Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу
Физические основы строения и эволюции звезд

<< 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^-.
$

Порог этой реакции 0,814 МэВ. Бак, содержащий свыше 600 т перхлорэтилена (C$ _2$Cl$ _4$), помещен на глубине около 1,5 км в шахте. Это сделано для того, чтобы избавиться от фона космических лучей, рождающих протоны, которые тоже приводят к образованию $ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$:

$\displaystyle 2)\qquad p+{}^{37}\!{\mathrm{Cl}}\to {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}+n\,.
$

Образующийся в процессе 1) аргон -- это инертный газ, он не вступает в химические реакции. Чтобы его извлечь, в бак добавлено очень немного ( $ 3\cdot 10^{19}$ атомов) изотопически чистого $ {}^{36}\!{\mathrm{Ar}}\,$. При продувании бака гелием пузырьки газа захватывают аргон (как $ {}^{36}\!{\mathrm{Ar}}\,$, так и $ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}\,$), который затем отделяют от паров гелия и паров C$ _2$Cl$ _4$ в сложной системе низкотемпературных конденсаторных ловушек, фильтров и т.п. В результате удается извлечь около 90% аргона, который помещают в миниатюрный пропорциональный счетчик (прибор типа счетчика Гейгера) с камерой меньше 1 см$ ^3$. Этот счетчик и позволяет зарегистрировать присутствие $ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}\,$, так как этот изотоп аргона нестабилен: он захватывает $ K$-электрон, превращаясь снова в $ {}^{37}\!{\mathrm{Cl}}\,$, согласно реакции 1), где стрелочку следует повернуть в обратную сторону. Период полураспада $ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$ составляет 35 дней. Регистрация $ K$-захвата возможна потому, что в освободившееся состояние в $ K$-оболочке переходит электрон с верхнего уровня. Лишь в 7% случаев энергия этого электрона уносится фотоном, а в 93% -- еще одним электроном, покидающим атом (эффект Оже). Именно эти Оже-электроны и позволяют отождествить отсчеты, связанные с распадом $ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$, так как они имеют характерную энергию 2,8 кэВ. Такой метод позволяет обнаружить $ {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$, если его во всем огромном баке с перхлорэтиленом всего 10 атомов.

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}

В стандартной модели Солнца (масса $ =M_\odot$, светимость $ =L_\odot$, радиус $ =R_\odot$, доля тяжелых элементов $ Z/X=0,019$, возраст $ =4,7\cdot 10^9$ лет) по этой цепочке образуется 86% из всех вновь создаваемых ядер гелия. Однако максимальная энергия нейтрино в первой реакции всего 0,420 МэВ. Правда с вероятностью 0,0025 вместо первой реакции может пойти процесс:

$\displaystyle p+e^-+ p\to\mathrm{D}+\nu.
$

Здесь $ \nu$ выделяется фактически с постоянной энергией 1,44 МэВ, равной разности масс покоя D и $ 2\,p+e^-$, которая уже превосходит порог реакции 1). При данной светимости Солнца поток этих нейтрино практически не зависит от модели (конечно, в предположении, что светимость Солнца обусловлена термоядерным горением водорода). Благодаря потоку этих нейтрино на каждый атом $ {}^{37}\!{\mathrm{Cl}}$ на Земле должно происходить $ 0,3\cdot
10^{-36}$ реакций 1) в секунду. Величину $ 10^{-36}$ захватов на атом мишени в секунду стали называть единицей солнечных нейтрино (SNU). Чувствительность установки Дэвиса недостаточна для измерения потоков порядка 0,3 SNU. Если бы поток оказался меньше 0,3 SNU, можно было бы поставить под сомнение термоядерное горение, или источник светимости Солнца. На самом же деле по данным 1978 г. зарегистрирован поток $ 1,2\pm0,3$ SNU. Что же неожиданного оказалось в результатах Дэвиса? Все дело в том, что полученный поток слишком низок по сравнению со стандартной моделью Солнца.

В 14% случаев в этой модели вместо слияния с $ {}^{3}{\mathrm{He}}$ ядро $ {}^{3}{\mathrm{He}}$ сливается с $ {}^{4}{\mathrm{He}}$ 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}

Из получаемых здесь ``бериллиевых'' нейтрино 90% имеют энергию 0,861 МэВ и тоже могут быть зарегистрированы (у 10% энергия 0,383 МэВ), давая в сумме с $ p{}ep$-нейтрино около 1,2 SNU. Еще примерно 0,1 SNU дают $ \nu$ от CNO-цикла, который должен играть совсем незначительную роль внутри Солнца. Все это еще не противоречит опыту Дэвиса.

Противоречие наступает в третьей цепочке $ pp$-цикла, которая протекает всего в 0,02% случаев:

$\displaystyle {}^{7}{\mathrm{Be}}+\rm p\to{}^{8}{\mathrm{B}}+\gamma,
$

$\displaystyle {}^{8}{\mathrm{B}}\to {}^{8}{\mathrm{Be}}^*+e^-+\nu,
$

$\displaystyle {}^{8}{\mathrm{Be}}^*+\to2{}^{4}{\mathrm{He}}.
$

Эта цепочка важна для опыта Дэвиса из-за большой энергии ``борных'' нейтрино: максимум непрерывного спектра этих $ \nu$ составляет 14,06 МэВ. Из-за более высокой энергии сечение взаимодействия борных нейтрино в среднем на три порядка выше, чем у $ p{}ep$-нейтрино. По расчетам, проведенным до начала опыта Дэвиса, получали, что борные нейтрино дадут 30$ \div$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 $ T^{18}$ (это вызвано, главным образом, большим кулоновским барьером реакции $ {}^{7}{\mathrm{Be}}\,(p,\gamma)\,{}^{8}{\mathrm{B}}$). 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 $ {}^{8}{\mathrm{B}}$. 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^-.
$

Порог этой реакции всего 0,233 МэВ, время полураспада $ {}^{71}{\mathrm{Ge}}$ 11 дней, таким образом, эта реакция чувствительна к самым главным процессам $ pp$-цикла. Здесь в стандартной модели ожидается 90 SNU (галлиевых), причем 63 SNU от первой $ pp$-реакции. Трудность технического осуществления этого эксперимента связана, в частности, с ценой галлия. Чтобы иметь 1 событие в сутки, необходимо около 50 т галлия. Это будет стоить десятки миллионов долларов (или рублей). Но научное значение этого опыта очень велико и его проведение планируется как в США, так и в СССР. А галлий в конце концов не пропадет и не испортится. По окончании эксперимента его можно будет пустить на нужды промышленности.

<< 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 >>

Оценка: 3.0 [голосов: 115]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования