Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu
 
Na saite
Astrometriya
Astronomicheskie instrumenty
Astronomicheskoe obrazovanie
Astrofizika
Istoriya astronomii
Kosmonavtika, issledovanie kosmosa
Lyubitel'skaya astronomiya
Planety i Solnechnaya sistema
Solnce

Neitrinnaya astronomiya

1. Vvedenie
2. Kosmologicheskie neitrino
3. Solnechnye neitrino
4. Neitrino ot kollapsov zvezd
5. Neitrino vysokih energii
6. Neitrino sverhvysokih energii

1. Vvedenie

K N. a. otnosyatsya metody detektirovaniya (registracii) kosmich. neitrino. Processy v kosmpch. ob'ektah s uchastiem neitrino (N) izuchaet neitrinnaya astrofizika.

Sredi vseh izvestnyh elementarnyh chastic N slabee vsego vzaimodeistvuet s veshestvom: pri energiyah N, ne prevyshayushih 1 MeV, Zemlya i pochti vse zvezdy dlya nih prozrachny, i lish' pri energiyah vyshe 1 TeV (1012 eV) zemnoi shar stanovitsya neprozrachnym dlya N. Svobodnyi probeg N v veshestve (R) tem bol'she, chem men'she plotnost' veshestva ili chislo chastic v 1 sm3 (n): $R=(\sigma n)^{-1}$. Koeff. $\sigma$, izmeryaemyi v sm2, naz. secheniem vzaimodeistviya N s veshestvom. Esli na detektor (D), soderzhashii N chastic, padaet potok N $F_\nu (\mbox{sm}^{-2}\cdot \mbox{s}^{-1})$, to chislo vzaimodeistvii f v D, proishodyashih za 1 s, takzhe opredelyaetsya $\sigma: f= \sigma N F_\nu$. Neitrinnye secheniya ochen' bystro rastut s energiei - pri malyh energiyah (<1 MeV) kak kvadrat energii N, pri bol'shih (> 1GeV) kak pervaya stepen' energii. Poetomu v zavisimosti ot energii velichina $\sigma$ dlya kosmich. N izmenyaetsya v ochen' shirokih predelah - ot 10-44 sm2 do 10-34 sm2. T.o., vozmozhnosti N. a. ves'ma neodinakovy v razlichnyh energetich. diapazonah.

2. Kosmologicheskie neitrino

Nesmotrya na otnositel'no bol'shuyu koncentraciyu reliktovyh N v "pustom" prostranstve (300-400 v 1 sm3), poka net prakticheski osushestvimogo metoda ih detektirovaniya (opredelenie terminov "reliktovye N", "solnechnye N", "rr-neitrino" i dr. sm. v st. Neitrinnaya astrofizika). Po-vidimomu, naibolee mnogoobeshayushim yavl. metod izmereniya davleniya na malye tela, voznikayushego pri dvizhenii etih tel otnositel'no gaza reliktovyh N.

3. Solnechnye neitrino

Energetich. spektr solnechnyh N, predstavlennyh isklyuchitel'no elektronnymi N, prostiraetsya ot pochti nulevoi energii do 14 MeV. Izvestno nesk. yadernyh reakcii, s pomosh'yu k-ryh mozhno izmeryat' potoki N v etom intervale energii: $\nu_e+^{37}{\rm Cl}\to^{37}{\rm Ar + e}^-$ (hlor-argonovaya reakciya s porogovoi energiei $\varepsilon_p$= 0,814 MeV), $\nu_e+^{71}{\rm Ga}\to^{71}{\rm Ge + e}^-$ (gallii-germanievaya reakciya s $\varepsilon_p$= 0,233 MeV), $\nu_e+^{7}{\rm Li}\to^{7}{\rm Be + e}^-$ (litii-berillievaya reakciya s $\varepsilon_p$= 0,862 MeV). Obshaya dlya vseh reakcii metodika registracii solnechnyh N sostoit v sozdanii gromadnogo (ot desyatkov do tysyachi tonn) D iz veshestva misheni (hlor, gallii, litii i dr.), v raspolozhenii ego gluboko pod zemlei dlya zashity ot fona kosmicheskih luchei i v izvlechenii him. metodami otdel'nyh atomov (argon, germanii, berillii), obrazuyushihsya v misheni pod deistviem solnechnyh N.

Naibol'shei izvestnost'yu pol'zuetsya hlor-argonovyi metod, predlozhennyi v 1946 g. sovetskim uchenym B.M. Pontekorvo i osushestvlennyi v 1967 g. amer. uchenym R. Deivisom. Poskol'ku sechenie etoi reakcii rastet kvadratichno s energiei N, osn. vklad v proizvodstvo argona dayut naibolee vysokoenergeticheskie bornye N (rozhdennye pri raspade yadra 8V), v to vremya kak rr-neitrino ne registriruyutsya sovsem. Ustanovka Deivisa predstavlyaet soboi bak ob'emom 390 tys. litrov, zapolnennyi 610 tonnami perhloretilena (C2Cl4). D raspolozhen v shahte na glubine 1480 m (shtat Yuzh. Dakota, SShA). Seans oblucheniya dlitsya 3-4 mes. Za eto vremya ok. 40 yader 37Cl, soderzhashihsya v perhloretilene D, prevrashayutsya v yadra radioaktivnogo 37Ar. Ih izvlekayut iz baka (propuskaya puzyr'ki gaza-nositelya 36Ar) i perenosyat v proporcional'nye schetchiki, gde po pozitronam raspada $^{37}{\rm Ar} \to ^{37}{\rm Cl + e}^+ + \nu_e$ izmeryayut ih kolichestvo. S 1967 g. na ustanovke bylo provedeno bol'shoe kolichestvo kontrol'nyh eksperimentov, dokazavshih, chto effektivnost' izvlecheniya 37Ar iz baka blizka k 100%. Poslednie (1981 g.) rezul'taty izmerenii dayut velichinu skorosti obrazovaniya 37Ar, ravnuyu 1,8 0,3 SNU, togda kak teoretich. znachenie sostavlyaet 7,6 3,3 SNU. SNU - sokrashenie ot Solar Neutrino Unit - solnechnaya neitrinnaya edinica; 1 SNU sootvetstvuet potoku N, pri k-rom v D s 1036 yader 37Cl obrazuetsya odno yadro 37Ar v 1 s. Sleduet pomnit', chto izmeryaemoi v ed. SNU velichinoi yavl. ne prosto potok, a proizvedenie potoka na sechenie, prointegrirovannoe po energiyam detektiruemyh N. Naibolee veroyatnoe ob'yasnenie etogo rashozhdeniya sostoit v periodicheskom nebol'shom ponizhenii temp-ry v centre Solnca ili v oscillyaciyah N po puti ot Solnca do Zemli.

Dostoinstvom gallii-germanievogo metoda, predlozhennogo v 1964 g. V.A. Kuz'minym, yavl. nizkii energetich. porog reakcii N s galliem. Blagodarya etomu gallievyi D mozhet registrirovat' rr-neitrino ot Solnca, a znachit proverit', chto energovydelenie Solnca obyazano reakcii prevrasheniya chetyreh protonov v yadro 4Ne. Dlya osushestvleniya etogo eksperimenta trebuetsya 40-50 tonn galliya. Gallievye D razrabatyvayutsya v SSSR i v SShA. Na Severnom Kavkaze vedetsya stroitel'stvo Baksanskoi neitrinnoi observatorii, v k-roi, v chastnosti, v naibolee glubokoi podzemnoi laboratorii budet sooruzhen 3000-tonnyi hlornyi D, a v tunnele, vedushem k etoi laboratorii, - 50-tonnyi gallievyi D.

Litievyi D zamechatelen tem, chto s vysokoi effektivnost'yu mozhet registrirovat' rer-neitrino. Issledovaniya litii-berillievogo metoda vedutsya v SSSR i SShA.

V budushem izmereniya, provedennye s tremya opisannymi vyshe tipami D, pozvolyat izmerit' potoki N, rozhdaemye v treh raznyh reakciyah, chuvstvitel'nyh k razlichnym parametram modelei Solnca.

4. Neitrino ot kollapsov zvezd

Potoki N, generiruemye pri gravitacionnyh kollapsah zvezd, otlichayutsya ot solnechnyh N, vo-pervyh, bol'shimi energiyami (sr. energiya 10-15 MeV) i, vo-vtoryh, nalichiem $\tilde{\nu}_e$ (solnechnye N predstavleny isklyuchitel'no $\nu_e$). $\tilde{\nu}_e$ ochen' effektivno registriruyutsya v zhidkih scintillyacion-nyh D. blagodarya obrazovaniyu pozitrona v reakcii $\tilde{\nu}_e + {\rm p}\to {\rm n + e}^+$. Prohozhdenie bystrogo pozitrona v zhidkom scintillyacionnom D soprovozhdaetsya svetovoi vspyshkoi, registriruemoi fotoumnozhitelyami, obozrevayushimi D. Vozmozhnost' registracii N ot kollapsov zvezd vpervye byla ukazana G.V. Domogackim i G.T. Zacepinym.

Shema Baksanskogo neitrinnogo teleskopa.
Bol'shimi pryamougol'nikami pokazany betonnye bloki,
a uzkimi sekcionirovannymi - stenki iz scintillyacionnyh
schetchikov. Neitrino ot kollapsov zvezd vyzyvayut
vspyshki sveta v otdel'nyh schetchikah. Myuon bol'shoi
energii (ego traektoriya pokazana na risunke)
proizvodit svetovye vspyshki v schetchikah, lezhashih na ego
traektorii (na risunke oni zacherneny).
V nastoyashee vremya v rezhime nepreryvnogo nablyudeniya rabotayut dva neitrinnyh D, k-rye mogut registrirovat' $\tilde{\nu}_e$ ot kollapsov zvezd v nashei Galaktike. Odin iz nih sooruzhen na Baksanskoi neitrinnoi observatorii pod rukovodstvom A.E. Chudakova. D sostoit iz 3150 scintillyacionnyh schetchikov razmerom 0,7 m $\times$0,7 m$\times$0,3 m kazhdyi, zapolnennyh 105 kg zhidkogo scintillyatora CH2. Kazhdyi schetchik prosmatrivaetsya odnim fotoumnozhitelem, k-ryi registriruet svetovoi signal ot prohozhdeniya bystroi chasticy. Schetchiki raspolozheny v vide 8 ploskostei, soglasno sheme, izobrazhennoi na risunke. Gorizontal'nye ploskosti razdeleny betonnymi blokami. V celom D imeet vid parallelepipeda razmerom 16 m $\times$16 m$\times$11 m s obshei massoi 330 t. Pri kollapse zvezdy v centre nashei Galaktiki (s polnoi energiei ispushennyh N $5\cdot 10^{53}$ erg i sr. energiei otdel'nogo N $\bar{\varepsilon}_\nu\approx$10-12 MeV, sm. Neitrinnaya astrofizika) D zaregistriruet za vremya ok. 30 s bolee 200 svetovyh vspyshek v schetchikah.

Drugoi D neitrino ot kollapsov zvezd postroen pod rukovodstvom G.T. Zacepina i O.G. Ryazhskoi v solyanoi shahte v Artemovske na glubine 600 m vodnogo ekvivalenta. D predstavlyaet soboi cilindr diametrom 5,6 m i vysotoi 5,6 m, zapolnennyi 100 tonnami scintillyacionnoi zhidkosti CH2 i prosmatrivaemyi 128 fotoumnozhitelyami. Kak i v Baksanskom scintillyacionnom D, vspyshka sveta vyzyvaetsya pozitronom, rozhdennym v reakcii $\tilde{\nu}_e + {\rm p}\to {\rm n + e}^+$. No pomimo etogo v D registriruetsya takzhe signal ot neitrona, k-ryi priblizitel'no cherez 170 s zahvatyvaetsya yadrom vodoroda, i obrazovavsheesya yadro deiteriya izluchaet gamma-kvant s energiei 2,2 MeV, vyzyvayushii v svoyu ochered' poyavlenie bystrogo elektrona ili elektron-pozitronnoi pary. Analogichnye D sooruzhayutsya v Italii i SShA.

Osn. problema pri detektirovanii N ot zvezdnyh kollapsov svyazana s chastotoi takih sobytii v nashei Galaktike. Ocenki po chastote vspyshek sverhnovyh zvezd i obrazovaniyu neitronnyh zvezd pozvolyayut nadeyat'sya, chto kollapsy zvezd v Galaktike proishodyat ne rezhe chem kazhdye 10-30 let.

5. Neitrino vysokih energii

Zadachi N. a. vysokih energii (50-1000 GeV) svodyatsya isklyuchitel'no k poisku tochechnyh kosmich. istochnikov; tol'ko pri sverhvysokih energiyah ($\varepsilon_\nu\ge$ 1000 TeV) N. a. vklyuchaet zadachu izmereniya diffuznogo potoka N.

Osn. vozmozhnost' izmereniya neitrinnogo potoka ot tochechnogo istochnika i opredeleniya ego napravleniya pri vysokih energiyah sostoit v sleduyushem. Myuonnye N i antineitrino sozdayut v grunte ili v vode na bol'shoi glubine potok myuonov. Rozhdayas' v reakciyah $\nu_\mu + {\rm N}\to \mu + {\rm X}$ (N - nuklon, H - ostal'nye produkty reakcii), myuony pri $\varepsilon_\nu\ge$ 50-1000 GeV sohranyayut napravlenie generiruyushih ih N. Pri men'shei energii ugol vyleta myuona otnositel'no traektorii N vozrastaet, vsledstvie chego vozrastaet i fon vnutri etogo ugla, sozdavaemyi N, generiruemymi kosmich. luchami v atmosfere Zemli. Myuonnyi D, raspolozhennyi na bol'shoi glubine, izmeryaet potok myuonov i napravlenie ih dvizheniya. Dlya sozdaniya gigantskih myuonnyh D mozhno ispol'zovat' glubokovodnye ozera i okean. Traektoriya myuona vysokoi energii v vode vyglyadit kak svetyashiisya zhgut. Eto proishodit blagodarya tomu, chto myuon vdol' svoego puti porozhdaet yaderno-elektromagnitnye livni, k-rye ispuskayut v vode cherenkovskoe izluchenie. Poetomu glubokovodnyi neitrinnyi teleskop dolzhen predstavlyat' soboi prosto prostranstv. reshetku iz fotoumnozhitelei, registriruyushih svet ot traektorii myuona. Probegi myuonov vysokih energii v veshestve ochen' veliki: napr., pri energii 500 GeV myuon prohodit v vode rasstoyanie, prevyshayushee 1 km, t.e. peresekaet vsyu ustanovku dazhe pri ochen' bol'shih ee razmerah. Eto pozvolyaet dovol'no tochno opredelyat' napravlenie na istochnik.

Neitrinnym teleskopom vysokoi energii yavl. opisannyi vyshe scintillyacionnyi teleskop Baksanskoi neitrinnoi observatorii. On mozhet registrirovat' myuony vysokoi energii, generirovannye v okruzhayushem ustanovku grunte. Na ris. pokazana traektoriya myuona, peresekayushego ustanovku. Uglovoe razreshenie teleskopa $\approx$ 3o. Otnositel'no nebol'shaya effektivnaya ploshad' teleskopa (150-200 m2) pozvolyaet rasschityvat' tol'ko na registraciyu N vysokih energii ot molodoi obolochki sverhnovoi pri vspyshke v nashei Galaktike. Geografich. polozhenie teleskopa okazyvaetsya ochen' udobnym dlya etoi zadachi: on "vidit" central'nye oblasti Galaktiki (gde vspyshki sverhnovyh dolzhny proishodit' naibolee chasto) skvoz' vsyu tolshu zemnogo shara, peresech' k-ruyu mogut tol'ko N. V otlichie ot N nizkih energii ($\varepsilon_\nu\sim$ 10 MeV) ot vspyshki sverhnovoi, napravlenie poleta k-ryh opredelit', po-vidimomu, nevozmozhno, N vysokih energii pozvolyayut uznat' raspolozhenie istochnika na nebesnoi sfere.

V 1979-81 gg. byli razrabotany i chastichno nachali sooruzhat'sya nesk. podzemnyh D, osn. cel'yu k-ryh yavl. poisk raspada protona. V programmu issledovanii vhodyat takzhe zadachi N. a. Odin iz samyh bol'shih D etogo tipa planiruyut raspolozhit' v podzemnoi laboratorii na glubine 4500 m vodnogo ekvivalenta v gornom massive Gran-Sasso-d'Italiya. Razmer D - 18 m $\times$18 m$\times$18 m, massa - 1250 tonn. Detal'naya registraciya produktov vzaimodeistviya N s veshestvom vnutri D pozvolit proizvodit' izmereniya potokov N i ih traektorii pri nizkih energiyah (vplot' do nesk. GeV).

Samyi bol'shoi iz proektiruemyh teleskopov N vysokih energii - eto DUMAND (Deep Underwater Muon and Neutrino Detector - glubokovodnyi detektor myuonov i neitrino). Poslednii variant etoi ustanovki (DUMAND G2, 1981 g.) predusmatrivaet razmeshenie v okeane na glubine 5 km v vide rombich. reshetki 6615 germetich. modulei s fotoumnozhitelyami na rasstoyanii 50 m drug ot druga. Ob'em D pri etom sostavlyaet 0,60 km3, effektivnaya ploshad' 0,87 km2, uglovoe razreshenie dlya myuonov s energiei 5 TeV i vyshe 1. Ustanovka DUMAND smozhet registrirovat' ne tol'ko galaktich. istochniki N vysokih energii, no i naibolee moshnye vnegalaktich. istochniki, takie, kak aktivnye yadra galaktik.

6. Neitrino sverhvysokih energii

Pri sverhvysokih energiyah ($\varepsilon_\nu\ge 10^{15}$ eV) vozmozhna registraciya no tol'ko diskretnyh istochnikov H, no i diffuznogo potoka, t.k. fon atmosfernyh N pri takih energiyah znachitel'no umen'shaetsya. Pri $\varepsilon_\nu\ge 10^{16}$ eV poyavlyaetsya eshe odna vozmozhnost' detektirovaniya N gluboko pod vodoi, svyazannaya s generaciei akustich. signala (G.A. Askar'yan i B.A. Dolgoshein, 1977 g.). N v rezul'tate yadernogo vzaimodeistviya rozhdaet yaderno-elektromagnitnyi liven' (osobenno effektivno v reakcii $\tilde{\nu}_e + {\rm e}^-\to {\rm W}^-\to$ adrony), os' k-rogo pri vysokih energiyah sovpadaet s traektoriei N. Vdol' osi livnya voznikaet uzkii (radius nesk. sm) i dlinnyi (nesk. m) ionizac. kanal, nagretyi do vysokoi temp-ry. Bystryi nagrev etogo kanala sozdaet rezkoe ego rasshirenie, v rezul'tate k-rogo v perpendikulyarnom k osi livnya napravlenii nachinaet rasprostranyat'sya akustich. (zvukovaya) volna. V otlichie ot sveta, ona ochen' medlenno zatuhaet v vode. Raspolozhiv gidrofony v vide prostranstvennoi reshetki, mozhno opredelit' intensivnost' i napravlenie rasprostraneniya volny. Po ocenkam, 100 tys. gidrofonov v ob'eme 100 km3 vody mogut registrirovat' N s energiei ok. 1016 eV i vyshe. Gidrofony, zaregistrirovavshie zvukovoi signal, dolzhny okazat'sya v ob'eme cilindra, os' k-rogo sovpadaet s traektoriei N. Akustich. teleskop ob'emom 100 km3 smozhet zaregistrirovat' neitrinnyi potok ot aktivnyh yader galaktik.

Lit. sm. pri st. Neitrinnaya astrofizika.

(V.S. Berezinskii)


Glossarii Astronet.ru


A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya 
Publikacii s klyuchevymi slovami: neitrinnaya astronomiya - neitrino
Publikacii so slovami: neitrinnaya astronomiya - neitrino
Karta smyslovyh svyazei dlya termina NE'TRINNAYa ASTRONOMIYa
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Ocenka: 3.5 [golosov: 72]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya