Астрономiчнi експерименти з дослiдження елементарних частинок
МІНІСТЕРСТВО ОСВІТИ ТА НАУКИ УКРАЇНИ
ЛУБЕНСЬКА ЗАГАЛЬНООСВІТНЯ ШКОЛА № 1 І-ІІІ СТУПЕНІВ
Р
ЕФЕРАТ
ТЕМА:
Астрономiчнi експерименти з дослiдження елементарних частинок
Виконала: учениця 11-А класу
Сапа Марина
Лубни 2010
Вступ
будови речовини на мiкроскопiчному рiвнi. Вiдкриття на рубежi 19-20 ст. Найдрiбнiших носiїв властивостей речовини - молекул i атомiв - i встановлення того факту, що молекули побудованi iз атомiв, позволило описати всi вiдомi речовини як комбiнацiї кiнцевого числа структурних складових - атомiв. Виявлення в подальшому наявностi складових атомiв-електронiв i ядер , встановлення складної природи ядер , якi складаються iз двох типiв частинок (протонiв i нейтронiв), дало можливiсть передбачити, що ланцюжок складових матерiї завершиться дискретними безструктурними утвореннями - елементарними частинками. Але не можна впевнено стверджувати, що такi елементарнi частинки iснують. Протони i нейтрони наприклад, довгий час рахувалися елементарними, а тепер вияснилось, що вони мають складну будову.
Не виключена можливiсть того, що послiдовнiсть структурних складових матерiї безкiнечна.
Термiн “елементарнi частинки” частенько використовується в сучаснiй фiзицi для найменування великої групи найдрiбнiших частинок матерiї, якi не являються атомами i атомними ядрами (виняток складає ядро атома водню-протон). Як проявили дослiдження, ця група частинок дуже велика. Крiм згадуваних протона, нейтрона i електрона до неї вiдносяться: фотон, пiмезони, мюони, нейтрино, дивнi частинки (К-мезони i гiперони), рiзноманiтнi резонанси, “зачарованi” частинки, iпсилон-частинки i важкi лептони-всього бiльше 350 частинок, в основному нестабiльних. Число частинок, що входить в цю групу, продовжує рости, i скорiше всього, необмежено велике. Використання назви “елементарнi частинки” до всiх цих частинок має iсторичнi причини i пов'язано з тим перiодом дослiджень (початок 30-х рокiв 20 ст.), Якщо єдиними представниками даної групи були протон, нейтрон i частинка електромагнiтного поля - фотон. Цi чотири частинки тодi рахувалися елементарними , так як вони служили основою для побудови речовини i електромагнiтного поля, яке з нею взаємодiє, а складна структура протона i нейтрона не була вiдома.
Вiдкриття нових мiкроскопiчних частинок матерiї поступово зруйнувало цю просту картину. Новi вiдкритi частинки дуже були близькi до перших чотирьох вiдомих частинок. Спiльним для них є те, що вони являються специфiчними формами iснування матерiї , яка не асоцiюється в ядра i атоми, тому їх iнодi називають “суб'ядерними частинками”. До тих пiр, поки кiлькiсть таких частинок була не дуже велика, iснувала думка, що вони вiдiграють фундаментальну роль в будовi матерiї, i їх вiдносили до елементарних частинок. Зростання кiлькостi суб'ядерних частинок, виявлення у багатьох iз них складної будови показало, що вони, як правило, не мають властивостi елементарностi, але традицiйна назва “елементарнi частинки ” за ними збереглась.
Короткi iсторичнi вiдомостi
частинок, якi були названi електронами. В 1911 р. Е. Резерфорд, пропускаючи альфа-частинки вiд природного радiоактивного джерела через тонку фольгу рiзних речовин, вияснив, що позитивний заряд в атомах зосереджений в компактних утвореннях-ядрах, а в 1919 р. Виявив серед частинок, вибитих iз атомних ядер, протони-частинки з одиничним позитивним зарядом i масою, в 1840 разiв перевищуючи масу електрона. Інша частинка , яка входить до складу ядра, - нейтрон - була вiдкрита в 1932 р. Дж. Чедвiком пiд час дослiдження взаємодiї альфа-частинки з берилiєм.
Нейтрон має масу, яка близька до маси протона, але не має електричного заряду.
Вiдкриттям нейтрону завершилося виявлення частинок - структурних елементiв атомiв i їх ядер.
Планк одержав правильну формулу для дiапазону випромiнювання. Розвиваючи iдею Планка, А. Ейнштейн (1905 р.) Доказав, що свiтло в дiйсностi являється потоком окремих квантiв (фотонiв), i на цiй основi пояснив закономiрностi фотоефекту. Експериментальнi докази iснування фотона були данi Р. Мiлiкеном (1912-1915 рр.)
Комптоном (1922р.) Вiдкриття нейтрино-частинки, яка майже не взаємодiє з речовиною, веде свiй початок вiд теоретичної здогадки В. Паулi (1930 р.) Експериментально iснування нейтрино було доведено лише в 1953 р. (Ф. Райнес i К. Коуен, США).
З 30-х до початку 50-х рокiв вивчення елементарних частинок було тiсно пов'язано з дослiдженням космiчних променiв. В 1932р. В складi космiчних променiв К. Андерсоном було винайдено позитрон-частинку з масою електрона, але з негативним електричним зарядом. Позитрон був першою вiдкритою античастинкою. Існування позитрона безпосередньо витiкало iз релятивiстської теорiї електрона, розвинутої П. Дiраком (1928-1931рр.) Незадовго до вiдкриття позитрона. В 1936 р. Американськi фiзики К. Андерсон i С. Недермейєр вiдкрили при дослiдженнi космiчних променiв мюони-частинки з масою в 200 мас електрона i дуже близькi до властивостей електрона i позитрона. В 1947 р. Також в космiчних променях групою С. Пауела були вiдкритi p+ и p-мезони з масою в 274 електроннi маси, якi вiдiграють важливу роль при взаємодiї протонiв з нейтронами в ядрах.
-, S- -, X- -гiперони були вiдкритi в космiчних променях, наступнi вiдкриття незвичайних частинок були зробленi на прискорювачах. З початку 50-х р. Прискорювачi перетворилися на основний iнструмент для дослiдження елементарних частинок. Пiсля введення в експлуатацiю протонних прискорювачiв з енергiями в мiльярди разiв позволило вiдкрити важкi античастинки: антипротон, антинейтрон, антисигма-гiперони. В 1960-х рр. На прискорювачах було вiдкрито велику кiлькiсть нестiйких частинок, якi отримали назву “резонансiв.” Маси бiльшостi резонансiв перевищують масу протона.
У 1962 р. Було дослiджено, що iснують два рiзних нейтрино: електронне i мюонне. В 1974р. Були знайденi масивнi i в той же час вiдносно стiйкi γ-частинки.
Вони тiсно пов'язанi з новою родиною елементарних частинок - “зачарованих.”
В 1975 р. Були одержанi першi вiдомостi про iснування важкого аналога електрона i мюона (важкого лептона t). В 1977 р. Були вiдкритi Ў-частинки з масою порядку десятка протонних мас. Таким чином, за роки, якi пройшли пiсля вiдкриття електрона, було виявлено величезну кiлькiсть рiзноманiтних мiкрочастинок матерiї .
Дослiдження елементарних частинок
Велику частину знань про будову матерiї на субатомному рiвнi отримано за даними експериментiв на прискорювачах, якi дають змогу дослiджувати властивостi ядер та елементарних частинок у модельованих експериментаторами умовах. Однак є iншi можливостi одержувати таку iнформацiю в природних умовах, зокрема, користуючись результатами спостережень у космiчному просторi. Ця галузь експериментальної фiзики дiстала назву неприскорювальна фiзика елементарних частинок.
Астрономiчнi методи дослiджень часто використовуються для пошукiв рiзного роду гiпотетичних частинок, передбачених теоретиками, а також для дослiджень нестандартних i навiть екзотичних властивостей звичайних частинок. Так, недавно з'явились публiкацiї, присвяченi пошуку надзвичайно малого ефективного електричного заряду фотона (у стандартнiй електродинамiцi заряд фотона строго дорiвнює нулевi). Вони базуються на припущеннi про те, що рухомий заряд у магнiтному полi має вiдхилятися вiд прямолiнiйної траєкторiї. Завдяки цьому навiть частинка з дуже малим зарядом еγ
,
що становить мiзерну частку вiд заряду електрона е, релятивiстської зарядженої частинки в магнiтному полi залежить вiд її енергiї, то два зарядженi фотони з рiзною енергiєю пройдуть рiзнi вiдстанi. Фотон з меншою енергiєю запiзниться вiдносно фотона з бiльшою енергiєю. Дж. Кокконi 1988 р. оцiнив максимально припустимий заряд фотона зi спостережуваного розширення iмпульсiв мiлiсекундного радiопульсара, що перебуває на другому краю Галактики. Значення заряду фотона дещо уточнив Г. Раффельт 1994 р.
Ще один ефект, що має виникати пiд час проходження зарядженого фотона крiзь магнiтне поле, — це розпливання зображень точкових радiоджерел, коли спостереження ведеться в смузi частот зi скiнченною шириною. У наш час радiоiнтерферомстрiя з наддовгою базою (РНДБ) дозволяє розрiзняти деталi джерел з кутовим розмiром вiд декiлькох десяткiв кутових мiкросекунд (pas). Приблизно таким для земного спостерiгача був би кутовий розмiр сiрникової коробки на поверхнi Мiсяця. Мiнiмальнi спостережуванi деталi в зображеннi точкового джерела, яке свiтить крiзь хаотичне магнiтне поле скупчення галактик, ставлять обмеження на максимально припустимий електричний заряд фотона (звичайно, якщо магнiтне поле є вiдомим). За допомогою деяких мiркувань авторовi цих рядкiв i С. Б. Попову (ДАІШ, Москва) в 2005 р. удалося оцiнити магнiтне поле на променi зору для компактного радiоджерела ЗС84 (активного ядра галактики NGC 1275), яке перебуває поблизу центра скупчення в сузiр'ї Персея й у якому за допомогою РНДБ-спостережень виявлено окремi деталi розмiром -400 pas. Це й дало змогу одержати обмеження на вiдношення зарядiв фотона й електрона (еγ
/е
< 3x10–33е
γ
/е
~ 10–35 на заряд фотона на рiвнi 10–16
е
(І. Семертзидис та iн., 2003 p.), що значно поступається астрофiзичним оцiнкам.
З астрономiчних спостережень можна оцiнити верхнi межi не тiльки для заряду, але й для маси фотона. Швидкiсть масивного фотона повинна залежати вiд його енергiї (явище дисперсiї, яке вiдсутнє для безмасового фотона у вакуумi). Ґрунтуючись на цьому, Б. Шейфер 1999 р. iз затримки радiочастотних фотонiв вiдносно гамма-квантiв лля гамма-сплеску GRB 980703 визначив, що маса фотона не перевищує 4. 2x10–44
г (2. 3x10–11
еВ). Ще жорсткiшi обмеження отриманi з того, що електромагнiтна взаємодiя у випадку масивностi фотона була б короткодiючою: напруженiсть статичного поля зменшувалася би з вiдстанню експоненцiально, i тим швидше, чим бiльша маса фотона. Наприклад, поле магнiтного диполя на малих вiдстанях пiдкорялося б стандартному законовi (зменшувалося б обернено пропорцiйно до третього степеня вiдстанi), а на бiльших вiдстанях прямувало б до нуля значно швидше. Тому протяжнiсть магнiтних полiв астрономiчних об'єктiв дає змогу встановити обмеження на масу фотона. Так, магнiтосфера Юпiтера простирається на мiльйони кiлометрiв; цей факт дозволяє встановити, що маса фотона не перевищує 6x10–16
еВ (Л. Девiс та iн., 1975 p.). Дослiдження сонячної магнiтосфери дозволяє уточнити масу фотона ще на порядок (Д. Д. Рютов, 1997 p.).
Може виникнути запитання: навiщо потрiбнi такого роду дослiдження, якщо, вiдповiдно до сучасних теоретичних уявлень, фотон уважають безмасовою й незарядженою частинкою? Однак фiзика — наука експериментальна, а фiзичнi теорiї грунтуються на спостереженнях i дослiдах. Нульовi маса й заряд фотона — це експериментальний факт, а не теоретичний висновок, тому треба використовувати будь-яку можливiсть перевiрити емпiричнi пiдстави теорiї на вищому рiвнi чутливостi.
Завдяки астрономiчним спостереженням була уточнена цiла низка властивостей дотепер багато в чому загадкової частинки — нейтрино. Тут важливу роль вiдiграв спалах наднової SN1987Aу Великiй Магеллановiй Хмарi. Нагадаємо, що спалах спостерiгали 23 лютого 1987 p., а насправдi ця подiя вiдбулася приблизно 170 000 рокiв тому. Ще до вiзуального виявлення наднової її спалах був зареєстрований чотирма нейтринними телескопами — Камiоканде (Японiя), 1MB (США), Монблан (Францiя) i Баксан (СРСР). Цiкаво вiдзначити, що за всю iсторiю нейтринної астрономiї дотепер були ототожненi лише два джерела, друге з них — Сонце). Так, детектор Камiоканде зафiксував 11 нейтрино з енергiєю вiд 7. 5 до 35 МеВ, якi були зареєстрованi протягом 12. 5 секунди, причому першi вiсiм частинок — всього за двi секунди. За рiзницею моментiв реєстрацiї нейтринного спалаху вдалося вимiряти затримку приходу нейтрино рiзних енергiй, а звiдси установити обмеження на масу нейтрино. Добре вiдомий у ядернiй фiзицi "часово-пролiтний метод", який застосовується зазвичай для вимiру енергетичного спектру частинок з вiдомою масою, у цьому випадку, навпаки, був застосований для визначення маси частинок з вiдомою енергiєю. Аналiз усiх отриманих спостережень дозволив обмежити зверху масу електронних нейтрино величиною 20 еВ, що на той час було одним iз найточнiших результатiв. Недавно ретельнiший аналiз накопичених експериментальних даних дозволив уточнити цю оцiнку й знизити верхню межу маси нейтрино до 5. 7 еВ. Із тих самих даних ще були отриманi верхнi обмеження на величини магнiтного дипольного моменту й електричного заряду електронного нейтрино, враховуючи ту обставину, що довжина траєкторiї й час проходження нейтрино, яке взаємодiє з магнiтним полем Галактики, мають залежати вiд енергiї частинки. А вiдсутнiсть гамма-сплеску, що збiгається за часом з нейтринним спалахом, дала змогу обмежити знизу час життя нейтрино для будь-яких каналiв розпаду, котрi супроводжуються появою в кiнцевому станi фотонiв. Інформацiя щодо трьох десяткiв зареєстрованих нейтрино вiд SN 1987A виявилася настiльки цiнною, що в наш час кiлька нейтринних детекторiв постiйно перебувають у режимi очiкування наступної наднової зорi поблизу Землi. Надновi зорi в подiбних до нашої галактиках з'являються в середньому один раз на 30—50 рокiв.
Крiм внеску у вивчення властивостей нейтрино, вимiр тривалостi нейтринного спалаху наднової SN1987Aдав змогу встановити, що в природi немає так званих аксiонiв (гiпотетичних частинок, якi слабо взаємодiють з речовиною) з масою понад 10–3 охолодили б ядро, тому тривалiсть спалаху була б коротшою за спостережувану. Цiла низка обмежень щодо дiапазону можливих характеристик аксiона (та iнших гiпотетичних легких слабо взаємодiючих частинок) також була отримана з астрофiзичних даних. Зокрема, якщо такi частинки iснують i досить ефективно взаємодiють зi звичайними частинками (наприклад, з електроном), то вони можуть виникати в ядрi зорi й виносити енергiю крiзь її щiльнi зовнiшнi шари. У результатi швидкiсть еволюцiї для багатьох типiв зiр iстотно змiнюватиметься. Спостережувана швидкiсть еволюцiї цих зiр дозволяє встановити обмеження на деякi характеристики гiпотетичних слабо взаємодiючих аксiоноподiбних частинок, на такi, як їхня маса й константа зв'язку з електроном i нуклонами.
бозонiв зi звичайними частинками можна дослiдити в експериментах з пошуку так званої
Прояв додаткової далекодiючої взаємодiї зводився б до порушення принципу еквiвалентностi. Інакше кажучи, тiла рiзного складу в однаковому гравiтацiйному полi падали б з рiзним прискоренням. Можна стверджувати, що першi перевiрки принципу еквiвалентностi провiв ще iталiйський учений Галiлео Галiлей (1564—1642), коли кидав гарматнi ядра й кулi з Пiзанської вежi. Додаткова взаємодiя мiж тiлами Сонячної системи приводила б до спостережуваної змiни їхнiх орбiт, яка не описується ньютонiвською теорiєю з релятивiстськими поправками. Вiдсутнiсть таких збурень в орбiтах планет дозволяє накласти дуже жорсткi обмеження на можливi властивостi гiпотетичних частинок — переносникiв "п'ятої сили".
Усерединi Сонячної системи рух тiл добре описується ньютонiвським законом усесвiтнього тяжiння з урахуванням релятивiстських поправок, але за її межами виникають деякi труднощi. Давно вiдомо, що рух зiр та iнших об'єктiв у Галактицi, якщо враховувати лише спостережувану речовину, не узгоджується з законом обернених квадратiв вiдстаней — крива обертання Галактики ближча до "твердотiльної", нiж до "кеплерiвської". Аналогiчнi проблеми виникають i пiд час аналiзу кривих обертання iнших галактик, а також пiд час розгляду динамiки скупчень галактик (Ф. Цвiккi, 1937 р.) i утворення великомасштабної структури Всесвiту. Наведена неузгодженiсть вiдома як проблема прихованої маси.
Спостережуванi кривi обертання можна легко iнтерпретувати, якщо прийняти постулат про iснування деякої речовини, котра не спостерiгається звичайними астрономiчними засобами, вiдносно рiвномiрно розподiлена в Галактицi й дає свiй внесок у гравiтацiйне притягання, причому цiєї так званої темної матерiї
повинно бути набагато бiльше, нiж спостережуваної! Хоча на роль темної матерiї висувалися рiзного роду несвiтнi або слабкосвiтнi об'єкти, що складаються зi звичайної "барiонної" речовини (бiлi, коричневi й субкоричневi карлики, нейтроннi зорi, планетари, "снiжки" та iн.), тепер найбiльш обгрунтованим вважається погляд, що темна матерiя є переважно небарiонною. Такою речовиною, яка взаємодiє зi звичайною матерiєю практично лише гравiтацiйно, уважаються так званi ШІМРи (Weakly
Interacting
Massive
Particle
— слабо взаємодiюча масивна частинка). Зауважимо, що iснування частинок саме з такими властивостями передбачають сучаснi теорiї суперсиметрiї (SUSY-теорiї), якi зводяться до дальшого узагальнення Стандартної моделi, тобто вiдомої нам фiзики елементарних частинок. SUSY-теорiї передбачають наявнiсть дуже важких партнерiв у всiх "звичайних" частинок, причому найлегша серед цих суперсиметрич них частинок — нейтралино взаємодiя з навколишнiм свiтом надто слабка. Крiм внеску в динамiку гравiтацiйно зв'язаних об'єктiв (галактик i їхнiх скупчень) та Всесвiту як цiлого, WIMPhможуть проявитись пiд час розсiювання на атомних ядрах (у принципi такi зiткнення можна зареєструвати в лабораторiї, експерименти уже проводяться), а також завдяки гравiтацiйному захопленню небесними тiлами (Сонцем, Землею) i наступної поступової анiгiляцiї частинок, якi накопичуються в потенцiйнiй ямi. В останньому разi слiд очiкувати випромiнення нейтрино високих енергiй. Пошук потоку таких частинок з надр Сонця й Землi проводиться на нейтринному телескопi AMANDA, розташованому в товщi льоду на Пiвденному полюсi.
аксiони, важкi нейтрино, космiони, магнiтнi монополi,
а також такi екзотичнi об'єкти, як космiчнi струни, текстури WMAP, дозволив оцiнити частку гарячої й холодної темної матерiї (легких i важких частинок у складi прихованої маси), а також так званої темної енергiї. < 0. 7 еВ.
Варто згадати про недавнє вiдкриття осциляцiй сонячних нейтрино. Так звана проблема сонячних нейтрино,
яка зводиться до нестачi спостережуваного потоку нейтрино для пояснення свiтностi Сонця, виникла ще наприкiнцi 60-х рокiв минулого столiття, коли цей потiк був уперше вимiряний у знаменитому радiохiмiчному хлор-аргоновому експериментi Р. Девiса в пiдземнiй лабораторiї Хоумстейк. Наступнi радiохiмiчнi експерименти, де як мiшень використовуються ядра галiю, а не хлору, пiдтвердили результати Р. Девiса. Потiк електронних нейтрино, якi утворюються пiд час термоядерних реакцiй у сонячному ядрi, досить жорстко прив'язаний до свiтностi Сонця. На Землi вiн має становити приблизно 60 млрд. частинок за секунду на один квадратний сантиметр, проте спостережуваний потiк удвiчi чи втричi менший за передбачуваний. Неузгодженiсть експериментальних i теоретичних даних можна пояснювати недосконалою теорiєю про будову Сонця або невiдомими властивостями нейтрино. Не бракувало запропонованих сонячних моделей, якi зменшували нейтринний потiк, але всi вони з тих чи iнших причин виявилися незадовiльними.
моделей, але бiльша частина нейтрино, утворених у ядрi Сонця як електроннi, на шляху до Землi перетворюються в нейтрино iнших типiв (мюоннi й тау-нейтрино), до яких радiохiмiчнi експерименти не чутливi. Такi взаємоперетворення (осциляцiї) можливi лише в тому разi, якщо нейтрино мають масу. Цей результат є першим кроком за межi Стандартної моделi, яка "забороняє" переходи мiж поколiннями лептонiв i постулює нульову масу нейтрино. Осциляцiйнi експерименти можуть дати лише рiзницю квадратiв мас двох частинок, тому точний масовий спектр нейтрино поки що невiдомий, але вже зрозумiло, що принаймнi два з трьох масових станiв нейтрино мають масу.
Деякi напрямки дослiджень властивостей елементарних частинок астрономiчними методами, здебiльшого є єдиною можливiстю вивчити тi чи iншi властивостi частинок з потрiбною чутливiстю. Той факт, що спостереження галактик i зiр дають змогу дослiджувати поведiнку матерiї на субатомних масштабах, на перший погляд здається парадоксальним, але в цьому проявляється глибока єднiсть фiзичного свiту.
Лiтература
1. Астрономiчний календар на 2007 рiк (виданння ГАО АН України).
|
