Министерство высшего образования

Челябинский государственный университет

Кафедра физики

Реферат по астрофизике:

Проблема солнечных нейтрино

Выполнил: Бауэр М.А. Ф-401

Проверил: Дудоров А.Е.

Принял:

Челябинск 1999

Содержание

Содержание 2

Введение 3

Открытие нейтрино 4

Эксперимент Дэвиса 5

Проблема солнечных нейтрино 7

Масса нейтрино 9

Другие эксперименты по обнаружению нейтрино 10

Литература 10

Введение

До сравнительно недавнего времени одна из важнейших проблем астрономии - проблема внутреннего строения и эволюции звезд решалась совместными усилиями астрофизиков-теоретиков и астрономов-наблюдателей. Эта проблема никоим образом не могла быть решена без непрерывного контроля выводов теории астрономическими наблюдениями. Особенно большое значение для теории имел анализ прецизионных наблюдений блеска и цвета звезд, входящих в состав скоплений. Считалось и считается, что справедливость теории внутреннего строения и эволюции звезд объясняется возможностью на основе этой теории объяснить ряд тонких особенностей диаграммы Герцшпрунга- Ресселя для различных скоплений звезд, имеющих различный возраст. Все же неопределенное ощущение неудовлетворенности, несомненно, остается. В идеале было бы неплохо иметь возможность непосредственно получить основные характеристики звездных недр путем прямых наблюдений. Еще сравнительно недавно сама возможность “заглянуть” в недра звезд представлялась по меньшей мере совершенно фантастической. Огромная толща вещества звезды делает ее непрозрачной для всех видов э/м излучения, включая самые жесткие гамма-лучи. Миллионы лет требуются квантам, генерируемым в центральных областях звезд, чтобы просочиться к поверхностным слоям и выйти наружу в межзвездное пространство. За это время кванты, взаимодействуя с веществом звезды, испытывают огромное количество поглощений и переизлучений, претерпевая при этом серьезные трансформации. Если первоначально их частоты соответствовали рентгеновскому диапазону, то, выходя из поверхности звезды, они становятся гораздо “мягче” и их частоты лежат уже в оптическом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Другими словами их свойства уже совсем не отражают свойств среды, в которой они первоначально возникли. Казалось бы, нет никакой возможности получить какую-либо информацию непосредственно из недр звезды. Однако развитие физики в нашем столетии совершенно неожиданно открыло возможность хотя бы в принципе подойти к решению этой, считавшейся неразрешимой проблемы.

Открытие нейтрино

В 1931 году швейцарский физик-теоретик Вольфганг Паули, исходя из твердого убеждения в выполнении законов сохранения для элементарных процессов и анализируя тогда во многом еще не ясное явление -распада, выдвинул смелую гипотезу о существовании новой элементарной частицы. Эта частица, получившая название “нейтрино”, должна обладать массой покоя ничтожно малой, скорее всего, даже нулевой. По этим причинам нейтрино должны обладать совершенно исключительной способностью проникать через огромные толщи вещества. Подсчитано, что без заметного поглощения пучок нейтрино с энергией в миллион вольт может пройти через стальную плиту, толщина которой в сотню раз превосходит расстояние от Земли до ближайших звезд! Ясно, что для таких частиц пройти “насквозь” через любую звезду, как говорится, “пустое дело”... Но столь удивительно слабая способность нейтрино взаимодействовать с веществом имеет и “обратную сторону”. Потребовалось 25 лет после гениального теоретического предсказания Паули, чтобы эта необычайная частица была обнаружена и тем самым из разряда гипотетических перешла в разряд вполне реальных элементарных частиц.

После этого открытия физика нейтрино значительно продвинулась вперед. Как и всякая “порядочная” элементарная частица, нейтрино обладает “двойником” - античастицей, получившей название “антинейтрино”. Выдающийся русский 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.

Эксперимент Дэвиса

Теория термоядерных реакций, происходящих в центральных областях Солнца, позволяет надежно оценить величину потока солнечных нейтрино на Земле. В самом деле, суть термоядерных реакций, происходящих в недрах нашего светила, сводится к тому, что четыре протона объединяются в одну альфа - частицу. При этом испускаются два нейтрино. При каждом таком “объединении” выделяется около 25 мегавольт энергии, которая в конечном счете выделяется в межзвездное пространство, обеспечивая светимость солнца. Поэтому полное количество нейтрино, образующихся в недрах Солнца, , а поток их на Земле . Это огромная величина. Мы буквально “купаемся” в потоке солнечных нейтрино.

Однако ничтожно малая вероятность взаимодействия нейтрино с веществом делает эксперименты по их обнаружению исключительно трудными. Идея такого эксперимента была предложена еще в 1946 г. Понтекорво. Обнаружение нейтрино может быть основано на реакции:

где - устойчивый изотоп хлора, а - радиоактивный изотоп аргона. Эта реакция называется “обратный бета-распад”. Хотя вероятность поглощения нейтрино изотопом хлора весьма мала, все же на практике она до недавнего времени оказывалась единственно возможной для обнаружения солнечных нейтрино. В качестве “рабочего вещества”, достаточно богатого изотопом “хлор-37”, начиная с 1955 г. использовалась и используется до сих пор прозрачная жидкость перхлорэтилен, химическая формула которого . Эта довольно дешевая жидкость широко используется в бытовой химии как средство очистки поверхностей. Первые опыты по обнаружению нейтрино таким методом были “нацелены” отнюдь не на Солнце, а на ядерные реакторы, излучающие огромное количество нейтрино. Задачей этих опытов, поставленных американским физиком Дэвисом, было “научиться” различать нейтрино и антинейтрино. Последние изотопом не поглощаются. В качестве детектора Дэвис использовал сравнительно небольшую емкость в 3900 литров перхлорэтилена. Сущность эксперимента состояла в оценке количества ядер радиоактивного изотопа , которые образуются в емкости. Такая оценка производится методами современной радиохимии.

Хотя основная цель эксперимента и не имела отношения к астрономии, тем не менее, как “побочный продукт”, Девис впервые получил оценку верхней границы потока солнечных нейтрино, которая, конечно, была еще слишком груба. Чувствительность первого эксперимента Дэвиса была примерно в тысячу раз ниже ожидаемого потока солнечных нейтрино в том диапазоне энергии, который поглощается изотопом .

Последняя оговорка весьма существенна. Выше было оценена величина ожидаемого полного потока солнечных нейтрино. Однако перхлорэтиленовый детектор способен поглощать далеко не все солнечные нейтрино с одинаковой эффективностью. Между тем энергетический спектр солнечных нейтрино весьма чувствительным образом зависит от физических условий в недрах Солнца, т.е. от температуры, плотности и химического состава. Другими словами, энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно скорость образования в перхлорэтилене радиоактивных ядер сильно зависит от модели солнечных недр.

Начиная с 1955 г. Дэвис и его сотрудники упорно работали над повышением чувствительности перхлорэтиленового детектора нейтрино. В результате их усилий чувствительность детектора увеличилась к почти в 30000 раз!. В его современном виде нейтринный детектор представляет собой грандиозное сооружение. Гигантский резервуар, наполненный жидким перхлорэтиленом, имеет объем около 400 кубометров, что близко к объему нормального 25-метрового плавательного бассейна. Установка расположена на дне глубокой старой шахты, пробитой в скальном грунте. Глубина шахты превышает 1,5 км, что соответствует экранировке установки эквивалентным слоем воды толщиной около 4,5 км. Расположение детектора глубоко под землей диктуется необходимостью свести к минимуму помехи, приводящие к образованию радиоактивных изотопов аргона без поглощения ядрами хлора нейтрино. Указанные помехи вызываются проникающей компонентой космических лучей. Мю-мезоны, входящие в состав этой компоненты, взаимодействуя с веществом, порождают быстрые протоны, которые, сталкиваясь с ядрами хлора, образуют радиоактивный изотоп .

Из-за облучения солнечными нейтрино во всем огромном бассейне перхлорэтилена одновременно присутствуют всего лишь несколько десятков ядер радиоактивного изотопа, период полураспада которого около 35 дней.

Это ничтожное количествоудается выделить из “бассейна” путем “продувания” его гелием, после чего изотопы аргона выделяются из гелия химическим путем.

Проблема солнечных нейтрино

Едва ли не самым парадоксальным следствием опытов Дэвиса и его коллег является их отрицательный результат. По состоянию вопроса на 1975 г. можно было утверждать, что количество поглощенных солнечных нейтрино за одну секунду, рассчитанное на один поглощающий атом хлора, меньше чем

(т.н. “единица солнечных нейтрино”- “s.n.u”). Между тем если бы принятая в настоящее время модель солнечных недр была точной, эта величина должна была бы быть в семь раз больше. Это расхождение между ожидаемым результатом и данными наблюдений представляется неожиданно большим. Конечно, часть этого расхождения следует искать в несовершенстве теорий, как чисто физических, так и астрономических. Чисто физической является задача вычисления вероятности поглощения хлором солнечных нейтрино. Эта вычисленная вероятность, однако, подкрепляется результатами лабораторных экспериментов, так что нет оснований сомневаться в ее правильности. Возможные ошибки здесь вряд ли превышают 10%. Более серьезным является вопрос о точности ныне принятой модели внутренних областей Солнца. От этой модели зависит энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно, и количество образовавшихся в бассейне перхлорэтилена изотопов радиоактивного аргона. Например, скорость образования нейтрино при -распаде (образующихся при одной из ветвей протон-протонной реакции) зависит от температуры приблизительно как , т.е. очень сильно. Между тем перхлорэтиленовый детектор регистрирует преимущественно нейтрино, образовавшиеся при распаде , т.к. они обладают наибольшей энергией (~14 мегавольт). Количество же таких нейтрино составляет ничтожную долю от полного нейтринного потока, который почти не зависит от модели Солнца.

В принципе при современном уровне теории модель любой звезды, находящейся на главной последовательности, может быть построена достаточно точно, если известна масса звезды и распределение ее химсостава по всей толще. Для Солнца масса известна с высокой точностью, в то время как имеется достаточна большая неопределенность в распределении его химического состава. Последнее зависит от характера перемешивания вещества в недрах Солнца. Скорее всего, относительное обилие гелия в ядре Солнца выше, чем в более наружных слоях. Разница в обилиях гелия в центральных областях и на периферии зависит также от возраста Солнца, который принимается равным 4,7 млрд. лет. Для построения моделей имеют также большое значение полученные из лабораторных данных скорости тех или иных ядерных реакций, происходящих в солнечных недрах.

Предложенные в последние годы модели Солнца дают весьма разные значения ожидаемого в экспериментах Дэвиса количество поглощенных нейтрино - от 30 до 6 s.n.u. Однако даже последнее, наинизшее значение все же в несколько раз превосходит наблюдаемую верхнюю границу.

Означает ли столь неожиданный результат экспериментов по обнаружению солнечных нейтрино, что наши представления о внутренней структуре и эволюции звезд неверны и нуждаются в коренном пересмотре? Пока для такого радикального вывода серьезных оснований нет. Но есть проблема объяснения результатов опытов Дэвиса.

Возможность объяснения отрицательного результата опытов по обнаружению солнечных нейтрино состоит в пересмотрении основных представлений о природе нейтрино. Так, например, существует гипотеза, что нейтрино – нестабильная частица. Эта гипотеза требует признания у нейтрино хотя и малой, но конечной массы покоя. Если предположить, что период полураспада нейтрино меньше сотен секунд, то ясно, что образовавшиеся нейтрино просто не дойдут до Земли. Разновидностью этого типа гипотез является “гипотеза осцилляций”, предложенная Б.М.Понтекорво. Суть этой гипотезы сводится к тому, что испущенные Солнцем “электронные” нейтрино могут превращаться в “мюонные”, на которые детектор Дэвиса не реагирует.

Совершенно другой подход к проблеме содержится в гипотезе Фаулера, высказанной еще в 1972 году. Он предположил, что несколько миллионов лет назад во внутренних слоях Солнца произошло сравнительно быстрое, скачкообразное перемешивание вещества. Таким образом, в течение последних нескольких миллионов лет недра Солнца находятся в необычном, как бы переходном состоянии. Через несколько миллионов лет физические условия в недрах Солнца вернутся к первоначальному состоянию.

Причиной такого внезапного перемешивания солнечных недр может быть постепенное накопление некоторой "неустойчивости", которая, дойдя до определенного предела, как бы "сбрасывается". Например, эта причина может быть связана с циркуляцией вещества солнечных недр в меридиональном направлении, которая будет как бы "транспортировать" вращательный момент Солнца от его периферических слоев к центру. В результате центральные области Солнца начнут вращаться значительно быстрее, чем периферия. Такая ситуация должна приводить к неустойчивости, которая будет сбрасываться перемешиванием.

Вся суть гипотезы Фаулера состоит в том, что поток солнечных нейтрино определяется "мгновенным" состоянием солнечных недр. Это означает, что если по какой-нибудь причине температура солнечных недр изменится, то это сразу же отразится на выходящем из Солнца потоке нейтрино. Совсем по-другому будет вести себя поток фотонного излучения от Солнца. Как уже было отмечено, образовавшимся фотонам внутри Солнца требуется миллионы лет, чтобы просочиться наружу и выйти в межзвездное пространство. Таким образом, в принципе, возможна такая ситуация: внезапно температура в центре Солнца падает, сразу же резко падает поток солнечных нейтрино, в то время как светимость Солнца остается неизменной.

Масса нейтрино

На данный момент не существует точных лабораторных доказательств существования ненулевой массы нейтрино. Однако установлены верхние пределы для массы из прямых кинематических экспериментов:

, тритиевый -распад

,

,

Другие эксперименты по обнаружению нейтрино

Кроме эксперимента, который был запущен еще Дэвисом, на данный момент действуют еще три эксперимента: Kamiokande, Sage и Gallex. Один из них, Kamiokande действует в Японии на основе 1КТ водного детектора Черенкова, он действует на основе реакции и измеряет энергию произведенных электронов. Хотя этот детектор измеряет только высокоэнергетические(7.3 MeV) нейтрино, он имеет преимущество – он считает нейтрино в реальном времени и, кроме того, есть возможность узнать направление пришедшего нейтрино, т.е. это направленный детектор. В последние два года запущены еще два эксперимента – Sage в России и Gallex в Италии. Они регистрируют низкоэнергетичные (0.233 МeV), pp нейтрино. Оба эксперимента действуют на основе реакции галлия: . Проблема дефицита солнечных нейтрино обнаружена не только на эксперименте Дэвиса, но и на всех других. Отсюда следует вывод, что причина недостатка солнечных нейтрино находится не в ошибках эксперимента, а в теории: либо в физике Солнца, либо в физике элементарных частиц (конкретно нейтрино). Несмотря на все усилия, проблема солнечных нейтрино до сих пор не решена. Таким образом, вопрос остается открытым...

Литература

1. А.Е. Шкловский “Звезды. Рождение, жизнь и смерть звезд” Москва, “Наука”,1982

2. Р. Киппенхан “100 миллиардов звезд”,”Мир”,Москва 1990

3. http://www.physics.upenn.edu/~www/neutrino