Проблема солнечных нейтрино
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 1/2, 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 < 15Ä106 К, при 15Ä106 < T2 < 25Ä106 К и при T3 > 25Ä106 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 7Ä1010 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.
Перейти на страницу: 1 2 3 4 5 6 7 8