Солнечные нейтрино

    Энергия внутри Солнца выделяется, как известно, в результате термоядерных реакций слияния 4-х протонов в ядро гелия. Эту реакцию символически можно представить следующим уравнением:

4p → α + 2e+ + 2νe

Происходит слияние четырех протонов с образованием α-частицы, двух позитронов и двух электронных нейтрино. При этом выделяется 26.7 МэВ, малая часть этой энергий (0.6 МэВ) уносится нейтрино. Слияние протонов в гелий может проходить в рамках реакции pp-цикла или CNO-цикла. Вклад реакций pp-цикла или CNO-цикла в энергетику звезды зависит от температуры. Для Солнца доминирующими являются реакции pp-цикла.
    Реакции pp-цикла начинаются с реакции образования дейтерия при столкновении двух протонов. При этом испускается нейтрино с максимальной энергией 0.42 МэВ. Наиболее важные реакции pp-цикла, которые сопровождаются испусканием нейтрино, приведены на слайде (Д.Бакал, 1993).
    В реакциях CNO-цикла общее превращение 4-х протонов в гелий два позитрона и два нейтрино осуществляется с помощью ядра 12С – самого распространенного в обычных звездных условий изотопа. Первая реакция этого цикла:

p + 12С → 13N + γ

После завершения реакций этого цикла количество ядер 12С остается прежними. Реакции, в которых образуются нейтрино, приведены ниже.

pp-цикл

p + p → 2H + e+ + νe (≤ 0.420 МэВ)
p + e+ p → 2H + ν(1.422 МэВ)
3
He  + p → 4He + ν(≤ 18.773 МэВ )
7
Be + e+  → 7Li + ν(0.862 и 0.384 МэВ)
8
B → 7Be+ e+ + ν(≤ 15МэВ)

CNO-цикл

13N → 13C + e+ + νe (≤ 1.199 МэВ)

15O → 15N + e+ + νe (≤ 1.732 МэВ)

17F → 17O + e+ + νe (≤ 1.740 МэВ)

 


Рис. 1. Энергетические спектры солнечных нейтрино

    На рисунке приведены наиболее точные на сегодня расчеты энергетических спектров солнечных нейтрино (J.Bahcall et al., 2001). Указанные потоки принято называть предсказаниями Стандартной Солнечной Модели (ССМ).
    Экспериментальное исследование солнечных нейтрино началось в конце 60-х годов со знаменитого хлор–аргонового радиохимического эксперимента Дэвиса (R.Davis et al., 1968). История этого эксперимента подробно описана в книге Д.Бакала (Д.Бакал, 1993). Идея эксперимента состоит в выделении радиохимическими методами радиоактивного изотопа 37Ar, образуемого в веществе в результате реакции:

νe + 37Cl → e− + 37Ar

    Пороговая энергия Eпор ≈ 0.8 МэВ позволяет детектировать все главные источники солнечных нейтрино, кроме нейтрино от основной pp-реакции. Впервые для регистрации нейтрино эта реакция была предложена Б. Понтекорво еще в 1946 году. В качестве мишени в эксперименте Дэвиса использовалось 615 тонн перхлорэтилена (C2Cl4). О сложности эксперимента можно судить по количеству атомов аргона, накапливаемых в полной массе перхлорэтилена за одни сутки, – в среднем 0.5 атома.
    Экспериментальный темп счета нейтринных событий по данным этого эксперимента был меньше предсказанного примерно в 3 раза. Это противоречие между расчетом и экспериментом явилось мощным стимулом как для развития теории, так и для проведения новых экспериментов, и было разрешено только спустя 30 лет после появления первых результатов Дэвиса.
    В начале 90-х годов начали работать два галлий-германиевых эксперимента: российско-американский эксперимент SAGE (V.Gavrin et al., 2003) и итало-германский эксперимент GALLEX (W.Hampel et al., 1999). Для детектирования нейтрино в этих экспериментах используется реакция:

νe + 71Ga → e− + 71Ge

    Энергетический порог этой реакции 0.23 МэВ. Низкая пороговая энергия делает возможным детектирования pp-нейтрино. Впервые эта реакция для регистрации солнечных нейтрино рассматривалась в работе (В.Кузьмин, 1965).
    Результаты экспериментов SAGE и GALLEX хорошо согласуются друг с другом. Полученный в этих экспериментах поток нейтрино составляет примерно 60% от предсказаний Стандартной Солнечной модели (SSМ).

Эксперимент Метод E(ню)порог,
МэВ
Реакции Экспериментальные
результаты,
SNU
Теоретические
предсказания
Homestake νe+ 37Cl----->37Ar* + e-
Б. Понтекорво, 1946
>0.814 8B, 7Be, pep, hep 2.55 ± 0.177 ± 0.18
GALLEX νe+ 71Ga-----> 71Ge + e-
В.А.Кузьмин, 1965
>0.233 pp, 8B, 7Be, pep, hep, CNO
SAGE

    Радиохимические эксперименты имеют два недостатка. Методика основана на накоплении радиоактивных изотопов в массе мишени с последующим их извлечением. Время накопления составляет примерно 60 дней для эксперимента Дэвиса и 30 – 40 дней для эксперимента SAGE. Время регистрации отдельного нейтринного события неизвестно, восстанавливается усредненный по времени поток нейтрино. Во-вторых, в этих экспериментах невозможно восстановить энергетический спектр нейтрино.
    Впервые осуществить регистрацию солнечных нейтрино с помощью методики лишенной указанных недостатков, удалось на водном черенковском детекторе Kamiokande (Hirata et al., 1991) и существенно более крупном детекторе Super-Kamiokande (Fukuda et al., 2001). В этих установках регистрируется черенковский свет от быстрых электронов, получивших энергию при упругом рассеянии (ES) нейтрино на электронах среды:

ν+  e→ ν+  e−  (ES) (1)

 


Рис. 2. Угловое распределение электронов отдачи в установке Super-Kamiokande.
cos (θsun) → 1 соответствует направлению от Солнца.

где νx – νe, νμ, ντ. Рассеяние нейтрино на электроне чувствительно к нейтрино любого типа, хотя сечение рассеяния для электронных нейтрино в семь раз больше, чем для мюонных и τ-нейтрино. Ясно, что при этом возможно точно определять время регистрации каждого нейтринного события. Энергетическое распределение электронов отдачи отражает энергетический спектр потока нейтрино. Электроны отдачи в реакции (1) рассеиваются главным образом в направлении приходящего нейтрино. Это делает возможным, восстанавливая направление движения электрона, отделение события, вызванные солнечными нейтрино, от фоновых. На рис.2 приведено угловое распределение зарегистрированных электронов в установке Super-Kamiokande. По оси абсцисс отложен косинус угла (θsun) между направлением от Солнца и направлением движения электрона. Пик при cos (θsun) → 1 прекрасно виден. Энергетический порог определяется темпом счета фоновых событий, имитирующих реакцию (1) (например β-распады от радиоактивных элементов или комптоновские электроны от гамма-квантов), и примерно равен 5 МэВ для установки Super-Kamiokande.
    Если предположить отсутствие осцилляций, то в потоке солнечных нейтрино будут только электронные нейтрино. В этом случае поток нейтрино по данным установки Super-Kamiokande равен:

ФSKe) = 2.32 ± 0.03 (стат) ± 0.06 (систем) × 106 см-2сек-1 (2)

Этот поток равен 0.45 от предсказаний SSМ.
   Канадский детектор SNO (Sudbury Neutrino Observatory) (Ahmad et al., 2000) также является водным черенковским детектором, только в нем обычная вода заменена на тяжелую – детектор содержит 1000 т D2O. Энергетический порог детектора около 5 МэВ. Реакции при взаимодействии нейтрино с дейтроном приведены ниже:

ν+  d → p + p + e (CC) (3)
ν+  d → n + p + νe  (NC) (4)
ν+  e→ ν+  e−  (ES) (5)


Рис. 3. Потоки электронных, м юонных и τ-нейтрино по данным установки SNO. Пояснения в тексте
    Реакции под действиями заряженных и нейтральных токов на дейтроне отличаются конечными состояниями. Кроме того, следует подчеркнуть, что сечение реакции (4) для всех типов нейтрино одинаковое. В силу этого можно восстановить из анализа данных вклады электронных и других типов нейтрино в полном потоке солнечных нейтрино. Поясним, как регистрируют сигнал от нейтрона в черенковском детекторе. Нейтрон захватывается ядром дейтерия, при этом выделяется гамма квант с энергией около 6 МэВ. Последующее комптоновское рассеяние этого гамма-кванта приводит к появлению быстрых электронов, излучающих черенковский свет.
    Результаты анализа данных эксперимента (Ahmad et al., 2002 ) приведены на рис.3. По оси абсцисс на этом графике отложены значения потока электронных нейтрино Фe, а по оси ординат сумма потоков мюонных и тау-нейтрино Фμτ. Полный поток всех сортов нейтрино из анализа событий, вызванных нейтральными токами (NC) равен:
ФSNOx, NC) = 5.09 ± 0.44 (стат.) ± 0.45 (систем.) × 106 см-2сек-1 (6)

На рис.3 поток ФSNOx, NC) изображен наклонной полосой. Ширина полосы равна ошибке в определении потока. Значение ФSNOx, NC) находится в хорошем согласии с предсказанием SSМ (пунктирная полоса на рис.3).
    Поток электронных нейтрино можно получить из анализа событий, вызванных заряженными токами (CC):

ФSNOe, CC) = 1.76 ± 0.05 (стат.) ± 0.09 (систем.) × 106 см-2сек-1 (7)

    Поток электронных нейтрино изображен на рис.3 вертикальной полосой. Область пересечения этой полосы с полосой, отображающей ФSNOx, NC), показывает значение потока мюонных и τ-нейтрино.

ФSNOμ, ντ) = 3.41 ± 0.05 (стат.) ± 0.46 (систем.) × 106 см-2сек-1 (8)

     Наклонной полосой на рис.3 изображен также поток нейтрино ФSNO(ES), восстановленный по упругому рассеянию на электронах, в зависимости от доли электронных нейтрино в полном потоке.
    Таким образом, во-первых, надежно установлено наличие неэлектронных нейтрино в потоке солнечных нейтрино, что доказывает наличие осцилляций нейтрино. Во-вторых, подтверждаются потоки нейтрино, предсказанные SSМ.
    Существование осцилляций между электронными и мюонными нейтрино был подтверждено японским экспериментом KamLand (Ahmed et al., 2003) В этом эксперименте регистрируются антинейтрино от всех атомных станций Японии.
   Совместный анализ данных всех экспериментов по регистрации солнечных нейтрино и данных эксперимента KamLand дает следующие значения параметров осцилляций:

(9)

Рис. 4. Сравнение результатов всех солнечных экспериментов с предсказаниями Стандартной Солнечной модели с учетом осцилляции нейтрино. Закрашенные точки – эксперимент, незакрашенные – расчет

 

    На рис.4 (McKeon and Vogel, 2003) показано, как с учетом приведенных выше параметров осцилляций результаты всех экспериментов согласуются с предсказаниями SSМ. Такое согласие возможно только благодаря влиянию на осцилляции вещества Солнца (МСВ-эффект). 

 

 

 

 

previous home next

На головную страницу

Рейтинг@Mail.ru