Informacje
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:  Wirtualny Wszechświat > Informacje > Nowinki 2000-2002 > Fizyka > Nowinka z dn. 20-08-2001  
 Jesteś tutaj
nowinka:
Nieco masy nie zaszkodzi?
autor:
Jarosław Włodarczyk
z dnia:
20-08-2001





Nieco masy nie zaszkodzi?
Za jednym zamachem Wszechświat stał się cięższy, Słońce zaczęło produkować energię tak jak powinno, a fizycy cząstek elementarnych zostali zmuszeni do wpadnięcia na kilka kolejnych błyskotliwych pomysłów. Wystarczyło tylko wykorzystać w odpowiedni sposób 1000 ton ciężkiej wody...

Neutrina należą do najbardziej egzotycznych cząstek elementarnych: są elektrycznie obojętne, poruszają się (niemal?) z prędkością światła i bardzo słabo oddziałują z materią, więc niezmiernie trudno jest je zarejestrować. Istnienie tych cząstek zasugerował na początku lat trzydziestych XX w. Wolfgang Pauli, próbując w ten sposób wyjaśnić niezgodności w bilansie energetycznym rozpadów jąder radioaktywnych: energia jądra przed rozpadem była większa niż po rozpadzie. Pauli zaproponował, że brakującą część energii unosi pozbawiona ładunku elektrycznego cząstka. Ową małą neutralną cząstkę w 1933 r. Enrico Fermi nazwał neutrinem, wprowadzając jednocześnie pojęcie oddziaływania słabego (obok grawitacyjnego, elektromagnetycznego i silnego) jako odpowiedzialnego za tego rodzaju reakcje. Pierwsze doświadczalne potwierdzenie obecności neutrin w naszym świecie uzyskano w latach pięćdziesiątych. (O poszukiwaniach neutrin pisze barwnie Leon Lederman w rozdziale A-TOM! swej "Boskiej Cząstki").

Obecnie neutrina są przypisane do klasy cząstek elementarnych, zwanych leptonami, razem z elektronem, mionem i taonem. Odpowiednio też wyróżnia się trzy rodzaje neutrin: elektronowe, mionowe i taonowe. A ponieważ neutrina odgrywają istotną rolę w przemianach jądrowych, również tych, które zachodzą we wnętrzach gwiazd i dostarczają im energii, by mogły świecić, uczeni uznali, że można te cząstki wykorzystać do sprawdzenia teoretycznych rozważań, jak naprawdę w gwiezdnych jądrach jest produkowana energia. Wszak powstające tam neutrina (jak to przewiduje teoria) dzięki swej przenikliwości bez kłopotu wydostają się w przestrzeń kosmiczną. I to w takich ilościach, że "w ciągu sekundy przez paznokieć kciuka każdego człowieka na Ziemi przechodzi 100 miliardów neutrin słonecznych" - jak ocenia John N. Bahcall z Instytutu Studiów Zaawansowanych w Princeton. W ten sposób w pewnym sensie historia ta zaczęła się w 1968 r., kiedy po raz pierwszy fizycy doświadczalni zmierzyli strumień neutrin słonecznych i okazało się, że jest on... za słaby w porównaniu z przewidywaniami teoretyków. (O przemianach termojądrowych, w których produkowana jest energia słoneczna, można przeczytać w Słońcu w Wirtualnym Wszechświecie). Jednakże w czerwcu 2001 r. udało się chyba wreszcie rozwikłać tę zagadkę, godząc wyniki eksperymentów z teorią wnętrz gwiazdowych i jednocześnie uzyskując nowe dane na temat natury neutrin.

Przełom w badaniach zawdzięczamy Obserwatorium Neutrinowemu Sudbury (Sudbury Neutrino Observatory, czyli SNO), funkcjonującemu w Kanadzie, ale powstałemu we współpracy 11 uczelni i laboratoriów amerykańskich, angielskich i kanadyjskich (http://www.sno.phy.queensu.ca/sno/). Wyniki eksperymentu zostały podane do wiadomości publicznej 18 czerwca 2001 r. w pracy przekazanej do publikacji w "Physical Review Letters" oraz na konferencji Kanadyjskiego Towarzystwa Fizycznego i podczas wystąpień uczonych w instytucjach wchodzących w skład SNO.

Zdjęcie z lotu ptaka kopalni miedzi i niklu, w której ulokowane jest Obserwatorium Neutrinowe Sudbury. Basen Sudbury, w którym kopalnia się znajduje, powstał prawdopodobnie w wyniku spadku na Ziemię miliony lat temu meteorytu. Fot. SNO.
Łatwość, z jaką neutrina przenikają przez materię, sprawia, że bez trudu mogą wydostać się z najgłębszych warstw Słońca, ale też powoduje, iż trudno je schwytać. Leon Lederman ocenia, że gdybyśmy chcieli mieć pewność zarejestrowania neutrina w wyniku zderzenia z cząstką materii, musielibyśmy na jego drodze postawić tarczę grubości roku świetlnego. Oczywiście, szansa na wychwyt neutrina wzrasta, gdy badamy obfity strumień tych cząstek, jak to ma miejsce w przypadku neutrin słonecznych, ale i tak podstawowym składnikiem każdego ich detektora jest jak najgrubsza "tarcza". Nieczęste zjawiska wychwytu neutrin wymagają także od eksperymentatorów jeszcze jednej umiejętności - wyławiania spośród wielu rejestrowanych zdarzeń tych, na które polujemy. Stąd "neutrinowe obserwatoria" wyglądają dość podobnie: olbrzymie zbiorniki materii "czułej" na neutrina umiejscawiane są jak najgłębiej pod powierzchnią Ziemi, by ograniczyć do nich dostęp innych, mniej przenikliwych od neutrin cząstek. Tak też zostało zbudowane SNO.

Schemat budowy SNO. Opis w tekście. Rys. SNO.
Obserwatorium Neutrinowe Sudbury znalazło swe miejsce w jednej z kanadyjskich kopalń w pobliżu Sudbury (Ontario). W maju 1990 r., 2 km pod powierzchnią ziemi, rozpoczęto tam drążenie jaskini, ukończone 3 lata później. Detektor neutrin ma kształt kuli o średnicy 12 m: w akrylowym, przezroczystym pojemniku o ściankach grubości 5 cm znajduje się 1000 ton ciężkiej wody (D2O, czyli dwutlenek deuteru). Do kuli doczepiona jest "szyjka" o średnicy 2 m i długości 8 m, przez którą od góry można wprowadzać do detektora różnego rodzaju aparaturę. Ta olbrzymia "kolba" spoczywa w jaskini, która ma średnicę 30 m i która jest wypełniona zwykłą wodą. Akrylowy pojemnik otacza jeszcze ażurowa sfera o średnicy 18 m, na której zamontowano 10 tysięcy powielaczy fotoelektronowych. Rejestrują one błyski światła powstające podczas oddziaływania neutrin z ciężką wodą.

Zacznijmy od tego, że reakcje termojądrowe w głębi Słońca powinny produkować wyłącznie neutrina elektronowe. Z drugiej strony, rejestrowany na Ziemi strumień tych neutrin był za mały w stosunku do przewidywań teoretycznych. Istnieją dwa najprostsze wytłumaczenia tej rozbieżności: według pierwszego modele wnętrz gwiazdowych nie są wystarczająco dokładne, co bardzo zasmuciłoby astrofizyków; według drugiego neutrina elektronowe podczas wędrówki z centrum Słońca na Ziemię w części ulegają przemianie w inny rodzaj - neutrina mionowe lub taonowe, co sugerowali już w 1969 r. W. Gribow i B. Pontecorvo.

SNO wyławiało neutrina na dwa sposoby. Pierwsza reakcje polega na tym, że gdy neutrino oddziałuje z jądrem deuteru (deuteronem; tworzą je proton i neutron), neutron jądra ulega przemianie w proton, a neutrino - w elektron, który unosi większość energii neutrina, a więc zostaje rozpędzony do znacznej prędkości, większej niż prędkość światła w tym ośrodku. Wywołuje to błysk światła, zwany promieniowaniem Czerenkowa, który mogą zarejestrować fotopowielacze. Schemat reakcji wygląda tak:

neutrino elektronowe + deuteron proton + proton + elektron

Jak widać, można w ten sposób rejestrować neutrina elektronowe.

Druga reakcja, której wyniki znalazły się w czerwcowej pracy zespołu pracującego w SNO (nota bene jej autorami jest 113 naukowców z 11 ośrodków badawczych), to rozpraszanie neutrin na elektronach, co można zapisać tak:

neutrino + elektron neutrino + elektron

Reakcja ta również kończy się wyemitowaniem promieniowania Czerenkowa przez rozpędzony elektron, ale dotyczy wszystkich trzech rodzajów neutrin, choć jest sześciokrotnie bardziej czuła na neutrina elektronowe niż inne ich rodzaje. Co więcej, w tym wypadku w roli detektora nie musi występować ciężka woda, zwykła wystarczy.

Gdyby wszystkie wychwytywane przez SNO neutrina były elektronowe, ich strumienie rejestrowane w obu eksperymentach - w reakcji z deuteronem i przy rozpraszaniu na elektronach - nie różniłyby się wielkością. Tymczasem drugi strumień okazał się większy. Dodatkowo zespół SNO porównał swoje wyniki z rezultatami uzyskanymi w Super-Kamiokande w Japonii (o tym detektorze neutrin pisaliśmy w nowince Koniec dyskryminacji masowej?), gdzie badano słoneczne neutrina poprzez drugą z opisanych reakcji. I te dane potwierdziły wnioski z SNO. Ostatecznie poziom strumienia neutrin słonecznych został wyznaczony na 5,5 miliona neutrin na centymetr kwadratowy na sekundę (co pasuje do przewidywań teoretyków), z czego około 1/3 przypada na neutrina elektronowe, 2/3 zaś - na mionowe lub taonowe.

Wynik ten oznacza, że neutrina oscylują, przechodząc jedne w drugie: Słońce wytwarza tylko neutrina elektronowe, które w ciągu ośmiu minut swej wędrówki do naszej planety w części zmieniają się w neutrina innego rodzaju. A oscylacje neutrin oznaczają, że cząstki te muszą mieć masę. Na razie udało się ustalić, że łączna suma wszystkich trzech rodzajów neutrin powinna mieścić się w przedziale 0,05-8,4 elektronowolta, co nie przekracza dziesięciomilionowej części masy elektronu. Oznacza to również, że teoria oddziaływań słabych, będąca częścią Modelu Standardowego fizyki cząstek elementarnych, wymaga pewnej modyfikacji.

Rezultat otrzymany przez SNO pozwala także spojrzeć nieco inaczej (ostrzej?) na Wszechświat. Jeśli zmierzona wartość strumienia neutrin rzeczywiście jest bliska produkowanemu we wnętrzu Słońca, możemy już teraz z dużą dokładnością określić temperaturę w jego centrum: 15,7 miliona kelwinów. Jeśli neutrina faktycznie są obdarzone masą, muszą stanowić część masy Wszechświata. Przedstawione oszacowania wskazują jednak na niezbyt duży jej ułamek, sięgający czwartej części masy wszystkich obserwowanych gwiazd - to nie wystarczy, by rozwiązać problem brakującej ciemnej materii.

Jarosław Włodarczyk
[  góra strony  ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach