Что такое солнечное нейтрино кратко

Обновлено: 06.07.2024

Энергия внутри Солнца выделяется, как известно, в результате термоядерных реакций слияния 4-х протонов в ядро гелия. Эту реакцию символически можно представить следующим уравнением:

4p → α + 2e + + 2ν_e

Происходит слияние четырех протонов с образованием α-частицы, двух позитронов и двух электронных нейтрино. При этом выделяется 26.7 МэВ, малая часть этой энергий (0.6 МэВ) уносится нейтрино. Слияние протонов в гелий может проходить в рамках реакции pp-цикла или CNO-цикла. Вклад реакций pp-цикла или CNO-цикла в энергетику звезды зависит от температуры. Для Солнца доминирующими являются реакции pp-цикла.
Реакции pp-цикла начинаются с реакции образования дейтерия при столкновении двух протонов. При этом испускается нейтрино с максимальной энергией 0.42 МэВ. Наиболее важные реакции pp-цикла, которые сопровождаются испусканием нейтрино, приведены на слайде (Д.Бакал, 1993).
В реакциях CNO-цикла общее превращение 4-х протонов в гелий два позитрона и два нейтрино осуществляется с помощью ядра 12 С – самого распространенного в обычных звездных условий изотопа. Первая реакция этого цикла:

p + 12 С → 13 N + γ

После завершения реакций этого цикла количество ядер 12 С остается прежними. Реакции, в которых образуются нейтрино, приведены ниже.

p + p → 2 H + e + + ν_e (≤ 0.420 МэВ)
p + e - + p → 2 H + ν_e (1.422 МэВ)
3 He + p → 4 He + ν_e (≤ 18.773 МэВ )
7 Be + e + → 7 Li + ν_e (0.862 и 0.384 МэВ)
8 B → 7 Be * + e + + ν_e (≤ 15МэВ)

13 N → 13 C + e + + ν_e (≤ 1.199 МэВ)

15 O → 15 N + e + + ν_e (≤ 1.732 МэВ)

На рисунке приведены наиболее точные на сегодня расчеты энергетических спектров солнечных нейтрино (J.Bahcall et al., 2001). Указанные потоки принято называть предсказаниями Стандартной Солнечной Модели (ССМ).
Экспериментальное исследование солнечных нейтрино началось в конце 60-х годов со знаменитого хлор–аргонового радиохимического эксперимента Дэвиса (R.Davis et al., 1968). История этого эксперимента подробно описана в книге Д.Бакала (Д.Бакал, 1993). Идея эксперимента состоит в выделении радиохимическими методами радиоактивного изотопа 37 Ar, образуемого в веществе в результате реакции:

ν_e + 37 Cl → e− + 37 Ar

Пороговая энергия E_пор ≈ 0.8 МэВ позволяет детектировать все главные источники солнечных нейтрино, кроме нейтрино от основной pp-реакции. Впервые для регистрации нейтрино эта реакция была предложена Б. Понтекорво еще в 1946 году. В качестве мишени в эксперименте Дэвиса использовалось 615 тонн перхлорэтилена (C₂Cl₄). О сложности эксперимента можно судить по количеству атомов аргона, накапливаемых в полной массе перхлорэтилена за одни сутки, – в среднем 0.5 атома.
Экспериментальный темп счета нейтринных событий по данным этого эксперимента был меньше предсказанного примерно в 3 раза. Это противоречие между расчетом и экспериментом явилось мощным стимулом как для развития теории, так и для проведения новых экспериментов, и было разрешено только спустя 30 лет после появления первых результатов Дэвиса.
В начале 90-х годов начали работать два галлий-германиевых эксперимента: российско-американский эксперимент SAGE (V.Gavrin et al., 2003) и итало-германский эксперимент GALLEX (W.Hampel et al., 1999). Для детектирования нейтрино в этих экспериментах используется реакция:

ν_e + 71 Ga → e− + 71 Ge

Энергетический порог этой реакции 0.23 МэВ. Низкая пороговая энергия делает возможным детектирования pp-нейтрино. Впервые эта реакция для регистрации солнечных нейтрино рассматривалась в работе (В.Кузьмин, 1965).
Результаты экспериментов SAGE и GALLEX хорошо согласуются друг с другом. Полученный в этих экспериментах поток нейтрино составляет примерно 60% от предсказаний Стандартной Солнечной модели (SSМ).

Радиохимические эксперименты имеют два недостатка. Методика основана на накоплении радиоактивных изотопов в массе мишени с последующим их извлечением. Время накопления составляет примерно 60 дней для эксперимента Дэвиса и 30 – 40 дней для эксперимента SAGE. Время регистрации отдельного нейтринного события неизвестно, восстанавливается усредненный по времени поток нейтрино. Во-вторых, в этих экспериментах невозможно восстановить энергетический спектр нейтрино.
Впервые осуществить регистрацию солнечных нейтрино с помощью методики лишенной указанных недостатков, удалось на водном черенковском детекторе Kamiokande (Hirata et al., 1991) и существенно более крупном детекторе Super-Kamiokande (Fukuda et al., 2001). В этих установках регистрируется черенковский свет от быстрых электронов, получивших энергию при упругом рассеянии (ES) нейтрино на электронах среды:

Этот поток равен 0.45 от предсказаний SSМ.
Канадский детектор SNO (Sudbury Neutrino Observatory) (Ahmad et al., 2000) также является водным черенковским детектором, только в нем обычная вода заменена на тяжелую – детектор содержит 1000 т D₂O. Энергетический порог детектора около 5 МэВ. Реакции при взаимодействии нейтрино с дейтроном приведены ниже:

Реакции под действиями заряженных и нейтральных токов на дейтроне отличаются конечными состояниями. Кроме того, следует подчеркнуть, что сечение реакции (4) для всех типов нейтрино одинаковое. В силу этого можно восстановить из анализа данных вклады электронных и других типов нейтрино в полном потоке солнечных нейтрино. Поясним, как регистрируют сигнал от нейтрона в черенковском детекторе. Нейтрон захватывается ядром дейтерия, при этом выделяется гамма квант с энергией около 6 МэВ. Последующее комптоновское рассеяние этого гамма-кванта приводит к появлению быстрых электронов, излучающих черенковский свет.
Результаты анализа данных эксперимента (Ahmad et al., 2002 ) приведены на рис.3. По оси абсцисс на этом графике отложены значения потока электронных нейтрино Ф_e, а по оси ординат сумма потоков мюонных и тау-нейтрино Ф_μτ. Полный поток всех сортов нейтрино из анализа событий, вызванных нейтральными токами (NC) равен:

На рис.3 поток Ф_SNO(ν_x, NC) изображен наклонной полосой. Ширина полосы равна ошибке в определении потока. Значение Ф_SNO(ν_x, NC) находится в хорошем согласии с предсказанием SSМ (пунктирная полоса на рис.3).
Поток электронных нейтрино можно получить из анализа событий, вызванных заряженными токами (CC):

Поток электронных нейтрино изображен на рис.3 вертикальной полосой. Область пересечения этой полосы с полосой, отображающей Ф_SNO(ν_x, NC), показывает значение потока мюонных и τ-нейтрино.

Наклонной полосой на рис.3 изображен также поток нейтрино Ф_SNO(ES), восстановленный по упругому рассеянию на электронах, в зависимости от доли электронных нейтрино в полном потоке.
Таким образом, во-первых, надежно установлено наличие неэлектронных нейтрино в потоке солнечных нейтрино, что доказывает наличие осцилляций нейтрино. Во-вторых, подтверждаются потоки нейтрино, предсказанные SSМ.
Существование осцилляций между электронными и мюонными нейтрино был подтверждено японским экспериментом KamLand (Ahmed et al., 2003) В этом эксперименте регистрируются антинейтрино от всех атомных станций Японии.
Совместный анализ данных всех экспериментов по регистрации солнечных нейтрино и данных эксперимента KamLand дает следующие значения параметров осцилляций:

На рис.4 (McKeon and Vogel, 2003) показано, как с учетом приведенных выше параметров осцилляций результаты всех экспериментов согласуются с предсказаниями SSМ. Такое согласие возможно только благодаря влиянию на осцилляции вещества Солнца (МСВ-эффект).

Нейтринная астрономия очень молода – ей всего около двух десятков лет. Ученые полагают, что изучение мельчайших и очень труднообнаружимых частиц может дать нам новую информацию о куда более крупных объектах, которую мы не смогли бы получить иначе.

Это было серьезным вызовом для научных умов: энергия исчезала непонятно куда. Под вопросом оказался закон сохранения энергии – основа основ современной физики.

Объект изучения

Нейтрино – очень маленькая частица. До недавнего времени было вообще непонятно, есть ли у нее масса. В последние годы стало ясно, что есть, но очень маленькая. Ее точное значение неизвестно по сию пору, а имеющиеся оценки в общем сводятся к тому, что нейтрино примерно на 10 порядков легче протона. Примерно так же соотносится вес кузнечика (около 1 грамма) с водоизмещением современного атомного авианосца George Bush (около 100 тыс. тонн).

Частица не имеет, или почти не имеет, электрического заряда – эксперименты пока не дали однозначного ответа, а из всех фундаментальных физических взаимодействий достоверно участвует только в слабом и гравитационном.

Существует гипотеза о том, что кроме трех перечисленных поколений нейтрино есть еще и четвертое – стерильные нейтрино, привилегией которых является неучастие и в слабом взаимодействии. Возможно, именно они составляют пока не открытую нами темную материю. Неизвестно, существуют ли такие нейтрино на самом деле, но если они есть, то их обнаружение обещает быть по-настоящему нетривиальной задачей.

Какие они бывают?

Если нейтрино случится когда-то пролетать через стенку из свинца, то дальность свободного пробега частицы в нем составит в среднем 10 15 км. Это расстояние вполне галактического масштаба – от нашей планеты до центра Галактики всего вдесятеро больше. Разумеется, такая величина означает, что регистрация отдельных нейтрино в детекторе технически возможных размеров реальна, если частиц много. Какая-то из них да попадется. Это немудрено, если учитывать их реальное количество. Так, на Земле через квадратный сантиметр площади каждую секунду пролетает примерно 6х10 6 нейтрино, образовавшихся на Солнце. А обычная статистика нейтринных событий для современных детекторов, размером куда больше сантиметра, – это единицы или первые десятки в год.

Громадная проникающая способность нейтрино кроме сложностей с регистрацией означает и очевидные выгоды. Нейтрино – это частица, которая летит прямо из того места, где она образовалась, никуда не отклоняясь. Направление прилета в большинстве случаев можно с какой-то точностью определить, а по энергии нейтрино часто (но не всегда) можно сказать, результатом какой реакции частица стала. Первое из этих свойств выгодно отличает нейтрино от всех остальных космических частиц, испытывающих по пути к нам влияние сторонних факторов в виде магнитных и гравитационных полей, а также непрозрачного для них вещества.

Трудности и прелести

Современные детекторы регистрируют не сами нейтрино – это пока невозможно. Объектом регистрации оказываются результаты взаимодействия частицы с веществом, заполняющим детектор. Его выбирают так, чтобы с ним реагировали нейтрино определенных, интересующих разработчиков, энергий. Поскольку энергия нейтрино зависит от механизма их образования, можно считать, что детектор рассчитан на частицы определенного происхождения.

Общей особенностью всех современных нейтринных телескопов являются меры, направленные на экранирование аппаратуры от всех посторонних частиц. Нейтрино, хотя их в природе очень много, засекаются детекторами очень редко. Любой посторонний шум от космических или земных частиц наверняка их заглушит. Поэтому стандартное размещение нейтринной обсерватории – в шахте или, в некоторых случаях, под водой, чтобы вышележащая толща блокировала ненужное излучение. Эта толща тоже тщательно подбирается – горные породы, например, должны быть как можно менее радиоактивными. Граниты нам не подойдут, глины тоже. Хорошее место для детектора – шахта в толще чистого известняка.

Еще одно важное требование – быть как можно дальше от атомных электростанций. Работающий ядерный реактор является очень мощным источником антинейтрино, которые в данном случае излишни.

Лучшее направление для работы нейтринной обсерватории – прием частиц, пришедших снизу, сквозь нашу планету. Для нейтрино она прозрачна, для всего остального – нет. Эдакий естественный фильтр.

Осколки Большого взрыва

Когда-то давно Вселенная была маленькой и очень непрозрачной. Будущее вещество в ней было размещено настолько плотно, что пролететь сквозь него не могли даже нейтрино. Эта эпоха продолжалась, по стандартным представлениям, очень недолго: около 1–3 секунд. Затем пространство стало достаточно обширным, его содержимое разместилось посвободнее, и с тех пор до наших дней Вселенная практически прозрачна для нейтрино.

В ходе Большого взрыва и последовавших за ним событий наших частиц образовалось очень много, вероятнее всего, примерно столько же, сколько и фотонов. Последние, ныне составляющие реликтовое излучение, вокруг нас в изобилии. Если считать в штуках, то их примерно в миллиард раз больше, чем протонов с нейтронами.

Как и фотоны, нейтрино по мере расширения Вселенной постепенно остывали, и теперь их температура составляет примерно 3–4 К. Точнее, она должна быть такой, но проверить это пока не удалось.

Все бы хорошо, но для реализации этого замысла нужна сверхчувствительная по нынешним временам техника. Наверное, именно по этой причине новостей о распадающемся тритии за последующие годы так и не поступило. Это достойно сожаления – обнаружение реликтовых нейтрино и возможность их хотя бы приблизительного подсчета очень помогли бы космологам в понимании того, как сформировалась Вселенная.

Солнечные нейтрино

Строго говоря, наше светило является источником точно таких же нейтрино, как и любая другая звезда. Разница главным образом в том, что Солнце гораздо ближе, а значит, солнечных нейтрино вокруг нас гораздо больше. Соответственно, и вероятность их обнаружения значительно выше. Энергии искомых частиц находятся в диапазоне от сотен кэВ до десятков МэВ.

Впервые обнаружили эти нейтрино в 1967 году на детекторе, размещенном в бывшей золотой шахте Хоумстэйк (Homestake) в Южной Дакоте.

Сейчас поиск солнечных нейтрино ведут в нескольких обсерваториях. Наиболее знаменитая из них – нейтринная обсерватория Borexino в Италии. О ней мы и расскажем, тем паче, что ее конструкция во многом типична.

Детектор обсерватории размещен на глубине 1400 м в туннеле под горным массивом Гран-Сассо. Каменная толща над станцией по экранирующей способности эквивалентна 3,8 км воды.
Установка выполнена многослойной. Снаружи – стальной купол, заполненный 2100 т сверхчистой воды. Ее толща просматривается фотоэлектронными умножителями и играет роль предохранителя от космического излучения. Относительно немногие космические мюоны, которые сумели преодолеть каменную толщу, попадая в воду, движутся быстрее скорости света в ней (обратим внимание на то, что речь идет именно о скорости света в некоторой среде, в данном случае – в воде). Это значит, что энергия частиц расходуется на черенковское излучение в оптическом диапазоне. Распознав вспышку, автоматика отключает систему детектирования на две миллисекунды, избегая ложного срабатывания.

Это не новая идея, примерно так же была устроена защита от космических частиц еще в самом первом эксперименте по обнаружению нейтрино в 1953 году.

Ядром установки является большой (диаметром 13,7 метра) круглый стальной бак, заполненный сцинтиллирующей (то есть светящейся при попадании ионизирующих частиц) жидкостью. Количество излученных при вспышке фотонов пропорционально поглощенной энергии, так что, пересчитав фотоны, можно определить энергию частицы. Для сбора света на внутренней поверхности сферы установлены 2212 фотоумножителей.

Сам сцинтиллятор подвергается тщательной очистке, в результате которой содержание урана и тория в нем составляет около 10 -18 г/г. Это очень мало. Для сравнения, в тонне любого природного вещества (в том числе и неочищенного сцинтиллятора) обычно содержится от 0,1 до 1 г урана и тория.

Достигнутый уровень подавления помех позволил перейти к регистрации нейтрино более низких энергий – от нуля до 420 кэВ. Такие частицы образуются при объединении двух протонов в ядро атома дейтерия. Их существенно больше, но в этом диапазоне также сильнее и помехи. Из-за этого данные нейтрино до сих пор практически не регистрировались. Оказалось, что их реальное количество (66±7 млрд нейтрино через квадратный сантиметр в секунду) неплохо соответствует предсказаниям (60 миллиардов). Это, конечно, вычисленные цифры, в реальности установка за день регистрировала в среднем 144 нейтрино на 100 тонн собственной массы.

Можно задаться вопросом, а насколько все это важно, если теоретики все и так правильно предсказали? В недра Солнца, увы, нельзя заглянуть непосредственно, можно лишь наблюдать испускаемые ими частицы. Теоретические модели, конечно, штука хорошая, но они могут быть разными, и в этом случае между ними надо выбирать. В любой момент любая из них может оказаться неверной, и тогда реальную картину надо будет как-то объяснять. Так уже было с потоком солнечных нейтрино, первые замеры которого показали, что его плотность примерно втрое отличается от предсказанного. В результате были открыты нейтринные осцилляции, которые требуют наличия у нейтрино массы, эта масса логически подводит нас к предположению о существовании стерильных нейтрино, а те (если они есть) могут оказаться темной материей.

Пришельцы из земных недр

Нейтринная геофизика формально не является темой нашей статьи, но как не рассказать о ней, раз уж взялись, тем более что наша планета, строго говоря, тоже является небесным телом не хуже и не лучше всех прочих.

В недрах Земли присутствуют радиоактивные элементы, попавшие туда при формировании планеты и до сих пор не распавшиеся. Как принято считать, наибольшую их долю составляют три изотопа: ₂₃₈U, ₂₃₂Th и ₄₀K. Все три претерпевают распад с образованием, помимо прочих продуктов, электронного антинейтрино. Эти частицы далее разлетаются из места своего образования сквозь земную толщу, которая для них прозрачна.

К сожалению, антинейтрино от распада калия не ловятся современными детекторами, а вот изучение двух других случаев возможно и очень интересно. Напомним, что наша планета более-менее изучена бурением примерно на 10 километров вглубь при радиусе около 6370 км. Все, что находится глубже, известно нам исключительно по данным сейсмологии, которая позволяет проследить отражающие и преломляющие границы в толще пород. Что они представляют собой и как образовались, решается исходя из теоретических моделей.

Накопившиеся продукты распада, когда их становится достаточно много, останавливают цепную реакцию. Потом в раскаленной среде они потихоньку диффундируют наверх (они легче), освобождая место для новых порций делящегося материала, после чего процесс запускается снова. Если это так, то подобная цикличность могла бы помочь в объяснении перемен магнитной полярности Земли и, надо думать, во многом другом.

Интересен также вопрос о доле ядерных реакций в общем тепловыделении Земли. Напомним, что земные недра суммарно выдают порядка 47 ТВт тепла в год, но ученые до сих пор смутно представляют себе, какая часть этой энергии приходится на радиогенное тепло, а какая – на остаточное тепло, выделившееся когда-то при гравитационной дифференциации земного вещества.

Астрофизические нейтрино

Подняв нижнюю границу интересующего нас диапазона до теравольт, мы оказываемся в области, где помех относительно немного. Нейтрино столь высоких энергий чаще всего имеют космическое происхождение, во многих случаях – даже внегалактическое. Давным давно, в одной далекой галактике взорвалась сверхновая или случилось еще что-то подобное – вот следы этого события и добрались до нас через миллиарды световых лет. Собственно, первый достоверный случай регистрации астрофизических нейтрино в 1987 году был приурочен именно к взрыву сверхновой в Большом Магеллановом облаке.

С другой стороны, нейтрино сверхвысоких энергий в окружающем нас пространстве тоже очень немного. Это означает, что для их регистрации нужен детектор побольше. Метры и даже десятки метров не подойдут, речь пойдет об устройствах километровых размеров. Сделать бак таких размеров пока нельзя. Да и зачем?

Реализуемая сегодня в работающих и строящихся установках схема по своим принципам очень проста. В обычную воду на глубину пару-тройку километров опускают гирлянды светочувствительных элементов, образующие массив с заданным шагом по вертикали и горизонтали. Веществом детектора является собственно окружающая вода. Взаимодействуя с атомом любого из входящих в ее состав веществ, высокоэнергетичное нейтрино порождает частицы, скорость движения которых, под стать скорости самого нейтрино, очень велика – больше скорости света в воде. Движущаяся с такой скоростью частица испускает черенковское излучение, фиксируемое детекторами/фотоумножителями.

Визуальный эффект зависит от того, какое именно нейтрино нам попалось. Мюонные обычно порождают тонкие прямые треки, электронные и тау-нейтрино – широкие каскады, образованные множеством разлетающихся в разные стороны электронов и позитронов. В первом случае направление движения первоначальной частицы восстанавливается с точностью примерно до полуградуса, во втором ошибка его определения может доходить примерно до 15 градусов. Энергия нейтрино определяется по количеству излученных осколками черенковских фотонов.
Сейчас установок такого типа в мире очень немного – три штуки. На Южном полюсе уже несколько лет работает обсерватория IceCube. Как несложно догадаться, в данном случае вместо воды используется антарктический лед. В нем бурили (точнее сказать, протаивали термобуром) скважины, в них опускали гирлянды фотоумножителей, которые потом вмерзали в лед. Его прозрачность на глубине в пару километров оказалась даже лучше, чем думалось, что облегчает как сбор данных на сегодняшней установке, так и формирование планов по ее совершенствованию. Вполне возможно, что первоначальный объем в кубический километр будет в будущем увеличен в десять раз. Места в Антарктиде много.

В июле 2018 года было объявлено о регистрации нейтрино сверхвысоких энергий, испущенных блазаром TXS 0506 + 056, который располагается в 4,33 миллиарда световых лет от Земли. Астрофизики надеются, что это открытие поможет им понять природу сверхмощных космических лучей и усовершенствовать методики наблюдения за ними.

В последние годы вышло несколько работ, авторы которых пытались сопоставить источники астрофизических нейтрино с источниками космических лучей и иными известными науке объектами. Пока очевидного успеха нет, но это не значит, что его не будет и дальше.

На Средиземном море достраивают телескоп KM3NeT (KM3 Neutrino Telescope), составной частью которого станет построенный еще в 2007 году ANTARES. На Байкале строят Baikal GVD. В обоих случаях говорить о полноценных результатах еще рано.

Подводя итоги, следует отметить, что нейтринная астрономия еще очень молода. Ей около двадцати лет, а наиболее многообещающим ее направлениям – и того меньше. Поэтому ожидать от нее полномасштабных результатов пока не стоит, но и те, что уже есть, смотрятся неплохо.

Вы когда-нибудь слышали такое словосочетание - солнечные нейтрино ?

Ну теперь точно слышали😁. Но что такое эти самые нейтрино? Давайте сегодня поговорим об этом.

Для начала хочу сообщить Вам, что они не вредны для человека. В эту самую секунду огромное количество нейтрино проходят прямо сквозь Вас. Вдумайтесь только - несколько сотен миллиардов нейтрино проходит через каждый квадратный сантиметр Вашего тела прямо сейчас! Но Вы никогда не заметите их. Ни разу за всю свою жизнь. Они никогда не причинят Вам вреда, потому что почти не взаимодействуют с материей. Из которой состоит и Ваше тело.

Могу поспорить, что прямо сейчас Вы задаетесь вопросом - откуда они вообще берутся, эти нейтрино?

Солнечные нейтрино

В основном они исходят от Солнца. Солнечные нейтрино являются своего рода побочным эффектом термоядерной реакции , питающей Солнце. И излучаются они Солнцем просто в колоссальных количествах. Но это еще не самое интересное.

Наука знает, сколько именно нейтрино должно исходить от Солнца. Если конечно теории об их возникновении верны. Поэтому, как казалось бы, их количество довольно просто можно сосчитать. И тем самым доказать правильность всех наших теорий.

Однако все вышло не так. В реальности ученые столкнулись с небольшой проблемой. Потому что на самом деле исследователи не могут обнаружить нейтрино.

Так как тогда их посчитать?

Нейтрино — необычайно странная штука. С одной стороны, эта частица не является чем-то необычным. Это просто один строительных блоков материи. Просто нейтрино очень и очень маленькая частица. Она гораздо меньше, чем протон. Не менее, чем в миллиард раз. Представьте - если нейтрино увеличить до размеров куриного яйца, то протон в этой пропорции по размерам будет в 10 раз больше нашей Земли ! Представляете, какая крохотная эта частица!

Как поймать невидимку?

Когда ученые хотят изучать какие-то виды излучений, они используют телескопы.

Исследователи используют оптические телескопы для работы в видимом диапазоне. Радиотелескопы они применяют для исследования радиоволн. И еще у них есть множество других типов инструментов для изучения остальных частей электромагнитного спектра. Но все эти устройства используют зеркала и линзы. И солнечные нейтрино просто не будут с ними взаимодействовать.

Так может использовать то же оборудование, которое применяется для изучения других атомных частиц? Нет. Тоже не получится. Нейтрино, похоже, любят жить в стране тайн.

И все же их можно обнаружить. Поскольку не всегда солнечные нейтрино беспрепятственно продолжают свой веселый путь. Если пропустить их через атомы хлора, эти атомы хлора превратятся в атомы аргона!

Да, это звучит немного странно. Это то, что называется радиоактивным распадом. Но давайте прибережем эту тему для другой статьи.

Да, можно считать солнечные нейтрино и ставить плюсик в блокнот каждый раз, когда атом хлора превращается в атом аргона. Но и здесь есть проблема. Потому что нейтрино - не единственное, что может взаимодействовать с атомом хлора.

Есть такой тип излучения, известный как космические лучи . И они столь же загадочны, как и их название. Ученые до сих пор не совсем понимают, откуда они берутся. И хотя они называются излучением, на самом деле космические лучи не являются частью электромагнитного спектра.

Что науке известно точно, так это то, что нужно исключить их влияние, чтобы убедиться, что эксперимент с хлором и нейтрино абсолютно точен.

Неожиданный результат эксперимента

В 1960-х годах химик по имени Рэймонд Дэвис-младший придумал способ обойти космические лучи. Он закопал 400 тонный резервуар с чистящей жидкостью на дне золотого рудника в Южной Дакоте, США. Эта жидкость содержала хлор. Поэтому с ее помощью можно было сосчитать солнечные нейтрино, прошедшие через него.

Дэвис подсчитал (согласно представлениям того времени о том, как работает Солнце), что будет обнаруживать одно нейтрино за одни сутки. Но вышло все вовсе не так. Одно нейтрино фиксировалось только один раз в трое суток.

Этот факт, конечно же, вызвал массу вопросов. До этого ученые были вполне уверены, что понимают, как устроено Солнце. Получалось так, что их теории были ошибочными. Или это эксперимент Дэвиса давал ошибки?

Дело в том, что все научные методы основаны на фактах. И если доказательства указывают на противоречие фактов теории, наука, как правило, считает, что верна теория. Да, всего одного противоречивого эксперимента достаточно, чтобы поставить под сомнение теорию. Однако таких фактов требуется очень много, чтобы убедить ученых в их неправоте.

Эксперимент Дэвиса насчитал только одну треть от ожидаемого количества нейтрино. Что-то было не так. Этот факт нельзя было игнорировать. Поэтому физики начали искать способ выяснить, что же происходит. И в конце концов они сделали открытие, которое потрясло мир науки.

На квантовом (субатомном) уровне физика иногда работает таинственным образом. Который иногда, на первый взгляд, несколько противоречит здравому смыслу. И нейтрино в этом смысле ничем не отличаются от других загадочных явлений. Выяснилось, что по сути они как бы колеблются между тремя различными состояниями.

Солнечные нейтрино. Что все это значит?

По правде говоря толком ничего не понятно. Но очень интересно😀. Известно лишь, что физики почему-то называют эти состояния ароматами. Остается только гадать, хороши ли они на вкус.😁

Но в любом случае есть один очень важный вопрос . И он заключается в том, какое отношение ароматы нейтрино имеют к ошибке в эксперименте Дэвиса?

Помните, как Дэвис пытался подсчитать нейтрино, испускаемые Солнцем? Так вот. Оказалось что Солнце излучает только один из ароматов. И так получилось, что эксперимент Дэвиса был разработан для обнаружения только этого аромата. Ученые установили, что аромат, который имеют солнечные нейтрино, изменяется за свое восьмиминутное путешествие от Солнца до Земли.

Вот так вот. К тому времени, как нейтрино добирались до резервуара с хлором, они превращались в три разных типа. И на самом деле все три аромата проходили через этот резервуар. Со скоростью одно нейтрино в сутки. Как и ожидалось.

Но эксперимент Дэвиса выявлял только один аромат. Он обнаруживал только одно из трех нейтрино.

Вот такие странные вещи могут произойти в научном эксперименте. Особенно на квантовом уровне.

Эта странная история дала науке очень важный опыт. Выяснилось, что когда эксперимент не дает ожидаемых результатов, это не обязательно происходит потому, что теория ошибочна. Так может случиться просто потому, что Вы упускаете какую-то важную часть информации. Ту, которая могла бы изменить принципы проводимого эксперимента.

В итоге физики смогли правильно провести эксперимент. И доказали справедливость своих теорий о том, как ведет себя солнечное ядро.

Итак, теперь мы точно знаем, что Солнце питается от термоядерного синтеза😁.

Нейтрино — элементарная частица с очень маленькой массой. Они причислены к классу лептонов, имеют полуцелый спин и могут участвовать только в слабых и гравитационных взаимодействиях. Нейтрино, хоть и слабо, но всё же взаимодействуют с материей. А это означает что у неё есть какая-то масса! Определение её массы было чрезвычайно важно. Если узнать массу одной частички, можно примерно определить их суммарную массу и плотность. Масса эта даст вклад в общую массу Вселенной, а это очень важный показатель в современной космологии и используется в множестве расчётов. За одну секунду каждый квадратный сантиметр нашего тела пронзают примерно 60 000 000 000 нейтрино, которые посылает нам Солнце.

Проникающая способность этих частиц так велика, что они беспрепятственно пронзают свинцовую среду толщиной в сто световых лет!

Солнечные нейтрино

Наше Солнце, фактически являясь огромным термоядерным реактором, образует огромное количество нейтрино. Потоки этих частиц регистрируются на Земле с конца 60-х годов ХХ века. Но число частиц получается отличным от модели, которая описывает солнечные процессы на Солнце. Такое расхождение долго оставалось тайной солнечной физики.

На сегодняшний день принято считать что некоторая часть солнечных нейтрино, двигаясь к Земле претерпевает какие-то изменения и превращается в другие сорта нейтрино.

Такие нейтринные осцилляции уже фактически подтверждены экспериментально в нейтринной обсерватории, расположенной в канадском Садбери. Эта обсерватория располагается на двухкилометровой глубине, в шахте. Здесь были уловлены частички всех трёх типов, из них лишь треть оказалась электронными. Таким количеством подтверждается теория, предсказывающая переход нейтрино одного сорта в другой.

Скорость нейтрино — не быстрее света

В конце 2011 года научный мир всколыхнула новость о превышении световой скорости мюонными нейтрино. Эксперименты проводились на ускорителе в ЦЕРНе. Было заявлено о превышении скорости света на 0,00248%. Но после тщательных и независимых измерений оказалось, что сенсация преждевременна. Ошибки в расчетах возникли из-за плохого стыка в одном из оптических кабелей.

Где применяют

Нейтринное охлаждение звёзд

Нейтринное охлаждение играет значительную роль при взрыве сверхновых. Нейтринные потоки, свободно исходящие из недр взорвавшейся сверхновой звёзды, уносят энергию из эпицентра взрыва, тем самым охлаждая звезду. Значения температур во время взрыва очень высоки, и нейтрино с большей эффективностью выводит энергию из внутренних областей. По этому же принципу со временем остывают белые карлики и нейтронные звёзды.

27 августа в журнале Nature появилась статья участников международной коллаборации, работающих на нейтринном детекторе Borexino в итальянской подземной Национальной лаборатории Гран-Сассо. Члены этой группы, куда входят и сотрудники российских научных центров, сообщили о первой прямой регистрации нейтрино, которые рождаются на начальном этапе цепочки термоядерных реакций, приводящих к выделению почти всей энергии, генерируемой в центре Солнца. Тем самым они сделали решающий шаг к завершению программы полного детектирования нейтринных потоков солнечного происхождения. Эта программа начала осущестляться ровно полвека назад и стала самым долгоживущим исследовательским проектом во всей истории астрофизики.

Призрачная частица

Прогноз Паули был опровергнут только в середине 1950-х годов, когда американские физики под руководством Клайда Коуэна (Clyde Cowan) и Фредерика Рейнеса (Frederick Reines) экспериментально подтвердили существование нейтрино (за что в 1995 году Рейнес получил Нобелевскую премию, до которой не дожил Коуэн). Источником нейтрино (точнее, это были антинейтрино) стал один из реакторов ядерного комлекса Саванна-Ривер (Savannah River Site) в Южной Каролине. Мощные потоки этих частиц (10 триллионов на квадратный сантиметр в секунду!) с энергией порядка 10 МэВ генерировались бета-распадами ядер урана и плутония. Теория утверждает, что при столкновении с протоном антинейтрино порождает позитрон и нейтрон (это так называемый обратный бета-распад). Именно эти превращения и удалось зарегистрировать с помощью обвешанного датчиками контейнера с водным раствором хлорида кадмия. Практически все антинейтрино проходили сквозь него беспрепятственно, но в отдельных случаях всё же взаимодействовали с ядрами водорода, входящего в состав воды. Возникающие позитроны аннигилировали с электронами, порождая пару гамма-квантов. Новорожденные нейтроны поглощались ядрами кадмия, которые испускали гамма-кванты другой частоты. Длительная регистрация гамма-излучения обеих частот позволила наконец-то доказать реальность нейтрино, о чем в июне 1956 года экспериментаторы известили Паули специальной телеграммой.

Поиск солнечных нейтрино

Эксперимент по поиску солнечных нейтрино был предложен в США в 1964 году и начат тремя годами позже. Его возглавил Рэймонд Дэвис, вместе с которым работал астрофизик Джон Бакалл (John N. Bahcall). Метод Коуэна и Рейнеса для их целей не подходил, пришлось изыскивать другой способ.

В чем состояла главная сложность? Солнце генерирует свою энергию посредством термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в основной изотоп гелия, гелий-4. Некоторые из этих реакций сопровождаются рождением нейтрино, которые проходят через солнечное вещество и рассеиваются в пространстве. С поверхности Солнца в космос ежесекундно уходят 2·10 38 нейтрино, причем три десятимиллиардные доли этого потока падают на нашу планету. Это дает примерно 60 миллиардов в секунду на квадратный сантиметр земной поверхности. Однако почти все солнечные нейтрино рождаются в самом начале термоядерного цикла, в ходе слияния двух протонов (pp-цикл), которое приводит к рождению ядра дейтерия, позитрона и электронного нейтрино. Энергия этих нейтрино лежит в диапазоне от нуля до 0,42 МэВ. В 1960-е годы экспериментаторы не располагали возможностями для регистрации нейтрино столь малых энергий.

Дэвис и Бакалл использовали ядерную реакцию, которую в 1946 году в качестве средства детектирования нейтрино рассмотрел Бруно Понтекорво, а тремя годами позже Луис Альвареc. Она состоит в том, что ядро хлора-37 поглощает нейтрино и испускает электрон, превращаясь в ядро аргона-37. Этот изотоп неустойчив и со временем вновь превращается в хлор, однако его ядра в среднем живут больше месяца. За это время их можно выделить химическими методами и использовать полученную информацию для оценки плотности нейтринного потока. Правда, эта реакция идет только в том случае, если энергия нейтрино превышает 0,86 МэВ, так что солнечные нейрино первого поколения с ее помощью нельзя обнаружить. Однако солнечные реакции pp-цикла идут тремя различными путями, которые принято обозначать как ppI, ppII и рpIII (рис. 2). На последнем этапе цикла рpIII возникают позитрон, нейтрино и ядро бериллия-8, которое тут же распадается на два ядра гелия. Энергия этих нейтрино доходит до 14 МэВ, а этого с избытком хватает для превращения хлора в аргон. Однако доля этих высокоэнергетических частиц в общем потоке солнечных нейтрино составляет всего лишь сотую долю процента, что, естественно, осложняет их детектирование.

Команде Дэвиса пришлось преодолеть великое множество технических трудностей. Рабочим веществом их детекторов послужил перхлорэтилен — жидкость с химической формулой C₂Cl₄. Танк с 380 000 литров перхлорэтилена был установлен на глубине полутора километров в золотодобывающей шахте Хоумстейк (Homestake) в штате Южная Дакота. Он содержал примерно 10 30 ядер хлора, и каждые двое суток одно из них превращалось в ядро аргона. Эти фантастически редкие превращения всё же удалось обнаружить! Неудивительно, что эксперимент растянулся на двадцать с лишним лет (правда, первые предварительные результаты были опубликованы уже в 1968 году).

Однако игра стоила свеч. Выводы группы Дэвиса оказались не то что неожиданными, а, прямо говоря, сенсационными. Измеренная плотность нейтринного потока оказалась как минимум вдвое меньше величины, которая вытекала из общепринятой модели внутрисолнечных процессов. Со временем нейтринные обсерватории в Италии, СССР и Японии не только подтвердили нехватку солнечных нейтрино, но с разной степенью убедительности показали, что плотность их потока даже не вдвое, а примерно втрое меньше расчетной.

Выявленное противоречие между теорией и экспериментом пытались интерпретировать разными путями. Объяснение, которое в конце концов восторжествовало, было основано на гипотезе, которую в 1969 году выдвинули Понтекорво и Владимир Грибов. Когда группа Коуэна и Рейнеса завершила свой эксперимент, физики полагали, что все нейтрино одинаковы. Однако в конце 50-х годов теоретики из СССР, США и Японии предположили, что нейтрино, сопровождающие рождение мюонов, отличаются от тех, что сопутствуют электронам и позитронам. Так возникла гипотеза нового, мюонного нейтрино (естественно, и антинейтрино). В 1961–62 годах ее подтвердили в Брукхейвенской национальной лаборатории, и в 1988 году Леон Ледерман, Мелвин Шварц и Джек Cтейнбергер получили за это Нобелевскую премию. Так что в конце 1960-х физики уже знали, что нейтрино существуют не в одной ипостаси, а как минимум в двух. В недрах Солнца рождаются только электронные нейтрино. Понтекорво с Грибовым предположили, что по пути к Земле часть солнечных нейтрино превращается в нейтрино мюонного типа. Детекторы, о которых шла речь, их не регистрировали (или почти не регистрировали), поэтому результаты и оказались заниженными.

Уже после выдвижения этой гипотезы выяснилось, что помимо мюонного нейтрино есть еще и тау-нейтрино. Существование трех разных нейтрино как раз и объясняет, почему измеренная плотность солнечных нейтрино высоких энергий оказалась примерно втрое меньше ожидаемой.

Взаимные превращения нейтрино называются нейтринными осцилляциями. Они возможны лишь в том случае, если нейтрино имеют ненулевую массу. Этот вывод в свое время поразил физиков, поскольку считалось, что нейтрино являются безмассовыми частицами и потому, подобно фотонам, всегда движутся со скоростью света. Так что многолетний эксперимент Дэвиса не только обнаружил солнечные нейтрино и тем подтвердил теорию внутрисолнечного термоядерного горения, но и привел к фундаментальному открытию в области физики элементарных частиц.

Нейтрино с энергиями не более 0,42 МэВ, которые рождаются на первом этапе протон-протонного цикла, в принципе, можно отловить с помощью детекторов, в которых рабочим веществом служит не хлор-37, а галлий-71. Ядро этого изотопа может поглотить электронное нейтрино и превратиться в ядро германия-71, причем энергетический порог этой реакции равен всего 0,23 МэВ. Этот метод еще в 1965 году предложил физик из ФИАН Владимир Кузьмин, однако из-за сложности получения больших количеств чистого галлия его удалось применить лишь через пару десятилетий. Такие измерения проводились с конца 1980-х годов на установках GALLEX и SAGE, но они позволили получить только косвенные оценки плотности солнечных нейтрино первого поколения. Borexino, как уже говорилось, стал первым прибором, который позволил непосредственно зарегистрировать эти частицы.

Мощь сцинцилляционных детекторов

Borexino работает на иных физических принципах, нежели приборы на хлоре и галлии. В отличие от этих установок, он отлавливает нейтрино, которые не участвуют ни в каких ядерных реакциях. Детектирующей средой у него служит органическая жидкость, в которой под действием проникающих излучений возникают световые вспышки. Вещества, обладающие этим свойством, называются сцинтилляторами, или люминофорами. Нейтрино всех трех разновидностей хотя и очень редко, но все же могут передавать часть своей кинетической энергии электронам вещества, через которое они проходят. Если таким веществом является люминофор, его молекулы возбуждаются при столкновениях с нейтрино, а затем возвращаются в основное состояние. При этом они испускают световые кванты, которые регистрируются фотоумножителями. Первая такая установка — KamLand — была запущена в Японии в 2002 году.

Вторым нейтринным детектором этого типа стал Borexino. Он содержит 278 тонн сверхчистого органического люминофора, помещенного в сферический нейлоновый контейнер диаметром 8,5 метра. Контейнер расположен в центре полого шара из нержавеющей стали диаметром 13,7 метра, на внутренней поверхности которого размещены 2012 фотоумножителей. Пространство между нейлоновым контейнером и этой поверхностью заполнено 889 тоннами несцинтиллирующей жидкости, которая защищает люминофор от радиационного фона, создаваемого фотоумножителями. Стальной шар, в свою очередь, погружен в танк с 2100 тоннами воды, оснащенный детекторами черенковского излучения. Эта внешняя оболочка нужна для регистрации и сепарирования космических мюонов, которые, хоть и в малом числе, но проникают в подземную лабораторию Гран-Сассо. Borexino реагирует на нейтрино всех трех типов и обладает особо высокой чувствительностью к частицам с энергией менее 2 МэВ.

Нейтрино, которые возникают в центре Солнца при слиянии двух протонов составляют примерно 90% всего потока этих частиц, приходящих из центра Солнца. Выводы коллаборации Borexino, которые были опубликованы 27 августа в Nature, основаны на экспериментальных данных, собранных с января 2012 года по май 2013. Солнечные нейтрино при прохождении через сцинтиллирующую жидкость порождали световые вспышки, которые регистрировались фотоумножителями. Анализ этих данных позволяет утверждать, что были детектированы именно нейтрино, рожденные в первой фазе pp-цикла.

Этот анализ дал и другой важный результат. Он позволил подтвердить теоретическую модель, согласно которой низкоэнергетические нейтрино при прохождении через солнечное вещество осциллируют куда медленнее, нежели нейтрино высоких энергий. 64% нейтрино, детектированных в этом эксперименте, относятся к электронному типу. Это почти вдвое больше доли электронных нейтрино, которые сопровождают рождение бериллия-8. Поскольку максимальная энергия этих нейтрино, как уже говорилось, составляет около 14 МэВ, они осциллируют гораздо быстрее, из-за чего вблизи Земли примерно две трети этих частиц регистрируются как мюонные нейтрино и тау-нейтрино.

Каков же итог? В течение полувека физикам удалось зарегистрировать солнечные нейтрино, которые рождаются всеми четырьмя различными способами в цепочках ядерных превращений, которые начинаются со слияния двух протонов (реакция pp) или двух протонов и электрона (реакция pep). Нейтрино, которые обязаны своим рождением каналу ppIII, были впервые обнаружены еще на детекторе Дэвиса в шахте Homestake, а все остальные — на детекторе Borexino. Общий баланс всех этих каналов один и тот же: на входе четыре протона, на выходе — ядро гелия-4, два протона, два электронных нейтрино и 26,7 МэВ энергии. В этих реакциях генерируется почти 99% всей солнечной энергии.

А как насчет последнего процента? Температура в центре солнечного ядра составляет 15 миллионов градусов. В этих условиях водород может превратиться в гелий и в углеродно-азотно-кислородном цикле (CNO-цикл). В его начале протон сталкивается с ядром углерода-12 и порождает ядро азота-13 и квант гамма-излучения. Азот распадается на ядро углерода-13, позитрон и электронное нейтрино. Ядро тяжелого углерода опять-таки сталкивается с протоном, из чего происходят азот-14 плюс гамма-квант. Азот заглатывает третий протон, что приводит к рождению гамма-кванта и ядра кислорода-15, которое распадается на ядро азота-15, позитрон и еще одно нейтрино. Ядро азота захватывает последний, четвертый протон и раскалывается на ядро углерода-12 и ядро гелия-4. Сумарный баланс такой же, как и в первом цикле — четыре протона в начале, ядро гелия, пара позитронов и пара нейтрино в конце. Плюс, естественно, такой же выход энергии, 26,7 МэВ. Что до углерода-12, то он в этом цикле вообще не расходуется, поскольку исчезает в первой реакции и снова появляется в последней. Это не топливо, а катализатор.

Нейтрино, которые рождаются в реакциях CNO-цикла, пока не обнаружены. Участники коллаборации Borexino надеются решить и эту задачу — возможно, уже в течение ближайших лет. Так что сильно затянувшаяся охота за солнечными нейтрино имеет шансы в близком будущем успешно закончиться. Ее завершение сильно расширит возможности нейтринной диагностики состояния нашего светила, но это уже другая тема. В общем, продолжение следует!

Источник: Borexino Collaboration. Neutrinos from the primary proton–proton fusion process in the Sun // Nature. 2014. V. 512. P. 383–386. DOI:10.1038/nature13702

Читайте также: