![На первую страницу](http://images.astronet.ru/img/bookicon.gif)
<< 5.5 Ядерные реакции в ... | Оглавление | 6. Строение и устойчивость звезд >>
5.6 Поиски солнечных нейтрино
Когда Р.Дэвис приступал к проведению своего эксперимента по регистрации нейтрино от Солнца, астрофизики не ожидали ничего сенсационного. Считалось, что этот опыт позволит просто уточнить параметры модели Солнца, так как благодаря нейтрино мы можем ``заглянуть'' в самые недра нашего светила. Однако результаты опыта оказались столь ошеломляющими, что многие горячие головы стали указывать на них как на доказательство отсутствия ядерных реакций на Солнце. На самом деле приходить к таким радикальным выводам на основе единственного, очень трудного и тонкого эксперимента, конечно, преждевременно. Но понимать сущность проблемы солнечных нейтрино необходимо каждому, кто хочет изучать физику и эволюцию звезд.
Для регистрации нейтрино в опыте Девиса применяется хлор-аргонный метод, предложенный еще в 1946 г. Б.Понтекорво. Под действием нейтрино происходит реакция
![$\displaystyle 1)\qquad \nu+ {}^{37}\!{\mathrm{Cl}}\to {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}+e^-.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1191.gif)
![$ _2$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1192.gif)
![$ _4$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1193.gif)
![$ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1194.gif)
![$\displaystyle 2)\qquad p+{}^{37}\!{\mathrm{Cl}}\to {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}+n\,.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1195.gif)
![$ 3\cdot 10^{19}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1196.gif)
![$ {}^{36}\!{\mathrm{Ar}}\,$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1197.gif)
![$ {}^{36}\!{\mathrm{Ar}}\,$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1197.gif)
![$ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}\,$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1198.gif)
![$ _2$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1192.gif)
![$ _4$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1193.gif)
![$ ^3$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img20.gif)
![$ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}\,$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1198.gif)
![$ K$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img364.gif)
![$ {}^{37}\!{\mathrm{Cl}}\,$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1199.gif)
![$ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1194.gif)
![$ K$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img364.gif)
![$ K$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img364.gif)
![$ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1194.gif)
![$ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1194.gif)
Разберемся теперь, что же ожидали получить от этой установки. Превращение водорода в гелий не может обойтись без слабого взаимодействия, так как при образовании ядра гелия 2 протона должны превратиться в нейтроны. Таким образом на каждое ядро гелия должно выделиться 2 нейтрино. Какие из них могут в принципе наблюдаться в опыте Дэвиса? Рассмотрим основную цепочку протон-протонного цикла:
![\begin{displaymath}
\begin{array}{ll}
p+p\to \mathrm{D}&+e^++\nu\,, \cr
\mathrm{...
...{3}{\mathrm{He}}&\to{}^{4}{\mathrm{He}}+2\,p\,. \cr
\end{array}\end{displaymath}](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1200.gif)
![$ =M_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1201.gif)
![$ =L_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1202.gif)
![$ =R_\odot$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1203.gif)
![$ Z/X=0,019$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1204.gif)
![$ =4,7\cdot 10^9$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1205.gif)
![$\displaystyle p+e^-+ p\to\mathrm{D}+\nu.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1206.gif)
![$ \nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img684.gif)
![$ 2\,p+e^-$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1207.gif)
![$ {}^{37}\!{\mathrm{Cl}}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1208.gif)
![$ 0,3\cdot
10^{-36}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1209.gif)
![$ 10^{-36}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1210.gif)
![$ 1,2\pm0,3$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1211.gif)
В 14% случаев в этой модели вместо слияния с
ядро
сливается
с
и идет цепочка
![\begin{displaymath}
\begin{array}{ll}
{}^{3}{\mathrm{He}}+{}^{4}{\mathrm{He}}&\t...
...}{\mathrm{Li}}+ p&\to 2\,{}^{4}{\mathrm{He}}\,. \cr
\end{array}\end{displaymath}](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1212.gif)
![$ p{}ep$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1213.gif)
![$ \nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img684.gif)
Противоречие наступает в третьей цепочке -цикла, которая протекает всего в 0,02%
случаев:
![$\displaystyle {}^{7}{\mathrm{Be}}+\rm p\to{}^{8}{\mathrm{B}}+\gamma,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1214.gif)
![$\displaystyle {}^{8}{\mathrm{B}}\to {}^{8}{\mathrm{Be}}^*+e^-+\nu,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1215.gif)
![$\displaystyle {}^{8}{\mathrm{Be}}^*+\to2{}^{4}{\mathrm{He}}.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1216.gif)
Эта цепочка важна для опыта Дэвиса из-за большой энергии ``борных'' нейтрино: максимум
непрерывного спектра этих составляет 14,06 МэВ. Из-за более высокой энергии
сечение взаимодействия борных нейтрино в среднем на три порядка выше,
чем у
-нейтрино. По расчетам, проведенным до начала опыта Дэвиса, получали, что борные
нейтрино дадут 30
70 SNU, и только после первых результатов Дэвиса удалось
``ужать'' этот поток до 4,3 SNU (т. е. вся стандартная модель дает 5,6 SNU). Почему
же возможен такой разброс в предсказаниях? Дело в том, что поток борных нейтрино
очень резко зависит от температуры: для температур центра Солнца примерно
(это вызвано, главным образом, большим кулоновским барьером реакции
).
Поэтому небольшие вариации в непрозрачности, уравнении
состояния, в описании конвективного переноса могут слегка изменить температуру в
центре, что может сильно оказаться на потоке нейтрино от распада
. Но
никаким способом в рамках обычных представлений об эволюции Солнца не удается
объяснить наблюдаемый низкий поток.
Результаты Дэвиса породили огромный поток работ, пытающихся свести концы с концами в этой проблеме. Рассматривалась возможность перемешивания Солнца, его неоднородность по первичному химическому составу, распад нейтрино и т. д. Нам представляется, что разумно не спешить с выводами, дождаться результатов других наблюдений.
Принципиальное значение имело бы использование галлиевого детектора для регистрации реакции (предложенное В.А.Кузьминым)
![$\displaystyle \nu+{}^{71}{\mathrm{Ga}}\to{}^{71}{\mathrm{Ge}}+e^-.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1221.gif)
![$ {}^{71}{\mathrm{Ge}}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1222.gif)
![$ pp$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1158.gif)
![$ pp$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1158.gif)
<< 5.5 Ядерные реакции в ... | Оглавление | 6. Строение и устойчивость звезд >>
Публикации с ключевыми словами:
Эволюция звезд - внутреннее строение звезд - термоядерные реакции - физические процессы
Публикации со словами: Эволюция звезд - внутреннее строение звезд - термоядерные реакции - физические процессы | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |