Астрономічні експерименти з дослідження елементарних частинок

Астрономічні експерименти з дослідження елементарних частинок

9

МІНІСТЕРСТВО ОСВІТИ ТА НАУКИ УКРАЇНИ

ЛУБЕНСЬКА ЗАГАЛЬНООСВІТНЯ ШКОЛА № 1 І-ІІІ СТУПЕНІВ

РЕФЕРАТ

ТЕМА:

Астрономічні експерименти з дослідження елементарних частинок

Виконала: учениця 11-А класу

Сапа Марина

Лубни 2010

Вступ

Елементарні частинки - це первинні частинки, які дальше не розпадаються, з них складається вся матерія. Поняття елементарні частинки сформувалося в тісному зв'язку з встановленням дискретного характеру будови речовини на мікроскопічному рівні. Відкриття на рубежі 19-20 ст. Найдрібніших носіїв властивостей речовини - молекул і атомів - і встановлення того факту, що молекули побудовані із атомів, позволило описати всі відомі речовини як комбінації кінцевого числа структурних складових - атомів . Виявлення в подальшому наявності складових атомів-електронів і ядер , встановлення складної природи ядер , які складаються із двох типів частинок (протонів і нейтронів), дало можливість передбачити, що ланцюжок складових матерії завершиться дискретними безструктурними утвореннями - елементарними частинками. Але не можна впевнено стверджувати, що такі елементарні частинки існують. Протони і нейтрони наприклад, довгий час рахувалися елементарними, а тепер вияснилось, що вони мають складну будову.

Не виключена можливість того, що послідовність структурних складових матерії безкінечна.

Термін “елементарні частинки” частенько використовується в сучасній фізиці для найменування великої групи найдрібніших частинок матерії, які не являються атомами і атомними ядрами (виняток складає ядро атома водню-протон). Як проявили дослідження, ця група частинок дуже велика. Крім згадуваних протона, нейтрона і електрона до неї відносяться: фотон, пімезони, мюони, нейтрино, дивні частинки (К-мезони і гіперони), різноманітні резонанси, “зачаровані” частинки, іпсилон-частинки і важкі лептони-всього більше 350 частинок, в основному нестабільних. Число частинок, що входить в цю групу, продовжує рости, і скоріше всього, необмежено велике. Використання назви “елементарні частинки” до всіх цих частинок має історичні причини і пов'язано з тим періодом досліджень (початок 30-х років 20 ст.), Якщо єдиними представниками даної групи були протон, нейтрон і частинка електромагнітного поля - фотон. Ці чотири частинки тоді рахувалися елементарними , так як вони служили основою для побудови речовини і електромагнітного поля, яке з нею взаємодіє, а складна структура протона і нейтрона не була відома.

Відкриття нових мікроскопічних частинок матерії поступово зруйнувало цю просту картину. Нові відкриті частинки дуже були близькі до перших чотирьох відомих частинок. Спільним для них є те, що вони являються специфічними формами існування матерії , яка не асоціюється в ядра і атоми, тому їх іноді називають “суб'ядерними частинками”. До тих пір, поки кількість таких частинок була не дуже велика, існувала думка, що вони відіграють фундаментальну роль в будові матерії, і їх відносили до елементарних частинок. Зростання кількості суб'ядерних частинок, виявлення у багатьох із них складної будови показало, що вони, як правило, не мають властивості елементарності, але традиційна назва “елементарні частинки ” за ними збереглась.

Короткі історичні відомості

Першою відкритою елементарною частинкою був електрон - носій негативного елементарного електричного заряду в атомах. В 1897 р. Дж. Дж. Томсон встановив, що катодні промені утворені потоком найдрібніших частинок, які були названі електронами. В 1911 р. Е. Резерфорд, пропускаючи альфа-частинки від природного радіоактивного джерела через тонку фольгу різних речовин, вияснив, що позитивний заряд в атомах зосереджений в компактних утвореннях-ядрах, а в 1919 р. Виявив серед частинок, вибитих із атомних ядер, протони-частинки з одиничним позитивним зарядом і масою, в 1840 разів перевищуючи масу електрона. Інша частинка , яка входить до складу ядра, - нейтрон - була відкрита в 1932 р. Дж. Чедвіком під час дослідження взаємодії альфа-частинки з берилієм.

Нейтрон має масу, яка близька до маси протона, але не має електричного заряду.

Відкриттям нейтрону завершилося виявлення частинок - структурних елементів атомів і їх ядер.

Висновок про існування частинки електромагнітного поля фотона бере свій початок із роботи М. Планка (1900 р.) Передбачивши, що енергія електромагнітного випромінювання абсолютно чорного тіла квантована, Планк одержав правильну формулу для діапазону випромінювання. Розвиваючи ідею Планка, А. Ейнштейн (1905 р.) Доказав, що світло в дійсності являється потоком окремих квантів (фотонів), і на цій основі пояснив закономірності фотоефекту. Експериментальні докази існування фотона були дані Р. Мілікеном (1912-1915 рр.)

Комптоном (1922р.) Відкриття нейтрино-частинки, яка майже не взаємодіє з речовиною, веде свій початок від теоретичної здогадки В. Паулі (1930 р.) Експериментально існування нейтрино було доведено лише в 1953 р. (Ф.Райнес і К.Коуен, США).

З 30-х до початку 50-х років вивчення елементарних частинок було тісно пов'язано з дослідженням космічних променів. В 1932р. В складі космічних променів К. Андерсоном було винайдено позитрон-частинку з масою електрона, але з негативним електричним зарядом. Позитрон був першою відкритою античастинкою. Існування позитрона безпосередньо витікало із релятивістської теорії електрона, розвинутої П. Діраком (1928-1931рр.) Незадовго до відкриття позитрона. В 1936 р. Американські фізики К. Андерсон і С. Недермейєр відкрили при дослідженні космічних променів мюони-частинки з масою в 200 мас електрона і дуже близькі до властивостей електрона і позитрона. В 1947 р. Також в космічних променях групою С. Пауела були відкриті p+ и p-мезони з масою в 274 електронні маси, які відіграють важливу роль при взаємодії протонів з нейтронами в ядрах.

Кінець 40-х- початок 50-х рр. 20 ст. Ознаменувалось відкриттям великої групи частинок з незвичайними властивостями , які одержали назву “незвичайних”. Перші частинки цієї групи К+- і К--мезони, L-, S+ -, S- -, X- -гіперони були відкриті в космічних променях, наступні відкриття незвичайних частинок були зроблені на прискорювачах. З початку 50-х р. Прискорювачі перетворилися на основний інструмент для дослідження елементарних частинок. Після введення в експлуатацію протонних прискорювачів з енергіями в мільярди разів позволило відкрити важкі античастинки: антипротон, антинейтрон, антисигма-гіперони. В 1960-х рр. На прискорювачах було відкрито велику кількість нестійких частинок, які отримали назву “резонансів.” Маси більшості резонансів перевищують масу протона.

У 1962 р. Було досліджено, що існують два різних нейтрино: електронне і мюонне. В 1974р. Були знайдені масивні і в той же час відносно стійкі г-частинки.

Вони тісно пов'язані з новою родиною елементарних частинок - “зачарованих.”

В 1975 р. Були одержані перші відомості про існування важкого аналога електрона і мюона (важкого лептона t). В 1977 р. Були відкриті Ў-частинки з масою порядку десятка протонних мас. Таким чином, за роки, які пройшли після відкриття електрона, було виявлено величезну кількість різноманітних мікрочастинок матерії .

Дослідження елементарних частинок

Велику частину знань про будову матерії на субатомному рівні отримано за даними експериментів на прискорювачах, які дають змогу досліджувати властивості ядер та елементарних частинок у модельованих експериментаторами умовах. Однак є інші можливості одержувати таку інформацію в природних умовах, зокрема, користуючись результатами спостережень у космічному просторі. Ця галузь експериментальної фізики дістала назву неприскорювальна фізика елементарних частинок.

Астрономічні методи досліджень часто використовуються для пошуків різного роду гіпотетичних частинок, передбачених теоретиками, а також для досліджень нестандартних і навіть екзотичних властивостей звичайних частинок. Так, недавно з'явились публікації, присвячені пошуку надзвичайно малого ефективного електричного заряду фотона (у стандартній електродинаміці заряд фотона строго дорівнює нулеві). Вони базуються на припущенні про те, що рухомий заряд у магнітному полі має відхилятися від прямолінійної траєкторії. Завдяки цьому навіть частинка з дуже малим зарядом ег, що становить мізерну частку від заряду електрона е, подолавши досить велику відстань у міжзоряному магнітному полі (його характерна величина -- мікрогауси, на шість порядків менша від поля Землі), може відхилитися на вимірну величину. Оскільки відхилення релятивістської зарядженої частинки в магнітному полі залежить від її енергії, то два заряджені фотони з різною енергією пройдуть різні відстані. Фотон з меншою енергією запізниться відносно фотона з більшою енергією. Дж. Кокконі 1988 р. оцінив максимально припустимий заряд фотона зі спостережуваного розширення імпульсів мілісекундного радіопульсара, що перебуває на другому краю Галактики. Значення заряду фотона дещо уточнив Г. Раффельт 1994 р.

Ще один ефект, що має виникати під час проходження зарядженого фотона крізь магнітне поле, -- це розпливання зображень точкових радіоджерел, коли спостереження ведеться в смузі частот зі скінченною шириною. У наш час радіоінтерферомстрія з наддовгою базою (РНДБ) дозволяє розрізняти деталі джерел з кутовим розміром від декількох десятків кутових мікросекунд (pas). Приблизно таким для земного спостерігача був би кутовий розмір сірникової коробки на поверхні Місяця. Мінімальні спостережувані деталі в зображенні точкового джерела, яке світить крізь хаотичне магнітне поле скупчення галактик, ставлять обмеження на максимально припустимий електричний заряд фотона (звичайно, якщо магнітне поле є відомим). За допомогою деяких міркувань авторові цих рядків і С. Б. Попову (ДАІШ, Москва) в 2005 р. удалося оцінити магнітне поле на промені зору для компактного радіоджерела ЗС84 (активного ядра галактики NGC 1275), яке перебуває поблизу центра скупчення в сузір'ї Персея й у якому за допомогою РНДБ-спостережень виявлено окремі деталі розміром -400 pas. Це й дало змогу одержати обмеження на відношення зарядів фотона й електрона (ег/е < 3x10-33) . Верхньою межею вважається співвідношення |ег/е|~ 10-35, виведене зі спостережень анізотропії реліктового випромінювання, але воно є модельно залежне (К. Капріні та ін., 2005 p.). Найточніші лабораторні експерименти дають можливість визначити обмеження на заряд фотона на рівні 10-16 е (І. Семертзидис та ін., 2003 p.), що значно поступається астрофізичним оцінкам.

З астрономічних спостережень можна оцінити верхні межі не тільки для заряду, але й для маси фотона. Швидкість масивного фотона повинна залежати від його енергії (явище дисперсії, яке відсутнє для безмасового фотона у вакуумі). Ґрунтуючись на цьому, Б. Шейфер 1999 р. із затримки радіочастотних фотонів відносно гамма-квантів лля гамма-сплеску GRB 980703 визначив, що маса фотона не перевищує 4.2x10-44 г (2.3x10-11 еВ). Ще жорсткіші обмеження отримані з того, що електромагнітна взаємодія у випадку масивності фотона була б короткодіючою: напруженість статичного поля зменшувалася би з відстанню експоненціально, і тим швидше, чим більша маса фотона. Наприклад, поле магнітного диполя на малих відстанях підкорялося б стандартному законові (зменшувалося б обернено пропорційно до третього степеня відстані), а на більших відстанях прямувало б до нуля значно швидше. Тому протяжність магнітних полів астрономічних об'єктів дає змогу встановити обмеження на масу фотона. Так, магнітосфера Юпітера простирається на мільйони кілометрів; цей факт дозволяє встановити, що маса фотона не перевищує 6x10-16 еВ (Л. Девіс та ін., 1975 p.). Дослідження сонячної магнітосфери дозволяє уточнити масу фотона ще на порядок (Д. Д. Рютов, 1997 p.).

Може виникнути запитання: навіщо потрібні такого роду дослідження, якщо, відповідно до сучасних теоретичних уявлень, фотон уважають безмасовою й незарядженою частинкою? Однак фізика -- наука експериментальна, а фізичні теорії грунтуються на спостереженнях і дослідах. Нульові маса й заряд фотона -- це експериментальний факт, а не теоретичний висновок, тому треба використовувати будь-яку можливість перевірити емпіричні підстави теорії на вищому рівні чутливості.

Завдяки астрономічним спостереженням була уточнена ціла низка властивостей дотепер багато в чому загадкової частинки -- нейтрино. Тут важливу роль відіграв спалах наднової SN1987A у Великій Магеллановій Хмарі. Нагадаємо, що спалах спостерігали 23 лютого 1987 p., а насправді ця подія відбулася приблизно 170 000 років тому. Ще до візуального виявлення наднової її спалах був зареєстрований чотирма нейтринними телескопами -- Каміоканде (Японія), 1MB (США), Монблан (Франція) і Баксан (СРСР). Цікаво відзначити, що за всю історію нейтринної астрономії дотепер були ототожнені лише два джерела, друге з них -- Сонце). Так, детектор Каміоканде зафіксував 11 нейтрино з енергією від 7.5 до 35 МеВ, які були зареєстровані протягом 12.5 секунди, причому перші вісім частинок -- всього за дві секунди. За різницею моментів реєстрації нейтринного спалаху вдалося виміряти затримку приходу нейтрино різних енергій, а звідси установити обмеження на масу нейтрино. Добре відомий у ядерній фізиці "часово-пролітний метод", який застосовується зазвичай для виміру енергетичного спектру частинок з відомою масою, у цьому випадку, навпаки, був застосований для визначення маси частинок з відомою енергією. Аналіз усіх отриманих спостережень дозволив обмежити зверху масу електронних нейтрино величиною 20 еВ, що на той час було одним із найточніших результатів. Недавно ретельніший аналіз накопичених експериментальних даних дозволив уточнити цю оцінку й знизити верхню межу маси нейтрино до 5.7 еВ. Із тих самих даних ще були отримані верхні обмеження на величини магнітного дипольного моменту й електричного заряду електронного нейтрино, враховуючи ту обставину, що довжина траєкторії й час проходження нейтрино, яке взаємодіє з магнітним полем Галактики, мають залежати від енергії частинки. А відсутність гамма-сплеску, що збігається за часом з нейтринним спалахом, дала змогу обмежити знизу час життя нейтрино для будь-яких каналів розпаду, котрі супроводжуються появою в кінцевому стані фотонів. Інформація щодо трьох десятків зареєстрованих нейтрино від SN 1987A виявилася настільки цінною, що в наш час кілька нейтринних детекторів постійно перебувають у режимі очікування наступної наднової зорі поблизу Землі. Наднові зорі в подібних до нашої галактиках з'являються в середньому один раз на 30--50 років.

Крім внеску у вивчення властивостей нейтрино, вимір тривалості нейтринного спалаху наднової SN1987A дав змогу встановити, що в природі немає так званих аксіонів (гіпотетичних частинок, які слабо взаємодіють з речовиною) з масою понад 10-3 еВ, хоча існування легших аксіонів поки що не заперечується. Річ у тому, що такі частинки мають інтенсивно випромінюватися ядром наднової та майже не затримуватися зовнішніми шарами. Аксіони швидко охолодили б ядро, тому тривалість спалаху була б коротшою за спостережувану. Ціла низка обмежень щодо діапазону можливих характеристик аксіона (та інших гіпотетичних легких слабо взаємодіючих частинок) також була отримана з астрофізичних даних. Зокрема, якщо такі частинки існують і досить ефективно взаємодіють зі звичайними частинками (наприклад, з електроном), то вони можуть виникати в ядрі зорі й виносити енергію крізь її щільні зовнішні шари. У результаті швидкість еволюції для багатьох типів зір істотно змінюватиметься. Спостережувана швидкість еволюції цих зір дозволяє встановити обмеження на деякі характеристики гіпотетичних слабо взаємодіючих аксіоноподібних частинок, на такі, як їхня маса й константа зв'язку з електроном і нуклонами.

Якщо існують безмасові скалярні й векторні бозони, то може змінюватись взаємодія між звичайними частинками, яка не зводиться до чотирьох відомих взаємодій. Обмеження констант зв'язку таких гіпотетичних бозонів зі звичайними частинками можна дослідити в експериментах з пошуку так званої п'ятої сили. Прояв додаткової далекодіючої взаємодії зводився б до порушення принципу еквівалентності. Інакше кажучи, тіла різного складу в однаковому гравітаційному полі падали б з різним прискоренням. Можна стверджувати, що перші перевірки принципу еквівалентності провів ще італійський учений Галілео Галілей (1564--1642), коли кидав гарматні ядра й кулі з Пізанської вежі. Додаткова взаємодія між тілами Сонячної системи приводила б до спостережуваної зміни їхніх орбіт, яка не описується ньютонівською теорією з релятивістськими поправками. Відсутність таких збурень в орбітах планет дозволяє накласти дуже жорсткі обмеження на можливі властивості гіпотетичних частинок -- переносників "п'ятої сили".

Усередині Сонячної системи рух тіл добре описується ньютонівським законом усесвітнього тяжіння з урахуванням релятивістських поправок, але за її межами виникають деякі труднощі. Давно відомо, що рух зір та інших об'єктів у Галактиці, якщо враховувати лише спостережувану речовину, не узгоджується з законом обернених квадратів відстаней -- крива обертання Галактики ближча до "твердотільної", ніж до "кеплерівської". Аналогічні проблеми виникають і під час аналізу кривих обертання інших галактик, а також під час розгляду динаміки скупчень галактик (Ф. Цвіккі, 1937 р.) і утворення великомасштабної структури Всесвіту. Наведена неузгодженість відома як проблема прихованої маси. Спостережувані криві обертання можна легко інтерпретувати, якщо прийняти постулат про існування деякої речовини, котра не спостерігається звичайними астрономічними засобами, відносно рівномірно розподілена в Галактиці й дає свій внесок у гравітаційне притягання, причому цієї так званої темної матерії повинно бути набагато більше, ніж спостережуваної! Хоча на роль темної матерії висувалися різного роду несвітні або слабкосвітні об'єкти, що складаються зі звичайної "баріонної" речовини (білі, коричневі й субкоричневі карлики, нейтронні зорі, планетари, "сніжки" та ін.), тепер найбільш обгрунтованим вважається погляд, що темна матерія є переважно небаріонною. Такою речовиною, яка взаємодіє зі звичайною матерією практично лише гравітаційно, уважаються так звані ШІМРи (Weakly Interacting Massive Particle -- слабо взаємодіюча масивна частинка). Зауважимо, що існування частинок саме з такими властивостями передбачають сучасні теорії суперсиметрії (SUSY-теорії), які зводяться до дальшого узагальнення Стандартної моделі, тобто відомої нам фізики елементарних частинок. SUSY-теорії передбачають наявність дуже важких партнерів у всіх "звичайних" частинок, причому найлегша серед цих суперсиметрич них частинок -- нейтралино -- має бути стабільною. Такі частинки принаймні на порядок важчі від протона. Утворені в момент Великого Вибуху, вони через дуже короткий час практично перестають взаємодіяти з речовиною, а їхня подальша взаємодія з навколишнім світом надто слабка. Крім внеску в динаміку гравітаційно зв'язаних об'єктів (галактик і їхніх скупчень) та Всесвіту як цілого, WIMPh можуть проявитись під час розсіювання на атомних ядрах (у принципі такі зіткнення можна зареєструвати в лабораторії, експерименти уже проводяться), а також завдяки гравітаційному захопленню небесними тілами (Сонцем, Землею) і наступної поступової анігіляції частинок, які накопичуються в потенційній ямі. В останньому разі слід очікувати випромінення нейтрино високих енергій. Пошук потоку таких частинок з надр Сонця й Землі проводиться на нейтринному телескопі AMANDA, розташованому в товщі льоду на Південному полюсі.

Крім нейтралино, певну частку до прихованої маси можуть вносити інші гіпотетичні частинки: згадані вище аксіони, важкі нейтрино, косміони, магнітні монополі, а також такі екзотичні об'єкти, як космічні струни, текстури й інші топологічні дефекти простору--часу, тіньова (дзеркальна) матерія. Усе це активно обговорюють теоретики. Спектр анізотропії реліктового випромінювання, недавно виміряний з високою точністю супутником WMAP, дозволив оцінити частку гарячої й холодної темної матерії (легких і важких частинок у складі прихованої маси), а також так званої темної енергії. Із цих даних разом з іншими спостереженнями було виведене верхнє обмеження на суму мас всіх типів легких стабільних нейтрино: Zm, < 0.7 еВ.

Варто згадати про недавнє відкриття осциляцій сонячних нейтрино. Так звана проблема сонячних нейтрино, яка зводиться до нестачі спостережуваного потоку нейтрино для пояснення світності Сонця, виникла ще наприкінці 60-х років минулого століття, коли цей потік був уперше виміряний у знаменитому радіохімічному хлор-аргоновому експерименті Р. Девіса в підземній лабораторії Хоумстейк. Наступні радіохімічні експерименти, де як мішень використовуються ядра галію, а не хлору, підтвердили результати Р. Девіса. Потік електронних нейтрино, які утворюються під час термоядерних реакцій у сонячному ядрі, досить жорстко прив'язаний до світності Сонця. На Землі він має становити приблизно 60 млрд. частинок за секунду на один квадратний сантиметр, проте спостережуваний потік удвічі чи втричі менший за передбачуваний. Неузгодженість експериментальних і теоретичних даних можна пояснювати недосконалою теорією про будову Сонця або невідомими властивостями нейтрино. Не бракувало запропонованих сонячних моделей, які зменшували нейтринний потік, але всі вони з тих чи інших причин виявилися незадовільними.

Експеримент SNO (Solar Neutrino Observatory) вперше дав змогу виміряти повний потік усіх (а не тільки електронних) нейтрино від Сонця. Виявилося, шо цей потік близький до передбачень стандартних сонячних моделей, але більша частина нейтрино, утворених у ядрі Сонця як електронні, на шляху до Землі перетворюються в нейтрино інших типів (мюонні й тау-нейтрино), до яких радіохімічні експерименти не чутливі. Такі взаємоперетворення (осциляції) можливі лише в тому разі, якщо нейтрино мають масу. Цей результат є першим кроком за межі Стандартної моделі, яка "забороняє" переходи між поколіннями лептонів і постулює нульову масу нейтрино. Осциляційні експерименти можуть дати лише різницю квадратів мас двох частинок, тому точний масовий спектр нейтрино поки що невідомий, але вже зрозуміло, що принаймні два з трьох масових станів нейтрино мають масу.

Деякі напрямки досліджень властивостей елементарних частинок астрономічними методами, здебільшого є єдиною можливістю вивчити ті чи інші властивості частинок з потрібною чутливістю. Той факт, що спостереження галактик і зір дають змогу досліджувати поведінку матерії на субатомних масштабах, на перший погляд здається парадоксальним, але в цьому проявляється глибока єдність фізичного світу.

Література

1. Астрономічний календар на 2007 рік (виданння ГАО АН України).