Если считать, что масса нейтрино равна нулю, то согласно современным представлениям Вселенная будет бесконечно расширяться. Однако если нейтрино имеет массу, то расширение через некоторое время сменится сжатием. “Хотя это случится не скоро (расширение в ближайшие 20 миллиардов лет нам гарантированно), вопрос о далёком будущем, конечно же, является принципиально важным и волнующем” (Я.Б.Зельдович).
2.5. Двойной β-распад.
Существование двойного β-распада было предсказано чуть позже (1935 г.), чем существование нейтрино. При обычном β-распаде в ядре А(Z,N) один нейтрон превращается в протон, ядро переходит в A(Z+1,N – 1), испуская электрон и антинейтрино. В достаточно редких случаях оказывается энергетически выгодным двойной β-распад. При нём переход выглядит следующим образом: A(Z,N) A(Z+2,N – 2). Он происходит непосредственно между этими ядрами, если энергия промежуточного ядра A(Z+1,N – 1) выше, чем у A(Z,N) (рис. 4).
Рисунок.4. Энергетические уровни трёх ядер. Ядро Z,N способно испытывать двойной β-распад.
Превращение двух нейтронов в два протона может происходить независимо:
( 2.7)
( 2.8)
( 2.9)
( 2.10)
При этом происходит одновременно слабый переход двух d-кварков в два u-кварка и испускается два нейтрино (рис. 5.). В этом случае распад называется двух нейтринным.
Этот же процесс может происходить и не независимо:
( 2.11)
( 2.12)
( 2.13)
( 2.14)
При этом виртуальное нейтрино, испущенное одним кварком, поглощается другим кварком (рис. 6). В этом случае распад называется без нейтринным. Этот процесс возможен только если нейтрино майораново, так как лептонный заряд в этом процессе не сохраняется. В стандартной теории слабого взаимодействия лептонное число сохраняется. Если, однако, нейтрино обладают майорановыми массами, то лептонное число не сохраняется. При этом вместо трёх нейтрино и трёх антинейтрино, мы ммеем дело с шестью истинно нейтральными, так называемыми майорановыми нейтрино.
Рисунок 5. Рисунок 6.
Поиски двойного без нейтринного двойного β-распада накладывают строгие ограничения на нейтринные массы. Эксперимент Heidelberg – Moscow [15] обеспечил самый строгий верхний предел на эффективную майорановскую массу нейтрино: .
3. Некоторые эксперименты по регистрации нейтрино.
3.1. Детекторы солнечных нейтрино.
Все способы регистрации солнечных нейтрино делятся на три категории: 1) радиохимический 2) геохимический 3) рассеяние электронов.
1)Радиохимические детекторы. В этом методе из Солнца попадают в детектор, содержащий некоторое число ядер Х, которые претерпевают обратный бета распад:
( 3.1)
Детекторы некоторое время облучают и потом наблюдают ядра Y. Ядра Y выделяют химическим способом, и их число даёт скорость захвата нейтрино. В качестве материала мишени можно использовать ядра указанные в таблице 4.
|
Начальные ядра Х |
Конечные ядра Y |
Порог реакции (МэВ) |
Период полураспада для Y |
Скорость захвата в SNU |
|
37Cl |
37Ar |
0.814 |
35 дней |
|
|
71Ga |
71Ge |
0.233 |
11.4 дня |
|
|
7Li |
7Be |
0.862 |
53.4 дня |
|
|
127I |
127Xe |
0.789 |
36 дней |
|
|
81Br |
81Kr |
0.470 |
лет |
|
|
98Mo |
98Tc |
1.680 |
лет |
|
|
205Tl |
205Pb |
0.062 |
лет |
|
Таблица 4.
Продукты реакции радиоактивны. Следовательно, нельзя облучать детектор неопределённо долгое время, перед тем, как пытаться регистрировать ядра Y.
Выгода радиохимических детекторов заключается в том, что они могут регистрировать низко энергетические нейтрино. Порог, конечно, зависит от материала. В , например, порог настолько низкий, что могут регистрироваться даже низко энергетические рр нейтрино. Недостаток этих детекторов заключается в том, что ничего нельзя сказать времени прибытия нейтрино и энергии нейтринного захвата.
2)Геохимические детекторы. Основной принцип здесь тот же, что и в радиохимических детекторах. Отличие заключается в то, что продукты реакции имеют большой период полураспада, в области 105 – 106 лет. Конечные ядра можно наблюдать в горных образцах. Их количество скажет нам о солнечном нейтринном потоке за последние миллионы лет. Недостаток этого метода заключается в том, что нужны теоретические оценки того, сколько ядер Y первоначально было в образце. Эти оценки не очень точные.
3)Детекторы, основанные на рассеянии электронов. В этом методе используется рассеяние нейтрино на электроне:
( 3.2)
Электрон рассеивается под очень острым углом. Таким образом, наблюдая за его направлением, можно определить направление входящего в детектор нейтрино и таким образом проверить: пришло ли оно от Солнца. Это основное преимущество этого метода. К тому же, можно регистрировать отдельные события, определяя время прибытия нейтрино и их энергию. Недостаток метода заключается в том, что любые случаи от нейтральных частиц могут вызвать такого же вида события, что и нейтрино. Поэтому, нужно учесть вклад гамма лучей и т.п. Чтобы учесть влияние фона, порог энергии нейтрино должен быть высоким.
3.2. Эксперимент Homestake.
За более чем два десятилетия, Дэвис и его помощники регистрировали солнечные нейтрино в глубокой шахте в Южной Дакоте, США. Их детектор содержит атомов C2Cl4. Из таблицы видно, что порог энергии равен 0.814 МэВ. Поэтому в эксперименте не могут регистрироваться нейтрино рр – цикла. Так как, сечение поглощения быстро растёт с энергией, нейтрино 8В вносят наибольший вклад в общее число регистрируемых нейтрино. Теоретические расчёты в стандартной солнечной модели дают следующие значения для полной скорости захвата нейтрино:
( 3.3)
Первый результат принадлежит группе Bahcall, второй взят из обозрения 2. Единица SNU определяется как 1 захват 1036 атомами мишени в секунду. Поэтому, в их детекторе, производство одного атома 37Ar день будет соответствовать 5.3 SNU.
Детектор промывался каждый месяц гелием для вымвания из него аргона. Затем наблюдали за радиоактивностью аргона. Число атомов аргона крайне мало. Их общее число, зарегистрированное на протяжении свыше
Рис 7. Данные группы Дэвиса.
двадцати лет (1970 –1997), составляет несколько сотен. Средний темп скорости захвата нейтрино составляет ¼ от ожидаемого темпа в стандартной солнечной модели.
3.3. Эксперименты Kamiokande и Super-Kamiokande.
Детектор Kamiokande, расположенный в цинковой шахте Kamioka в Японии, работает с 1986. Он содержит почти 1000 тонн воды, окружённой фотоумножителями для регистрации излучения Черенкова. Так, как работа этого детектора основана на рассеянии электронов, то он имеет высокий порог энергии регистрации нейтрино. Вначале порог был установлен на уровне 9.3 МэВ. Позднее, расчёты фона были улучшены до 7.5 МэВ. Наблюдаемый темп нейтринных событий составляет около 40% от ожидаемого темпа в стандартной солнечной модели.
Эксперимент Kamiokande проводится с 1986 года. Этот срок охватывает полный 11 – летний цикл солнечной активности. Недавно участники Kamiokande коллаборации сообщили, что на основе полученных ими данных, можно сделать вывод о независимости нетйринного потока от фазы солнечной активности. Изменение солнечной активности проявляется в виде увеличения пятен и других особенностей на Солнце. Существует ли корреляция между нейтринным потоком и солнечной активностью имеет большое значение для нейтринной физики. Ели бы корреляция была открыта, то для её объяснения можно было предположить, что нейтрино обладает большим магнитным моментом, который взаимодействует с циклически изменяющимся магнитным полем Солнца. В другом нейтринном эксперименте – хлорном эксперименте – в Южной Дакоте (США) вопрос о корреляции остаётся открытым. Исследователи считают, что ситуация полностью прояснится в следующем цикле солнечной активности.
