Нейтринна астрономія

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Нейтринний телескоп

Нейтринна астрономія — галузь астрономії, що спостерігає астрономічні об'єкти в спеціальних обсерваторіях за допомогою нейтринних детекторів. Частинки нейтрино утворюються внаслідок деяких видів радіоактивного розпаду, ядерних реакцій, подібно до тих, що відбуваються на Сонці, чи внаслідок зіткнення космічних променів з атомами. Через дуже слабку взаємодію з речовиною нейтрино надає унікальну можливість спостерігати за процесами, які недоступні для оптичних телескопів.

Історія відкриття[ред. | ред. код]

Нейтрино вперше спостерігала 1956 року група Клайда Кована та Фредеріка Райнеса[1][2] за механізмом, який 1942 року запропонував Ван Ганьчан[3]. За це відкриття Фредерік Райнес отримав Нобелівську премію з фізики 1995 року.

Перше покоління підводних нейтринно-телескопних проектів почалося з пропозиції Мойсея Маркова в 1960 році "... встановити детектори глибоко в озері або море і визначити розташування заряджених часток за допомогою черенківського випромінювання".

Перший підводний нейтринний телескоп розпочався як DUMAND Project[en]. Проект розпочався в 1976 році, і, хоча він був скасований у 1995 році, він виступав як прототип багатьох наступних телескопів у майбутньому.

Байкальський нейтринний телескоп встановлено в південній частині озера Байкал у Росії. Детектор перебуває на глибині 1,1 км і розпочав спостереження в 1980 році.

Методи дослідження[ред. | ред. код]

Оскільки нейтрино дуже слабо взаємодіє з речовиною, потік сонячних нейтрино, що проходить крізь Землю, спричиняє лише одну взаємодії на 1036 атомів-мішеней, і кожна взаємодія дає лише кілька фотонів або один гібридний атом[джерело?]. Спостереження за взаємодією нейтрино вимагає великої маси детектора разом із чутливою системою посилення. Такі детектори реєструють мюони, що утворюються при взаємодії через заряджений струм нейтрино зі звичайною речовиною (протонами та нейтронами)[джерело?].

Зважаючи на дуже слабкий сигнал, слід мінімізувати джерела фонового шуму. Детектори мають бути захищені великою щитовою масою, і тому їх будують глибоко під землею або під водою. Для того, що придуши мюони, які приходять зверху — атмосферні, ті, що утворюються внаслідок взаємодії космічних променів в атмосфері Землі, детектор має перебувати щонайменше на 1 км глибини. Оскільки жодна інша відома частинка не може перетнути всю Землю, детектор налаштовують ловити мюони, які рухаються вгору.

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. C.L Cowan Jr., F. Reines, F.B. Harrison, H.W. Kruse, A.D McGuire (1956). Detection of the Free Neutrino: a Confirmation. Science 124 (3212): 103–4. Bibcode:1956Sci...124..103C. PMID 17796274. doi:10.1126/science.124.3212.103. 
  2. K. Winter (2000). Neutrino physics. Cambridge University Press. с. 38ff. ISBN 978-0-521-65003-8. 
    Джерело відтворює статтю 1956 року.
  3. K.-C. Wang (1942). A Suggestion on the Detection of the Neutrino. Physical Review 61 (1–2): 97. Bibcode:1942PhRv...61...97W. doi:10.1103/PhysRev.61.97.