Zagadka neutrin slonecznych, books, PDF
[ Pobierz całość w formacie PDF ]Zagadka
neutrin
Fizycy z Sudbury Neutrino Observatory
udowodnili, ˝e obserwowany wczeÊniej
deficyt neutrin s∏onecznych nie by∏ wynikiem
nieprawid∏owoÊci w pomiarach ani te˝
niezrozumienia zjawisk zachodzàcych w S∏oƒcu,
lecz nowo odkrytej w∏aÊciwoÊci samych neutrin
Arthur B. McDonald, Joshua R. Klein i David L. Wark
22
ÂWIAT NAUKI
MAJ 2003
s∏onecznych
rozwiàzana
Badanie zjawisk zachodzàcych w S∏oƒcu za pomocà umieszczonego dwa kilometry pod
ziemià detektora wielkoÊci dziesi´ciopi´trowego budynku mo˝e si´ wydaç nieco dziwne.
Jednak w∏aÊnie dopiero w ten sposób uda∏o si´ rozszyfrowaç
zagadk´ dr´czàcà fizyków od dobrych kilkudziesi´ciu lat. Ju˝
bowiem w 1920 roku angielski fizyk Arthur Eddington po-
stawi∏ hipotez´, ˝e êród∏em energii s∏onecznej sà zachodzàce
w naszej gwieêdzie procesy syntezy termojàdrowej. Kiedy
jednak w latach szeÊçdziesiàtych zacz´to prowadziç ekspe-
rymenty polegajàce na badaniu trudno uchwytnych czàstek,
neutrin, b´dàcych charakterystycznym produktem ubocznym
tych reakcji, to okaza∏o si´, ˝e obserwuje si´ jedynie u∏amek
ich przewidywanej liczby. I tak by∏o a˝ do ubieg∏ego roku,
kiedy wyniki uzyskane w Sudbury Neutrino Observatory
(SNO) w Ontario pozwoli∏y wreszcie rozwiàzaç t´ ∏amig∏ów-
k´ i w pe∏ni potwierdziç sugesti´ Eddingtona.
SNO, podobnie jak inne podziemne laboratoria badajàce
S∏oƒce, zosta∏o zaprojektowane przede wszystkim do obserwa-
cji neutrin powstajàcych w ogromnych iloÊciach w samym
wn´trzu naszej gwiazdy. W odró˝nieniu jednak od ekspery-
mentów prowadzonych w minionych 30 latach SNO bada od-
dzia∏ywania neutrin s∏onecznych w ci´˝kiej wodzie. Jak wia-
domo, ka˝da czàsteczka tej cieczy zawiera dwa atomy deuteru,
a ka˝de jàdro deuteru w porównaniu z jàdrem wodoru ma
dodatkowy neutron. W∏aÊnie te dodatkowe neutrony pozwala-
jà obserwowaç neutrina s∏oneczne w nowy sposób, a miano-
wicie poprzez jednoczesne badanie wszystkich trzech ich ro-
dzajów, inaczej mówiàc „zapachów”. Korzystajàc z tej mo˝li-
woÊci, fizycy SNO udowodnili, ˝e obserwowany wczeÊniej de-
ficyt neutrin s∏onecznych nie by∏ wynikiem nieprawid∏owo-
Êci w pomiarach ani te˝ niezrozumienia zjawisk zachodzàcych
w S∏oƒcu, lecz nowo odkrytej w∏aÊciwoÊci samych neutrin.
Paradoksalnie potwierdzenie s∏usznoÊci naszej najnowszej
teorii S∏oƒca prowadzi do pierwszego wy∏omu w Modelu
Standardowym fizyki czàstek, czyli w najlepszej obecnie teo-
rii opisujàcej zachowanie tych najmniejszych cegie∏ek mate-
rii. Wyglàda na to, ˝e lepiej rozumiemy zjawiska zachodzàce
w S∏oƒcu ni˝ funkcjonowanie mikroÊwiata.
Problem z deficytem
PIERWSZY EKSPERYMENT
dotyczàcy neutrin s∏onecznych, prze-
prowadzony w po∏owie lat szeÊçdziesiàtych przez Raymon-
da Davisa, Jr., z University of Pennsylvania i jego wspó∏pra-
cowników, mia∏ byç triumfalnym potwierdzeniem teorii, ˝e
êród∏em energii s∏onecznej jest synteza termojàdrowa i za-
poczàtkowaç nowà dziedzin´ badaƒ, w której neutrina b´dà
dostarczaç informacji o S∏oƒcu. Uk∏ad doÊwiadczalny Davi-
sa mieÊci∏ si´ w kopalni z∏ota „Homestake” w pobli˝u miejsco-
woÊci Lead w Dakocie Po∏udniowej, a do wykrywania neu-
trin pos∏u˝ono si´ w nim technikà radiochemicznà. Detektor
zawiera∏ 615 ton ciek∏ego tetrachloroetylenu (Êrodka stosowa-
nego w pralniach chemicznych); atomy chloru tej cieczy w
wyniku oddzia∏ywaƒ z neutrinami przechodzi∏y w atomy ar-
gonu. Z obliczeƒ wynika∏o, ˝e powinien powstawaç jeden
atom argonu na dob´, tymczasem Davis obserwowa∏ jeden
atom na dwie i pó∏ doby. (W 2002 roku Davis wspólnie z Ma-
satoshim Koshibà z Uniwersytetu Tokijskiego otrzyma∏ Na-
grod´ Nobla za pionierskie prace z fizyki neutrin.) Wszystkie
kolejne eksperymenty, które prowadzono przez 30 lat, wyko-
rzystujàc ró˝ne techniki doÊwiadczalne, przynosi∏y podobne
rezultaty. Docierajàcych ze S∏oƒca neutrin by∏o zawsze znacz-
nie mniej, ni˝ wynika∏o z przewidywaƒ. W zale˝noÊci od ener-
gii obserwowanych neutrin – od jednej trzeciej do trzech pià-
tych oczekiwanej liczby. Nie rozumiejàc, dlaczego prze-
widywania i pomiary tak si´ od siebie ró˝nià, fizycy musieli
przynajmniej na jakiÊ czas zapomnieç o badaniu wn´trza
S∏oƒca za pomocà obserwacji neutrin.
Podczas gdy fizycy doÊwiadczalni przeprowadzali swoje
neutrinowe eksperymenty, teoretycy udoskonalali modele s∏u-
˝àce przewidywaniom wielkoÊci produkcji neutrin s∏onecz-
nych. Teoretyczne modele sà z∏o˝one, ale opierajà si´ na kil-
ku tylko za∏o˝eniach: êród∏em energii S∏oƒca sà reakcje
jàdrowe zmieniajàce w nim zawartoÊç poszczególnych pier-
wiastków, wyzwalana energia powoduje skierowanie na ze-
wnàtrz ciÊnienia równowa˝onego przez si∏y grawitacyjne,
Przeglàd /
Oscylujàce neutrina
n
Ju˝ od lat szeÊçdziesiàtych w podziemnych eksperymentach
znajdowano du˝o mniej elektronowych neutrin ze S∏oƒca,
ni˝ przewidywa∏a teoria. Tajemnicze zjawisko nazwano
problemem neutrin s∏onecznych.
n
W 2002 roku obserwacje prowadzone w Sudbury Neutrino
Observatory (SNO) pozwoli∏y rozwiàzaç problem neutrin
s∏onecznych. Okaza∏o si´, ˝e wiele spoÊród wytworzonych
wewnàtrz S∏oƒca neutrin elektronowych przed dotarciem
do Ziemi zmienia zapach, co sprawia, ˝e we wczeÊniejszych
eksperymentach nie mo˝na by∏o ich znaleêç.
n
Wynik SNO oznacza, ˝e rozumiemy mechanizm wytwarzania
energii s∏onecznej, a tak˝e ˝e neutrina – d∏ugo uwa˝ane za czàstki
o zerowej masie – majà masy ró˝ne od zera. Model Standardowy
fizyki czàstek, który w innych przypadkach nadzwyczaj dobrze si´
sprawdza, wymaga zatem zmodyfikowania.
24
ÂWIAT NAUKI
MAJ 2003
RURY PONAD 9500 FOTOPOWIELACZY, pokrywajàce wn´trze geodezyjnej sfery o Êrednicy 18 m, stanowià oczy Sudbury Neutrino Observato-
ry. Otaczajà i obserwujà akrylowy sferyczny zbiornik o Êrednicy 12 m, zawierajàcy 1000 ton ci´˝kiej wody. Ka˝da rura potrafi zarejestrowaç
nawet pojedynczy foton. Ca∏a konstrukcja zanurzona jest w ultraczystej zwyk∏ej wodzie wype∏niajàcej jaskini´ wykutà w ska∏ach (2 km
pod ziemià). Wszystkie materia∏y u˝yte w detektorze muszà mieç niezwykle niskà zawartoÊç naturalnych pierwiastków promieniotwórczych,
aby uniknàç zasypania fotopowielaczy fa∏szywymi sygna∏ami, imitujàcymi oddzia∏ywania neutrin.
MAJ 2003
ÂWIAT NAUKI
25
POLOWANIE NA KAPRYÂNE NEUTRINA
JAK NEUTRINA OSCYLUJÑ
Neutrino elektronowe (
z lewej
) w rzeczywistoÊci jest superpozycjà neutrina typu 1 i neutrina typu 2,
których fale kwantowe pozostajà w fazie. Poniewa˝ fala typu 1 i fala typu 2 majà ró˝ne d∏ugoÊci,
po przejÊciu pewnej odleg∏oÊci przestajà byç w fazie, tworzàc neutrino mionowe lub taonowe
(
Êrodek
). W dalszej swej w´drówce neutrino z powrotem oscyluje w neutrino elektronowe (
z prawej
).
NEUTRINO TYPU 1
NEUTRINO
ELEKTRONOWE
NEUTRINO
ELEKTRONOWE
NEUTRINO TYPU 2
NEUTRINO MIONOWE LUB TAONOWE
POWSTANIE
NEUTRINA
ELEKTRONOWEGO
NEUTRINA
ELEKTRONOWE
NEUTRINA MIONOWE
LUB TAONOWE
WYNIKI
DZIENNE
WYNIKI
NOCNE
OSCYLACJE W S¸O¡CU OSCYLACJE W PRÓ˚NI
OSCYLACJE W ZIEMI
GDZIE NEUTRINA OSCYLUJÑ
Wytworzone we wn´trzu S∏oƒca neutrina elektronowe mogà oscylowaç jeszcze w S∏oƒcu lub po wyjÊciu z niego podczas
oÊmiominutowej w´drówki do Ziemi. To, które oscylacje zachodzà, zale˝y od takich szczegó∏ów, jak ró˝nice mas
i stopieƒ zmieszania neutrin typu 1 i typu 2. Dodatkowe oscylacje mogà te˝ nast´powaç przy przejÊciu przez Ziemi´,
co powinno si´ objawiç ró˝nicà w wynikach pomiarów w dzieƒ i w nocy.
RZECZYWISTE DANE INTERPRETOWANE
JAKO PRZYPADEK ODDZIA¸YWANIA NEUTRIN
JAK SNO ZNAJDUJE NEUTRINA
Sudbury Neutrino Observatory, w skrócie SNO (
na stronie
obok
), rejestruje neutrino dzi´ki charakterystycznemu
pierÊcieniowi promieniowania Czerenkowa emitowanego
przez poruszajàcy si´ z du˝à pr´dkoÊcià elektron. Neutrino
wytwarza taki energetyczny elektron w ci´˝kiej wodzie SNO
(
du˝a niebieska kula
) na jeden z trzech sposobów.
W procesie rozbicia deuteronu (
a
) neutrino (
niebieski
)
rozszczepia jàdro deuteru na wchodzàce w jego sk∏ad:
proton (
fioletowy
) i neutron (
zielony
). Neutron ∏àczy si´
z innym deuteronem, wyzwalajàc promieniowanie
gamma (
falista linia
), które z kolei uwalnia elektron (
ró˝owy
)
wytwarzajàcy rejestrowane w detektorze promieniowanie
Czerenkowa (
˝ó∏ty
). W reakcji absorpcji neutrina (
b
) neutron,
poch∏aniajàc neutrino, przechodzi w proton i energetyczny
elektron. W ten sposób mogà byç poch∏aniane wy∏àcznie
neutrina elektronowe. Troch´ rzadziej dochodzi
do bezpoÊredniego zderzenia neutrina z elektronem (
c
).
Pochodzàcy z promieni kosmicznych mion (
czerwony
)
ró˝ni si´ od neutrina iloÊcià promieniowania Czerenkowa,
jakà wytwarza, oraz tym, gdzie je wytwarza – zarówno
na zewnàtrz, jak i wewnàtrz detektora. Liczba mionów
zredukowana jest do dajàcej si´ kontrolowaç iloÊci
dzi´ki umieszczeniu detektora na g∏´bokoÊci 2 km pod ziemià.
[ Pobierz całość w formacie PDF ]