Міністерство вищої освіти
Челябінський державний університет
Кафедра фізики
Реферат з астрофізики:
Проблема сонячних нейтриноВиконав: Бауер М.А. Ф-401
Перевірив: Дудоров А.Є.
Прийняв:
Челябінськ 1999
ЗмістЗміст ................................................. .................................................. ..... 2
Введення ................................................. .................................................. ......... 3
Відкриття нейтрино ................................................ ......................................... 4
Експеримент Девіса ................................................ ........................................ 5
Проблема сонячних нейтрино ............................................... ...................... 7
Маса нейтрино ................................................ ................................................ 9
Інші експерименти з виявлення нейтрино ................................... 10
Література ................................................. .................................................. .... 10
Введення
До порівняно недавнього часу одна з найважливіших проблем астрономії - проблема внутрішньої будови і еволюції зірок вирішувалася спільними зусиллями астрофізиків-теоретиків і астрономів-спостерігачів. Ця проблема жодним чином не могла бути вирішена без безперервного контролю висновків теорії астрономічними спостереженнями. Особливо велике значення для теорії мав аналіз прецизійних спостережень блиску і кольору зірок, що входять до складу скупчень. Вважалося і вважається, що справедливість теорії внутрішньої будови і еволюції зірок пояснюється можливістю на основі цієї теорії пояснити ряд тонких особливостей діаграми Герцшпрунга-Рессела для різних скупчень зірок, що мають різний вік. Всі ж невизначене відчуття незадоволеності, безсумнівно, залишається. В ідеалі було б непогано мати можливість безпосередньо отримати основні характеристики зоряних надр шляхом прямих спостережень. Ще порівняно недавно сама можливість "зазирнути" в надра зірок представлялася щонайменше зовсім фантастичною. Величезна товща речовини зірки робить її непрозорою для всіх видів е / м випромінювання, включаючи найжорсткіші гамма-промені. Мільйони років потрібні квантам, що генеруються в центральних областях зірок, щоб просочитися до поверхневих шарів і вийти назовні в міжзоряний простір. За цей час кванти, взаємодіючи з речовиною зірки, відчувають величезну кількість поглинань та випромінювання, зазнаючи при цьому серйозні трансформації. Якщо спочатку їх частоти відповідали рентгенівському діапазоні, то, виходячи з поверхні зірки, вони стають набагато "м'якше" і їх частоти лежать вже в оптичному, інфрачервоному та ультрафіолетовому діапазонах. Іншими словами їх властивості вже зовсім не відображають властивостей середовища, в якому вони спочатку виникли. Здавалося б, немає ніякої можливості отримати будь-яку інформацію безпосередньо з надр зірки. Проте розвиток фізики в нашому столітті абсолютно несподівано відкрило можливість хоча б в принципі підійти до вирішення цієї, що вважалася нерозв'язною проблеми.
Відкриття нейтриноУ 1931 році швейцарський фізик-теоретик Вольфганг Паулі, виходячи з твердого переконання у виконанні законів збереження для елементарних процесів і аналізуючи тоді багато в чому ще не ясне явище b-розпаду, висунув сміливу гіпотезу про існування нової елементарної частинки. Ця частка, що одержала назву "нейтрино", повинна володіти масою спокою мізерно малою, швидше за все, навіть нульовий. З цих причин нейтрино повинні володіти абсолютно виняткову здатність проникати через величезні товщі речовини. Підраховано, що без помітного поглинання пучок нейтрино з енергією в мільйон вольт може пройти через сталеву плиту, товщина якої в сотню разів перевищує відстань від Землі до найближчих зірок! Ясно, що для таких частинок пройти "наскрізь" через будь-яку зірку, як то кажуть, "пуста справа" ... Але настільки дивно слабка здатність нейтрино взаємодіяти з речовиною має і "зворотний бік". Знадобилося 25 років після геніального теоретичного передбачення Паулі, щоб ця надзвичайна частка була виявлена і тим самим з розряду гіпотетичних перейшла в розряд цілком реальних елементарних частинок.
Після цього відкриття фізика нейтрино значно просунулася вперед. Як і всяка "порядна" елементарна частинка, нейтрино володіє "двійником" - античастицей, що отримала назву "антинейтрино". Видатний російський фізик академік Б. М. Понтекорво теоретично передбачив існування двох сортів нейтрино - "електронних" і "мюонним". Дуже скоро це передбачення блискуче справдилося на досвіді. Незабаром було відкрито також тау - нейтрино. Понтекорво був також першим, хто вказав на важливість нейтрино для вивчення зоряних і в першу чергу сонячних надр.
Експеримент Девіса Теорія термоядерних реакцій, що відбуваються в центральних областях Сонця, дозволяє надійно оцінити величину потоку сонячних нейтрино на Землі. Справді, суть термоядерних реакцій, що відбуваються в надрах нашого світила, зводиться до того, що чотири протона об'єднуються в одну альфа - частку. При цьому випускаються два нейтрино. При кожному такому "об'єднання" виділяється близько 25 Мегавольт енергії, яка в кінцевому рахунку виділяється в міжзоряний простір, забезпечуючи світність сонця. Тому повна кількість нейтрино, що утворюються в надрах Сонця,, а потік їх на Землі . Це величезна величина. Ми буквально "купаємося" в потоці сонячних нейтрино.
Однак мізерно мала ймовірність взаємодії нейтрино з речовиною робить експерименти щодо їх виявлення виключно важкими. Ідея такого експерименту була запропонована ще в 1946 р. Понтекорво. Виявлення нейтрино може бути засноване на реакції:
де - Стійкий ізотоп хлору, а - радіоактивний ізотоп аргону. Ця реакція називається "зворотний бета-розпад". Хоча ймовірність поглинання нейтрино ізотопом хлору дуже мала, все ж таки на практиці вона до недавнього часу опинялася єдино можливою для виявлення сонячних нейтрино. Як "робоче речовини", досить багатого ізотопом "хлор-37", починаючи з 1955 р. використовувалася і використовується до цих пір прозора рідина перхлоретілен, хімічна формула якого. Ця досить дешева рідина широко використовується у побутовій хімії як засіб очищення поверхонь. Перші досліди з виявлення нейтрино таким методом були "націлені" аж ніяк не на Сонце, а на ядерні реактори, що випромінюють величезну кількість нейтрино. Завданням цих дослідів, поставлених американським фізиком Девісом, було "навчитися" розрізняти нейтрино і антинейтрино. Останні ізотопом не поглинаються. В якості детектора Девіс використав порівняно невелику ємність в 3900 літрів перхлоретилену. Сутність експерименту полягала в оцінці кількості ядер радіоактивного ізотопу, які утворюються в ємності. Така оцінка проводиться методами сучасної радіохімії.
Хоча основна мета експерименту і не мала відношення до астрономії, тим не менш, як "побічний продукт", Девіс вперше отримав оцінку верхньої межі потоку сонячних нейтрино, яка, звичайно, була ще занадто груба. Чутливість першого експерименту Девіса була приблизно в тисячу разів нижче очікуваного потоку сонячних нейтрино в тому діапазоні енергії, що поглинається ізотопом.
Остання застереження вельми істотна. Вище було оцінена величина очікуваного повного потоку сонячних нейтрино. Однак перхлоретіленовий детектор здатний поглинати далеко не всі сонячні нейтрино з однаковою ефективністю. Тим часом енергетичний спектр сонячних нейтрино вельми чутливим чином залежить від фізичних умов у надрах Сонця, тобто від температури, щільності і хімічного складу. Іншими словами, енергетичний спектр сонячних нейтрино, а отже швидкість утворення в перхлоретілене радіоактивних ядер сильно залежить від моделі сонячних надр.
Починаючи з 1955 р. Девіс і його співробітники наполегливо працювали над підвищенням чутливості перхлоретіленового детектора нейтрино. У результаті їхніх зусиль чутливість детектора збільшилася до майже в 30000 разів!. У його сучасному вигляді нейтринний детектор являє собою грандіозну споруду. Гігантський резервуар, наповнений рідким перхлоретиленом, має об'єм близько 400 кубометрів, що близько до обсягу нормального 25-метрового плавального басейну. Установка розташована на дні глибокої старої шахти, пробитою в скельному грунті. Глибина шахти перевищує 1,5 км, що відповідає екранування установки еквівалентним шаром води завтовшки близько 4,5 км. Розташування детектора глибоко під землею диктується необхідністю звести до мінімуму перешкоди, що призводять до утворення радіоактивних ізотопів аргону без поглинання ядрами хлору нейтрино. Зазначені перешкоди викликаються проникаючої компонентою космічних променів. Мю-мезони, що входять до складу цієї компоненти, взаємодіючи з речовиною, породжують швидкі протони, які, стикаючись з ядрами хлору, утворюють радіоактивний ізотоп .
Через опромінення сонячними нейтрино у всьому величезному басейні перхлоретилену одночасно присутні лише кілька десятків ядер радіоактивного ізотопу , Період напіврозпаду якого близько 35 днів.
Це незначна кількість вдається виділити з "басейну" шляхом "продування" його гелієм, після чого ізотопи аргону виділяються з гелію хімічним шляхом.
Чи не найбільш парадоксальним наслідком дослідів Девіса і його колег є їх негативний результат. Станом питання на 1975 р. можна було стверджувати, що кількість поглинених сонячних нейтрино за одну секунду, розраховане на один поглинаючий атом хлору, менше ніж
(Т.зв. "одиниця сонячних нейтрино" - "snu"). Тим часом якби прийнята в даний час модель сонячних надр була точною, ця величина повинна була б бути в сім разів більше. Ця розбіжність між очікуваним результатом і даними спостережень представляється несподівано великим. Звичайно, частина цього розбіжності слід шукати у недосконалості теорій, як чисто фізичних, так і астрономічних. Чисто фізичної є задача обчислення ймовірності поглинання хлором сонячних нейтрино. Ця обчислена ймовірність, однак, підкріплюється результатами лабораторних експериментів, так що немає підстав сумніватися в її правильності. Можливі помилки тут навряд чи перевищують 10%. Більш серйозним є питання про точність нині прийнятої моделі внутрішніх областей Сонця. Від цієї моделі залежить енергетичний спектр сонячних нейтрино, а отже, і кількість які утворилися в басейні перхлоретилену ізотопів радіоактивного аргону. Наприклад, швидкість утворення нейтрино при b-розпад (утворюються при одній з гілок протон-протонної реакції) залежить від температури приблизно як , Тобто дуже сильно. Між тим перхлоретіленовий детектор реєструє переважно нейтрино, що утворилися при розпаді, тому що вони мають найбільшу енергію (~ 14 Мегавольт). Кількість же таких нейтрино становить мізерну частку від повного нейтринного потоку, який майже не залежить від моделі Сонця.
У принципі при сучасному рівні теорії модель будь-якої зірки, що знаходиться на головній послідовності, може бути побудована досить точно, якщо відома маса зірки і розподіл її хімскладу по всій товщі. Для Сонця маса відома з високою точністю, в той час як є достатня велика невизначеність у розподілі його хімічного складу. Останнє залежить від характеру перемішування речовини в надрах Сонця. Швидше за все, відносне велика кількість гелію в ядрі Сонця вище, ніж у більш зовнішніх шарах. Різниця у великій кількості гелію в центральних областях і на периферії залежить також від віку Сонця, який дорівнює 4,7 млрд. років. Для побудови моделей мають також велике значення отримані з лабораторних даних швидкості тих чи інших ядерних реакцій, що відбуваються в сонячних надрах.
Запропоновані в останні роки моделі Сонця дають дуже різні значення очікуваного в експериментах Девіса кількість поглинених нейтрино - від 30 до 6 snu Однак навіть останнє, найнижчі значення все ж у кілька разів перевершує спостережувану верхню межу.
Чи означає такий несподіваний результат експериментів з виявлення сонячних нейтрино, що наші уявлення про внутрішню структуру і еволюції зірок невірні і потребують докорінного перегляду? Поки що для такого радикального висновку серйозних підстав немає. Але є проблема пояснення результатів дослідів Девіса.
Можливість пояснення негативного результату дослідів по виявленню сонячних нейтрино складається в переглянутому основних уявлень про природу нейтрино. Так, наприклад, існує гіпотеза, що нейтрино - нестабільна частинка. Ця гіпотеза вимагає визнання у нейтрино хоча і малої, але кінцевої маси спокою. Якщо припустити, що період напіврозпаду нейтрино менше сотень секунд, то ясно, що утворилися нейтрино просто не дійдуть до Землі. Різновидом цього типу гіпотез є "гіпотеза осциляцій", запропонована Б. М. Понтекорво. Суть цієї гіпотези зводиться до того, що випущені Сонцем "електронні" нейтрино можуть перетворюватися на "Мюонні", на які детектор Девіса не реагує.
Зовсім інший підхід до проблеми міститься в гіпотезі Фаулера, висловленої ще в 1972 році. Він припустив, що кілька мільйонів років тому у внутрішніх шарах Сонця відбулося порівняно швидке, стрибкоподібне перемішування речовини. Таким чином, протягом останніх декількох мільйонів років надра Сонця знаходяться в незвичайному, як би перехідному стані. Через декілька мільйонів років фізичні умови в надрах Сонця повернуться до попереднього стану.
Причиною такого раптового перемішування сонячних надр може бути поступове накопичення деякої "нестійкості", яка, дійшовши до певної межі, як би "скидається". Наприклад, ця причина може бути пов'язана з циркуляцією речовини сонячних надр у меридіональному напрямку, яка буде як би "транспортувати" обертальний момент Сонця від його периферичних верств до центру. У результаті центральні області Сонця почнуть обертатися значно швидше, ніж периферія. Така ситуація повинна приводити до нестійкості, яка буде скидатися перемішуванням.
Вся суть гіпотези Фаулера полягає в тому, що потік сонячних нейтрино визначається "миттєвим" станом сонячних надр. Це означає, що якщо з якої-небудь причини температура сонячних надр зміниться, то це відразу ж відіб'ється на вихідному із Сонця потоці нейтрино. Зовсім по-іншому буде вести себе потік фотонного випромінювання від Сонця. Як вже було зазначено, що утворився фотонам усередині Сонця потрібно мільйони років, щоб просочитися назовні і вийти в міжзоряний простір. Таким чином, в принципі, можлива така ситуація: раптово температура в центрі Сонця падає, одразу ж різко падає потік сонячних нейтрино, в той час як світність Сонця залишається незмінною.
Маса нейтриноНа даний момент не існує точних лабораторних доказів існування ненульовий маси нейтрино. Однак встановлені верхні межі для маси з прямих кінематичних експериментів:
, Тритієвих b-розпад
,
,
Крім експерименту, який був запущений ще Девісом, на даний момент діють ще три експерименти: Kamiokande, Sage і Gallex. Один з них, Kamiokande діє в Японії на основі 1КТ водного детектора Черенкова, він діє на основі реакції і вимірює енергію вироблених електронів. Хоча цей детектор вимірює тільки високоенергетичні (7.3 MeV) нейтрино, він має перевагу - він вважає нейтрино в реальному часі і, крім того, є можливість довідатися напрямок прийшов нейтрино, тобто це спрямований детектор. В останні два роки запущені ще два експерименти - Sage в Росії і Gallex в Італії. Вони реєструють нізкоенергетічние (0.233 МeV), pp нейтрино. Обидва експерименту діють на основі реакції галію:
. Проблема дефіциту сонячних нейтрино виявлена не тільки на експерименті Девіса, але і на всіх інших. Звідси випливає висновок, що причина нестачі сонячних нейтрино знаходиться не в помилках експерименту, а в теорії: або у фізиці Сонця, або у фізиці елементарних частинок (конкретно нейтрино). Незважаючи на всі зусилля, проблема сонячних нейтрино до цих пір не вирішена. Таким чином, питання залишається відкритим ...
1. А.Є. Шкловський "Зірки. Народження, життя і смерть зірок "Москва," Наука ", 1982
2. Р. Кіппенхан "100 мільярдів зірок", "Світ", Москва 1990
3. http://www.physics.upenn.edu/ ~ www / neutrino