Нейтрино регистрация

Уникальная методика Девиса нашла еще одно применение. В 1971 г. она была использована для регистрации солнечных нейтрино. Опыт был поставлен в золотой шахте штата Южна Дакота (США) на глубине 1500 м. На этот раз объем детектора составлял 380 (610 г) жидкого тетрахлорэтилена. В результате измерений был обнаружен очень небольшой (0,3 0,2 атома аргона в день) эффект, который можно отнести за счет солнечных нейтрино. Этот эффект оказался в семь раз меньш предсказанного теоретически и только, в пять раз больше минимально возможного эффекта, который должен наблюдаться при термоядерном происхождении солнечной энергии. В связи с этим пришлось пересмотреть расчеты водородного и углеродного циклов. В результате новых расчетов было показано, что результат эксперимента Девиса можно согласовать с термоядерной природой солнечной энергии, если предположить, что основной вклад в нее ( 95%) вносит водородный цикл и что температура центральной области Солнца не превышает 14,3 млн. градусов (раньше ее оценивали в 20 млн. градусов). [c.245]

Практическое осуществление такого эксперимента сначала казалось совершенно фантастичным. Действительно, электронное антинейтрино с трудом удалось зарегистрировать, воспользовавшись мощным потоком этих частиц от ядерного реактора. Но мюонные нейтрино в ядерных реакторах не рождаются. Тем не менее и эту задачу удалось решить, воспользовавшись новыми более эффективными методами регистрации и тем, что нейтринные сечения, как и все сечения реакций, обусловленных слабыми взаимодействиями, быстро (линейно в ЛС, см. (7.196)) растут с энергией. О самом опыте мы расскажем в гл. IX, 4, п. 11. Здесь же отметим, что опыт подтвердил наличие реакции (7.201) и отсутствие реакции (7.202). Тем самым было установлено различие электронного и мюонного нейтрино [c.422]

Пузырьковые камеры, особенно большие, крайне дороги, трудны в изготовлении и сложны в эксплуатации. Поэтому такие камеры используются только там, где без них нельзя обойтись — для детального исследования сложных многокаскадных процессов с элементарными частицами очень высоких энергий, а также для регистрации очень редких событий, например нейтринных реакций (рис. 9.19). [c.508]

Самыми трудными для регистрации частицами являются нейтрино. Два опыта по регистрации нейтрино мы уже описали в 4, пп. 5 и 11. Сейчас освоена регистрация нейтринных событий в больших пузырьковых камерах с использованием ускорителей высоких энергий. [c.525]

Н. а. изучает физ. процессы в космич. объектах, происходящие с участием нейтрино (Н.). Проблемы регистрации космич. Н. относятся к нейтринной астрономии. [c.256]

Методы детектирования (регистрации) космич. Н. относятся к нейтринной астрономии. Задачи нейтринной астрономии высоких энергий сводятся исключительно к поиску точечных космич. источников Н. только при сверхвысоких энергиях (/ й 10 ТэВ) ставится задача измерения диффузного потока Н. [c.257]

Результаты экспериментов с солнечными Н. содержат указания на осцилляции Vg v ., где v . == Vg, или стерильное Н. Эксперименты чувствительны к Am a й 10" эВ и sin 20 0,1 с учётом резонансной конверсии нейтрино они становятся чувствительными к существенно меньшим значениям sin 20, вплоть до 10 —10 в диапазоне Ат — (10" —10" ) эВ . Регистрация Н. от гравитац, коллапсов позволяет исследовать ещё больший диапазон Ат , sin 20. [c.266]

Ч, с. с жидким радиатором могут применяться в качестве пороговых детекторов, причём изменение порога осуществляется выбором жидкости с нужным п. Такими жидкостями являются терпентин (п = 1,475), этиленгликоль (н= 1,427), вода (и = 1,333). Др. направлением исследований, где используются Ч. с. с жидким радиатором, являются эксперименты, в к-рых необходим радиатор большого объёма. Это регистрация нейтрино от ускорителей, поиск распада протона, изучение космич. нейтрино высоких энергий. В этих случаях в качестве радиатора используются большие объёмы воды. Так, напр., для регистрации нейтрино на расстоянии 570 км от ускорителя лаборатории имени Ферми (США) в соляной шахте близ Кливленда был построен Ч. с. с водяным радиатором объёмом 6842 м . Вспышки излучения регистрировались 2048 ФЭУ. [c.451]

Для регистрации космич. нейтрино очень высоких энергий проводятся глубоководные эксперименты, в к-рых в качестве радиатора используется морская или пресная вода естеств. водоёмов. В 1993—94 вошёл в строй т. н. детектор Байкал . На расстоянии 4,5 км от берега в озеро Байкал на глубину 1,3 км опускаются тросы, на к-рых укреплены контейнеры с ФЭУ. Контейнеры имеют окна, через к-рые фотоны попадают на фотокатоды ФЭУ. Сигналы с ФЭУ передаются на поверхность озера по кабелю и регистрируются аппаратурой, расположенной на берегу. [c.451]

К несчастью, эти свойства нейтрино почти исключают возможность его регистрации [c.51]

Опыты, проведенные автором, показали, что нейтрино образует менее двух ионов на пути в полмиллиона километров в воздухе при температуре 15°С и давлении 760 мм рт. ст. 4з этих опытов и из подсчетов, произведенных Бете, можно сделать выводы о другом характерном свойстве нейтрино — его магнитный момент в 5 ООО раз меньше магнитного момента электрона. Другие опыты показали наличие больших трудностей в регистрации этой загадочной й все еще неуловимой частицы. [c.51]

Регистрация нейтрино косвенными методами, которые подтвердили его существование, заставила исследователей изучать ядро отдачи р-излучателя. Было обнаружено, что энергия ядер отдачи прямо пропорциональна максимальной энергии р-спектра и обратно пропорциональна массе ядра-излучателя. Следовательно, нужно обращаться к очень легким радиоактивным элементам, испускающим р-частицы максимальной энергии. В большинстве случаев энергия таких ядер отдачи равна нескольким десяткам электрон-вольт и, следовательно, с трудом поддается наблюдению. [c.51]

Направление движения солнечных нейтрино днем близко к направлению лучей солнечного света. Ночью же солнечные нейтрино, пронизав толщу Земли, приходят снизу. Осуществляемая в нейтринных телескопах регистрация нейтрино, движущихся снизу вверх, позволяет уменьшить фон, вызванный другими проникающими частицами космических лучей. [c.232]

Первые опыты по регистрации солнечных нейтрино были, выполнены Девисом в 1971 г. в глубокой (1,5 км) золотоносной шахте штата Южная Дакота (США). Б качестве мишени-детектора использовался тетрахлорэтилен объемом 380 м (610 т). Б результате измерений был обнаружен очень небольшой эффект (0,3 0,2 атома аргона в день), который оказался в несколько раз меньше ожидаемого из термоядерной модели Солнца. [c.160]

Ввиду особых свойств (z = О, т = О, i 0) нейтрино чрезвычайно трудно наблюдать, поэтому вплоть до последних лет физики располагали лишь косвенными доказательствами существования этой частицы. Прямой опыт по регистрации нейтрино был поставлен только в 1956 г. Рейнесом и Коуэном. [c.21]

Пятидесятые годы были ознаменованы бурным развитием новых, весьма совершенных методов регистрации частиц — методов эмульсионной камеры и пузырьковой камеры. С их помощью сначала в составе космических лучей, а затем и в пучках частиц, выведенных из ускорителей, были обнаружены новые нестабильные частицы /С-мезоны с массой 966 Ше и гипероны с массой, превосходящей массу нуклона. Триумфом ядерной физики последних лет было обнаружение антипротона, антинейтрона и других античастиц проведение прямого опыта, доказывающего существование нейтрино изучение структуры нуклонов, обнаружение несохранения четности в слабых взаимодействиях и открытие эффекта Мёссбауэра. [c.24]

К. д. используются в экспериментах на ускорителях (рис. 4), для решения вадач ядерной физики и при исследовании космич. излучения. Применение К. д. сделало возможным обнаружение пек-рых элементарных частиц и их распадов. К. д. применяют также в др. исследованиях, связанных с регистрацией частиц в физике плазмы, в гамма- и нейтринной астрономии, при изучении радиоакт. распада, для целой неразрушающего контроля и в медицине. [c.459]

Космологические нейтрино Через время 1 с после начала расширения Вселенной её темп-ра упала до 10 К. Концентрация частиц в космич. плазме уменьшилась, свободный пробег Н. увеличился настолько, что они вышли из теплового равновесия с плазмой. Горячий нейтринный газ, содержащий все три типа Н. и антинейтрипо), оторвался от вещества и, расширяясь вместе со Вселенной, стал остывать как независимый, не взаимодействующий с веществом, компонент. Из связи с измеренной темп-рой фотонного газа 2,7 К) следует, что темп-ра нейтринного газа в настоящее время составляет 1,9 К (см. Горячей Вселенной теория). Это означает, что в ср. в 1 см космич. пространства содержится якЗЗО Н. всех типов (включая антинейтрино) со ср. энергией каждой частицы дьб-Ю" эВ. Пока нет практически осуществимого метода регистрации этих реликтовых Н. Тем не менее песомненное существование газа реликтовых II. (косвенно оно подтверждается измерениями реликтовых фотонов аналогичного происхождения) позволяет получить ряд выводов об их роли в эволюции Вселенной. [c.256]

В отличие от рр-нейтрино, рождение ру-нейтрино происходит пороговым образом в фотонном газе со ср. энергией фотонов е большая часть Н. рождается с энергией, превышающей о = 4-10 т с гпрС /в чв б-10 /е ГэВ, где и Ир — массы пиона и протона, а е выражено в эВ. Почти для всех известных источников толща окружающего газа невелика (меньше 1 г/см ), в то время как фотонный газ для ряда источников (наир., ядер активных галактик) имеет столь большую плотность, что источник оказывается непрозрачным для нротонов высокой энергии. Это приводит к высокой эффективности генерации ру-нейтрино. Для многих историков генерация ру-нейтрино имеет пороговую энергию 5-10 ГэВ. Регистрация Н. с 5-10 ГэВ относится к нейтринной астрономии сверхвысоких энергий. Потеря в интенсивности потока Н. сверхвысоких энергий вследствие падающего спектра протонов компенсируется повышенной эффективностью генерации ру-нейтрино благодаря значит, возрастанию сечения взашюдействия Н. в детекторе (вследствие резонансного характера реакции Те - - е — —> адроны, имею- [c.257]

Нейтринная астрономия высоких и сверхвысоких энергий имеет ряд уникальных возможностей по сравнению с гамма-астрономией в частности, она позволяет исследовать плотные объекты и отдалённые космология. эпохи, недоступные средствам гамма-астрономии. Нейтринная астрономия высоких энергий может использовать лить опгич. методы регистрации, при к-рых макс, объём детектора ограничен, по-видимому, величиной 10 м . С детекторами такого объёма возможна регистрация галактич. источников и лишь единичных событий от внегалактич. источников. К наиб, интересным галактич. источникам Н. относятся двойные звёздные системы, молодые (до 1 года) оболочки сверхновых и скрытые источники — пульсары или чёрные дыры, окружённые большой толщей вещества. [c.257]

В качестве примера скрытого источника , к-рый должен проявляться в основном в нейтринном излучении, рассматривается модель массивной звезды-сверхгиганта с массой 10 М и радиусом 7-101 з центр, области звезды находится двойная система — пульсар и ядро массивной звезды, похожее на белый карлик. Если светимость пульсара составляет 3-10 эрг/с, то давление излучения создаёт вокруг пульсара разреженную полость, где могут ускоряться протоны. Проникая в оболочку, они рождают там в цепочке распада пионов фотоны, электроны и Н., из к-рых только последние могут пройти сквозь толстый слой вещества ( 10 г/см ) наружу. Наблюдаемый во всех диапазонах эл.-магн. излучения, включая рентг. и гамма-диапазоны, источник будет выглядеть как обычная звезда-сверхгигант со светимостью 10 зрг/с и темп-рой 2500 К, и лишь регистрация Н. высоких энергий может раскрыть его подлинную природу. [c.258]

Регистрация заряж. леи Рис. о. Диаграммы рассеяния тонов и измерение т. н. не- нейтрино на кварках н электро-достающсй энергии, уно- [c.263]

Нейтринные эксперименты. 1) Рассеяние Vg, в области низких энергий, < 10 МэВ, исследуется в экспериментах на ядерных реакторах [11]. Источником Vg являются цепочки р-раснадов осколков деления ядерзз и 2з рц и др. В среднем на одно деление приходится 6vg, и при мощности реактора 3000 МВт полный поток Vg составляет 5 10 с" . Спектры Н. быстро падающие, с характерным диапазоном = (1—8) МэВ. Для детектирования Н. используется гл. обр. обратный р-распад (2). Мишени-детекторы представляют собой баки с жидкими водородсодержащими сцинтилляторами, к-рые (в ряде установок) прослоены гелиевыми проволочными камерами для регистрации нейтронов. Кроме измерений спектров е " на разных расстояниях от реактора (си. ниже, Осцилляции Н.) изучаются взаимодействия Vg с электронами и дейтронами (напр., Vg 4- d — е+ -Ь п + н). [c.264]

Рис. 3. Кривая блеска сверхновой звезды N1987А- в Большом Магеллановом Облаке, По оси абсцисс отложено время, отсчитанное от момента регистрации нейтринной вспышки от этой звезды. По оси ординат отложена та же величина, что и на рис. ).

Высокая прозрачность жидких сцинтилляторов позволяет создавагь на их основе С. д. с размерами в неск. метров и массой вплоть до неск. сотен тонн, напр, в экспериментах по регистрации нейтрино. В этом случае часто используется сцинтиллятор на основе уайт-спирита (очищенный керосин), Его прозрачность. v = 20 м. На основе уайт-спирита созданы крупнейшие подземные С. д. для комплексного изучения космич. лучей и нейтринной астрофизики баксан-ский сцинтилляционный телескоп (330 т), 105-юнный подземный С. д., расположенный в подземном помещении вблизи г. Артёмовск российско-итальянский С. д. в туннеле под Монбланом (90 т). [c.40]

Ч. Болтей (Колумбийский университет) сказал нам, что он со своими сотрудниками планирует эксперимент по прямому наблюдению тау-нейтрино, который предполагается начать примерно через три года на теватроне в Лаборатории им. Ферми. Для получения пучка тау-нейтрино будет использован распад / -мезонов, рождаемых протонами с энергией 1000 ГэВ. Это очарованные частицы с массой 2 ГэВ/уже наблюдавшиеся в некоторых экспериментах с эмульсионной регистрацией в Лаборатории им. Ферми предполагается, что вероятность распада F-мезона на тау-лептон и тау-нейтрино равна 3%. Ожидается, что на модернизированном ускорителе на 1000 ГэВ в Лаборатории им. Ферми можно будет получать в 10 раз больше [c.244]

Сообщение о наблюдении образования тау-лентонов нейтринным нучком, т. е. о регистрации искомого процесса ь>г было опубликовано после обнаружения четырех событий. [c.165]

Наблюдавшееся явление было интерпретировано как регистрация потока нейтрино от SN1987A — первое наблюдение нейтрино от точечного источника вне нашей Галактики Таким образом, 23 февраля 1987 г. родилась экспериментальная пейтриппая астрономия — и были блестяще подтверждены теоретические предсказания о мощном выбросе нейтрино нри гравитационном коллапсе, предшествующем вспышке сверхновой. [c.233]

Сам факт регистрации интенсивного потока пейтрипо от столь удаленного источника исключает возможность объяснения дефицита солнечных нейтрино их распадом. [c.233]

Заметим, что облучение поверхности именно светом, очевидно, не принципиально, так как тепловое расширение может быть вызвано передачей энергии к среде от любых видов излучений и частиц — потоков электронов, протонов и т. п. Генерируемые при этом звуковые волны могут использоваться для регистрации частиц. В частности, большой интерес представляет возможность регистрации нейтрино с помощью системы акустических приемников, охватывающей протяженную акваторию Мирового океана — Международный проект ДЮМАНД. Связанные с этим исследования сейчас широко проводятся (см., например, [50, 511). [c.362]

Методика Деви са, описанная в 18, п. 5, может быть использована для регистрации солнечных нейтрино при помощи реакции [c.159]

Чтобы проверить правильность полученного результата о количестве солнечных нейтрино, в ближайшие годы в СССР будет повторен хлор-аргоновый эксперимент с большим детектором (3200 т С2С14)- Кроме того, предполагается провести эксперимент по регистрации нейтрино от процесса (103.14) при помощи реакции [c.160]

Регистрация потоков нейтрино от Солнца, а также нейтринных импульсов от коллапсирующих звёзд в Галактике — осн. задачи нейтринной астрономии (раздела астрономии, изучающего небесные тела по их нейтринному излучению). [c.448]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...