| |
|
12. Eksperymenty związane z badaniem neutrin
| |
Neutrina są bardzo niewdzięcznymi obiektami do badań eksperymental-nych. Biorą one udział jedynie w oddziaływaniach słabych (ich oddziaływa-nia grawitacyjne na poziomie mikroświata związane z ewentualnym posiada-niem masy, są obecnie poza jakąkolwiek możliwością obserwacyjną), a przekrój czynny na ich oddziaływanie z materią jest bardzo mały (rzędu 10–46 cm2 przy energiach poniżej 10 MeV). Otaczająca nas materia jest dla nich niemal całkowicie przezroczysta. W każdej sekundzie przenikają nas dziesiątki miliardów neutrin na każdy centymetr kwadratowy, a tylko raz na wiele dni zachodzi proces oddziaływania któregoś z nich z nukleonami jąder atomowych. Tym niemniej zaprojektowano i zrealizowano kilka ekspery-mentów do badania ich własności.
Najważniejszym źródłem neutrin poddawanych eksperymentom są neutrina pochodzenia słonecznego (powstające w reakcjach termo-jądrowych we wnętrzu Słońca). Drugim źródłem są neutrina atmosferyczne — powstające w kaskadach cząstek wywoływanych przy zderzeniach promieniowania kosmicznego z atomami gazów w górnych warstwach naszej atmosfery. Są też eksperymenty, w których neutrina produkowane są w akceleratorach naziemnych i rejestrowane w pewnej odległości od miejsca ich wyprodukowania.
Wspomnieć także należy o prawdopodobnym istnieniu kosmologicznego tła neutrinowego (podobnego do kosmologicznego promieniowania tła), o gęstości rzędu 102 na cm3, lecz o energiach zbyt małych jak na nasze obecne możliwości detekcji.
1. Neutrina słoneczne
Najważniejszym procesem produkcji energii w Słońcu jest cykl protonowy (p – p), w którym pierwsza reakcja (związana z procesem β+) ma postać:
Zdarzają się też zderzenia trójcząstkowe (p – e – p):
Produkowane w ten sposób neutrina mają stosunkowo niewielką energię — poniżej 0.4 MeV dla pierwszej reakcji i około 1.5 MeV dla drugiej, natomiast ich strumień jest najbardziej znaczący. Na rysunku 1 przedstawiono najważniejsze procesy ze słonecznego cyklu (p – p), będące źródłem neutrin.
Pierwszy eksperyment badający strumień neutrin słonecznych, rozpoczęto w 1968 roku w Południowej Dakocie (USA). Był to tzw. detektor chlorowy — ogromny zbiornik wypełniony 4 – chloroetanem (C2Cl4), w którym neutrina oddziałując z neutronami jądra chloru, prowadziły do reakcji: νe + 3717Cl → 3718Ar + e– (była to na poziomie nukleonu reakcja νe + n → p+ + e–. W doświadczeniu tym zachodziła jedna taka reakcja na kilka tygodni. Powstający izotop argonu jest niestabilny i rozpada się w końcowym etapie na hel, którego ilość rejestrowano. Trwający już ponad 30 lat eksperyment pozwala określić ilość rejestrowanych neutrin na około 2.5 SNU (Solar Neutrino Unit, 1 SNU = 10–36 reakcji na 1 atom na 1 sekundę). Teoretycz-nie oszacowana ilość neutrin w badanym zakresie energii wynosi około 7.3 SNU, czyli jest prawie trzy razy większa.
Detektor chlorowy nie mógł rejestrować wszystkich neutrin słonecznych, a jedynie te o energii większej od 0.8 MeV (patrz rysunek 1). Były to więc neutrina z reakcji 7Be → 7Li, w której zachodziło oddziaływanie e– + p+ → n + νe, a także reakcji (pep). A więc tylko te reakcje uwzględniało się przy określeniu teoretycznej ilości neutrin.
| Rys.1 |
Strumień neutrin słonecznych (w funkcji ich energii) emitowany w ważniejszych procesach termojądrowych cyklu p – p i jego odgałęzień.
| (pp) |
— |
p + p → 2D + e+ + νe |
. |
| (pep) |
— |
p + e– + p → 2D + νe |
. |
| (hep) |
— |
3He +p → 4He + e+νe |
. |
|
prof. Jerzy Sikorski
| |
|
|
|
