|
|
Константинов.Барионы. Современные проблемы ядерной физики
Санкт-Петербургский политехнический университет Петра Великого
Институт физики, нанотехнологий и телекоммуникаций
Кафедра «Экспериментальная ядерная физика»
КУРСОВАЯ РАБОТА
Барионная асимметрия Вселенной, поиск распада протона и нейтрон-нейтронных осцилляций.
по дисциплине «Современные проблемы ядерной физики»
Выполнил
студент гр. 23441/4 О.В.Константинов
Руководитель
проф., д.ф.-м.н. Я.А.Бердников
«___» __________ 2017 г.
Санкт-Петербург
2017
Оглавление
Барионы и их античастицы 2
Условие 1. Нарушение СР 4
Условие 2. Нестабильность протона 6
Предположения Сахарова. 9
Условие 3. Неравновесность в ранней Вселенной 10
Последующее развитие 11
Поиск нейтрон-антинейтронных осцилляций. 13
Используемые источники. 16
Барионы и их античастицы
Наличие во Вселенной вещества и отсутствие антивещества называют барионной асимметрией Вселенной, имея в виду, что существует вещество, состоящее из протонов и нейтронов, объединённых общим названием - "барионы", и отсутствует антивещество, состоящее из антибарионов (т. е. антипротонов и антинейтронов).[6]
Барион – это семейство элементарных частиц, основными свойствами которых являются участие в сильном взаимодействии и наличие полуцелого спина (фермион), также барионы состоят из трех кварков, изредка – из пяти. К частицам такого рода относятся протон, нейтрон, сигма-/кси-/омега-гиперон и лямбда-барион. Вместе с электронами барионы составляют материю, в привычной для нас форме – барионная материя.[6]
Рис.1
Этапы развития вселенной с точки зрения взаимодействия между частицами.[6]
Однако, как уже общеизвестно, существует и иной вид материи – антиматерия или антивещество. Первым шагом к этому открытию стало обнаружение позитрона в 1932-м году Карлом Андерсоном. Позднее были открыты и другие античастицы и даже синтезирован антиводород.[6]
Факт наличия антиматерии во Вселенной должен непременно укладываться в космологические модели ее формирования – здесь-то и берет свое начало вопрос о барионной асимметрии во Вселенной.[6]
Основываясь на результатах наблюдения за видимой Вселенной, ученые могут утверждать с уверенностью, что антиматерия реально стабильно не образуется в природе. Ее нет как в нашей галактике, так и за ее пределами. А существование всех античастиц, известных физике, было подтверждено экспериментально, при помощи специальных установок, вроде ускорителей. Даже если позднее античастицы будут обнаружены в природе, где-то вне Млечного Пути, формирование подобных «сгустков» антиматерии не имеет определенных оснований. Очевидное преобладание частиц над античастицами во Вселенной не удается объяснить даже при помощи двух основных космологических теорий: общей теории относительности и стандартной модели.[5]
Рассматривая теорию Большого Взрыва и учитывая известные законы термодинамики, ученые отметили тот факт, что число барионов в тот момент было приблизительно равно числу фотонов. Вероятнее всего изначально материя и антиматерия были представлены в равном количестве и их частицы (барионы и антибарионы) при столкновении аннигилировали. По этой причине большая часть барионов была уничтожена, в то время как фотоны, несмотря на постоянное поглощение и переизлучение, сохранились практически в изначальном количестве. Анализируя полученные результаты наблюдений и теоретические расчеты, физики пришли к выводу, что число фотонов превышает количество барионов в миллиард раз.[5]
Упомянутое открытие означает, что в какой-то момент барионов стало на одну миллиардную больше, чем их античастиц, и именно эта миллиардная часть не нашла себе пары, чтобы аннигилировать. Благодаря некоему неизученному эффекту материя сохранилась в виде барионов, создав тем самым условия для появления жизни во Вселенной. Все могло бы произойти иначе, и в мире остался бы лишь разреженный протон-антипротонный газ и фотоны.[5]
Так как барионная материя допускает наличие разумной жизни, последняя все же была сформирована и вскоре задалась вопросом о том самом эффекте, допустившем преобладание вещества над антивеществом на одну миллиардную часть.[4]
В физике элементарных частиц существует такое понятие как «комбинированная чётность», которая предполагает инвариантность различных взаимодействий по отношению к следующим симметриям:
P – четность. Симметрия, которая создает зеркальное отражение рассматриваемой физической системы.
С – зарядовое сопряжение. Симметрия, согласно которой частица может превратиться в античастицу.
Т – симметрия. Означает замену значения времени t на –t, то есть обращение времени.
Прокомментируем эти условия.[4]
Условие 1. Нарушение СР
Допустим, физики двух удаленных миров во Вселенной связались друг с другом по некому мгновенному каналу связи (в рамках этого мысленного эксперимента махнем рукой на специальную теорию относительности) и научились понимать друг друга. Одни спрашивают: что такое левая резьба в вашей документации? Тут нельзя обойтись фотографией, поскольку все равно встанет вопрос, как разворачивать изображение — слева направо, но как объяснить что такое левое и правое? Оказывается, физикам объяснить можно:
Возьмите обмотку с током и такой-то радиоактивный изотоп. Ядра в магнитном поле, создаваемом обмоткой, будут поляризованы. Смотрите, в какую сторону полетит больше электронов от бета-распада ядер. Направьте отвертку в этом направлении и вращайте ее в сторону, куда текут электроны в вашей обмотке. При этом отвертка будет завинчивать болт с левой резьбой.
Такое объяснение удалось сделать потому, что в мире на уровне законов физики нарушена симметрия между правым и левым. Это нарушение невелико, поэтому для объяснения пришлось привлекать довольно тонкие эффекты. Такая симметрия называется Р-инвариантностью. На таком же уровне нарушена симметрия между миром и антимиром, которая называется зарядовой, или С-инвариантностью. В антимире позитроны полетят в противоположном направлении, и отвертка антифизиков в такой постановке будет закручивать правый болт. Поэтому, если физики двух миров сомневаются, что они не в антимирах по отношению друг к другу, то вышеизложенная инструкция не работает.[4]
Такая асимметрия между миром и антимиром достаточно тривиальна и компенсируется заменой правого на левое. Понятно, что если отличие только в этом, то никакого перекоса между барионами и антибарионами в ранней Вселенной не получить. Если мир и антимир одинаковы при замене правого на левое, это называется СР-инвариантностью. Было время, когда считалось, что СР-инвариантность выполняется точно. Но в первой половине 60-х было экспериментально обнаружено нарушение СР-симметрии. А это уже более существенное различие между миром и антимиром, хотя и выраженное очень слабо.[4]
В свете нарушения СР-инвариантности физики разных миров уже могут понять, одинаковы или противоположны их миры в зарядовом отношении. Соответствующая инструкция может выглядеть следующим образом:
Возьмите нейтральные долгоживущие К-мезоны. Они могут распадаться на три частицы, одна из которых — либо электрон, либо позитрон (а две другие — заряженный пи-мезон и антинейтрино или нейтрино). Мы, земляне, называем позитроном такую частицу, которая чаще рождается в этих распадах. Если ваши атомы содержат позитроны, то вы сделаны из антивещества. Встреча с вами нам противопоказана![4]
Эффект, отличающий мир от антимира, еще слабей эффекта, отличающего правое от левого. Но и начальный перекос между барионами ничтожен — одна миллиардная. В середине 60-х годов, когда А. Д. Сахаров работал над статьей, нарушение СР-инвариантности было доказано. Правда, асимметрии между частицами и античастицами в распадах нейтральных К-мезонов еще не было обнаружено, нарушение СР проявлялось довольно опосредованным образом. Однако автор ссылается на так называемый эффект Окубо — тогда еще теоретическое заключение о том, что нарушение СР должно приводить к маленькой зарядовой асимметрии в каналах распада частиц — так, как описано в инструкции. В целом, к моменту написания статьи для первого условия была достаточно твердая почва под ногами. Этого не скажешь об остальных двух условиях.[4]
Условие 2. Нестабильность протона
Распад протона — гипотетическая форма радиоактивного распада, в результате которой протон распадается на более лёгкие субатомные частицы, например (нейтральный) пион и позитрон. Это явление до сих пор не наблюдалось, но возможность доказать его реальность вызывает нарастающий интерес в связи с перспективами «теории Великого объединения» (GUT: Grand Unified Theory).[1]
Протон долгое время считался абсолютно стабильной частицей, хотя для такой уверенности никогда не было серьёзных оснований, так как, по-видимому, не существует фундаментального закона физики, запрещающего его распад . Запрет распада протона (легчайшего из барионов) связан с эмпирическим законом сохранения барионного числа, однако сам этот закон не имеет глубокого теоретического обоснования — сохраняющаяся величина не связана с какой-либо пространственно-временной симметрией (в отличие, например, от закона сохранения энергии) и не имеет характера калибровочного заряда (в отличие, например, от закона сохранения электрического заряда).[1]
Возможность распада протона вызывает интерес физиков ещё с 30-х годов XX века, но в последние десятилетия эта проблема приобрела особенно большое значение. Несмотря на то, что мнение об абсолютной стабильности протона всегда покоилось на шатких теоретических предпосылках, этот вопрос мало привлекал внимание до 1974 года, пока не был разработан ряд теоретических моделей великого объединения (GUT), в которых распад протона не только разрешён, но и вполне определённо предсказывается.[1]
Первыми такую попытку осуществили в 1973 году Абдус Салам и Джогеш Пати (Имперский колледж Лондона). Несколько месяцев спустя гарвардские физики-теоретики Шелдон Глэшоу и Говард Джорджиen изложили собственную версию GUT, предложив первые модели расчёта времени жизни протона.[1]
Получающиеся в самых простых вариантах этих моделей значения времени жизни (более 1032 лет) на много порядков превосходят возраст Вселенной (примерно 1010 лет). Минимальная SU(5)-модель Джорджи — Глэшоу предсказывала время жизни протона при распаде на пион и позитрон порядка 1031 лет. Эксперименты, выполненные к 1990 г. (Kamiokandeen и ряд других),, показали, что время жизни протона при распаде по этому каналу превосходит эту величину. В результате минимальная SU(5)-модель великого объединения была «закрыта». На сегодня лучшее ограничение на время жизни протона при распаде по этому каналу составляет 8,2·1033 лет (эксперимент Super-Kamiokande). Предварительные результаты самых последних измерений Super-Kamiokande дают оценку выше 1.01·1034 лет.[1]
Кроме того, несохранение барионного числа предсказывается в теориях суперсимметрии, и обнаружение распада протона подтвердило бы её правильность, а также объяснило бы нарушение суперсимметрии в настоящую эпоху. При этом следует отметить, что хотя спонтанный распад протона и не запрещён законом сохранения энергии, вероятность этого процесса очень мала из-за огромной массы промежуточной виртуальной частицы, которая должна при этом рождаться. Например, минимальная SU(5)-модель предсказывает появление в этом случае промежуточной виртуальной частицы с массой 1015 ГэВ (≈ 1,78·10−9 г, что сопоставимо с массой 1000 средних бактерий).[1]
Поскольку распад протона — случайный процесс, было предложено в качестве объекта наблюдения выбрать большой объём воды, в одном кубометре которой содержится около 6·1029 нуклонов (из них около половины протонов). Если теория Джорджи и Глэшоу верна, и каждый протон имеет один шанс из 1031 распасться в одном конкретно выбранном году, то теоретически наблюдение распада хотя бы нескольких протонов в многотонной водной мишени в течение года должно быть реальным.[1]
Физики организовали несколько крупномасштабных экспериментов, в ходе которого предполагалось наблюдать распад хотя бы единичных протонов. Поскольку вспышки так называемого черенковского излучения, которые и сигнализируют об образовании новых частиц (в том числе, в результате распада протона), могут быть вызваны космическими лучами, было решено проводить эксперимент глубоко под землёй. Детектор IMB (Irvin-Michigan-Brookhaven) разместился в выработках бывших соляных копей на берегу озера Эри в штате Огайо. Здесь 7000 тонн воды были окружены 2048 фотоумножителями. Параллельно в Японии группа учёных Токийского университета и ряда других научных организаций в подземной лаборатории Камиока создала детектор Камиоканде (Кamiokande — Кamioka Nucleon Decay Experiment), где 3000 тонн воды просматривались 1000 фотоумножителей. Однако к концу 80-х годов ни одного случая распада протона зафиксировано не было. В 1995 году коллаборация Камиоканде построила новый детектор, увеличив массу воды до 50 000 тонн (Super-Kamiokande). Наблюдения на этом детекторе продолжаются по сей день, но результат поисков распада протона на достигнутом уровне чувствительности по-прежнему отрицателен.[1]
Кроме распада на пион и позитрон (текущее ограничение на время жизни по этому каналу, как отмечено выше, составляет 1,01·1034 лет), выполнялись экспериментальные поиски свыше 60 других вариантов каналов распада, как для протона, так и для нейтрона (в последнем случае имеется в виду не стандартный бета-распад нейтрона, а распад с несохранением барионного числа, например n→μ+π-). Поскольку предпочтительный канал распада, вообще говоря, неизвестен, устанавливаются также экспериментальные нижние ограничения на время жизни протона независимо от канала распада. Лучшее из них на текущий момент равно 1,1·1026 лет. Нижнее ограничение на время жизни протона при распаде с образованием только «невидимых» частиц (то есть не участвующих в сильном или электромагнитном взаимодействиях, например нейтрино) составляет 2,1·1029 лет. Следует отметить, что распад протона по «невидимым» каналам нарушает законы сохранения не только барионного числа, но и электрического заряда; это не относится к распаду нейтрона.[1]
Хотя ожидается, что времена жизни протона и антипротона одинаковы, были получены экспериментальные нижние ограничения на время жизни антипротона. Они значительно уступают ограничениям на время жизни протона: лучшее ограничение — лишь порядка 107 лет.[1]
Некоторые теории предсказывают также распад пар или троек нуклонов (с изменением барионного числа на 2 или 3 единицы) при стабильности одиночных нуклонов. Для различных каналов распада «динуклонов» (пар pp, nn, pn) в ядрах железа установлены нижние ограничения на время жизни ядра на уровне единиц ·10^30 лет.
Таким образом, установлено, что протон как минимум в 1000 раз стабильнее, чем это предсказано в минимальной SU(5)-теории. В различных вариантах теории суперсимметрии время жизни протона предсказывается на уровне установленных в настоящее время ограничений и выше. Для проверки этой теории организован проект LAGUNA с чувствительностью на уровне 1035 лет. Предполагается также, что важную роль в решении этой проблемы сыграет Большой адронный коллайдер, с помощью которого теория суперсимметрии могла бы быть подтверждена экспериментально.[1]
Предположения Сахарова.
Если вначале число барионов и антибарионов было равным, а потом барионов стало чуть больше, значит, барионное число не сохраняется. Это противоречит нашему опыту: никто не наблюдал распада протона, экспериментальное ограничении снизу на его время жизни — 1032 лет, что на 22 порядка больше времени жизни Вселенной. Протон — легчайшая частица, несущая барионное число, и именно практически точное сохранение барионного числа запрещает ему распадаться на более легкие частицы. С другой стороны, нет никаких фундаментальных принципов, требующих абсолютно точного сохранения барионного числа (в отличие от электрического заряда, для которого такой принцип есть). Сахаров предположил, что протон может распадаться на три мюона (именно на три, чтобы сохранялось число фермионов — протон состоит из трех кварков). Чтобы объяснить стабильность протонов в нынешней Вселенной, он сделал следующее предположение:
Взаимодействие, переводящее кварки в мюоны, осуществляется неким промежуточным бозоном, при этом оно принципиально трехчастичное: в одной точке пространства-времени должны провзаимодействовать три бозона.[2]
Это требование подавляет распад протона в наши дни, но в первые мгновения Большого взрыва, когда плотность энергии и плотность частиц огромна, трехчастичная реакция осуществлялась легко, и барионное число нарушалось сильно.
В своей философии рецепт оказался абсолютно верным, в конкретном наполнении — нет. С развитием теории элементарных частиц были найдены другие механизмы, реализующие именно этот сценарий: сильное нарушение барионного числа в ранней Вселенной при большой плотности и температуре и практически точное его сохранение в наши дни. Ключевым фактором оказалась большая масса промежуточного бозона, а не трехчастичность реакции — эффект тот же самый, но такой вариант гораздо лучше вписывается в картину, которая прояснилась гораздо позже. В современной картине число фермионов не сохраняется, поэтому распад протона, состоящего из трех кварков, на три мюона вовсе не обязателен, протон может распадаться, например, на позитрон и гамма-квант.[2]
Условие 3. Неравновесность в ранней Вселенной
В вышеприведенном мысленном эксперименте мы не могли призывать инопланетных физиков измерять разные соотношения между массами частиц или анализировать атомные спектры, чтобы определить, живут ли они в мире или антимире, — это скорее всего бесполезно. Есть достаточно глубокий принцип, гласящий, что массы частиц, атомные уровни, и вообще все характеристики явлений, явно не зависящие от времени, одинаковы в мире и антимире. Этот принцип носит название СРТ теоремы, утверждающей, что если сохраняется Лоренц-инвариантность (принцип, лежащий в основе специальной теории относительности) и теория взаимодействия частиц подчиняется неким простым и разумным физическим принципам, то физический мир не меняется при переходе к антимиру, замене правого на левое и обращении времени. Если нарушается СР-инвариантность, то это нарушение компенсируется обращением времени.[5]
Таким образом, все величины, характеризующие стационарные (не зависящие от направления стрелы времени) процессы в мире и антимире, одинаковы, а нестационарные могут быть разными, например, распады частиц могут отличаться.[5]
Система, находящаяся в термодинамическом равновесии, в этом смысле стационарна, даже если она адиабатически медленно расширяется и остывает. При адиабатичности прямые и обратные реакции между частицами, распады частиц и их рождение уравновешены, медленное изменение системы обратимо и работает СРТ теорема, запрещающая перекос между частицами и античастицами. Другими словами, при стремлении к тепловому равновесию система становится всё более и более симметричной; если в ней возможны процессы с нарушением барионного числа, то барионная асимметрия вымывается, а не образуется.[5]
Стационарность должна быть нарушена, и это может сделать, например, распад очень тяжелых частиц на ранней стадии расширения Вселенной, если время обратной реакции их рождения велико по сравнению с темпом остывания.[5]
В середине 60-х единственной обсуждавшейся теоретиками частицей, подходящей на эту роль, был максимон, предложенный М. А. Марковым. По замыслу он имел громадную по меркам физики частиц массу (10–5 г) и выпадал из термодинамического равновесия практически сразу после начала расширения Вселенной от максимально возможной (планковской) температуры и плотности. Именно это А. Д. Сахаров и предположил в своей работе.
Примерно через 10 лет в теории появились новые интересные возможности для нарушения стационарности — об этом ниже. Максимоны уже не требуются, есть другие частицы, хорошо вписывающиеся в современную картину.[5]
Последующее развитие
Следующей заметной работой по барионной асимметрии Вселенной была статья В. А. Кузьмина 1970 г. В ней была предложена модель взаимодействий между элементарными частицами, в которой барионная асимметрия образуется при температурах, гораздо ниже планковской. Механизм остался тот же — распады новых тяжелых частиц. Но появляется то, чего нет при планковских масштабах: твердая почва под ногами теоретиков. Дело в том, что при предельных температурах и плотностях сильны эффекты квантовой гравитации — это то, что современной науке пока не по зубам. А при температурах ниже планковской о свойствах Вселенной можно говорить более-менее уверенно, поэтому появилась возможность связать величину асимметрии с параметрами, закладываемыми в модель, и проверить, что наблюдаемое значение — одна миллиардная — действительно может быть получено.[5]
Замечательно, что модель Кузьмина предсказывала новый тип процессов с нарушением барионного числа — переходы (осцилляции) между нейтроном и антинейтроном. Этот процесс экспериментаторы до сих пор ищут, но пока безуспешно.[5]
Важный этап развития исследований по проблеме барионной асимметрии был открыт работой А. Ю. Игнатьева, Н. В. Красникова, В. А. Кузьмина и А. Н. Тавхелидзе и независимой работой М. Йошимуры в1978 г. Он связан с построением в середине 70-х годов теорий Большого объединения, в рамках которых все известные силы, за исключением гравитационных, имеют своим происхождением единое взаимодействие.[5]
Правда, наблюдаемые ныне взаимодействия были по-настоящему едины лишь в первые мгновения после Большого взрыва при колоссальной температуре. В принципе, объединение взаимодействий можно было бы «прощупать» и в наши дни, но реально оно происходит при сверхвысоких энергиях, недоступных ни современным, ни будущим ускорителям. Однако в теориях Большого объединения барионное число не сохраняется автоматически, поэтому сильным аргументом в их пользу послужило бы обнаружение распада протона. Большое время жизни протона, кстати, как раз и связано с большим масштабом энергий Большого объединения.[5]
Если раньше нарушение барионного числа приходилось вводить в рассмотрение исключительно для объяснения барионной асимметрии, то в рамках теорий Большого объединения можно воспользоваться тем, что оно в них и так имеется. В таком сценарии асимметрия образуется при температурах, соответствующих кинетической энергии частиц порядка 1015 ГэВ. Это на четыре порядка ниже планковского масштаба, но всё равно очень много. Тяжелые частицы, в распадах которых проявляется асимметрия, в этих теориях есть, источники СР-нарушения — тоже, поэтому, казалось бы, всё встает на свои места. И действительно, многочисленные работы конца 70-х — начала 80-х годов показали, что объяснить наблюдаемую барионную асимметрию с помощью теорий Большого объединения можно. Трудностей две. Во-первых, приходится предполагать, что Вселенная когда-то была разогрета до чрезвычайно высоких температур, а это не очень увязывается с теорией раздувающейся Вселенной (космологической инфляции). Эта теория, в которой Вселенная за первые мгновения своего существования раздулась на много порядков величины, естественным образом отвечает на целый ряд трудных вопросов, поэтому является почти общепринятой.[5]
Во-вторых, открытия распада протона, подтверждающего гипотезу о Большом объединении, до сих пор не произошло, несмотря на все усилия экспериментаторов.
Новый поворот произошел в 1985 г., когда В. А. Кузьмин, В. А. Рубаков и М. Е. Шапошников выяснили, что в ранней Вселенной интенсивное несохранение барионного числа происходит в результате уже известных, слабых и электромагнитных взаимодействий. При этом процессы с нарушением барионного числа идут при температурах вплоть до 100 ГэВ (в энергетических единицах), что, конечно, гораздо ниже температуры Большого объединения 1015 ГэВ. Такой результат открыл несколько новых возможностей для объяснения барионной асимметрии. Одна из них — предложенный в 1986 г. М. Фукугитой и Т. Янагидой лептогенезис — увязывает барионную асимметрию со свойствами нейтрино. Другая, пожалуй, наиболее интригующая возможность — образование барионной асимметрии в результате фазового перехода первого рода, происходившего во Вселенной при температурах около 100 ГэВ (при сравнительно низких температурах именно в процессе фазового перехода первого рода может быть выполнено третье условие Сахарова — отклонение от теплового равновесия). Эта область энергий как раз и изучается в экспериментах на Большом адронном коллайдере, так что результаты его работы позволят выяснить, был ли такой фазовый переход. Если ответ положителен, то перспектива однозначного ответа на вопрос о происхождении асимметрии между веществом и антивеществом на основе будущих экспериментов в физике высоких энергий станет вполне реальной. Именно это направление и конкурирующий с ним лептогенезис стали современным мейнстримом в теме барионной асимметрии.[5]
Поиск нейтрон-антинейтронных осцилляций.
Проблема поиска нейтрон-антинейтронных осцилляций (НАО) является одной из актуальных задач физики элементарных частиц. По своей фундаментальности она, возможно, не уступает проблеме поиска частиц Хиггса. В реальных экспериментах только два процесса могут свидетельствовать о несохранении барионного заряда (БЗ): это распад протона и НАО.[2]
В ИЛЛ был проведен эксперимент по поиску осцилляций свободного нейтрона на интенсивном пучке холодных нейтронов от реактора. Нейтроны со средней скоростью около 600 м/с в откачанной и экранированной от магнитных полей (до уровня 2 · 10−4 Гс) трубе проходили расстояние около 60 м (в течение t ≈ 0, 1 c), затем проходили через мишень — углеродную фольгу толщиной 130 мкм и диаметром 1,1м, прозрачную для нейтронов и полностью (с 99% вероятностью) поглощающую антинейтроны за счет аннигиляции. [2]
Мишень была окружена детекторами для регистрации и идентификации событий от продуктов аннигиляции. Через мишень было пропущено всего около 3 · 1018 нейтронов, событий аннигиляции зарегистрировано не было. В результате, получена следующая оценка на период осцилляций (CL=90%): τnn ≥ 0, 86 · 108 с.
Такой период соответствует параметру ε ≤ 10−23 эВ.
Косвенные ограничения на период nn осцилляций можно получить из известных экспериментов по поиску нестабильности материи. Превращение в ядре нейтрона в антинейтрон привело бы к его аннигиляции с выделением энергии ∼ 2 ГэВ. Ширину распада ядра за счет такого процесса можно оценить по теории возмущений :
Здесь N — число нейтронов в ядре, Δm — разность энергий нейтрона и антинейтрона в ядре, Γанн — ширина распада “квазиядра“, в котором один из нейтронов заменен на антинейтрон.
Поскольку из экспериментов по поиску нестабильности протона известно:
То при 
Если принять для оценки A = 2N, Γанн ∼ 100 МэВ, то из стабильности ядер на ε следует оценка, приблизительно такая же, как в эксперимен те со свободными нейтронами, ε ≤ 10−23 эВ, или τnn ≥ 108 с.
Поиском такого рода событий, связанных с аннигиляцией антинейтронов в ядрах, занимается ряд крупных международных коллабораций, в том числе и упоминавшаяся коллаборация Супер-Камиоканде.[2]
Одна из них – Судан-2, включающая ряд институтов США и Великобритании, недавно сообщила о наблюдении (4, 5 ± 1, 2) событий, которые могли бы быть идентифицированы как события от nN аннигиляции, откуда следуют ограничения на время жизни ядра железа:
τFe ≥ 7, 2·1031 лет, и на период осцилляций свободного нейтрона:
τnn ≥ 1, 3·108 с (CL = 90%). Результаты экспериментов входят в PDG за 2004г.
В заключение отметим работу Кербикова и др. , в которой для поиска нейтрон-антинейтронных осцилляций предлагается использовать ультрахолодные нейтроны, хранящиеся в материальной ловушке.[2]
Показано, что примесь антинейтронной компоненты возрастает пропорционально времени хранения, а величина коэффициента пропорциональности зависит от свойств стенок ловушки и может в 1,5–2 раза превышать коэффициент (равный единице) для свободного нейтрона.
Отметим также важность поисков электрических дипольных моментов (ЭДМ) частиц, в частности ЭДМ нейтрона. Наличие ЭДМ у элементарной частицы нарушает одновременно T- и P-инвариантность, а нарушение T- возможно только при нарушении CP-инвариантности в силу CPT-теоремы. Обнаруженное нарушение CP в распадах K- и B-мезонов, в принципе, объясняется и в рамках Стандартной модели.[2]
Соответствующая величина ЭДМ в этом случае получается на уровне
∼ 10−33 e·см, который находится далеко за пределами современных экспериментальных возможностей измерения.
Однако в моделях, объясняющих барионную асимметрию Вселенной, ЭДМ нейтрона оказывается на уровне ∼ 10−27 − 10−28 e·см, его обнаружение было бы прямым свидетельством в пользу таких, объединяющих различные взаимодействия, моделей. В настоящее время ведется подготовка нескольких экспериментов по поиску ЭДМ нейтрона на этом уровне чувствительности.[3]
Используемые источники.
Успехи физических наук. Распад протона. 1982.
«Троицкий вариант». Сахаров и космология. Рубаков В., Штерн Б. 2011
Нейтронная физика. Фёдоров В.В.2014
http://spacegid.com/barionnaya-asimmetriya-vselennoy.html#i-3
http://www.astronet.ru/db/msg/1202785
http://ru-wiki.org/wiki/Барионное_число
|
|
|
Скачать 142.32 Kb.