الفائزون بجائزة نوبل في الفيزياء. مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء إلى ياباني وكندي، اللذين أثبتا أن النيوترينوات لها كتلة.

مُنحت جائزة نوبل لعام 2015 "لاكتشاف تذبذبات النيوترينو، التي تثبت أن النيوترينوات لها كتلة".

في عام 1998، قدم تاكاكي كاجيتا، الذي كان آنذاك عضوًا في تعاون سوبر كاميوكاندي، بيانات توضح اختفاء نيوترينوات الغلاف الجوي، أي النيوترينوات التي تنتجها الأشعة الكونية التي تمر عبر الغلاف الجوي، في طريقها إلى الكاشف. في عام 2001، نشر آرثر بي. ماكدونالد، مدير تعاونية مرصد سدبوري للنيوترينو (SNO)، دليلًا على تحويل نيوترينوات الإلكترون الشمسية إلى نيوترينوات مو وتاو. كانت هذه الاكتشافات ذات أهمية كبيرة وشكلت طفرة في فيزياء الجسيمات. إن تذبذبات النيوترينو والأسئلة المترابطة حول طبيعة النيوترينوات وكتلة النيوترينو وإمكانية كسر تماثل نسبة شحنة اللبتونات هي أهم قضايا علم الكون وفيزياء الجسيمات الأولية اليوم.

نحن نعيش في عالم من النيوترينوات. "تتدفق" آلاف المليارات من النيوترينوات عبر أجسامنا كل ثانية. لا يمكن رؤيتهم ولا الشعور بهم. تندفع النيوترينوات عبر الفضاء بسرعة الضوء تقريبًا ولا تتفاعل عمليًا مع المادة. هناك عدد كبير من مصادر النيوترينو في الفضاء وعلى الأرض. وُلدت بعض النيوترينوات نتيجة للانفجار الكبير. والآن مصادر النيوترينوات هي انفجارات المستعرات العظمى، واضمحلال النجوم العملاقة، وكذلك التفاعلات الإشعاعية في محطات الطاقة النووية وعمليات الانحلال الإشعاعي الطبيعي في الطبيعة. وبالتالي، فإن النيوترينوات هي ثاني أكبر الجسيمات الأولية بعد الفوتونات، وهي جسيمات الضوء. لكن على الرغم من ذلك، لم يتم تحديد وجودهم لفترة طويلة.

تم اقتراح إمكانية وجود النيوترينوات من قبل الفيزيائي النمساوي فولفغانغ باولي كمحاولة لشرح تحول الطاقة أثناء اضمحلال بيتا (نوع من الاضمحلال الإشعاعي للذرة مع انبعاث الإلكترونات). في ديسمبر 1930، اقترح أن بعض الطاقة يتم أخذها بواسطة جسيم محايد كهربائيًا ضعيف التفاعل بكتلة منخفضة جدًا (ربما عديم الكتلة). كان باولي نفسه يؤمن بوجود مثل هذا الجسيم، لكنه في الوقت نفسه أدرك مدى صعوبة اكتشاف جسيم بمثل هذه المعلمات باستخدام طرق الفيزياء التجريبية. وكتب عن هذا: "لقد فعلت شيئًا فظيعًا، فقد افترضت وجود جسيم لا يمكن اكتشافه". بعد فترة وجيزة من اكتشاف جسيم ضخم شديد التفاعل في عام 1932 يشبه البروتون، ولكنه محايد فقط (جزء من الذرة عبارة عن نيوترون)، اقترح الفيزيائي الإيطالي إنريكو فيرمي أن يطلق باولي على الجسيم الأولي بعيد المنال اسم النيوترينو.

لم تظهر فرصة اكتشاف النيوترينوات إلا في أواخر الخمسينيات، عندما تم بناء عدد كبير من محطات الطاقة النووية وزاد تدفق النيوترينو بشكل ملحوظ. في عام 1956، أجرى ف. رينز (الذي حصل لاحقًا على جائزة نوبل عام 1995) تجربة لتنفيذ فكرة الفيزيائي السوفييتي ب.م. بونتيكورفو حول الكشف عن النيوترينوات والنيوترينوات المضادة في مفاعل نووي في ولاية كارولينا الجنوبية. ونتيجة لذلك، أرسل برقية إلى فولفجانج باولي (قبل عام واحد فقط من وفاته) يخبره فيها أن النيوترينوات قد تركت آثارًا في كاشفها. وبالفعل في عام 1957 م. ونشر بونتيكورفو عملاً رائدًا آخر حول النيوترينوات، حيث كان رائدًا في فكرة تذبذبات النيوترينو.
منذ الستينيات، بدأ العلماء بنشاط في تطوير اتجاه علمي جديد - علم فلك النيوترينو. وكانت إحدى المهام هي حساب عدد النيوترينوات الناتجة عن التفاعلات النووية في الشمس. لكن محاولات تسجيل العدد التقديري للنيوترينوات على الأرض أظهرت أن ما يقرب من ثلثي النيوترينوات مفقودة! وبطبيعة الحال، قد تكون هناك أخطاء في الحسابات التي تم إجراؤها. لكن أحد الحلول الممكنة هو أن بعض النيوترينوات غيرت نوعها. وفقًا للنموذج القياسي المعمول به حاليًا في فيزياء الجسيمات (الشكل 1)، هناك ثلاثة أنواع من النيوترينوات - نيوترينوات الإلكترون، ونيوترينوات مو، ونيوترينوات تاو.

الشكل 1 - النموذج القياسي هو بناء نظري في فيزياء الجسيمات يصف التفاعلات الكهرومغناطيسية والضعيفة والقوية لجميع الجسيمات الأولية. النموذج القياسي ليس نظرية لكل شيء لأنه لا يصف المادة المظلمة والطاقة المظلمة ولا يشمل الجاذبية. يحتوي على 6 لبتونات (إلكترون، ميون، تاو ليبتون، إلكترون نيوترينو، ميون نيوترينو وتاو نيوترينو)، 6 كواركات (u، d، s، c، b، t) و12 جسيم مضاد. (http://elementy.ru/LHC/HEP/SM)

يتوافق كل نوع من النيوترينو مع شريكه المشحون - الإلكترون، وجسيمين آخرين أثقل لهما عمر أقصر - الميون وتاو ليبتون. نتيجة للتفاعلات النووية على الشمس، تولد نيوترينوات الإلكترون فقط، ويمكن العثور على النيوترينوات المفقودة إذا تحولت نيوترينوات الإلكترون في طريقها إلى الأرض إلى نيوترينوات مو ونيوترينوات تاو.

البحث عن النيوترينوات في أعماق الأرض

يتم البحث عن النيوترينوات بشكل مستمر، ليلًا ونهارًا، في منشآت ضخمة مبنية في أعماق الأرض لحجب الضوضاء الدخيلة الناتجة عن الإشعاع الكوني والتفاعلات الإشعاعية التلقائية في البيئة. ومن الصعب للغاية التمييز بين إشارات عدد قليل من النيوترينوات الشمسية الحقيقية وبين مليارات الإشارات الكاذبة.

تم بناء مرصد سوبر كاميوكاندي النيوتروني في عام 1996 تحت جبل كاميوكا، على بعد 250 كم شمال غرب طوكيو. تم بناء مرصد آخر، وهو مرصد سودبوري للنيوترينو (SNO)، في عام 1999 في منجم للنيكل بالقرب من أونتاريو.

الشكل 2 - سوبر كاميوكاندي هو كاشف للنيوترينو الجوي. عندما يتفاعل النيوترينو مع الماء، يتم إنشاء جسيم مشحون كهربائيا. وهذا يؤدي إلى ظهور إشعاع شيرينكوف-فافيلوف، الذي يتم تسجيله بواسطة أجهزة الكشف عن الضوء. إن شكل وشدة طيف إشعاع شيرينكوف-فافيلوف يجعل من الممكن تحديد نوع الجسيم ومن أين جاء.

Super-Kamiokande هو كاشف عملاق تم بناؤه على عمق 1000 متر. ويتكون من خزان بمساحة 40 × 40 مترًا مملوءًا بـ 50 ألف طن من الماء. الماء الموجود في الخزان نقي للغاية بحيث يمكن للضوء أن ينتقل مسافة 70 مترًا قبل أن تنخفض شدته إلى النصف. في حمام السباحة العادي، تبلغ هذه المسافة بضعة أمتار فقط. يوجد على جانبي الخزان، في أعلى وأسفل، 11000 كاشف ضوئي يسمح لك بتسجيل أدنى وميض من الضوء في الماء. يمر عدد كبير من النيوترينوات عبر خزان الماء، لكن القليل منها فقط يتفاعل مع الذرات و/أو الإلكترونات لتكوين جسيمات مشحونة كهربائيًا. تتشكل الميونات من نيوترينوات ميو والإلكترونات من نيوترينوات الإلكترون. تتشكل ومضات من الضوء الأزرق حول الجزيئات المشحونة المتكونة. وهذا ما يسمى بإشعاع شيرينكوف-فافيلوف، والذي يحدث عندما تتحرك الجسيمات المشحونة بسرعة تتجاوز سرعة الضوء في وسط معين. وهذا لا يتعارض مع نظرية أينشتاين التي تنص على أنه لا شيء يمكن أن يتحرك بسرعة أكبر من سرعة الضوء في الفراغ. في الماء، تبلغ سرعة الضوء 70٪ فقط من سرعة الضوء في الفراغ، وبالتالي يمكن حجبها بواسطة سرعة الجسيم المشحون.

عندما يمر الإشعاع الكوني عبر طبقات الغلاف الجوي، يولد عدد كبير من نيوترينوات المو، والتي تحتاج إلى السفر بضع عشرات من الكيلومترات فقط إلى الكاشف. يمكن لـ Super-Kamiokande اكتشاف نيوترينوات Mu القادمة مباشرة من الغلاف الجوي، بالإضافة إلى تلك النيوترينوات التي تدخل الكاشف من الجانب الآخر، مروراً بسمك الكرة الأرضية بالكامل. وكان من المتوقع أن يكون عدد النيوترينوات المكتشفة في كلا الاتجاهين هو نفسه، لأن سمك الأرض لا يشكل أي عائق أمام النيوترينوات. ومع ذلك، كان عدد النيوترينوات التي ضربت سوبر كاميوكاندي مباشرة من الغلاف الجوي أكبر بكثير. ولم يختلف عدد نيوترينوات الإلكترون التي تصل في كلا الاتجاهين. وتبين أن ذلك الجزء من المو نيوترينو الذي قطع مسارًا أطول عبر سماكة الأرض قد تحول على الأرجح بطريقة أو بأخرى إلى نيوترينو التاو. ومع ذلك، كان من المستحيل تسجيل هذه التحولات مباشرة في مرصد سوبر كاميوكاندي.

للحصول على إجابة نهائية لسؤال حول إمكانية تحولات النيوترينو أو تذبذبات النيوترينو، تم إجراء تجربة أخرى في مرصد النيوترينو الثاني، مرصد سودبيري للنيوترينو (الشكل 3). تم بناؤه على عمق 2000 متر تحت الأرض ومجهز بـ 9500 كاشف ضوئي. وتم تصميم المرصد لرصد النيوترينوات الشمسية التي تكون طاقتها أقل بكثير من تلك المتولدة في طبقات الغلاف الجوي. لم يكن الخزان مملوءًا بالمياه النقية فحسب، بل بالماء الثقيل، حيث تحتوي كل ذرة هيدروجين في جزيء الماء على نيوترون إضافي. وبالتالي فإن احتمال تفاعل النيوترينو مع ذرات الهيدروجين الثقيلة أعلى بكثير. بالإضافة إلى ذلك، فإن وجود النوى الثقيلة يسمح للنيوترينوات بالتفاعل مع التفاعلات النووية الأخرى، وبالتالي سيتم ملاحظة ومضات ضوئية ذات كثافة مختلفة. تتيح بعض أنواع التفاعلات اكتشاف جميع أنواع النيوترينوات، لكنها للأسف لا تسمح بتمييز نوع واحد عن الآخر بدقة.

الشكل 3 - مرصد سدبوري للنيوترينو هو كاشف للنيوترينو الشمسي. تتيح التفاعلات بين نوى الهيدروجين الثقيلة والنيوترينوات اكتشاف نيوترينوات الإلكترون فقط وجميع أنواع النيوترينوات في وقت واحد. (الرسمان التوضيحيان 2 و 3 من الموقع الإلكتروني للجنة نوبل nobelprize.org والأكاديمية السويدية للعلوم kva.se)

وبعد بدء التجربة، رصد المرصد 3 نيوترينوات يوميا من أصل 60 مليار نيوترينو تصل إلى الأرض من الشمس كل 1 سم2. ومع ذلك، كان أقل بثلاث مرات من العدد المحسوب للنيوترينوات الشمسية. يتوافق العدد الإجمالي لجميع أنواع النيوترينوات المكتشفة في المرصد بدقة عالية مع العدد المتوقع للنيوترينوات المنبعثة من الشمس. تعميم النتائج التجريبية لمرصدين للنيوترينو، النظرية التي اقترحها بونتيكورفو حول الاحتمال الأساسي لتذبذبات النيوترينو، جعلت من الممكن إثبات وجود تحولات النيوترينو في الطريق من الشمس إلى الأرض. في هذين المرصدين، سوبر كاميوكاندي ومرصد سودبوري للنيوترينو، تم الحصول على النتائج الموصوفة لأول مرة وتم اقتراح تفسيرها في عام 2001. للتحقق أخيرًا من صحة التجارب، بعد مرور عام، في عام 2002، بدأت تجربة KamLAND (Kamioka Liquid Scintillator AntiNeutrino Detector)، حيث تم استخدام مفاعل كمصدر للنيوترونات. وبعد عدة سنوات، وبعد تجميع إحصائيات كافية، تم تأكيد نتائج تحول النيوترينو بدقة عالية.

ولشرح آلية تحولات النيوترينو أو تذبذبات النيوترينو، تحول العلماء إلى النظرية الكلاسيكية لميكانيكا الكم. إن تأثير تحول نيوترينوات الإلكترون إلى نيوترينوات مو وتاو يفترض، من وجهة نظر ميكانيكا الكم، أن النيوترينوات لها كتلة، وإلا فإن هذه العملية مستحيلة حتى من الناحية النظرية. في ميكانيكا الكم، يتوافق الجسيم ذو الكتلة المحددة مع موجة ذات تردد معين. النيوترينوات هي عبارة عن تراكب للموجات، والتي تتوافق مع نيوترينوات من أنواع مختلفة وكتل مختلفة. عندما تكون الموجات في طور واحد، فمن المستحيل التمييز بين نوع واحد من النيوترينو وآخر. لكن خلال فترة زمنية كبيرة من حركة النيوترينوات من الشمس إلى الأرض، يمكن أن يحدث انحسار للموجات ومن ثم يكون من الممكن تراكبها اللاحق بطريقة مختلفة. ومن ثم يصبح من الممكن التمييز بين نوع واحد من النيوترينو وآخر. تحدث هذه التغييرات الغريبة لأن الأنواع المختلفة من النيوترينوات لها كتل مختلفة، لكنها تختلف بمقدار صغير جدًا. تقدر كتلة النيوترينو بملايين المرات أقل من كتلة الإلكترون - وهذه كمية ضئيلة. ومع ذلك، ونظرًا لحقيقة أن النيوترينو جسيم شائع جدًا، فإن مجموع كتل جميع النيوترينوات يساوي تقريبًا كتلة جميع النجوم المرئية.

على الرغم من هذه النجاحات التي حققها الفيزيائيون، لا تزال العديد من الأسئلة دون حل. لماذا النيوترينوات خفيفة جدا؟ هل هناك أنواع أخرى من النيوترينوات؟ لماذا تختلف النيوترينوات عن الجسيمات الأولية الأخرى؟ التجارب مستمرة وهناك أمل في أن تكشف عن خصائص جديدة للنيوترينوات، وبالتالي تقربنا من فهم تاريخ الكون وبنيته ومستقبله.

تم إعداده من مواد من الموقع الإلكتروني nobelprize.org.

الأدب والموارد الشعبية

مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2015 إلى تاكاكي كاجيتا (اليابان) وآرثر مونكدونالد (كندا) لأبحاثهما حول النيوترينوات وتجاربهما للكشف عن كتلة هذا الجسيم الأولي. أعلنت لجنة نوبل ذلك خلال مؤتمر صحفي خاص في العاصمة السويدية ستوكهولم.

وقالت اللجنة في بيان صحفي: "لقد غيّر هذا الاكتشاف فهمنا للعمليات الأكثر حميمية في المادة، وقد يكون حاسما لفهمنا للكون".

وتبلغ قيمة جائزة نوبل لهذا العام 953 ألف دولار أمريكي. سيقوم الباحثون بتقسيمها إلى النصف.

لاحظ أن أبحاث النيوترينو تساعد العلماء على النظر إلى الفضاء السحيق، وتتبع دورة حياة النجوم، واكتشاف الأجسام الفلكية البعيدة. كما أنها تستخدم لإجراء البحوث في تكوين الأرض. بالإضافة إلى ذلك، يتم استخدام مفهوم النيوترينوات في ميكانيكا الكم - على سبيل المثال، من خلال البحث في هذا المجال، يتوقع الفيزيائيون إنشاء تقنيات جديدة لنقل المعلومات عبر مسافات طويلة ومن خلال عقبات ضخمة.

ولنتذكر أنه في عام 2014، مُنحت الجائزة في مجال الفيزياء إلى الياباني إيسومو أكاساكي وهيروشي أمانو والمواطن الأمريكي أيضًا من أصل ياباني شوجي ناكامورا.

في المجمل، منذ عام 1901 وحتى يومنا هذا، مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء 108 مرات، لتكريم 199 عالمًا. ولم يتم الإعلان عن الفائزين بأعلى جائزة علمية إلا في أعوام 1916 و1931 و1934 و1940 و1941 و1942.

أصغر فيزيائي حصل على جائزة نوبل كان الأسترالي لورانس براج. تم الاعتراف به مع والده ويليام براج في عام 1915 لدراساته حول التركيب البلوري باستخدام الأشعة السينية. كان عمر العالم 25 عامًا فقط وقت إعلان نتائج التصويت للجنة نوبل. وأكبر حائز على جائزة نوبل في الفيزياء، الأمريكي ريموند ديفيس، كان يبلغ من العمر 88 عاما يوم منح الجائزة. كرس حياته للفيزياء الفلكية وتمكن من اكتشاف جسيمات أولية مثل النيوترينوات الكونية. وحتى اليوم، كان متوسط ​​عمر الفيزيائيين يوم حصولهم على الجائزة 55 عامًا.

ومن بين الحائزين على جائزة الفيزياء، كان أقل عدد من النساء – اثنتان فقط. هؤلاء هم ماري كوري، التي حصلت مع زوجها بيير على جائزة في عام 1903 للبحث في النشاط الإشعاعي (كانت، من حيث المبدأ، أول امرأة تحصل على أعلى جائزة علمية) وماريا جيبرت ماير، التي حصلت على هذه الجائزة في عام 1963 لاكتشافاتها المتعلقة ببنية قشرة النواة.

مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2015 للعلماء الذين توصلوا إلى اكتشاف رائع. وبالعمل بالتوازي، أثبت تاكاكي كاجيتو وآرثر ماكدونالد أن الجسيمات المراوغة التي تسمى النيوترينوات لها وزن. بالطبع، هذه المؤشرات تزيد قليلا عن الصفر، ولكن الآن أصبح العلم تحت تصرفه تفسيرا لأصل الكون من حيث المبدأ، فضلا عن العديد من العمليات التي تحدث على الأرض.

جسيم محايد صغير

النيوترينو تعني "محايد صغير" باللغة الإيطالية. هذه الجسيمات المجهرية ليس لها أي شحنة كهربائية، لذلك يعتقد العلماء منذ فترة طويلة أن كتلة النيوترينوات صفر. ومع ذلك، فإن التجارب التي أجراها كاجيتو في جامعة طوكيو، وكذلك ماكدونالد في الجامعة الملكية الكندية، دحضت تمامًا النظرية الموجودة. وقد صرح ممثلو لجنة نوبل بالفعل أن هذا الاكتشاف سيساعد في تغيير فهم آلية عمل المادة، كما سيكون عاملاً حاسماً في رؤية جديدة للكون.

كيف سارت الاختبارات

وكما أشرنا سابقًا، أجرى العلماء تجارب بالتوازي في مكانين مختلفين. وللقيام بذلك، تم بناء كاشف واحد على عمق كيلومتر واحد تحت جبل جيفو في اليابان، وآخر على عمق كيلومترين تحت منجم نيكل قديم في أونتاريو. اكتشف العلماء خلال الاختبارات أن النيوترينوات يمكن أن تتغير من حالة إلى أخرى أثناء اندفاعها عبر الفضاء. واستنادًا إلى سلوك الجسيمات المتغيرة لشكلها، يمكننا أن نقول بثقة أن كتلة النيوترينو موجودة.

ماذا قال الفائزون

وفي رده على أسئلة الصحفيين بعد الإعلان عن الفائزين بالجائزة في الفيزياء، وصف ماكدونالد حالته بعبارة أرخميدية قصيرة وموجزة "وجدتها!"، مضيفًا أنها لم تكن تجربة سهلة. ولحسن الحظ، كان للباحث العديد من الزملاء الذين ساعدوه في عمله وهم الآن على استعداد لمشاركته فرحته.

عندما علم كاجيتو أنه الفائز، لم يستطع سوى أن ينطق بكلمة واحدة: "لا يصدق". وفي مؤتمر صحفي عقد في طوكيو، أضاف الحائز على جائزة نوبل أنه كان حريصًا على شكر النيوترينوات. وبما أن هذه الجسيمات تنشأ بواسطة الأشعة الكونية، فإنه يشكر الكون أيضًا.

الجسيمات الأكثر شيوعا في الكون

النيوترينوات هي من بين الجسيمات الأكثر شيوعًا في الكون. لا أحد منا يستطيع أن يشعر بالمليارات منها تمر عبر جسمنا في كل ثانية. نحن لا نشعر بهم، لكنهم موجودون. العديد من هذه الجسيمات هي نتيجة للانفجار الكبير، فهي تنشأ باستمرار في أحشاء الأرض أثناء عملية التحلل الإشعاعي، ويتم إرسال هذه الجسيمات إلى الأرض عن طريق الأشعة الشمسية، ويمكن أن تنشأ من الانفجارات النجمية، وكذلك غيرها الظواهر النووية.

اكتشاف وجود النيوترينوات

ولم يكن من الممكن أن يتم اكتشاف اليوم لولا اكتشاف آثار للنيوترينوات، والتي يعود تاريخها إلى عام 1956. وحتى في وقت سابق، افترض العلماء أن مثل هذه الجسيمات يمكن أن تكون موجودة، ولكن لم تكن لديهم القدرة التقنية على تعقبها. هناك ثلاثة أنواع من النيوترينوات: نيوترينوات الإلكترون والميون والتاو.

فوائد العلم الحديث

تم تنفيذ العمل الأساسي في مرصدين على جوانب مختلفة من الأرض على مدى فترة طويلة من الزمن. لذلك، في عام 1998، اكتشف فريق كاجيتو أن النيوترينوات تنشأ عندما تخترق الأشعة الكونية الغلاف الجوي للأرض، وفي طريقها إلى الكاشف تحت جبل كاميوكو، غيرت الجسيمات هويتها. تم اكتشاف عملية مماثلة بعد ثلاث سنوات من قبل مجموعة ماكدونالدز من خلال التقاط النيوترينوات القادمة من الشمس في مرصد سودبيري. سيساعد هذا الاكتشاف في استكمال شرح اللبنات الأساسية للكون، كما سيكون له تطبيقات عملية في تطوير الاندماج النووي.

خاتمة

يعرف العلماء الآن أن كتلة النيوترينو أقل بمليون مرة من كتلة الإلكترون. ولكن نظرًا لكثرة الجسيمات المجهرية، يقدر الخبراء أن الوزن الإجمالي للنيوترينوات يمكن أن يكون مساويًا للكتلة الإجمالية لجميع النجوم المرئية في الكون.

وتجدر الإشارة إلى أن كل هذه الأدلة الأولية لصالح تذبذبات النيوترينو تم الحصول عليها من خلال "تجارب التلاشي". هذا هو نوع التجارب التي نقيس فيها التدفق، ونرى أنه أضعف من المتوقع، ونخمن أن النيوترينوات التي نبحث عنها قد تحولت إلى مجموعة مختلفة. ولكي تكون أكثر إقناعا، عليك أن ترى نفس العملية مباشرة، من خلال "تجربة ظهور" النيوترينوات. ويتم الآن أيضًا إجراء مثل هذه التجارب، وتتوافق نتائجها مع تجارب الانقراض. على سبيل المثال، يوجد في CERN خط مسرع خاص "يطلق" شعاعًا قويًا من نيوترينوات الميون في اتجاه مختبر غران ساسو الإيطالي، الواقع على بعد 732 كم. يبحث كاشف OPERA المثبت في إيطاليا عن نيوترينوات تاو في هذا التدفق. على مدار خمس سنوات من التشغيل، تمكنت OPERA من التقاط خمسة نيوترينوات تاو، وهذا يثبت بشكل قاطع حقيقة التذبذبات المكتشفة سابقًا.

الفصل الثاني: الشذوذ الشمسي

اللغز الثاني لفيزياء النيوترينو الذي يتطلب حلًا يتعلق بالنيوترينوات الشمسية. تولد النيوترينوات في مركز الشمس أثناء الاندماج النووي الحراري؛ وهي تصاحب التفاعلات التي تجعل الشمس تشرق. بفضل الفيزياء الفلكية الحديثة، أصبحنا نعرف جيدًا ما يجب أن يحدث في مركز الشمس، مما يعني أنه يمكننا حساب معدل إنتاج النيوترينو هناك وتدفقها الذي يصل إلى الأرض. ومن خلال قياس هذا التدفق تجريبيًا (الشكل 6)، سنكون قادرين على النظر مباشرة إلى مركز الشمس لأول مرة والتحقق من مدى فهمنا لبنيته وعمله.

تم إجراء تجارب للكشف عن النيوترينوات الشمسية منذ ستينيات القرن العشرين؛ لقد ذهب جزء من جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2002 لهذه الملاحظات فقط. نظرًا لأن طاقة النيوترينوات الشمسية صغيرة، في حدود MeV أو أقل، لا يستطيع كاشف النيوترينوات تحديد اتجاهها، ولكنه يسجل فقط عدد أحداث التحول النووي التي تسببها النيوترينوات. وهنا أيضًا نشأت مشكلة على الفور وازدادت قوة تدريجيًا. على سبيل المثال، أظهرت تجربة هومستيك، التي استمرت لمدة 25 عامًا تقريبًا، أنه على الرغم من التقلبات، فإن التدفق الذي سجلته كان في المتوسط ​​أقل بثلاث مرات من التدفق الذي تنبأ به علماء الفيزياء الفلكية. تم تأكيد هذه البيانات في التسعينيات من خلال تجارب أخرى، ولا سيما Gallex وSAGE.

كانت الثقة في أن الكاشف يعمل بشكل صحيح كبيرة جدًا لدرجة أن العديد من الفيزيائيين كانوا يميلون إلى الاعتقاد بأن التنبؤات النظرية الفيزيائية الفلكية تفشل في مكان ما - فالعمليات كانت معقدة للغاية في مركز الشمس. ومع ذلك، قام علماء الفيزياء الفلكية بتحسين النموذج وأصروا على موثوقية التنبؤات. وهكذا استمرت المشكلة وتحتاج إلى تفسير.

بالطبع، هنا أيضًا، كان المنظرون يفكرون منذ فترة طويلة في تذبذبات النيوترينو. كان من المفترض أنه في الطريق من باطن الشمس، تتحول بعض نيوترينوات الإلكترون إلى ميون أو تاو. وبما أن تجارب مثل Homestake وGALLEX، بحكم تصميمها، تلتقط النيوترينوات الإلكترونية حصريًا، فإن عددها أقل من اللازم. علاوة على ذلك، في السبعينيات والثمانينيات، توقع المنظرون أن النيوترينوات التي تنتشر داخل الشمس يجب أن تتأرجح بشكل مختلف قليلاً عما كانت عليه في الفراغ (كانت هذه الظاهرة تسمى تأثير ميخيف-سميرنوف-ولفنشتاين)، والذي يمكن أن يساعد أيضًا في تفسير الشذوذ الشمسي.

لحل مشكلة النيوترينوات الشمسية، كان من الضروري القيام بشيء يبدو بسيطًا: بناء كاشف يمكنه التقاط التدفق الكامل لجميع أنواع النيوترينوات، بالإضافة إلى تدفق نيوترينوات الإلكترون بشكل منفصل. سيكون من الممكن بعد ذلك التأكد من أن النيوترينوات المنتجة داخل الشمس لا تختفي، بل تغير نوعها ببساطة. ولكن بسبب انخفاض طاقة النيوترينوات، كان هذا مشكلة: ففي نهاية المطاف، لا يمكنها أن تتحول إلى ميون أو تاو ليبتون. وهذا يعني أننا بحاجة إلى البحث عنهم بطريقة أخرى.

حاول كاشف Super-Kamiokande التعامل مع هذه المشكلة عن طريق استخدام التشتت المرن للنيوترينوات على إلكترونات الذرة وتسجيل الارتداد الذي يتلقاه الإلكترون. مثل هذه العملية، من حيث المبدأ، حساسة للنيوترينوات بجميع أنواعها، ولكن نظرًا لخصائص التفاعل الضعيف، فإن المساهمة الساحقة فيها تأتي من النيوترينوات الإلكترونية. ولذلك، تبين أن الحساسية لتدفق النيوترينو الكلي ضعيفة.

وهنا قال كاشف نيوترينو آخر، SNO، الكلمة الحاسمة. فيه، على عكس Super-Kamiokande، لم يستخدم الماء العادي، ولكن الماء الثقيل الذي يحتوي على الديوتيريوم. نواة الديوتيريوم، الديوترون، هي نظام ضعيف الارتباط من البروتون والنيوترون. من تأثير النيوترينو الذي تبلغ طاقته عدة ميغا إلكترون فولت، يمكن أن ينقسم الديوترون إلى بروتون ونيوترون: \(\nu + d \to \nu + p + n\). هذه العملية، الناجمة عن المكون المحايد للتفاعل الضعيف (الحامل هو البوزون Z)، لها نفس الحساسية للنيوترينوات بجميع أنواعها الثلاثة، ويمكن اكتشافها بسهولة عن طريق التقاط نيوترون بواسطة نوى الديوتيريوم وانبعاثه. من كم غاما. بالإضافة إلى ذلك، يمكن لمرصد SNO اكتشاف نيوترينوات الإلكترون البحتة بشكل منفصل عن طريق انقسام الديوترون إلى بروتونين، \(\nu_e + d \to e + p + p\)، والذي يحدث بسبب المكون المشحون للتفاعلات الضعيفة (الحامل هو بوزون W).

بدأ تعاون SNO في جمع الإحصائيات في عام 1998، وعندما تراكمت بيانات كافية، قدم نتائج قياس تدفق النيوترينو الكلي ومكوناته الإلكترونية في منشورين، 2001 و2002 (انظر: قياس معدل ν) ه +د→ص+ص+ه بو ). وبطريقة ما، سقط كل شيء فجأة في مكانه. لقد تطابق إجمالي تدفق النيوترينو في الواقع مع ما تنبأ به النموذج الشمسي. وكان الجزء الإلكتروني في الواقع يمثل ثلث هذا التدفق فقط، وهو ما يتفق مع العديد من التجارب السابقة للجيل السابق. وبالتالي، لم تضيع النيوترينوات الشمسية في أي مكان - ببساطة، بعد أن ولدت في مركز الشمس على شكل نيوترينوات إلكترونية، تحولت بالفعل إلى نيوترينوات من نوع مختلف في طريقها إلى الأرض.

الفصل الثالث، مستمر

ثم، في مطلع القرن العشرين، أجريت تجارب أخرى على النيوترينو. وعلى الرغم من أن الفيزيائيين اشتبهوا منذ فترة طويلة في أن النيوترينوات تتأرجح، إلا أن Super-Kamiokande وSNO هما اللذان قدما حججًا لا يمكن دحضها - وهذه هي ميزتهما العلمية. بعد نتائجهم، حدث فجأة تحول طوري في فيزياء النيوترينو: اختفت المشاكل التي عذبت الجميع، وأصبحت التذبذبات حقيقة، وموضوع البحث التجريبي، وليس مجرد التفكير النظري. لقد شهدت فيزياء النيوترينو نموًا هائلًا وهي الآن واحدة من أكثر المجالات نشاطًا في فيزياء الجسيمات. يتم إجراء اكتشافات جديدة بانتظام هناك، ويتم إطلاق منشآت تجريبية جديدة في جميع أنحاء العالم - أجهزة كشف الغلاف الجوي والفضاء والمفاعلات والنيوترينوات المتسارعة - ويحاول الآلاف من المنظرين العثور على تلميحات للفيزياء الجديدة في معلمات النيوترينو المقاسة.

من المحتمل أنه عاجلاً أم آجلاً سيكون من الممكن في مثل هذا البحث العثور على نظرية معينة ستحل محل النموذج القياسي، وستربط عدة ملاحظات معًا وستسمح لنا بتفسير كتل النيوترينو وتذبذباته، والمادة المظلمة، وأصلها بشكل طبيعي. من عدم التماثل بين المادة والمادة المضادة في عالمنا، وغيرها من الألغاز. إن كون قطاع النيوترينو أصبح لاعبًا رئيسيًا في هذا البحث يرجع إلى حد كبير إلى Super-Kamiokande وSNO.

مصادر:
1) تعاون سوبر كاميوكاندي. دليل على تذبذب النيوترينوات الجوية // فيز. القس. بادئة رسالة.خامسا 81. نشرت في 24 أغسطس 1998.
2) تعاون SNO. قياس معدل ν ه +د→ص+ص+ه- التفاعلات التي تنتجها 8 بالنيوترينوات الشمسية في مرصد سدبوري للنيوترينو // فيز. القس. بادئة رسالة.خامسا 87. نشرت في 25 يوليو 2001.
3) تعاون SNO. دليل مباشر على تحول نكهة النيوترينو من تفاعلات التيار المحايد في مرصد سودبوري للنيوترينو // فيز. القس. بادئة رسالة.خامسا 89. نشرت في 13 يونيو 2002.