Проблема солнечных нейтрино

Содержание

Введение

Генерация нейтрино в недрах Солнца

Проблема солнечных нейтрино

Эксперименты по обнаружению нейтрино

Подземные детекторы нейтрино

Существует ли проблема солнечных нейтрино

Список использованной литературы

ВВЕДЕНИЕ

До начала 30-х годов прошлого столетия никто не подозревал о существовании нейтрино. Они родились на кончике пера швейцарского физика-теоретика В. Паули в 1931 году в трудной и неясной ситуации, царившей в физике в то время. А ситуация была такая: эксперименты показали, что при испускании электронов атомными ядрами либо не соблюдается известный всем закон сохранения энергии, либо куда-то уносится энергия. Чтобы пояснить всю остроту положения, достаточно сказать, что даже сам Н. Бор допускал возможность нарушения закона сохранения энергии в микромире. Однако Паули нашел объяснение этому парадоксу, допустив существование нейтрино — частицы, являющейся, как выяснилось позже, главным действующим лицом во многих ядерных спектаклях, происходящих как на Земле, так и в космосе. Благодаря нейтрино недостаток энергии, обнаруженный в опытах по бета-распаду, легко объяснялся: энергию уносили нейтрино. Тем самым краеугольный камень физики — закон сохранения энергии — был спасен. «Крестным отцом» нейтрино стал известный итальянский физик Э. Ферми: именно он дал новой частице имя, означающее по-итальянски «малая нейтральная частица», «маленький нейтрон». Он же предсказал ряд ее свойств.

Около четверти века нейтрино существовали только в формулах теоретической физики. Впервые их зарегистрировали американские ученые Ф. Райнес и К. Коуэн в экспериментах 1953 — 1956 гг., поместив сложную экспериментальную установку под «град» нейтрино, источником которых был мощный ядерный реактор. Уже первые эксперименты подтвердили свойства этих частиц, предсказанные теорией. Нейтрино перестали быть мифом и теперь являются полноправными элементарными частицами. Бурное развитие техники физического эксперимента за последние несколько десятков лет сделало возможными эксперименты по регистрации нейтрино, рожденных в естественных условиях, возникла новая область науки — нейтринная астрофизика. Первым объектом изучения стало наше Солнце.

Нейтрино обозначается буквой n, является электрически нейтральной частицей со спином ½, то есть фермионом. Принадлежит к классу лептонов, то есть, к легким частицам. Возможно, нейтрино имеют нулевую массу. К настоящему времени известно шесть лептонов, три из которых имеют отрицательный заряд: электрон, мюон и t-лептон, и три соответствующих аромата (сорта) нейтрино: электронное ne, мюонное nm и тау-нейтрино nt, а также шесть антилептонов. Выдающийся физик, академик Б. М. Понтекорво теоретически предсказал существование двух сортов нейтрино — «электронных» и «мюонных». Очень скоро это предсказание блестяще оправдалось на опыте. Вскоре было открыто также тау-нейтрино. Понтекорво был также первым, кто указал на важность нейтрино для изучения звездных и, в первую очередь, солнечных недр.

Важнейшим отличительным свойством нейтрино является их огромнейшая проникающая способность. Сечение взаимодействия нейтрино с веществом растет с ростом энергии нейтрино. Общее количество фоновых нейтрино неизвестно, и оно может быть так же велико, как и количество фотонов. Нейтрино образуются при превращениях атомных ядер: в Земле в процессах распадов, в атмосфере при бомбардировке космическими лучами, в Солнце и в звездах.

Регистрируют нейтрино с помощью нейтринных обсерваторий, приборов, расположенных глубоко под землей, в шахтах. Земля не является преградой для нейтрино, но задерживает всевозможные помехи, которые существуют на ее поверхности. То есть, чем глубже находится нейтринный «телескоп», тем меньше посторонние помехи. Хотя радиоактивный фон и фон реликтовых нейтрино существует и глубоко под земной поверхностью.

ГЕНЕРАЦИЯ НЕЙТРИНО В НЕДРАХ СОЛНЦА

По существующему представлению, в звездах, подобных Солнцу, синтез ядер гелия из протонов должен происходить с помощью протон-протонного (р-р) или углеродно-азотного (С-N) циклов.

В первой реакции p-p цикла при столкновении двух протонов образуются ядро дейтерия и позитрон. Вероятность этой реакции очень мала, поскольку для совершения процесса требуется выполнение двух крайне редких условий. Во-первых, в момент столкновения протонов энергия одного из них должна быть намного больше средней тепловой энергии, чтобы преодолеть кулоновские силы отталкивания. Таких частиц очень мало. Во-вторых, необходимо, чтобы за короткое время (~ 10-21с) один из протонов превратился в нейтрон, позитрон и нейтрино. Нейтрон соединяется с протоном с образованием дейтрона, нейтрино покидает звезду, а позитрон аннигилирует с электроном с образованием гамма-квантов, которые поглощаются в звездном веществе. Особое внимание к первой реакции протон-протонного цикла обусловлено тем, что скорость энерговыделения в недрах Солнца задается именно ею, поэтому она определяет и темп жизни Солнца, и особенности процессов, происходящих в глубоких его недрах. Сечение этой реакции столь мало, что в ближайшем будущем вряд ли удастся в лабораторных условиях его измерить. Это сечение вычисляется теоретически.

Дейтрон, возникший в первой реакции, быстро (секунды или доли секунды, в зависимости от температуры) превращается в изотоп 3Не, соединяясь с протоном. Дальнейшее развитие цикла протекает по различным каналам, в зависимости от температуры и химического состава звездного вещества. Установлено, что при Т1 < 15Д 106 К, при 15Д 106 < T2 < 25Д 106 К и при T3 > 25Д 106 К преобладает соответственно один из трех различных вариантов реакций.

Какой бы из циклов ни осуществлялся, конечный итог один: четыре протона превращаются в ядро гелия-4. При этом неизбежно образуются два нейтрино и гамма-кванты, а также два позитрона, которые впоследствии, соединяясь с электронами, тоже дают гамма-излучение. При образовании одного ядра гелия-4 из четырех протонов выделяется энергия 26,7 МэВ, равная разности энергии покоя четырех протонов и энергии покоя ядра 4Не. Эта энергия уносится электромагнитным излучением и нейтрино.

В рассмотренных выше ядерных реакциях возникают гамма-кванты, которые распространяются в солнечном веществе по всем направлениям. На своем пути они взаимодействуют с атомами среды, ионами и электронами. В среднем такое взаимодействие имеет место на пути в 1 см, в то время как радиус Солнца составляет 7Д 1010 см. При каждом столкновении фотоны гибнут, порождая новые. В результате энергия фотонов постепенно уменьшается. Проходят сотни тысяч лет, прежде чем «дальним родственникам» рожденных в недрах Солнца гамма-квантов удается выбраться наружу. Но, к сожалению, они мало чем похожи на своих «предков»: в ядерных реакциях рождаются гамма- и рентгеновские кванты, а выходят из Солнца фотоны оптического и ультрафиолетового диапазона. Это излучение никак не отражает свойств среды, в которой первоначально возникли кванты.

Иное дело — нейтрино. Для того чтобы покинуть Солнце, им нужно всего 2 с. Важно и то, что, пройдя сквозь огромную толщу солнечного вещества, нейтрино сохраняют всю ту информацию, какую они получили в термоядерных реакциях. Даже ночью солнечные нейтрино приходят к нам, проходя через толщу Земли, совершенно не замечая ее существования.

Ежесекундно в недрах Солнца сгорает 3,6Д 1038 протонов. Поскольку при превращении четырех протонов в ядро гелия-4 рождаются два нейтрино, в недрах Солнца должны ежесекундно генерироваться 1,8Д 1038 нейтрино. Если теперь эту величину разделить на 4πR2, где R = 150Д 106 км — расстояние от Земли до Солнца, то получим величину полного потока нейтрино на Земле — 6,6Д 1010 нейтрино на 1 см2 в 1 с. Важно отметить, что полный поток солнечных нейтрино слабо зависит от конкретных физических условий, реализуемых в глубоких недрах нашего светила. В то же время потоки отдельных групп нейтрино сильно зависят от состояния вещества в центральной части Солнца. Так, например, при изменении температуры от 12Д 106 до 14Д 106 К поток нейтрино, возникающих от распада 8В, меняется более чем в 15 раз, а поток нейтрино углеродно-азотного цикла — более чем в 10 раз. Это обстоятельство является исключительно важным, так как по мере удаления от центра Солнца скорость генерации нейтрино при распадах 8В, 15N и 15О падает настолько сильно, что их можно не учитывать. Таким образом, измерение даже одного потока нейтрино от распада 8В позволяет судить о температуре в центральной области Солнца.

Согласно последним представлениям, горение водорода в недрах Солнца осуществляется в основном (от 98,4% до 99,75% по различным данным) через протон-протонный цикл и только ≈1% - через углеродно-азотный цикл. Расчетное значение температуры в центре составляет 15,6Д 106 К, а плотность — 148 г/см3. Нейтрино разных групп отличаются характером спектра, средней энергией, потоком и эффективной областью их генерации. Область генерации термоядерной энергии практически совпадает с областью генерации p-p-нейтрино. Скорость генерации 8В-нейтрино очень сильно зависит от температуры, поэтому поток таких нейтрино является мерилом температуры в центре Солнца. Наиболее растянутой по радиусу является область генерации нейтрино в результате реакции: 3Не + р, а 4Не + е+ + n е(так называемое hep-нейтрино). Две особенности являются характерными для этой группы нейтрино. Во-первых, поток этих нейтрино является индикатором концентрации гелия-3, очень хорошего термоядерного горючего. Во-вторых, энергетический спектр нейтрино простирается до высоких энергий: максимальная энергия составляет 18,77 МэВ. Такая особенность открывает уникальную возможность регистрации нейтрино этой группы. Не исключена возможность того, что горение гелия-3 в недрах Солнца является важным источником энергии.

Наблюдения солнечных нейтрино ведутся уже более тридцати лет. Наблюдаемое количество солнечных нейтрино оказалось значительно меньше вычисленного значения.

Основными реакциями, происходящими в недрах Солнца, являются (Stockman, Jan. 12th, 1997):

p + p, а d + е+ + n p + p + e, а d + n d + p, а 3He + g 3He + 3He, а p + p + 4He3He + 4He, а 7Be + g 7Be + е- а 7Li + n 7Li + p, а 4He + 4He7Be + p, а 8B + g 8B, а 8Be* + е+ + n 8Be* а 4He + 4He.

Нейтрино, рождающиеся в этих реакциях, имеют разные энергии. Так p-p нейтрино имеют энергии около 420 кэВ, бериллиевые и борные нейтрино имеют энергии в среднем выше 814 кэВ. Ниже показан спектр нейтрино, рассчитанный ведущими физиками в этой области John Bahcall и Pinsonneault, 1998.

Для регистрации солнечных нейтрино осуществлены несколько нейтринных экспериментов. Каждый эксперимент работает в своем диапазоне энергий нейтрино. Каждый эксперимент откалиброван с помощью нейтрино земного происхождения и должен давать правдоподобный результат. Однако все существующие эксперименты указывают на большой недостаток потока нейтрино. Как будто от Солнца идет лишь 25−60% нейтрино от того количества, которое дает общепринятая теория. Значение нейтринного дефицита сильно зависит от метода работы конкретного нейтринного эксперимента.

В настоящее время имеются четыре серии экспериментальных данных по регистрации различных групп солнечных нейтрино. В течение 30 лет ведутся радиохимические эксперименты на основе реакции 37Cl + n 37Ar + e-. Согласно теории, основной вклад в эту реакцию должны внести нейтрино от распада 8В в редкой ветви протон-протонного цикла. Исследования по прямой регистрации нейтрино от распада 8В с измерением энергии и направления движения нейтрино выполняются в эксперименте KAMIOKANDE с 1987 года. Радиохимические эксперименты по реакции 71Ga + n 71Ge + e- ведутся последние несколько лет двумя группами ученых ряда стран. Важной особенностью этой реакции является ее чувствительность в основном к первой реакции протон-протонного цикла p + p 2D + e+ + n. Темп этой реакции определяет скорость энерговыделения в термоядерной печи Солнца в реальном масштабе времени.

Во всех экспериментах наблюдается дефицит в потоках солнечных нейтрино по сравнению с предсказаниями Стандартной солнечной модели (ССМ).