Nowości neutrinowe: skąd pochodzą neutrina i jak je rejestrować?

Transkrypt

1 FOTON 104, Wiosna Nowości nutrinow: skąd pochodzą nutrina i jak j rjstrować? Krzysztof Fiałkowski Instytut Fizyki UJ 1. Skąd pochodzą nutrina? Już wilokrotni Foton zamiszczał artykuły poświęcon badaniom nutrin. Przypomnijmy w skróci ich historię: zaproponowan w 1930 roku przz Wolfganga Pauligo jako niwidzialni partnrzy lktronów w rozpadach β, zostały zarjstrowan ćwirć wiku późnij przz Frdricka Rinsa (Nobl 1995) i Clyd a Cowana i od ponad półwicza są intnsywni badan przz fizyków całgo świata. Są to cząstki wszchobcn: samo Słońc wysyła strumiń nutrin tak potężny, ż w każdj skundzi przz każdy cntymtr kwadratowy powirzchni Zimi (a więc i naszych ciał) przchodzi kilkadzisiąt miliardów tych cząstk! Dlaczgo więc tak późno odkryto nutrina? Przyczyna jst prosta: nutrina oddziałują z matrią tak słabo, ż ani kula zimska, ani nawt Słońc ni są dla nich przszkodą. Dopiro dla warstwy matrii o grubości rzędu roku świtlngo prawdopodobiństwo oddziaływania nutrin o nrgii typowj dla słoncznych jst porównywaln do prawdopodobiństwa przjścia bz oddziaływania. Do wynikających stąd wniosków dla stratgii dtkcji nutrin wrócimy późnij. Strumini nutrin jszcz intnsywnijsz od słonczngo możmy obsrwować w pobliżu raktorów, gdzi są on produktm rozpadu β swobodnych nutronów i jądr o nadmiarz nutronów wdług schmatu n p Krska nad ostatnim symbolm oznacza, ż jst to antynutrino, czyli antycząstka nutrina ν, któr pojawia się obok antycząstki lktronu pozytonu + przy rozpadach β + jądr o nadmiarz protonów zgodni z schmatm p n v. v. Przypomnijmy, ż procsy t mogą zajść tylko wtdy, gdy pozwala na ni prawo zachowania nrgii. Suma mas produktów rozpadu musi być mnijsza od masy cząstki rozpadającj się, więc dla pojdynczych cząstk możliwy jst pirwszy z wyminionych rozpadów (masa nutronu jst większa od masy protonu o około trzy masy lktronu, a masa nutrina jst pomijalni mała), zaś nimożliwy drugi rozpad proton jst stabilny. Masa jądra M ni jst jdnak sumą mas Z protonów i N nutronów (okrślanych wspólną nazwą nuklonów), któr wchodzą w jgo skład, lcz jst od nij mnijsza o tzw. dficyt masy ΔM:

2 16 FOTON 104, Wiosna 2009 ΔM = ZM p + NM n M. Wilkość stosunku tgo dficytu do liczby nuklonów w jądrz dcyduj o stabilności jądra. Z rguły dla okrślongo pirwiastka, którgo atomy mają ustaloną liczbę protonów Z w jądrz istnij jdn izotop stabilny (lub dwa), zwykl o N równym Z lub nico większym. Jądra atomów izotopów stabilnych mają masę M mnijszą niż t, któr otrzymalibyśmy wyminiając jdn z protonów na nutron, albo odwrotni. Zwiększni albo zmnijszni N zmnijsza dficyt masy i powoduj, ż jdn z wyminionych powyżj procsów rozpadu jst możliwy. Dla M(N,Z) > M(N 1,Z+1)+M możliwy jst rozpad β, a dla M(N,Z) > M(N+1,Z 1)+M rozpad β + (M masa lktronu). Oprócz występujących w opisanych wyżj procsach nutrin lktronowych znamy nutrina mionow ν μ, towarzysząc mionom µ np. w rozpadach mzonów π ( pionów ):, oraz nutrina taonow ν τ, związan z trzcim obok lktronu i mionu naładowanym lptonm (nazwą tą okrślamy lmntarn cząstki, któr ni oddziałują silni): taonm τ. Taon został odkryty dopiro 30 lat tmu (za co jgo odkrywca Martin Prl otrzymał nagrodę Nobla), bo z względu na jgo dużą masę powstaj tylko w zdrzniach przy bardzo wysokich nrgiach, a towarzysząc mu nutrino zarjstrowano dopiro w ostatnij dkadzi. Miony są nistabiln podobni jak piony (choć żyją około stu razy dłużj, śrdnio około 2 µs) i rozpadają się na lktrony i dwa nutrina:. Taony żyją ponad milion razy krócj i wśród produktów ich (bardzo różnorodnych) rozpadów jst zawsz nutrino taonow. Jak widać, źródłm nutrin są najczęścij rozpady nitrwałych jądr lub cząstk. Nutrina lktronow zwykl pojawiają się w rozpadach trzyciałowych, czyli w towarzystwi dwu innych cząstk. Prawo zachowania nrgii ni wyznacza więc jdnoznaczni ich nrgii nawt wtdy, gdy rozpadając się jądro spoczywa; podobni jak dla lktronów z rozpadów β ustalona jst tylko maksymalna możliwa nrgia. Znamy jdnak takż procs, w którym w stani końcowym są tylko dwi cząstki: tzw. wychwyt K, w którym jądro pochłania jdn z lktronów (z najbliższj jądru powłoki), i w wyniku tgo jdn z protonów jądra zminia się w nutron z misją nutrina: p n. Dla ustalonych jądr przd i po wychwyci nrgia nutrina jst ściśl okrślona. Nutrina słonczn, zarjstrowan w sławnym ksprymnci Raymonda Davisa (Nobl 2002) nico późnij niż raktorow, pochodzą ni z rozpadów,

3 FOTON 104, Wiosna al z zachodzących w Słońcu rakcji jądrowych. Najważnijsza z nich to rakcja łącznia protonów, w którj powstaj układ p-n, czyli dutron d jądro ciężkigo izotopu wodoru, dutru: p p d. Rakcja ta inauguruj cykl protonowy rakcji, który jst głównym źródłm nrgii Słońca. Inny jst schmat produkcji nutrin podczas wybuchów suprnowych, czyli niwiarygodni potężnych wybuchów ciężkich gwiazd. Gdy w takich gwiazdach rakcj jądrow wypalą większość wodoru, ciśnini panując wwnątrz gwiazdy rozgrzwanj nrgią rakcji jądrowych przstaj równoważyć siły grawitacji i gwiazda zapada się. Atomy matrii są zgniatan, a ich lktrony łączą się z protonami jądr w procsi analogicznym do omówiongo powyżj wychwytu K. W wyniku tgo powstaj gwiazda nutronowa i mitowana jst olbrzymia liczba nutrin. Wytwarzany wówczas strumiń nutrin jst tak potężny, ż w 1987 roku udało się zarjstrować nutrina z wybuchu suprnowj w Obłoku Magllana, z odlgłości około 180 tysięcy lat świtlnych od Zimi (a więc ponad dzisięć miliardów razy większj niż odlgłość Zimi od Słońca!). Wrszci źródłm nutrin o nrgiach znaczni większych niż nrgi uzyskiwan w wyminionych powyżj procsach jst prominiowani kosmiczn. Ściśl mówiąc, głównym źródłm są tu rozpady pionów powstających w atmosfrz w wyniku oddziaływań nadlatujących z Kosmosu protonów o wilkich nrgiach, a takż rozpady mionów powstających w rozpadach pionów. Nutrina t okrśla się zwykl nazwą nutrina atmosfryczn. Nutrina o podobnych nrgiach możmy oczywiści wytwarzać takż w laboratorium na Zimi, wykorzystując piony powstając w zdrzniach z matrią protonów przyspiszanych w akclratorach. Taki badania dowiodły, ż ν i ν µ to dwi różn cząstki, za co w 1988 roku nagrodę Nobla otrzymali Lon Ldrman, Mlvin Schwartz i Jack Stinbrgr. 2. Jak rjstrować nutrina? Trudność rjstracji nutrin wynika z nizwykl małgo prawdopodobiństwa ich oddziaływania z matrią. Prawdopodobiństwo to rośni z nrgią nutrin, al nawt dla najwyższych nrgii jst znikomo mał. Dla (anty)nutrin z rozpadów β o nrgii rzędu kilku lub kilkudzisięciu nrgii spoczynkowych lktronu dominującym procsm oddziaływania jst przmiana w lktron (lub pozyton) przy równoczsnj przmiani jdngo z nutronów jądra w proton (lub protonu w nutron): n p; p n.

4 18 FOTON 104, Wiosna 2009 Ta ostatnia rakcja posłużyła Rinsowi i Cowanowi do pirwszj rjstracji oddziaływań nutrin, bo pozytonów ni ma w zwykłj matrii i oddziałują on w bardzo charaktrystyczny sposób, anihilując z napotkanym lktronm na parę fotonów (kwantów gamma) o łącznj nrgii równj w przybliżniu podwójnj nrgii spoczynkowj lktronu. Znaczni trudnijsza jst rjstracja nutrin przz dtkcję lktronów, bo trudno j odróżnić od lktronów pochodzących z innych procsów. Dlatgo Davis ni zliczał lktronów, tylko (co parę tygodni!) atomy radioaktywngo izotopu argonu, w któr zminiały się w jgo ksprymnci jądra atomów chloru w wyniku przmiany jdngo z nutronów w proton. W zdrzniach nutrin o wysokich nrgiach (rzędu nrgii spoczynkowych protonu lub wyższych) z jądrami atomów matrii powstaj z rguły więcj cząstk, al zwykl zachodzi podobna zamiana nutrina w lktron, pozyton (jak wyżj) lub w mion n p ; p n (taony żyją zbyt krótko, aby j rjstrować prostymi mtodami). Rjstracja tych cząstk naładowanych moż następować w tj samj matrii, którj użyto jako tarczy, jśli jst ona przzroczysta dla światła. Wykorzystuj się w tym clu tzw. fkt Czrnkowa, polgający na misji światła przz cząstki naładowan przy ich przloci z szybkością większą od szybkości światła w danym ośrodku. Najlpszymi, stosunkowo tanimi dtktorami są więc ogromn zbiorniki wodn osłonięt od wszlkich innych źródł prominiowania i otoczon fotopowilaczami, rjstrującymi błyski światła. Za badania przy użyciu takigo dtktora o nazwi Suprkamiokand część nagrody Nobla w 2002 roku otrzymał Masatoshi Kosiba. Badania t dowiodły m.in., ż zachodzą tzw. oscylacj nutrin: nutrina lktronow, mionow i taonow mogą przchodzić w sibi wzajmni! Z torii wynika wtdy, ż nutrina muszą mić nizrową masę, choć jst ona zbyt mała (miliony razy mnijsza od masy lktronu), aby można ją obcni wyznaczyć doświadczalni. Jdnak nawt dla potężngo struminia nutrin i ogromnj tarczy liczba oddziaływań w jdnostc czasu jst niwilka: przz ciało stał o typowj gęstości pojdyncz nutrino przlciałoby śrdnio przd oddziaływanim odlgłość rzędu roku świtlngo, a nawt przy struminiu rzędu miliardów nutrin na skundę na cm 2 i objętości tarczy rzędu m 3 w czasi rzędu dni zarjstrujmy zwykl tylko pojdyncz oddziaływania. Dwi mtody dtkcji nutrin omówion powyżj: bzpośrdnia rjstracja pozytonów, lktronów lub mionów, w któr zminiły się nutrina, albo opóźnion liczni radioaktywnych jądr powstałych w wyniku oddziaływania, dominowały przz pół wiku, przy czym ta pirwsza mtoda dała się zastosować tylko dla znacznj nrgii nutrin. Dlatgo większość nutrin słoncznych (o nrgii rzędu nrgii spoczynkowj lktronu) rjstrowano tylko mtodami

5 FOTON 104, Wiosna radiochmicznymi. Dopiro nidawno ruszył (z udziałm krakowskich fizyków) ksprymnt BOREXINO, w którym oddziaływania nutrin słoncznych z cyklu protonowgo można rjstrować bzpośrdnio. Jst to jdnak ksprymnt tak skomplikowany, ż jgo opis wymagałby spcjalngo artykułu. 3. Co nowgo? Ostatni lata przyniosły now pomysły na intnsywn źródła nutrin. Jdn z nich (tzw. fabryka nutrin ) polga na wykorzystaniu faktu, ż miony żyją dostatczni długo, aby sformować z nich gęstą wiązkę rozpędzoną do okrślonj nrgii. Rozpady takich mionów mogą dać wiązkę nutrin o wil intnsywnijszą i lpij zogniskowaną niż jakikolwik wiązki otrzymywan dotąd z rozpadów pionów produkowanych w zdrzniach protonów akclratorowych z matrią. Planuj się rozpędzani mionów po kanciastym konturz zamkniętym (np. przybliżającym trójkąt), aby uzyskać wiązki nutrin poruszając się w przybliżniu w kirunku równolgłym do jdngo z boków tgo konturu. Schmat idowy fabryki nutrin (ni w skali): Od lwj u góry: źródło jonów, akclrator protonów, tarcza do produkcji pionów, tunl rozpadu pionów, akclrator mionów, pirściń rozpadu mionów w nutrina. Pokazano takż kirunk wiązki nutrin przz kulę zimską do odlgłgo dtktora Druga ida (tzw. wiązki bta ) pozwala na uzyskani nutrin wysokich nrgii z rozpadów bta przz rozpędzni w akclratorz jonów radioaktywnych izotopów. Przy odpowidnio wysokim stopniu jonizacji pol lktryczn akclratora moż rozpędzić taki jony do bardzo wysokich nrgii, co takż umożliwi lpsz zorintowani przstrznn wiązki nutrin pochodzących z rozpadu tych jonów.

6 20 FOTON 104, Wiosna 2009 Obcni prowadzon są prac projktow do konstrukcji urządzń wykorzystujących t pomysły. Ocnia się, ż oba sposoby pozwolą na uzyskani znaczni intnsywnijszych strumini nutrin, niż używan obcni, a przy tym możliw będzi znaczni dokładnijszy dobór nrgii i kirunku wiązki. Zupłni nową idą, dyskutowaną obcni, jst możliwość wykorzystania procsu odwrotngo do wychwytu K: misji antynutrina z równoczsnym wychwytm mitowango lktronu na jdną z powłok wokół jądra. W takim procsi nrgia antynutrina jst ustalona dla spoczywającgo jądra. Ni moż to oczywiści nastąpić w zwykłym atomi, w którym powłoki bliski jądru są zapłnion, a zakaz Pauligo ni pozwala na umiszczni na nich dodatkowgo lktronu. Jdnak w jonach odartych z lktronów, któr mają być użyt w wiązkach bta, procs tn jst możliwy (i całkim prawdopodobny) i można w tn sposób otrzymać wiązkę nutrin o jszcz lpij okrślonym pędzi, niż dla zwykłych rozpadów β. Jszcz bardzij rwolucyjny pomysł dotyczy możliwości dtkcji nutrin z źródła, o którym dotąd ni wspominaliśmy: tzw. nutrin tła, czyli rliktu z ry, w którj w Wszchświci ni było jszcz jądr, a protony, nutrony, lktrony i nutrina były w równowadz trmodynamicznj. Oznacza to, ż dzięki ogromnj tmpraturz i nrgii kintycznj lktronów i nutrin w każdj chwili tyl samo nutronów powstawało w zdrzniach i rozpadało się przz rozpad β. Po spadku tmpratury poniżj pwnj wartości wszystki nutrony oprócz tych, któr uwięzły w jądrach (główni hlu) rozpadły się, a pochodząc z tych rozpadów nutrina wędrowały odtąd swobodni obniżając swoją nrgię kintyczną zgodni z wzrostm odpowiadającj im długości fali matrii. Można oszacować, ż w każdym cm 3 Wszchświata jst około 10 nutrin z tgo źródła, a ich nrgia kintyczna jst poniżj jdnj miliardowj nrgii spoczynkowj lktronu. Tak mała nrgia nutrin tła (znaczni mnijsza od ich nrgii spoczynkowych!) powoduj, ż prawdopodobiństwo ich oddziaływania z matrią przz zainicjowani procsu analogiczngo do tgo, który wykryli Rins i Cowan jst jszcz o wil rzędów wilkości mnijsz, niż dla rozważanych dotąd przykładów. Dodajmy, ż tarczę nalżałoby budować z spcjalni dobranych izotopów, dla których masa jądra po wymiani protonu na nutron zmnijszyłaby się o tyl, aby umożliwić wyprodukowani pozytonu, bo ni wystarczy do tgo pomijalni mała nrgia nutrina. Ni jst tż możliwa dtkcja lastyczngo rozprosznia nutrin tła, bo wynikła z zdrzń takich nutrin zmiana nrgii cząstk matrii byłaby zbyt mała, aby można ją zmirzyć znanymi mtodami. Wydawało się więc, ż w dającj się przwidzić przyszłości istninia nutrin tła ni da się w żadn sposób dowiść. Tymczasm obcni rozważa się możliwość rjstracji nutrin tła ni przz ich oddziaływani, al przz samo istnini. Chodzi tu o wykorzystani zakazu Pauligo, który unimożliwia umiszczni nutrina w stani, który jst już

7 FOTON 104, Wiosna obsadzony. Nutrina tła zajmują stany o bardzo niskij nrgii, więc ich obcność unimożliwia rozpad β, w którym powstałoby nutrino o takij samj nrgii. Moż to dać znikształcni widma lktronów o wartości nrgii bliskij maksymalnj: takich lktronów będzi mnij, niż oczkujmy. Nistty, aktualna dokładność pomiarów tgo widma ni pozwala jszcz na uzyskani znaczących wyników, al po raz pirwszy wydaj się, ż wykryci nutrin tła ni jst zasadniczo nimożliw. Dodajmy, ż podobny fkt zmiany kształtu widma lktronów o najwyższj możliwj nrgii powinin najpirw pozwolić na wyznaczni mas nutrin, bo ich nrgię spoczynkową nalży oczywiści takż uwzględnić w bilansi przy obliczaniu widma nrgii najszybszych lktronów z rozpadu β. Takimu wyznaczniu ma służyć rozpoczynający się właśni ksprymnt KATRIN. Jak wspomniliśmy, nrgia kintyczna nutrin tła jst mnijsza od nrgii spoczynkowj, więc jszcz trudnij uwzględnić fkty zaburznia widma spowodowan przz zakaz Pauligo. Być moż jdnak następna gnracja podobnych ksprymntów naprawdę pozwoli na rjstrację nutrin tła, a przz to na koljny tst modli historii Wszchświata! Widok ogólny ksprymntu KATRIN (od lwj: gazow źródło trytu, skcja transportu, spktromtr wstępny, spktromtr główny, dtktor) Źródło: