Астрономiчнi експерименти з дослiдження елементарних частинок

МРЖНРЖСТЕРСТВО ОСВРЖТИ ТА НАУКИ УКРАРЗНИ

ЛУБЕНСЬКА ЗАГАЛЬНООСВРЖТНЯ ШКОЛА № 1 РЖ-РЖРЖРЖ СТУПЕНРЖВ

РЕФЕРАТ

ТЕМА:

Астрономiчнi експерименти з дослiдження елементарних частинок

Виконала: учениця 11-А класу

Сапа Марина

Лубни 2010

Вступ

Елементарнi частинки тАУ це первиннi частинки, якi дальше не розпадаються, з них складаiться вся матерiя. Поняття елементарнi частинки сформувалося в тiсному зв'язку з встановленням дискретного характеру будови речовини на мiкроскопiчному рiвнi. Вiдкриття на рубежi 19-20 ст. Найдрiбнiших носiiв властивостей речовини - молекул i атомiв - i встановлення того факту, що молекули побудованi iз атомiв, позволило описати всi вiдомi речовини як комбiнацii кiнцевого числа структурних складових - атомiв . Виявлення в подальшому наявностi складових атомiв-електронiв i ядер , встановлення складноi природи ядер , якi складаються iз двох типiв частинок (протонiв i нейтронiв), дало можливiсть передбачити, що ланцюжок складових матерii завершиться дискретними безструктурними утвореннями - елементарними частинками. Але не можна впевнено стверджувати, що такi елементарнi частинки iснують. Протони i нейтрони наприклад, довгий час рахувалися елементарними, а тепер вияснилось, що вони мають складну будову.

Не виключена можливiсть того, що послiдовнiсть структурних складових матерii безкiнечна.

Термiн тАЬелементарнi частинкитАЭ частенько використовуiться в сучаснiй фiзицi для найменування великоi групи найдрiбнiших частинок матерii, якi не являються атомами i атомними ядрами (виняток складаi ядро атома водню-протон). Як проявили дослiдження, ця група частинок дуже велика. Крiм згадуваних протона, нейтрона i електрона до неi вiдносяться: фотон, пiмезони, мюони, нейтрино, дивнi частинки (К-мезони i гiперони), рiзноманiтнi резонанси, тАЬзачарованiтАЭ частинки, iпсилон-частинки i важкi лептони-всього бiльше 350 частинок, в основному нестабiльних. Число частинок, що входить в цю групу, продовжуi рости, i скорiше всього, необмежено велике. Використання назви тАЬелементарнi частинкитАЭ до всiх цих частинок маi iсторичнi причини i пов'язано з тим перiодом дослiджень (початок 30-х рокiв 20 ст.), Якщо iдиними представниками даноi групи були протон, нейтрон i частинка електромагнiтного поля - фотон. Цi чотири частинки тодi рахувалися елементарними , так як вони служили основою для побудови речовини i електромагнiтного поля, яке з нею взаiмодii, а складна структура протона i нейтрона не була вiдома.

Вiдкриття нових мiкроскопiчних частинок матерii поступово зруйнувало цю просту картину. Новi вiдкритi частинки дуже були близькi до перших чотирьох вiдомих частинок. Спiльним для них i те, що вони являються специфiчними формами iснування матерii , яка не асоцiюiться в ядра i атоми, тому iх iнодi називають тАЬсуб'ядерними частинкамитАЭ. До тих пiр, поки кiлькiсть таких частинок була не дуже велика, iснувала думка, що вони вiдiграють фундаментальну роль в будовi матерii, i iх вiдносили до елементарних частинок. Зростання кiлькостi суб'ядерних частинок, виявлення у багатьох iз них складноi будови показало, що вони, як правило, не мають властивостi елементарностi, але традицiйна назва тАЬелементарнi частинки тАЭ за ними збереглась.

Короткi iсторичнi вiдомостi

Першою вiдкритою елементарною частинкою був електрон - носiй негативного елементарного електричного заряду в атомах. В 1897 р. Дж. Дж. Томсон встановив, що катоднi променi утворенi потоком найдрiбнiших частинок, якi були названi електронами. В 1911 р. Е. Резерфорд, пропускаючи альфа-частинки вiд природного радiоактивного джерела через тонку фольгу рiзних речовин, вияснив, що позитивний заряд в атомах зосереджений в компактних утвореннях-ядрах, а в 1919 р. Виявив серед частинок, вибитих iз атомних ядер, протони-частинки з одиничним позитивним зарядом i масою, в 1840 разiв перевищуючи масу електрона. РЖнша частинка , яка входить до складу ядра, - нейтрон - була вiдкрита в 1932 р. Дж. Чедвiком пiд час дослiдження взаiмодii альфа-частинки з берилiiм.

Нейтрон маi масу, яка близька до маси протона, але не маi електричного заряду.

Вiдкриттям нейтрону завершилося виявлення частинок - структурних елементiв атомiв i iх ядер.

Висновок про iснування частинки електромагнiтного поля фотона бере свiй початок iз роботи М. Планка (1900 р.) Передбачивши, що енергiя електромагнiтного випромiнювання абсолютно чорного тiла квантована, Планк одержав правильну формулу для дiапазону випромiнювання. Розвиваючи iдею Планка, А. Ейнштейн (1905 р.) Доказав, що свiтло в дiйсностi являiться потоком окремих квантiв (фотонiв), i на цiй основi пояснив закономiрностi фотоефекту. Експериментальнi докази iснування фотона були данi Р. Мiлiкеном (1912-1915 рр.)

Комптоном (1922р.) Вiдкриття нейтрино-частинки, яка майже не взаiмодii з речовиною, веде свiй початок вiд теоретичноi здогадки В. Паулi (1930 р.) Експериментально iснування нейтрино було доведено лише в 1953 р. (Ф.Райнес i К.Коуен, США).

З 30-х до початку 50-х рокiв вивчення елементарних частинок було тiсно пов'язано з дослiдженням космiчних променiв. В 1932р. В складi космiчних променiв К. Андерсоном було винайдено позитрон-частинку з масою електрона, але з негативним електричним зарядом. Позитрон був першою вiдкритою античастинкою. РЖснування позитрона безпосередньо витiкало iз релятивiстськоi теорii електрона, розвинутоi П. Дiраком (1928-1931рр.) Незадовго до вiдкриття позитрона. В 1936 р. Американськi фiзики К. Андерсон i С. Недермейiр вiдкрили при дослiдженнi космiчних променiв мюони-частинки з масою в 200 мас електрона i дуже близькi до властивостей електрона i позитрона. В 1947 р. Також в космiчних променях групою С. Пауела були вiдкритi p+ и p-мезони з масою в 274 електроннi маси, якi вiдiграють важливу роль при взаiмодii протонiв з нейтронами в ядрах.

Кiнець 40-х- початок 50-х рр. 20 ст. Ознаменувалось вiдкриттям великоi групи частинок з незвичайними властивостями , якi одержали назву тАЬнезвичайнихтАЭ. Першi частинки цiii групи К+- i К--мезони, L-, S+ -, S- -, X- -гiперони були вiдкритi в космiчних променях, наступнi вiдкриття незвичайних частинок були зробленi на прискорювачах. З початку 50-х р. Прискорювачi перетворилися на основний iнструмент для дослiдження елементарних частинок. Пiсля введення в експлуатацiю протонних прискорювачiв з енергiями в мiльярди разiв позволило вiдкрити важкi античастинки: антипротон, антинейтрон, антисигма-гiперони. В 1960-х рр. На прискорювачах було вiдкрито велику кiлькiсть нестiйких частинок, якi отримали назву тАЬрезонансiв.тАЭ Маси бiльшостi резонансiв перевищують масу протона.

У 1962 р. Було дослiджено, що iснують два рiзних нейтрино: електронне i мюонне. В 1974р. Були знайденi масивнi i в той же час вiдносно стiйкi γ-частинки.

Вони тiсно пов'язанi з новою родиною елементарних частинок - тАЬзачарованих.тАЭ

В 1975 р. Були одержанi першi вiдомостi про iснування важкого аналога електрона i мюона (важкого лептона t). В 1977 р. Були вiдкритi РО-частинки з масою порядку десятка протонних мас. Таким чином, за роки, якi пройшли пiсля вiдкриття електрона, було виявлено величезну кiлькiсть рiзноманiтних мiкрочастинок матерii .

Дослiдження елементарних частинок

Велику частину знань про будову матерii на субатомному рiвнi отримано за даними експериментiв на прискорювачах, якi дають змогу дослiджувати властивостi ядер та елементарних частинок у модельованих експериментаторами умовах. Однак i iншi можливостi одержувати таку iнформацiю в природних умовах, зокрема, користуючись результатами спостережень у космiчному просторi. Ця галузь експериментальноi фiзики дiстала назву неприскорювальна фiзика елементарних частинок.

Астрономiчнi методи дослiджень часто використовуються для пошукiв рiзного роду гiпотетичних частинок, передбачених теоретиками, а також для дослiджень нестандартних i навiть екзотичних властивостей звичайних частинок. Так, недавно з'явились публiкацii, присвяченi пошуку надзвичайно малого ефективного електричного заряду фотона (у стандартнiй електродинамiцi заряд фотона строго дорiвнюi нулевi). Вони базуються на припущеннi про те, що рухомий заряд у магнiтному полi маi вiдхилятися вiд прямолiнiйноi траiкторii. Завдяки цьому навiть частинка з дуже малим зарядом е_γ, що становить мiзерну частку вiд заряду електрона е, подолавши досить велику вiдстань у мiжзоряному магнiтному полi (його характерна величина тАФ мiкрогауси, на шiсть порядкiв менша вiд поля Землi), може вiдхилитися на вимiрну величину. Оскiльки вiдхилення релятивiстськоi зарядженоi частинки в магнiтному полi залежить вiд ii енергii, то два зарядженi фотони з рiзною енергiiю пройдуть рiзнi вiдстанi. Фотон з меншою енергiiю запiзниться вiдносно фотона з бiльшою енергiiю. Дж. Кокконi 1988 р. оцiнив максимально припустимий заряд фотона зi спостережуваного розширення iмпульсiв мiлiсекундного радiопульсара, що перебуваi на другому краю Галактики. Значення заряду фотона дещо уточнив Г. Раффельт 1994 р.

Ще один ефект, що маi виникати пiд час проходження зарядженого фотона крiзь магнiтне поле, тАФ це розпливання зображень точкових радiоджерел, коли спостереження ведеться в смузi частот зi скiнченною шириною. У наш час радiоiнтерферомстрiя з наддовгою базою (РНДБ) дозволяi розрiзняти деталi джерел з кутовим розмiром вiд декiлькох десяткiв кутових мiкросекунд (pas). Приблизно таким для земного спостерiгача був би кутовий розмiр сiрниковоi коробки на поверхнi Мiсяця. Мiнiмальнi спостережуванi деталi в зображеннi точкового джерела, яке свiтить крiзь хаотичне магнiтне поле скупчення галактик, ставлять обмеження на максимально припустимий електричний заряд фотона (звичайно, якщо магнiтне поле i вiдомим). За допомогою деяких мiркувань авторовi цих рядкiв i С. Б. Попову (ДАРЖШ, Москва) в 2005 р. удалося оцiнити магнiтне поле на променi зору для компактного радiоджерела ЗС84 (активного ядра галактики NGC 1275), яке перебуваi поблизу центра скупчення в сузiр'i Персея й у якому за допомогою РНДБ-спостережень виявлено окремi деталi розмiром -400 pas. Це й дало змогу одержати обмеження на вiдношення зарядiв фотона й електрона (е_γ/е < 3x10^тАУ33) . Верхньою межею вважаiться спiввiдношення |е_γ/е|~ 10^тАУ35, виведене зi спостережень анiзотропii релiктового випромiнювання, але воно i модельно залежне (К. Капрiнi та iн., 2005 p.). Найточнiшi лабораторнi експерименти дають можливiсть визначити обмеження на заряд фотона на рiвнi 10^тАУ16е (РЖ. Семертзидис та iн., 2003 p.), що значно поступаiться астрофiзичним оцiнкам.

З астрономiчних спостережень можна оцiнити верхнi межi не тiльки для заряду, але й для маси фотона. Швидкiсть масивного фотона повинна залежати вiд його енергii (явище дисперсii, яке вiдсутнi для безмасового фотона у вакуумi). ТРрунтуючись на цьому, Б. Шейфер 1999 р. iз затримки радiочастотних фотонiв вiдносно гамма-квантiв лля гамма-сплеску GRB 980703 визначив, що маса фотона не перевищуi 4.2x10^тАУ44 г (2.3x10^тАУ11 еВ). Ще жорсткiшi обмеження отриманi з того, що електромагнiтна взаiмодiя у випадку масивностi фотона була б короткодiючою: напруженiсть статичного поля зменшувалася би з вiдстанню експоненцiально, i тим швидше, чим бiльша маса фотона. Наприклад, поле магнiтного диполя на малих вiдстанях пiдкорялося б стандартному законовi (зменшувалося б обернено пропорцiйно до третього степеня вiдстанi), а на бiльших вiдстанях прямувало б до нуля значно швидше. Тому протяжнiсть магнiтних полiв астрономiчних об'iктiв даi змогу встановити обмеження на масу фотона. Так, магнiтосфера Юпiтера простираiться на мiльйони кiлометрiв; цей факт дозволяi встановити, що маса фотона не перевищуi 6x10^тАУ16 еВ (Л. Девiс та iн., 1975 p.). Дослiдження сонячноi магнiтосфери дозволяi уточнити масу фотона ще на порядок (Д. Д. Рютов, 1997 p.).

Може виникнути запитання: навiщо потрiбнi такого роду дослiдження, якщо, вiдповiдно до сучасних теоретичних уявлень, фотон уважають безмасовою й незарядженою частинкою? Однак фiзика тАФ наука експериментальна, а фiзичнi теорii грунтуються на спостереженнях i дослiдах. Нульовi маса й заряд фотона тАФ це експериментальний факт, а не теоретичний висновок, тому треба використовувати будь-яку можливiсть перевiрити емпiричнi пiдстави теорii на вищому рiвнi чутливостi.

Завдяки астрономiчним спостереженням була уточнена цiла низка властивостей дотепер багато в чому загадковоi частинки тАФ нейтрино. Тут важливу роль вiдiграв спалах надновоi SN1987A у Великiй Магеллановiй Хмарi. Нагадаiмо, що спалах спостерiгали 23 лютого 1987 p., а насправдi ця подiя вiдбулася приблизно 170 000 рокiв тому. Ще до вiзуального виявлення надновоi ii спалах був зареiстрований чотирма нейтринними телескопами тАФ Камiоканде (Японiя), 1MB (США), Монблан (Францiя) i Баксан (СРСР). Цiкаво вiдзначити, що за всю iсторiю нейтринноi астрономii дотепер були ототожненi лише два джерела, друге з них тАФ Сонце). Так, детектор Камiоканде зафiксував 11 нейтрино з енергiiю вiд 7.5 до 35 МеВ, якi були зареiстрованi протягом 12.5 секунди, причому першi вiсiм частинок тАФ всього за двi секунди. За рiзницею моментiв реiстрацii нейтринного спалаху вдалося вимiряти затримку приходу нейтрино рiзних енергiй, а звiдси установити обмеження на масу нейтрино. Добре вiдомий у ядернiй фiзицi "часово-пролiтний метод", який застосовуiться зазвичай для вимiру енергетичного спектру частинок з вiдомою масою, у цьому випадку, навпаки, був застосований для визначення маси частинок з вiдомою енергiiю. Аналiз усiх отриманих спостережень дозволив обмежити зверху масу електронних нейтрино величиною 20 еВ, що на той час було одним iз найточнiших результатiв. Недавно ретельнiший аналiз накопичених експериментальних даних дозволив уточнити цю оцiнку й знизити верхню межу маси нейтрино до 5.7 еВ. РЖз тих самих даних ще були отриманi верхнi обмеження на величини магнiтного дипольного моменту й електричного заряду електронного нейтрино, враховуючи ту обставину, що довжина траiкторii й час проходження нейтрино, яке взаiмодii з магнiтним полем Галактики, мають залежати вiд енергii частинки. А вiдсутнiсть гамма-сплеску, що збiгаiться за часом з нейтринним спалахом, дала змогу обмежити знизу час життя нейтрино для будь-яких каналiв розпаду, котрi супроводжуються появою в кiнцевому станi фотонiв. РЖнформацiя щодо трьох десяткiв зареiстрованих нейтрино вiд SN 1987A виявилася настiльки цiнною, що в наш час кiлька нейтринних детекторiв постiйно перебувають у режимi очiкування наступноi надновоi зорi поблизу Землi. Надновi зорi в подiбних до нашоi галактиках з'являються в середньому один раз на 30тАФ50 рокiв.

Крiм внеску у вивчення властивостей нейтрино, вимiр тривалостi нейтринного спалаху надновоi SN1987A дав змогу встановити, що в природi немаi так званих аксiонiв (гiпотетичних частинок, якi слабо взаiмодiють з речовиною) з масою понад 10^тАУ3еВ, хоча iснування легших аксiонiв поки що не заперечуiться. Рiч у тому, що такi частинки мають iнтенсивно випромiнюватися ядром надновоi та майже не затримуватися зовнiшнiми шарами. Аксiони швидко охолодили б ядро, тому тривалiсть спалаху була б коротшою за спостережувану. Цiла низка обмежень щодо дiапазону можливих характеристик аксiона (та iнших гiпотетичних легких слабо взаiмодiючих частинок) також була отримана з астрофiзичних даних. Зокрема, якщо такi частинки iснують i досить ефективно взаiмодiють зi звичайними частинками (наприклад, з електроном), то вони можуть виникати в ядрi зорi й виносити енергiю крiзь ii щiльнi зовнiшнi шари. У результатi швидкiсть еволюцii для багатьох типiв зiр iстотно змiнюватиметься. Спостережувана швидкiсть еволюцii цих зiр дозволяi встановити обмеження на деякi характеристики гiпотетичних слабо взаiмодiючих аксiоноподiбних частинок, на такi, як iхня маса й константа зв'язку з електроном i нуклонами.

Якщо iснують безмасовi скалярнi й векторнi бозони, то може змiнюватись взаiмодiя мiж звичайними частинками, яка не зводиться до чотирьох вiдомих взаiмодiй. Обмеження констант зв'язку таких гiпотетичних бозонiв зi звичайними частинками можна дослiдити в експериментах з пошуку так званоi п'ятоi сили. Прояв додатковоi далекодiючоi взаiмодii зводився б до порушення принципу еквiвалентностi. РЖнакше кажучи, тiла рiзного складу в однаковому гравiтацiйному полi падали б з рiзним прискоренням. Можна стверджувати, що першi перевiрки принципу еквiвалентностi провiв ще iталiйський учений Галiлео Галiлей (1564тАФ1642), коли кидав гарматнi ядра й кулi з Пiзанськоi вежi. Додаткова взаiмодiя мiж тiлами Сонячноi системи приводила б до спостережуваноi змiни iхнiх орбiт, яка не описуiться ньютонiвською теорiiю з релятивiстськими поправками. Вiдсутнiсть таких збурень в орбiтах планет дозволяi накласти дуже жорсткi обмеження на можливi властивостi гiпотетичних частинок тАФ переносникiв "п'ятоi сили".

Усерединi Сонячноi системи рух тiл добре описуiться ньютонiвським законом усесвiтнього тяжiння з урахуванням релятивiстських поправок, але за ii межами виникають деякi труднощi. Давно вiдомо, що рух зiр та iнших об'iктiв у Галактицi, якщо враховувати лише спостережувану речовину, не узгоджуiться з законом обернених квадратiв вiдстаней тАФ крива обертання Галактики ближча до "твердотiльноi", нiж до "кеплерiвськоi". Аналогiчнi проблеми виникають i пiд час аналiзу кривих обертання iнших галактик, а також пiд час розгляду динамiки скупчень галактик (Ф. Цвiккi, 1937 р.) i утворення великомасштабноi структури Всесвiту. Наведена неузгодженiсть вiдома як проблема прихованоi маси. Спостережуванi кривi обертання можна легко iнтерпретувати, якщо прийняти постулат про iснування деякоi речовини, котра не спостерiгаiться звичайними астрономiчними засобами, вiдносно рiвномiрно розподiлена в Галактицi й даi свiй внесок у гравiтацiйне притягання, причому цiii так званоi темноi матерii повинно бути набагато бiльше, нiж спостережуваноi! Хоча на роль темноi матерii висувалися рiзного роду несвiтнi або слабкосвiтнi об'iкти, що складаються зi звичайноi "барiонноi" речовини (бiлi, коричневi й субкоричневi карлики, нейтроннi зорi, планетари, "снiжки" та iн.), тепер найбiльш обгрунтованим вважаiться погляд, що темна матерiя i переважно небарiонною. Такою речовиною, яка взаiмодii зi звичайною матерiiю практично лише гравiтацiйно, уважаються так званi ШРЖМРи (WeaklyInteractingMassiveParticleтАФ слабо взаiмодiюча масивна частинка). Зауважимо, що iснування частинок саме з такими властивостями передбачають сучаснi теорii суперсиметрii (SUSY-теорii), якi зводяться до дальшого узагальнення Стандартноi моделi, тобто вiдомоi нам фiзики елементарних частинок. SUSY-теорii передбачають наявнiсть дуже важких партнерiв у всiх "звичайних" частинок, причому найлегша серед цих суперсиметрич них частинок тАФ нейтралино тАФ маi бути стабiльною. Такi частинки принаймнi на порядок важчi вiд протона. Утворенi в момент Великого Вибуху, вони через дуже короткий час практично перестають взаiмодiяти з речовиною, а iхня подальша взаiмодiя з навколишнiм свiтом надто слабка. Крiм внеску в динамiку гравiтацiйно зв'язаних об'iктiв (галактик i iхнiх скупчень) та Всесвiту як цiлого, WIMPh можуть проявитись пiд час розсiювання на атомних ядрах (у принципi такi зiткнення можна зареiструвати в лабораторii, експерименти уже проводяться), а також завдяки гравiтацiйному захопленню небесними тiлами (Сонцем, Землею) i наступноi поступовоi анiгiляцii частинок, якi накопичуються в потенцiйнiй ямi. В останньому разi слiд очiкувати випромiнення нейтрино високих енергiй. Пошук потоку таких частинок з надр Сонця й Землi проводиться на нейтринному телескопi AMANDA, розташованому в товщi льоду на Пiвденному полюсi.

Крiм нейтралино, певну частку до прихованоi маси можуть вносити iншi гiпотетичнi частинки: згаданi вище аксiони, важкi нейтрино, космiони, магнiтнi монополi, а також такi екзотичнi об'iкти, як космiчнi струни, текстури й iншi топологiчнi дефекти просторутАФчасу, тiньова (дзеркальна) матерiя. Усе це активно обговорюють теоретики. Спектр анiзотропii релiктового випромiнювання, недавно вимiряний з високою точнiстю супутником WMAP, дозволив оцiнити частку гарячоi й холодноi темноi матерii (легких i важких частинок у складi прихованоi маси), а також так званоi темноi енергii. РЖз цих даних разом з iншими спостереженнями було виведене верхнi обмеження на суму мас всiх типiв легких стабiльних нейтрино: Zm, < 0.7 еВ.

Варто згадати про недавнi вiдкриття осциляцiй сонячних нейтрино. Так звана проблема сонячних нейтрино, яка зводиться до нестачi спостережуваного потоку нейтрино для пояснення свiтностi Сонця, виникла ще наприкiнцi 60-х рокiв минулого столiття, коли цей потiк був уперше вимiряний у знаменитому радiохiмiчному хлор-аргоновому експериментi Р. Девiса в пiдземнiй лабораторii Хоумстейк. Наступнi радiохiмiчнi експерименти, де як мiшень використовуються ядра галiю, а не хлору, пiдтвердили результати Р. Девiса. Потiк електронних нейтрино, якi утворюються пiд час термоядерних реакцiй у сонячному ядрi, досить жорстко прив'язаний до свiтностi Сонця. На Землi вiн маi становити приблизно 60 млрд. частинок за секунду на один квадратний сантиметр, проте спостережуваний потiк удвiчi чи втричi менший за передбачуваний. Неузгодженiсть експериментальних i теоретичних даних можна пояснювати недосконалою теорiiю про будову Сонця або невiдомими властивостями нейтрино. Не бракувало запропонованих сонячних моделей, якi зменшували нейтринний потiк, але всi вони з тих чи iнших причин виявилися незадовiльними.

Експеримент SNO (Solar Neutrino Observatory) вперше дав змогу вимiряти повний потiк усiх (а не тiльки електронних) нейтрино вiд Сонця. Виявилося, шо цей потiк близький до передбачень стандартних сонячних моделей, але бiльша частина нейтрино, утворених у ядрi Сонця як електроннi, на шляху до Землi перетворюються в нейтрино iнших типiв (мюоннi й тау-нейтрино), до яких радiохiмiчнi експерименти не чутливi. Такi взаiмоперетворення (осциляцii) можливi лише в тому разi, якщо нейтрино мають масу. Цей результат i першим кроком за межi Стандартноi моделi, яка "забороняi" переходи мiж поколiннями лептонiв i постулюi нульову масу нейтрино. Осциляцiйнi експерименти можуть дати лише рiзницю квадратiв мас двох частинок, тому точний масовий спектр нейтрино поки що невiдомий, але вже зрозумiло, що принаймнi два з трьох масових станiв нейтрино мають масу.

Деякi напрямки дослiджень властивостей елементарних частинок астрономiчними методами, здебiльшого i iдиною можливiстю вивчити тi чи iншi властивостi частинок з потрiбною чутливiстю. Той факт, що спостереження галактик i зiр дають змогу дослiджувати поведiнку матерii на субатомних масштабах, на перший погляд здаiться парадоксальним, але в цьому проявляiться глибока iднiсть фiзичного свiту.

Лiтература

1. Астрономiчний календар на 2007 рiк (виданння ГАО АН Украiни).

Вместе с этим смотрят:

Aerospace industry in the Russian province

РЖсторiя астрономii

РЖсторiя ракетобудування Украiни

РЖсторiя спостереження НЛО

Авиационно-космические отрасли в российской провинции