺ + ν _e (борные нейтрино),
р + е^- + р → ² H + ν _e (pep-нейтрино),
³He + p  ⁴He + e⁺ + ν _e (hep- нейтрино).

Рис. 1. Спектры солнечных нейтрино, полученных в результате расчетов по Стандартной Солнечной Модели. Показаны также диапазоны регистрации нейтрино в различных установках.

    Первый тип экспериментов по обнаружению солнечных нейтрино был начат Раймондом Дэвисом в 1967 году в золотой шахте в Homestake (Южная Дакота, США). Стоит отметить, что за успехи в области нейтринной физики Дэвис был удостоен Нобелевской Премии в 2002 году.
    В основе работы этого нейтринного детектора лежит хлор-аргонный метод: детектор представляет из себя бак, расположенный на глубине 1400 м, ёмкостью 378 м³, заполненный перхлорэтиленом. ³⁷Cl, входящий в его состав, при взаимодействии с нейтрино превращается в радиоактивный ³⁷Ar (T_1/2 = 5 дней):

³⁷Cl + ν _e → ³⁷Ar + e^-.

    Нижний порог этой реакции равен 0.814 МэВ, т. е. эксперимент «заточен» под регистрацию борных нейтрино. Минусом метода является то, что продукты основной реакции не фиксируются, а факт взаимодействия определяется путем сложных химических методов, требующих большого количества времени и не дающих информации о направлении движения первоначального нейтрино.
    Чтобы подчеркнуть сложность регистрации нейтрино можно отметить, что за 30 лет работы детектора Homestake было зарегистрировано 2200 солнечных нейтрино. Однако, даже при таких трудностях в детектировании частиц, учёные обнаружили тот факт, что потоки регистрируемых нейтрино оказались примерно втрое меньше ожидаемых. Впоследствии этот факт получил объяснение в теории нейтринных осцилляций.
    Ещё один радиохимический метод детектирования нейтрино основан на использовании вместо хлора — ⁷¹Ga. Он был разработан исходя из того, что порог реакции взаимодействия галлия с нейтрино существенно ниже, чем для хлора, что позволило промерять солнечные нейтрино более низких энергий, чем было возможно до этого (порог реакции 0.283 МэВ). Как видно из рис.1, это позволило промерить, в частности, pp-диапазон солнечных нейтрино. Эксперименты, работающие по этому принципу: GALLEX (позднее GNO), SAGE, Баксан. Везде были получены расхождения между теоретически предсказанными и наблюдаемыми потоками нейтрино.
    Проверить и уточнить результаты вышеуказанных работ решила японская группа учёных, создавшая проект Kamiokande-II (1986-1995) в шахте Камиока на глубине 1000 м. Их эксперимент принципиально отличается от предыдущих тем, что основным процессом является рассеяние солнечных нейтрино на электронах обычной воды. В результате столкновения нейтрино с каким-либо атомом, входящим в состав воды, ядро атома отскакивало, а из атомной оболочки вылетал электрон, создавая в воде черенковское излучение свечение темно-голубого цвета.

e^- + ν_e → e^-' + ν_e.

    Данный эксперимент является прямым, т. е. фиксируется непосредственно выбивание электрона. 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. Но подобно экспериментам Homеstake, Kamiokande-II обнаруживал только очень редкие высокоэнергетичные нейтрино. Помимо прочего, этот проект позволял различать мюонные и электронные нейтрино. За тысячу дней наблюдений ученые обнаружили только 1/2 от ожидаемого потока таких нейтрино.
Граничная энергия регистрируемых нейтрино = 7.5 MeV (граничная энергия определяется тем, что выбитый из атома электрон должен лететь со скоростью, большей скорости света в воде для того, чтобы излучать черенковский свет).
    Затем проект Kamiokande-II был переоборудован в новый, более совершенный проект SuperKamiokande (1996-2001) с порогом сниженным до 5.5 МэВ. Его детектор - огромный резервуар (40×40 м) из нержавеющей стали, заполненный 50 000 т чистой воды, которая служит мишенью для нейтрино. На поверхности резервуара размещены 11 146 фотоумножителей (ФЭУ). Внутренний детектор, используемый для физических исследований, окружен слоем обычной воды, который называется внешним детектором и также контролируется фотоумножителями, чтобы не допустить в основной детектор каких-либо нейтрино, произведенных в окружающей детектор породе. В дополнение к световым коллекторам и воде в детекторе или вблизи него установлено огромное количество электроники, компьютеров, калибровочных устройств и оборудования для очистки воды.
    В 1998 году участники эксперимента SuperKamiokande заявили о регистрации явлений, похожих на нейтринные осцилляции. В ходе эксперимента исследовалось число мюонных нейтрино, рожденных в верхних слоях земной атмосферы, при столкновении протонов космических лучей с ядрами атомов воздуха, приходящих в детектор с разных расстояний. Оказалось, что меньшее число мюонных нейтрино приходило с тех направлений, где нейтрино преодолевали большее расстояние. Эти результаты дали основания полагать, что количество нейтрино данного класса зависит от пройденного ими пути, что может быть следствием трансформации нейтрино из одного вида в другой.
    Наконец, ответы на вопросы по недостатку регистрируемых нейтрино дал Канадский проект SNO (в настоящий момент переоборудуется в SNO+).
    Сам детектор представляет собой 1000 тонн чистейшей тяжёлой воды (D₂O), которая содержится в баке диаметром 12 метров, сделанном из акрила. В свою очередь, этот бак находится в полости диаметром 22 метра и длиной 34 метра, заполненной сверхчистой обычной водой. Вокруг акрилового бака на 17-ти метровой сфере расположены 9456 фотоумножителя. Вся установка находится в бывшей шахте по добыче никеля на глубине 2 километра, недалеко от города Садбери (Sudbery, Canada).
    Для регистрации нейтрино использовались три реакции.
    Реакция с заряженными токами

ν_e + d → p + p + e^-.    (1)

Эта реакция позволяет регистрировать только электронные нейтрино
    Рассеяние нейтрино на электронах.

ν_i + e^- → ν_i + e^-,    (2)

где i = e, μ, τ. Рассеяние происходит на всех типах нейтрино, однако рассеяние мюонных и таонных нейтрино в 6 раз менее вероятно.
    Реакции с нейтральными токами.

ν_i + d → n + p + ν_i.    (3)

 Нейтрино расщепляет дейтрон на протон и нейтрон, реакция равновероятна для всех трёх ароматов.
    В результате, измеренные с помощью этих трех реакции потоки нейтрино соотносились следующим образом:

F(1) < F(2) < F(3).

Причем F(3) хорошо коррелирует с оценками Стандартной Сонечной Модели, что красноречиво говорит о том, что электронные нейтрино по пути к Земле частично переходят в мюонные и таонные нейтрино, меняя лептонный заряд. Этот факт подтверждает нейтринные осцилляции, которые в свою очередь говорят о верности предположения о наличии у нейтрино массы.

Нейтрино высоких энергий

    Нейтрино называют высокоэнергетичным при E_ν >10 ГэВ. Возможными локализованными источниками астрофизических нейтрино могут являться:

• оболочки сверхновых (галактические нейтрино, образованные газопылевым облаком при взрыве звезды и превращении её в сверхновую; наиболее яркие из них могут иметь энергию до десятков ТэВ);
• активные ядра галактик (спиральная галактика с чёрной дырой в центре, представляют малый интерес за счёт малых интенсивностей потоков);
• двойные звёзды (системы из двух звёзд, вращающихся вокруг общего центра масс, особый интерес представляют системы, в которых одна из звёзд является нейтронной звездой или чёрной дырой; сигнал от двойных звёзд получается периодическим);

    Также существуют нелокализованные источники, такие как:

• ГЗК (нейтрино, образованные за счёт механизма Грейзена, Зацепина и Кузьмина, суть которого заключается во взаимодействии релятивистских заряженных частиц с реликтовым излучением);
• Z-вспышки (нейтрино высоких энергий взаимодействуют с реликтовым нейтринным газом, образуя Z-бозоны, которые в свою очередь провоцируют адронные струи, которые становятся источником вторичных нейтрино; энергии таких нейтрино ниже остальных, их регистрируют акустическим методом);
• распад тёмной материи (теоретически такие нейтрино образуются при аннигиляции реликтовых тяжёлых частиц, образующих тёмную материю – WIMP, частицы Калуцы-Клейна; этот пункт под вопросом, поскольку существование подобных частиц ничем не подтверждено).

Рис. 2.Схема установки по регистрации нейтрино высоких и сверх высоких энергий на примере детектора ANTARES.

Геонейтрино

    Таким образом, оказались разобраны все возможные «сторонние» источники возникновения нейтрино во Вселенной, но есть ещё один пункт, который следует рассмотреть в рамках настоящей работы. Этот пункт посвящён геонейтрино — частицам, рождающимся в недрах Земли.
    Геонейтрино - это антинейтрино, образующиеся в бета-распадах элементов из цепочек радиоактивных распадов урана и тория, а также калия-40 и рубидия-87, присутствующих в коре и мантии Земли. Предполагается, что распады радиоактивных элементов вносят значительный, хотя и до сих пор точно не известный, вклад в нагрев недр нашей планеты. Выделяющееся тепло вызывает конвективные потоки в жидкой земной мантии, влияющие на вулканическую активность и на движение тектонических плит, и, как следствие, на сейсмическую активность земной коры. Магнитное поле Земли, объясняемое так называемым механизмом геодинамо, также обусловлено тепловыделением в недрах. Механизм генерации тепла в недрах Земли является фундаментальной проблемой геологии.
    О первом экспериментальном указании на присутствие геонейтринного сигнала впервые было заявлено в 2004 году японско-американской коллаборацией на основании данных, полученных на детекторе KamLAND, расположенном в шахте Камиока в Японии. Из-за большого числа ядерных станций вблизи детектора, излучающих при работе антинейтрино, изучение геонейтрино в лаборатории Камиока затруднено. Гран Сассо является более удачным местом для регистрации геонейтрино, так как лаборатория расположена в центре Италии, достаточно далеко от европейских атомных реакторов, которых в самой Италии нет. Помимо этого, уровень очистки жидкого сцинтиллятора, достигнутый в установке BOREXINO, превышает аналогичные показатели любого другого детектора. Как следствие, уровень фона для измерения геонейтринного сигнала в BOREXINO оказался в 100 раз меньше.
    Регистрация геонейтрино в BOREXINO подтвердила гипотезу о том, что радиоактивность вносит значительный, если не определяющий, вклад в разогрев Земли. Возможны другие источники разогрева, такие как процесс гравитационной дифференциации земного вещества по плотности и приливное взаимодействие Земли и Луны. Как альтернатива рассматривался мощный ядерный геореактор в центре Земли, но такая возможность практически исключена данными, полученными на BOREXINO, поскольку мощный реактор в центре Земли давал бы заметный вклад в общий сигнал детектора. Для более детального исследования геонейтрино необходимо промерить их потоки в разных точках планеты. На сегодняшний день, детекторы, чувствительные к нейтрино такого типа — KamLAND (Япония), BOREXINO (Италия) и SNO (Канада), поэтому в ближайшее время, вероятно, буду получены новые результаты в этой области.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Ядерная физика в Интернете http://nuclphys.sinp.msu.ru/
2. Еженедельник ОИЯИ "Дубна"  № 12-13 (2010)
3. Материалы сайта http://galspace.spb.ru/
4. Электромагнитные свойства массивных нейтрино, А. И. Тернов, Соросовский образовательный журнал, 2000 http://nuclphys.sinp.msu.ru/mirrors/2000_10.pdf
5. Материалы официального сайта проекта СНО http://www.sno.phy.queensu.ca/
6. Материалы свободной энциклопедии Википедия http://wikipedia.ru/

декабрь 2010 г.