В 1931 году при изучении продуктов радиоактивного
распада ядер было обнаружено, что энергия распадающегося ядра больше суммарной
энергии продуктов распада. Паули предположил, что в продуктах распада должна
быть еще одна легкая незаряженная частица, которая уносит недостающую энергию.
Ферми назвал эту частицу “нейтрино”. Потребовалось 25 лет после гениального
теоретического предсказания Паули, чтобы эта необычайная частица была обнаружена
и тем самым из разряда гипотетических перешла в разряд вполне реальных
элементарных частиц.
Нейтрино образуются в ходе разных ядерных реакций, поэтому их
можно условно разделить по происхождению. Один из источников нейтрино – распад
ядер. Другой источник – атмосфера Земли. Верхние слои атмосферы постоянно
бомбардируются частицами, прилетающими из космоса (в основном протоны). Энергии
их таковы, что они порождают цепочки ядерных реакций, одним из продуктов которых
могут быть нейтрино. И источником нейтрино служит Солнце. Именно солнечные
нейтрино помогают понять процессы, происходящие внутри Солнца и других звезд. И
следует сказать о нейтрино сверхвысоких энергий, потоки которых возникают,
например, при взрывах сверхновых.
Поиск солнечных нейтрино
Основываясь на современных представлениях об эволюции
Солнца и составе солнечного вещества, можно утверждать, что 98% солнечной
энергии генерируется в результате реакций pp - цепочки, а CNO-цикл поставляет
лишь 2% солнечной энергии.
Как экспериментально проверить, действительно ли на Солнце
протекают термоядерные реакции с образованием гелия из ядер водорода? Поскольку
в условиях Солнца электромагнитное излучение имеет пробег около 1 см, из
внутренних областей оно выходит наружу сильно трансформированным в результате
рассеяния. Даже если в центре Солнца происходит какое-либо событие,
сопровождающееся излучением большого числа фотонов, следы этого события в виде
фотонов появятся на поверхности Солнца примерно через 107 лет. Таким
образом, использование обычных оптических и радиоастрономических методов дает
информацию об излучении лишь с поверхности звезд. Единственным источником,
дающим информацию о событиях, происходящих в недрах Солнца, является нейтрино. В
любом варианте pp-цепочки образуется 2 нейтрино. Наблюдение солнечных нейтрино
позволяет осуществить наиболее непосредственную проверку модели термоядерных
реакций на Солнце.
Зная величину энергии, выделяющейся в одном акте образования
ядра 4He (около 25 МэВ), и величину полной энергии, излучаемой с
поверхности Солнца в секунду, т.е. солнечной светимости (L = 2.4·1039
МэВ/с), можно оценить поток нейтрино Ф, падающий на поверхность Земли:
1011 нейтрино/см2·с
(R - расстояние от Земли до Солнца).
Рис. 1. Рассчитанный спектр солнечных нейтрино. Показаны также пороги
регистрации нейтрино различными методами.
Несмотря на огромную величину потока нейтрино, падающего
на Землю, зарегистрировать его довольно трудно, так как сечение взаимодействия
нейтрино определяется величиной порядка 10-43 см2. Исходя
из энергии, выделяющейся в приведенных выше ядерных реакциях, можно рассчитать
энергетический спектр нейтрино, образующихся в протонном и CNO - циклах на
Солнце.
Рассчитанный спектр солнечных нейтрино показан на рис. 1.
Видно, что основной выход нейтрино обусловлен реакцией p + p
d + e+ +
νе. Большинство нейтрино имеет
энергию ниже 1 МэВ. Это обстоятельство существенно с точки зрения регистрации
нейтрино. Для регистрации солнечных и космических нейтрино используются три
основных метода. Различные методы регистрации нейтрино имеют различные
энергетические пороги.
Галлиевый детектор
В 1966 году молодой теоретик из Института ядерных
исследований Вадим Кузьмин указал на то, что реакция поглощения нейтрино
изотопом галлия 71Ga c образованием радиоактивного германия идет с
порогом всего лишь 0.233 МэВ, а следовательно, пригодна для регистрации и
водородных, и всех иных нейтрино солнечного спектра.
71Ga + νе71Ge + e-.
Поглощение нейтрино приводит к образованию радиоактивного
изотопа 71Ge (T1/2=11.4 дня). Галлиевый детектор имеет
очень низкий порог регистрации нейтрино (233 кэВ) и поэтому он чувствителен к
основному потоку солнечных нейтрино из реакции
p + p
d + e+ + νе.
Эксперимент GALLEX
Главной составной частью детектора GALLEX
является контейнер с расплавом галлия (температура плавления - 30°С), смешанного
с перекисью водорода и кислотой. Мишенью для нейтрино служили 30 тонн галлия в
форме водного раствора хлорида галлия (110 тонн). Чтобы защитить детектор от
помех космического излучения, он помещен на глубину 3 300 м под самой высокой
горой Италии, в Гран-Сассо (150 км восточнее Рима).
Галлиевый эксперимент GALLEX проводился при международном
сотрудничестве ученых из Франции, Германии, Италии, Израиля, Польши и США в
период с 1991 по 1997 год. За 5 лет измерений также не удалось обнаружить
необходимого для подтверждения теории потока солнечных нейтрино.
В 1997 году эксперимент GALLEX был завершен, и на
основе этого же детектора стартовал эксперимент GNO. Детектор, содержащий
60 тонн галлия, позволит регистрировать одно "протонное" нейтрино в сутки.
Ожидаемая скорость счета нейтринных событий составляет 130±8
SNU, а измеренные оказались: GALLEX – 77.5 ± 6.2 ± 4.5 SNU, а SAGE - 75.4 ± 7.6 SNU.
В 1997 году эксперимент GALLEX был завершен, и на основе этого же
детектора стартовал эксперимент GNO. Измеренная скорость счета
составила 65.8 ± 9.8 ± 3.5 SNU.
(единица SNU, Solar Neutrino Unit, составляет 10-36
захватов/атом мишени/сек)
Галлиевые детекторы регистрируют в основном
высокоэнергетическую часть нейтрино, образующихся в pp-цепочке. Они также
регистрируют около 50% от предсказанного теорией потока солнечных нейтрино. В
настоящее время выдвинуто несколько гипотез, объясняющих это различие:
1. Недостаточная точность стандартной модели Солнца, в
частности, недостаточно хорошее знание содержания элементов и изотопов, входящих
в состав Солнца. Различные модели состояния вещества Солнца приводят к
значительной неопределенности в вычислениях выхода нейтрино (потоки солнечных
нейтрино в различных моделях Солнца согласуются в пределах фактора два).
2. Сечения ядерных реакций, используемые в расчетах, известны
недостаточно хорошо.
3. Осцилляции нейтрино - примерно 2/3 электронных нейтрино,
испускаемых Солнцем на пути к Земле, превращаются в мюонные (νμ)
и тау - нейтрино (ντ), не
регистрируемые хлорным и галлиевым детекторами.
4. Наличие у нейтрино магнитного момента ~ (10-11
- 10-10) μБ (μБ
- магнетон Бора). Взаимодействие лево поляризованных нейтрино, выходящих из ядра
Солнца, с магнитным полем внешних слоев может привести к превращению части этих
нейтрино вправо поляризованные, не регистрируемые хлорным и галлиевым
детекторами
В работе были использованы следующие материалы:
Нуклеосинтез во вселенной Ишханов Б.С., Капитонов И.М., Тутынь И.А.
= 2.4
1011 нейтрино/см2
d + e+ +
νе. Большинство нейтрино имеет
энергию ниже 1 МэВ. Это обстоятельство существенно с точки зрения регистрации
нейтрино. Для регистрации солнечных и космических нейтрино используются три
основных метода. Различные методы регистрации нейтрино имеют различные
энергетические пороги.
