Диссертация (1149404), страница 4

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 4)

Хотясам метод измерения у все трех групп совпадает, существуют принципиальные различия втехнической реализации каждого из них. Тем не менее, независимо от конкретной реализа­ции, для достижения суб-эВ чувствительности к массе нейтрино нужно иметь не менее 1014распадов в полном спектре. Однако, ввиду эффекта наложений, когда два случайных собы­тия могут произойти в пределах мертвого времени детектора и исказить результирующийспектр, счетность в одном детекторе не может быть слишком большой. Таким образом, пред­полагая такое временное разрешение детектора, которое позволяет иметь 10 Бк активностина детектор без существенного вклада в общий спектр эффекта случайных наложений, всумме потребуется около 105 таких детекторов, что является одной из главных трудностейв этом «нейтринном бизнесе» в техническом и материальном плане.Итак, выше были описаны два типа β-превращений: β− -распад и ε-захват.

Были при­ведены формулы 1.4 и 1.7, описывающие спектр β-превращения в том и другом случае,соответственно. Из них видно, что масса нейтрино ν является одним из параметров, входя­щим в эти формулы. Таким образом, имея соответствующий спектр, можно профитироватьего и получить, наконец, массу нейтрино, или же только верхний предел на нее. При этомсуществует ряд других параметров, которые тоже должны быть определены.

Определеныони могут быть из того же фита (что вносит дополнительную неопределенность в параметрν ) или же из каких-нибудь других независимых измерений. На самом деле, количествосвободных параметров несколько больше, чем это представлено в формулах 1.4 и 1.7. Для15реального спектра нужно учитывать еще ряд таких факторов, как присутствие фона, эффек­ты высших атомных порядков, а также эффекты, связанные с конкретным детектирующимметодом и свойствами самого детектора.

Поэтому полное количество параметров для описа­ния реального спектра будет гораздо больше. Но все же, одним из важнейших параметров,непосредственно связанным с граничной областью спектра, является -значение, котороенужно знать с большой точностью из независимых экспериментов для достижения суб-эВчувствительности к массе нейтрино.Существует два способа измерения -значения: непрямой – из анализа самого спек­тра β-распада, и прямой – измерение разницы масс материнского и дочернего атомов (см.формулу 1.1). Суть непрямого способа заключается в том, чтобы используя только частьспектра, близкую к β , построить из нее так называемый график Ферми-Кюри (см, напри­мер, [21]). Далее, произведя экстраполирование этого графика к нулю, можно получить егопересечение с осью абсцисс, тем самым получив граничную энергию спектра. В идеальномслучае эта граничная энергия спектра должна совпадать с β -значением исследуемого нук­лида.

Однако, ввиду наличия, например, эффектов взаимодействия испускаемого излученияс веществом детектора, на практике это не совсем так, и всегда существует некоторая систе­матическая ошибка измерений, которая может быть гораздо больше статистической ошибки.Тем самым, хотя полученный результат из графика Ферми-Кюри может быть очень точным,он может содержать в себе неучтенную систематику, что в результате может приводить кзначительному отклонению полученного результата от истинной полной энергии β-распада– β -значения.

Чем меньше полная энергия распада, тем сильнее проявление различныхэффектов, связанных с детектированием этого распада, и тем больше возможный вклад си­стематической ошибки. Таким образом, в области малых энергий распада предпочтительнымявляется прямой и независимый способ измерения -значений – посредством измерения раз­ница масс дочернего и материнского атомов.1.1.2Поиск новых кандидатов для определения νИз огромного числа всевозможных β-распадов для определения массы нейтрино инте­ресны только те случаи, которые имеют энергию β-распада β на уровне нескольких кэВ илименее — далее их буден называть кандидатами. Однако здесь нужно различать β− -распад иε-захват. Так, в случае β− -распада согласно формуле 1.4 для наибольшей чувствительностик массе нейтрино β должно быть как можно меньше.

Однако, в случае ε-захвата по форму­ле 1.7 наибольшая чувствительность достигается, когда именно (ε − ) как можно меньше,то есть когда энергия распада сравнима с энергией связи электрона -ой атомной оболочки.Кроме того, можно еще рассматривать случаи, когда β− -распад или ε-захват происходит нена основное, но на возбужденное состояние дочернего ядра.

Так, например, энергия распадана основное состояние может быть относительно велика, но если энергия возбуждения дочер­него ядра только немного меньше разницы масс материнского и дочернего ядер, то распад16на это возбужденное состояние может происходить с очень малой энергией. На сегодняшнийдень абсолютным рекордом является β− -распад основного состояния 115 In на возбужденное(497 кэВ) состояние 115 Sn – всего 155 ± 10 эВ (с вероятностью распада на это возбужденноесостояние 10−4 % по отношению к распаду на основное состояние) [22]. Однако, пока-что этотслучай не нашел своего экспериментального применения в определении массы нейтрино.В дополнение можно отметить, что малые энергии распада могут быть интересны нетолько для нейтринной физики, но и для проверки теории β-распада при экстремально низ­ких энергиях, когда эффект экранирования ядра атомной оболочкой, эффекты обменноговзаимодействия электронов и эффект перекрытия атомных волновых функций начинает иг­рать значительную роль.1.1.3Стерильные нейтриноНесмотря на все попытки ученых за последние несколько десятилетий, природа ипроисхождение Темной Материи остаются, пожалуй, самой большой и самой интригующей за­гадкой в современной физике.

Астрофизические наблюдения в широком диапазоне масштабаи времени строго указывают, что движение космических объектов, гравитационное искаже­ние света и формирование структурных объектов во Вселенной не могут быть объясненына основе известных на сегодняшний день законов природы и с использование уже извест­ных нам элементарных частиц. Однако все эти странные наблюдения могут быть в хорошемсогласии, если предположить существование огромного количества неизлучающей материивнутри и между галактик – Темной Материи (ТМ) – некоего вещества, общая масса которогонамного превышает массу видимого вещества во Вселенной [23].

Существует несколько идейдля объяснения ТМ, среди которых существование Массивных Компактных Объектов Гало[24] и модификация закона притяжения [25], однако, были впоследствии экспериментальноопровергнуты. Таким образом, введение одной или нескольких новых элементарных частиц– наиболее перспективный способ описания ТМ.Введение новых частиц для объяснения ТМ означает существование физики за предела­ми Стандартной Модели.

Существуют несколько способов расширения Стандартной Модели,дающие множество новых частиц-кандидатов на роль ТМ, ни один из которых, однако, неможет дать точных предсказаний о возможных свойствах этих частиц. Очевидно только то,что время жизни таких частиц должно быть не менее времени жизни Вселенной, и то, чтоэти частицы должны быть достаточно медленными и компактными, чтобы удерживаться впределах галактик. На сегодняшний день ведется множество всевозможных экспериментов,чтобы перекрыть как можно больший диапазон всевозможных новых частиц с различнымисвойствами. Среди возможных кандидатов на роль ТМ рассматриваются и так называемоестерильное нейтрино.Как известно существуют три типа обычных или «активных» нейтрино.

Теперь, ес­ли мы допускаем существование четвертого типа нейтрино – стерильного нейтрино (СН) –17полная волновая функция электронного нейтрино |ν ⟩ выглядит следующим образом:|ν ⟩ =3∑︁ |ν ⟩ + 4 |ν4 ⟩,(1.8)=1где – элементы расширенной матрицы смешивания нейтрино (матрицы Понтекорво—Маки—Накдля случая одного дополнительного типа нейтрино:⎡⎤1 2 3 4⎢⎥⎢µ1 µ2 µ3 µ4 ⎥⎥3+1 = ⎢(1.9)⎢⎥τ1τ2τ3τ4⎣⎦1 2 3 4Несколько теоретических моделей и некоторые экспериментальные наблюдения позволяютстерильным нейтрино быть в достаточно широком диапазоне масс, что сильно осложняетзадачу их обнаружения.

Тем не менее, существуют два принципиально разных способы ихдетектирования. В первом способе используются детекторы для регистрации актов взаимо­действия частиц темной материи, присутствующих в нашей галактике. В качестве реакциивзаимодействия может рассматриваться упругое рассеяние СН или же обратный β-распадпри поглощении СН. Учитывая предполагаемую плотность, энергетическое распределение исечение взаимодействия СН с веществом, эти детекторы должны иметь значительный объем,как в случае, например, эксперимента Xenon [26] или LUX [27]. Во втором способе обнару­жения СН предполагается рождение этих частиц в ходе ядерной реакции в лабораторныхусловиях и детектирование их присутствия по кинематике процесса.

Далее рассмотрим по­дробнее именно этот способ.Итак, существование стерильного нейтрино должно вносить искажения в кинематиче­ский спектр β-распада в зависимости от его массы 4 и его элемента матрицы смешивания4 . Теперь с учетом стерильного нейтрино формула 1.4, описывающая β− -спектр, запишет­ся в следующем виде:22() = 4(,4 ) + (1 − 4)(,1 ).(1.10)В таком случае β− -спектр перестает быть гладкой функцией, но содержит излом (kink) сцентром в ( − 4 ), как показано на Рис. 1.3. По положению излома определяется 4 , в товремя как по глубине провала этого излома находится 4 .

Характеристики

Список файлов диссертации