Nagrody Nobla z fizyki 2002

Tegoroczni nobliści w dziedzinie fizyki: Raymond Davis (University of Pennsylvania oraz Brookhaven Natl. Lab), Masatoshi Koshiba (University of Tokyo) oraz Riccardo Giacconi (AssociatedUniversities Inc.) przyczynili się do rozwoju dwóch ważnych gałęzi współczesnej astrofizyki. Dzięki nim wiemy więcej na temat neutrin oraz promieniowania rentgenowskiego.

W latach 60-tych Davis jako pierwszy dokonał detekcji neutrin pochodzących ze Słońca. Jednakże liczba zarejestrowanych cząstek była znacznie mniejsza, niż wynikało to z przewidywań teoretycznych przeprowadzonych przez Johna Bahcalla (Institute for Advanced Study). Wtedy właśnie narodził się problem deficytu neutrin słonecznych. Późniejsze próby detekcji tych tajemniczych cząstek (eksperymenty SAGE, Gallex i wiele innych) również zawiodły - ciągle brakowało znacznej liczby neutrin docierających do Ziemi z wnętrza Słońca.

Materia jest prawie zupełnie przezroczysta dla neutrin. Cząstki te prawie bez żadnej przeszkody są w stanie przelecieć przez całą Ziemię (z tej samej przyczyny neutrina tak trudno zarejestrować). Neutrina znamy w trzech odmianach: elektronowe, mionowe i taonowe. Neutrina elektronowe są produktem reakcji jądrowych zachodzących głęboko we wnętrzu naszej dziennej gwiazdy. Zanim dotrą do powierzchni Ziemi mają do pokonania długi dystans dzielący nas od Słońca. Najlepszym wytłumaczeniem "zniknięcia" znacznej liczby tych cząstek jest to, że podczas swej podróży ulegają one przemianie w inny typ cząstek: w neutrina mionowe lub taonowe, a te były zupełnie niewidoczne dla instrumentów ziemskich.

Detektor Davisa, za pomocą którego po raz pierwszy udowodniono istnienie neutrin słonecznych. Zbiornik, który umieszczony był w nieczynnej kopalni złota zawierał ponad 600 ton czterochloroetylenu i miał 14.6m długości i 6.1m średnicy.

Hipotezę tę testowano w detektorze Kamiokande, który właśnie pod kierunkiem Koshiby i jego współpracowników został znacznie rozbudowany (Super-Kamiokande). Badano kaskady neutrin pojawiające się w atmosferze Ziemi na skutek oddziaływania z nią promieniowania kosmicznego. Wykazano, że liczba neutrin elektronowych docierająca do detektora bezpośrednio z atmosfery była zdecydowanie większa niż liczba neutrin powstających dokładnie po drugiej stronie globu ziemskiego, a więc pokonujących dodatkową drogę do detektora równą średnicy Ziemi. Jedynym wytłumaczeniem tego zjawiska jest właśnie transformacja jednych neutrin w drugie. Przemiany takie mogą mieć charakter oscylacji, tzn. wielokrotnych przemian jednej cząstki w drugą i z powrotem. Więcej dowodów na oscylacje neutrin pojawiło się tej wiosny, kiedy z Sudbury Neutrino Observatory, obserwatorium zdolnym rejestrować wszystkie rodzaje neutrin, doniesiono o "odnalezieniu" wszystkich słonecznych neutrin .

Neutrina są ważne w astrofizyce z bardzo wielu powodów. Mogą one odgrywać dużą rolę w procesie formowania i grupowania się galaktyk, unoszą znaczną część energii słonecznej oraz energii wybuchu gwiazd supernowych. W 1987 roku udało się zarejestrować kilkadziesiąt neutrin po wybuchu supernowej 1987A w Wielkim Obłoku Magellana.

Giacconi jako pierwszy badał promieniowanie X pochodzące spoza układu słonecznego. W roku 1962 wykorzystał w tym celu pierwszy pozaatmosferyczny teleskop rentgenowski. Od tego czasu pojawiło się wiele nowych detektorów rentgenowskich (ASCA, RXTE, ROSAT,Einstein, Yokhoh, Chandra, XMM), dzięki którym udało się dokonać wielu odkryć, jak obserwacja tła rentgenowskiego i wyodrębnienie z niego punktowych źródeł tego promieniowania, detekcja promieni X pochodzących z takich obiektów jak: komety, czarne dziury, kwazary, gwiazdy neutronowe.

Ten instrument zaprojektowany i zbudowany pod kierunkiem Giacconiego został na dziobie rakiety Aerobee wystrzelony w 1962 i jako pierwszy dokonał rejestracji promieniowania rentgenowskiego ze źródła spoza Układu Słonecznego (z układu podwójnego gwiazd znanego obecnie pod nazwą SCO X-1). Instrument o wysokości około metra zawierał trzy liczniki Geigera (wskazane strzałkami) z oknami o zmiennej grubości, co umożliwiało określanie energii docierającego promieniowania X.

Zobacz również obszerny artykuł Prof. A. Woszczyka

20 października 2002
Źródło | oprac. B.Kulesza-Żydzik

Liczba odsłon: 1582