Реферат: Астрономічні експерименти з дослідження елементарних частинок

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.

Страницы: 1, 2, 3