Neutrina mają masę
|
|
Obserwatorium Neutrinowe Sudbury
|
Neutrina należą do najbardziej nieuchwytnych cząstek elementarnych. Choć ich istnienie przewidziane zostało już na początku lat trzydziestych, jego doświadczalne potwierdzenie nastąpiło dopiero po upływie ponad ćwierć wieku. Przyczyną takiego stanu rzeczy był fakt, że neutrina niezwykle słabo oddziałują z materią: tylko jedna z miliarda tych cząstek, przelatując przez Ziemię, wejdzie w reakcję z jakimkolwiek z napotkanych po drodze atomów.
Neutrina występują w trzech odmianach znanych jako neutrino elektronowe, neutrino mionowe i neutrino taonowe. Nazwy te pochodzą od nazw cząstek produkowanych w reakcjach z udziałem neutrin, na przykład przy zderzeniu neutrina elektronowego z protonem (jądrem atomu wodoru) powstaje elektron. Jeśli taka reakcja zachodzi z protonem zawartym w zbiorniku wodnym to powstałe cząstki poruszają się szybciej niż prędkość światła w wodzie i powstaje promieniowanie Czerenkowa, które może być rejestrowane w detektorach. Jest to sposób obserwacji neutrin, widoczne są więc one jedynie pośrednio poprzez produkty reakcji, w których biorą udział.
Sugeruje to metodę eksperymentalnego badania neutrin: należy wziąć wystarczająco duży basen wypełniony wodą, umieścić go w głębokiej kopalni w celu osłonięcia przed elektronami i mionami pochodzącymi z promieniowania kosmicznego, opleść siatką detektorów i czekać cierpliwie. Takie detektory wyłapują tylko neutrina elektronowe.
Na tej zasadzie zbudowany jest największy istniejący detektor neutrin, Super-Kamiokande w miejscowości Mozumi, 200 km na północny zachód od Tokio, którego sercem jest otoczony detektorami zbiornik zawierający 50 tysięcy ton niezwykle czystej wody umieszczony w starej kopalni cynku około 1000 m pod powierzchnią Ziemi. Detektor ten zbudował Masatoshi Koshiba za co otrzymał nagrodę Nobla w 2002 roku
Inny detektor znajduje się w jednej z kanadyjskich kopalń w pobliżu Sudbury. Ma on kształt kuli o średnicy 12 metrów, w którym znajduje się 1000 ton ciężkiej wody. Pojemnik otacza ażurowa sfera o średnicy 18 m, na której zamontowano 10 tysięcy powielaczy fotoelektronowych. Rejestrują one błyski światła powstające podczas oddziaływania neutrin z ciężką wodą.
|
|
Wnętrze detektora Super-Kamiokande
|
Choć pojedyncze neutrino może ważyć niewiele, tak dużo jest tych cząstek w każdym centymetrze sześciennym Wszechświata, że łącznie wszystkie neutrina stanowią znaczny ułamek masy Wszechświata i mogą być częścią ciemnej materii. A wartość całkowitej masy Wszechświata decyduje, czy będzie się on dalej bez przerwy rozszerzać, czy też w pewnym momencie zacznie się kurczyć.
Jeśli neutrina mają masę, to mogą one regularnie przechodzić (oscylować) pomiędzy różnymi stanami, czyli samorzutnie z neutrina elektronowego zamieniać się na mionowe i taonowe i odwrotnie.
Dopiero jednak w czerwcu 2001 doniesiono, że w detektorze Super-Kamiokande oscylacje neutrin zostały zaobserwowane bezpośrednio (choć podobne wyniki, oparte na znacznie mniejszej liczbie obserwowanych przypadków, podane zostały już w 1994 roku).
Później naukowcy z Lawrence Livermore Laboratory (USA) podczas eksperymentu MINOS zaobserwowali, w jaki sposób neutrina oscylują przenikając przez ponad 700-kilometrową warstwę skorupy ziemskiej pomiędzy laboratorium Fermilab, a miejscowością Soudan w Minnesocie. Podczas tego eksperymentu wiązkę neutrin badano za pomocą dwóch detektorów - w Fermilab i starej kopalni żelaza w Soudan. Pierwszy zapisuje skład wiązki neutronów opuszczającej Fermilab, a drugi w Soudan, kilkaset metrów pod powierzchnią Ziemi analizuje tę samą wiązkę, co pozwala śledzić oscylacje czyli przekształcanie się neutrin zwanych neutrinami mionowymi w neutrina elektronowe lub neutrina tau. Do emitowania neutrin posłużył potężny akcelerator, który ostrzeliwał miliardami protonów grafitową tarczę. W wyniku zderzenia powstawały cząstki zwane kaonami i pionami, które były ogniskowane przez specjalne "soczewki" i ulegały rozpadowi, wytwarzając neutrina mionowe. Te zaś trafiały do detektora w Fermilab, a następnie pokonując bez trudu setki kilometrów gruntu i skał do Soudan. Gdyby neutrina, jak sądziło wielu naukowców nie miały masy, nie ulegałyby zmianom, podróżując między dwoma detektorami. Jednak zamiast spodziewanych 177 neutrin mionowych zarejestrowano ich tylko 92, a reszta przekształciła się w inne rodzaje, a to świadczy, że mają masę.
Obecnie szacuje się, że masa neutrin mieści się w zakresie od 0,7x10-37kg do 5,3x10-37kg, czyli jest ponad milion razy mniejszą od masy elektronu.
Detektory neutrin o dużej energii
|
|
Fragmenty teleskopu neutrin AMANDA znajdującego się na Biegunie Południowym w lodach Antarktydy
|
Detektory znajdują się w pobliżu dna morskiego lub głęboko pod powierzchnią, ponieważ promienie kosmiczne stale bombardują Ziemię i jej atmosferę, a te działania wytwarzają również wielkie ilości mionów? Woda lub lód oddziela miony od obecnych w atmosferze promieni kosmicznych, które mogą zaburzać badania.
Strumień tych neutrin jest bardzo mały i symulacje komputerowe wykazują, że dopiero detektor o objętości rzędu jednego kilometra sześciennego dostarczy w ciągu kilku lat dostatecznej ilości danych. Aby zbudować takie detektory, trzeba sięgnąć po naturalne zbiorniki czystej wody czy lodu i umieścić w nich fotopowielacze do rejestracji mionów. Pierwszy, choć mały, detektor tego rodzaju (od 1998 r. wyposażony w 200 fotopowielaczy) zbudowany został w jeziorze Bajkał na Syberii. Detektor eksperymentu AMANDA (Antarctic Moun and Neutrino Detector Array) z kolei działa w czystym lodzie na biegunie południowym. Od 2000 r. wyposażony jest w 667 fotopowielaczy. Fotopowielacze zamontowane są w kilkudziesięciometrowych odległościach na linach o długości 500 m, a każda lina
|
|
Detektory teleskopu Antares.
|
W trakcie przygotowań są dwa eksperymenty wodne w Morzu Śródziemnym: ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch) na głębokości ponad 2000 m w pobliżu Marsylii we Francji i NESTOR na głębokości 4000 m w pobliżu Pylos w Grecji. Niestety nie jest to łatwe. W eksperymencie AMANDA następuje utrata światła na skutek rozpraszania na miniaturowych bąbelkach powietrza w lodzie, a w głębinowych eksperymentach wodnych przeszkadza radioaktywny potas w słonej wodzie morskiej i bioluminescencja spowodowana przez bakterie, świecące ryby czy też krewetkach.
Teleskop ANTARES będzie zbudowany z dziesięciu 480-metrowych strun. Każda struna składa się z dwóch mocnych lin stalowych, oddalonych od siebie o 2,3 metra. Pomiędzy linami znajduje się ponad 30 skierowanych w dół fotopowielaczy wykrywających światło. Ponieważ struny są zawieszone w morzu, pozycja każdego detektora światła jest stale sprawdzana. Mierniki nachylenia i kompasy mierzą kąty i położenie na strunie. Osobny, choć współdziałający system wykorzystuje mierniki odległości, zamocowane na strunach, przesyłające sygnały akustyczne do przekaźników na dnie morskim. Detektory i związana z nimi elektronika znajdują się w odpornych na ciśnienie szklanych kulach. Dane będą przesyłane na ląd 40-kilometrowym kablem do stacji-bazy na południowym wybrzeżu Francji.
| Następna » |