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

Актуальные вопросы физики Солнца
12.12.2005 21:11 |


1. Введение

Возрастающий интерес к физике Солнца и гелиосферы обусловлен тем, что процессы, протекающие в различных областях солнечного вещества и в околоcолнечном пространстве, характерны для других космических объектов. Явления типа солнечных открыты на других звездах: звездные осцилляции, пятна, вспышки, короны, ветры и глубокие и длительные минимумы активности. Солнце – ближайшая к нам звезда. Всего около восьми минут требуется, чтобы солнечные лучи достигли Земли, тогда как от самой близкой к нам звезды Проксима Центавра свет идет 4,3 года. Такая близость Солнца приводит к тому, что она является единственной звездой, которую мы видим не как точку, а как диск. Поэтому именно эту ("нашу") звезду можно изучить наиболее детально. Солнце и гелиосфера представляют собой уникальную гигантскую лабораторию, где можно осуществить эксперименты по проверке сценариев и моделей эволюции звезд, изучению основополагающих проблем магнитогидродинамики, физики плазмы, атомной физики и даже космологии и физики элементарных частиц.

Результаты десятилетних экспериментов по регистрации солнечных нейтрино показали, что существующая уверенность в том, что мы достаточно хорошо знаем, как идут термоядерные реакции в глубоких слоях Солнца, по меньшей мере поколебалась.

С открытием космических лучей в 1912 году связано начало астрофизики высоких энергий, что неизбежно привело к вопросу о местонахождении и механизме действия ускорителя космических лучей. Эти вопросы все еще не решены. 50 лет назад был установлен ближайший к нам "космический" ускоритель путем регистрации космических лучей во время солнечной вспышки. В результате комплексного изучения солнечных вспышек с использованием спутниковой техники, баллонных, наземных и подземных экспериментов, достигнут значительный прогресс в понимании вспышечного процесса (подробнее об этом в статье М.И. Пудовкина "Солнечный ветер"). Однако некоторые вопросы, связанные с проблемой накопления вспышечной энергии и генерации различных ускоренных частиц, еще не решены. Солнечный ускоритель является наиболее доступным инструментом для детального изучения механизма генерации ускоренных частиц по сравнению с другими астрофизическими источниками.

Солнце является единственным астрофизическим объектом, который небезразличен для обитателя Земли. Оно согревает нас своим теплом, дарует свет, именно Солнце способствовало появлению всего живого на Земле и является источником всех видов энергии, используемой человечеством. И сейчас, в связи с непрерывным увеличением энергетических потребностей, решается проблема прямого использования солнечной энергии, которая излучается с поразительным постоянством миллиарды лет. Каждый квадратный метр поверхности Солнца в энергетическом отношении можно сравнить с электростанцией мощностью 60000 кВт. Научиться преобразовывать солнечную энергию – значит навсегда отвести неумолимо нависшую над человечеством тень энергетического кризиса.

Земля погружена во внешнюю исключительно подвижную атмосферу Солнца и, следовательно, подвергается сильному влиянию погоды на Солнце. Солнце воздействует на климат и биосферу, приводит в движение атмосферу планеты и т. д. Поэтому исследование солнечно-земных связей приобретает особое научное и научно-прикладное значение.

В статье рассмотрены следующие проблемы, связанные с Солнцем: дефицит солнечных нейтрино, проблема изотопа 3He, и солнечные вспышки, богатые 3He.

2. Солнечные космические лучи, богатые изотопом 3He

Обычно солнечной активностью называют комплекс различных явлений, происходящих в атмосфере Солнца и характеризуемых значительными изменениями со временем физических характеристик отдельных областей солнечной атмосферы. Исторически получилось так, что, говоря о солнечной активности, прежде всего имеют в виду солнечные пятна. Это справедливо и сегодня, так как среди явлений солнечной активности трудно найти более сложное и непонятное образование, чем солнечное пятно. Солнечные пятна имеют размеры от тысячи до десятков тысяч километров и представляют собой относительно холодные места фотосферы Солнца. Температура их на 1500-2000 К ниже температуры окружающей среды. Пятна имеют тарелкообразную форму с дном на глубине 700-1000 км. Солнечные пятна обладают сильным магнитным полем (2000-3000 Гс, иногда даже 5000 Гс). Такое поле в состоянии уменьшить или даже подавить конвективный перенос энергии в подфотосферных слоях, тем самым создавая дефицит выходящей лучистой энергии. Поэтому и считается, что виновником низкой температуры солнечных пятен является именно магнитное поле, не позволяющее переносить энергию из более низких слоев в более высокие. Группы солнечных пятен появляются не по всему диску Солнца, а только в королевских зонах, расположенных на расстоянии примерно до 40° по обе стороны от солнечного экватора. Группы солнечных пятен вблизи края видимого диска Солнца всегда наблюдаются на уровне фотосферы в окружении светлых волокнистых образований, называемых фотосферными факелами. Они крайне неоднородны, а их параметры – яркость, температура, скорость движения вещества, напряженность магнитного поля в разных областях – меняются в широком диапазоне значений. Размеры их весьма внушительны – от десятков до сотен тысяч километров, время жизни меняется от нескольких дней до нескольких месяцев.

Развитие факельных площадок начинается с увеличения их яркости и компактности. Площадь факельных площадок постепенно увеличивается, захватывая область всего пятна. После исчезновения пятен факелы становятся более рыхлыми и все менее контрастными, но по размеру продолжают расти. Затем площадь их начинает уменьшаться и факельная область "теряется" в окружающей среде. Иногда в факельных площадках, наблюдаемых в линии водорода Hα, внезапно происходит значительное увеличение яркости в отдельных местах, чаще вблизи солнечных пятен. Это одна из особенностей самого впечатляющего явления активности Солнца – солнечной вспышки, которую легче всего наблюдать. Энергия крупной вспышки достигает 1033 эрг, что в несколько сот раз больше, чем можно получить при сжигании всех разведанных запасов нефти и угля. Подавляющее большинство солнечных вспышек происходит в районах групп солнечных пятен со сложным строением магнитного поля.

Одним из ярких проявлений солнечных вспышек является ускорение частиц до высоких энергий в верхней части атмосферы Солнца. Солнечные космические лучи (СКЛ) регистрируются у Земли в виде внезапных резких повышений интенсивности космических лучей на фоне галактических космических лучей. Полученный из наблюдений верхний предел энергии СКЛ составляет около 200 ГэВ. Основную долю СКЛ составляют протоны, в меньшей степени ядра гелия и тяжелых элементов. Обнаружен уникальный класс вспышек – вспышки, богатые изотопом 3He. Установленное на опыте аномальное обогащение солнечных космических лучей этим редким изотопом – очень интересное явление.

В настоящее время известно более 150 солнечных вспышек, богатых изотопом 3He. Для 15 из них коэффициент обогащения 3He относительно изотопа 4He больше 5000, а для 70 – более 1000. Под коэффициентом обогащения понимается соотношение

Q3,4 = [I3 / I4] / [n3 / n4] , (1)

где I3 и I4 – измеренные значения интенсивности потоков 3He и 4He в солнечных космических лучах, n3 и n4 – концентрации рассматриваемых изотопов в солнечной атмосфере.

Аномально высокое отношение потоков 3He и 4He, превышающее фактор 10 (в солнечной атмосфере n3/n4=4·10-4 ) является главной характеристикой соответствующих вспышек. Вопрос о том, где и каким образом возникает столь сильное разделение изотопов, все еще является предметом интенсивных обсуждений и дискуссий.

Важным свойством исследуемых событий является отсутствие измеримых потоков дейтерия 2H и трития 3H. Этот факт и экспериментальные данные по ядерным гамма-линиям во время вспышек исключают возможность обогащения солнечных космических лучей изотопом 3He за счет ядерных реакций в атмосфере Солнца под действием ускоренных во вспышке протонов и α-частиц, так как одновременно с 3He должны неизбежно генерироваться дейтерий, тритий и наблюдаться ядерные гамма-линии.

К настоящему времени предложены следующие интерпретации экспериментальных данных.

1. За счет плазменных эффектов имеет место обогащение изотопом 3He на стадии предварительного нагрева вспышечной плазмы.

2. Непосредственно перед вспышкой или на начальной стадии вспышки вспышечная область обогащается изотопом 3He за счет поступлений ионов 3He из глубинных слоев солнечной плазмы.

Поскольку ускорение частиц происходит не в вакууме, а в достаточно плотной плазме, любой процесс ускорения сопровождается потерями энергии за счет взаимодействия частиц с окружающими ионами. Поэтому эффективность ускорения определяется соотношением темпа ускорения и темпа потерь энергии. Для ускорения очень важной является начальная энергия ускоряемого иона 3He или 4He.

Таблица.  Последовательность реакций протон-протонного цикла
Реакция
 
Вероятность,
%
Энергия
нейтрино, МэВ
Тип
нейтрино
p+p → 2H + e+ + νe 99,75 ≤0,420 pp
или      
p+e- +p → 2H + νe 0,25 1,442 pep
2H +p → 3H + γ 100    
3H + 3H → 4H +p+p 85    
или      
3H + 4H → 7Be + γ 15   7Be
7Be + e-7Li + νe 15 0,861 (90 %)  
    0,383 (10 %)  
7Li +p →4H+4H 15    
или      
7Be +p→8B+ γ 0,02    
8B→8Be+e++ νe 0,02 <15 8B 0,02    
или      
3He + p→4He +e++ νe 0,00002 ≤18,77 Не p

Поскольку у 3He и 4He при равенстве зарядов имеется разница в массе, эффективность взаимодействия с турбулентностями плазмы у изотопа 3He оказывается выше. В результате начальная энергия ионов 3He в "предвспышечной" плазме оказывается больше, чем у изотопа 4He, и соответственно ускорение изотопа 3He оказывается более эффективным. В рамках данной модели удается объяснить все основные свойства нового класса солнечных вспышек – вспышек, богатых изотопом 3He.

Какова возможность обогащения вспышечной области изотопом 3He за счет термоядерного источника? Согласно теоретической модели по мере удаления от центра Солнца концентрация 3He монотонно увеличивается. На расстоянии 30 % радиуса Rʘ от центра его концентрация достигает максимального значения 1 % и затем постепенно уменьшается. Поэтому приход изотопа 3He термоядерной природы во вспышечную область значительно увеличил бы концентрацию 3He. Однако полностью решить в этой модели проблему вспышек, богатых изотопом 3He, не представляется возможным. Вероятно, работают одновременно два механизма: преимущественное ускорение изотопа 3He и обогащение вспышечной области изотопом 3He термоядерной природы.

3. О проблеме дефицита потоков солнечных нейтрино

Нейтрино являются единственными частицами, которые генерируются в термоядерной печи Солнца и беспрепятственно его покидают. Уже через 2 секунды после их рождения в глубоких недрах нашего светила нейтрино "на свободе", имея в своей памяти детальную информацию о глубоких недрах.

В последние 30 лет экспериментальная нейтринная астрофизика непрерывно преподносит новые загадки и вопросы. Постоянный дефицит потока солнечных нейтрино по сравнению с предсказаниями теории инициировал разработку новых идей и предложений.

Имеются четыре серии экспериментальных данных по регистрации различных групп солнечных нейтрино. В течение последних 30 лет ведутся радиохимические эксперименты на основе реакции 37Cl+νe37Ar+e- (хлор-аргон). Согласно теории, основной вклад в эту реакцию должны внести нейтрино от распада 8B (см. табл. 1) в редкой ветви протон-протонного цикла. Исследования по регистрации нейтрино от распада 8B с измерением энергии и направления движения нейтрино выполняются в эксперименте КАМИОКАНДЕ с 1987 года. Радиохимические эксперименты по реакции 71Ga+νe71Ge+e- ведутся в течение последних 5 лет двумя группами ученых нескольких стран. Важной особенностью этой реакции является ее чувствительность в основном к первой реакции протон-протонного цикла p+p→2H+e+e. Темп этой реакции определяет скорость энерговыделения в термоядерной печи Солнца в реальном масштабе времени. Во всех экспериментах был зафиксирован дефицит в потоках солнечных нейтрино по сравнению с предсказаниями Стандартной солнечной модели (ССМ).

В эксперименте КАМИОКАНДЕ было установлено, что зарегистрированные нейтрино идут от Солнца и их энергетический спектр согласуется с предсказаниями теории по спектру нейтрино от распада 8B (называемое 8B-нейтрино). Измеренный поток нейтрино составляет 2,7±0,5·106 см-2·с-1. Сравнение этой величины с предсказаниями ССМ показывает двукратный дефицит потока нейтрино в экспериментальных данных. Используя полученную в опыте величину потока 8B-нейтрино, можно вычислить скорость реакции для хлор-аргонового радиохимического эксперимента. Она оказывается в пределах от 4 до 5 СЕН (СЕН – солнечная единица нейтрино, определяемая как 10-36 актов реакции в 1 секунду с одним ядром мишени). В эксперименте с 37Cl (эксперимент КАМИОКАНДЕ) для скорости той же реакции было получено значение 4,2±0,12 СЕН. Таким образом, имеется хорошее согласие между двумя различными по принципу работы экспериментами. В галлиевом радиохимическом эксперименте основной вклад в скорость реакции должны вносить нейтрино от первой реакции протон-протонного цикла (pp-нейтрино). Согласно теории вклад pp-нейтрино составляет 71 СЕН. С учетом всех групп нейтрино полная скорость равна 127 СЕН. По экспериментальным же данным скорость реакции 71Ga+νe71Ge+e- составляет всего 77±10 СЕН, что значительно ниже величины, предсказанной теорией. Таким образом, и в этом эксперименте наблюдается дефицит нейтрино.

Следующим после pp-нейтрино по вкладу в скорость реакции являются бериллиевые нейтрино – 34 СЕН, далее 8B-нейтрино – 14 СЕН. Вклад нейтрино от углеродно-азотного цикла составляет 10 СЕН. Дефицит 8B-нейтрино может иметь либо температурную природу (поток очень сильно зависит от температуры T в центре Солнца: пропорционально T 18), либо вызываться пониженной концентрацией 7Be (в два раза). В первом случае согласно теории вклад в галлиевую реакцию 7Be-нейтрино должен быть 34 СЕН, а во втором случае он будет в два раза меньше. Таким образом, если вычесть из экспериментального значения скорости реакции вклад 8B- и 7Be-нейтрино, получим величину от 35 до 55 СЕН на долю pp-нейтрино и нейтрино от CN-цикла. Теоретическое значение вклада pp-нейтрино составляет 71 СЕН, то есть и в этом случае наблюдается дефицит.

Таким образом, существует глобальный дефицит солнечных нейтрино. Он предсказывается в рамках гипотезы о повышенном содержании 3He в недрах Солнца, предложенной в 1970 году советскими физиками Г.Е. Кочаровым и Ю.Н. Старбуновым, по сравнению с предсказаниями стандартных моделей Солнца. На рис. 1 представлены зависимости потоков различных групп нейтрино от содержания изотопа 3He в недрах Солнца. По оси абсцисс указаны концентрации 3He в недрах Солнца в ССМ, а также в солнечном ветре. Экспериментальные данные по потоку 8B-нейтрино соответствуют весовой концентрации 3He в области горения водорода, равной 3·10-5. Эта величина всего в несколько раз больше предсказанной стандартной солнечной моделью для центра Солнца ( 7,7·10-6) и значительно меньше концентрации 3He в солнечном ветре (10-4).

\includegraphics{pic1.eps}

Рис. Зависимость потоков различных групп нейтрино от весовой концентрации Солнца

Важным является тот факт, что указанное значение содержания 3He существенно меньше, чем концентрация этого изотопа, генерированного за счет реакций водородного горения за время функционирования ядерного котла в недрах Солнца. Весовая концентрация накопленного изотопа 3He в центре Солнца составляет 7,7·10-6 и по мере удаления от центра растет, достигая величины 3,3·10-3 на расстоянии 0,28Rʘ. Приведенное значение весовой концентрации 3He – 3·10-5 – получается даже в том случае, если первичное Солнце вообще не содержало 3He как в результате диффузии 3He, так и из-за скачкообразного изменения структуры Солнца. Ясно, что непрерывный рост градиента концентрации 3He в недрах Солнца не может быть постоянным. В процессе горения водорода генерируется очень эффективное горючее 3He. К сожалению, теория не в состоянии предсказать величину градиента концентрации этого изотопа, выше которой неизбежно должен быть приток 3He в центральную область.

В экспериментах на функционирующем в настоящее время спутнике SOHO (Solar Orbital Heliophysical Observatory – Солнечная Орбитальная Гелиофизическая Обсерватория) обнаружены значительные динамические явления в солнечной атмосфере, несмотря на то что Солнце находилось в состоянии низкой активности. Принципиально важными являются результаты эксперимента по изучению осцилляций Солнца. Установлено, что распределение гелия в недрах Солнца отличается от предсказаний стандартной модели, а именно: градиент по радиусу меньше, чем предсказывает теория. Этот результат свидетельствует в пользу рассмотренной выше возможности.

Таким образом, если рассмотренный вариант отражает реальность, то должен быть наибольший дефицит нейтринного потока от распада 8B и несколько меньший дефицит потока pp-нейтрино. Поток 7Be-нейтрино почти не меняется по сравнению с предсказаниями теории ССМ, а поток Не p-нейтрино (это нейтрино, возникающий в реакции 3He+p→4He+ e+e) несколько возрастает. Все это реально можно проверить в эксперименте. Предстоящие эксперименты БОРЕКСИНО (регистрация 7Be-нейтрино) и СУПЕРКАМИОКАНДЕ ( 8B и Нep-нейтрино) в ближайшие годы должны дать ответ на вопрос о том, какова же природа обнаруженного глобального дефицита солнечных нейтрино.

Рассмотренные выше загадки связаны с удивительным и интересным изотопом 3He. Изотопы гелия хорошо известны своими нестандартными свойствами. Может оказаться, что в условиях больших давлений и температур в недрах Солнца изотопы гелия преподнесут нам очередной сюрприз.

Литература

  1. Кочаров Г.Е. Ядерные реакции на Солнце. М.: Знание, 1976.
  2. Кочаров Г.Е. Итоги науки и техники. Сер. Астрономия. М.: ВИНИТИ, 1987. Т. 32. 43.

Глоссарий Astronet.ru


Публикации с ключевыми словами: солнечные нейтрино - Солнечные пятна - Солнечная вспышка
Публикации со словами: солнечные нейтрино - Солнечные пятна - Солнечная вспышка
Карта смысловых связей для термина АКТУАЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ ФИЗИКИ СОЛНЦА
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.7 [голосов: 98]
 
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