Что такое солнечная нейтрино
Что такое нейтрино
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.
В переводе с итальянского, название этой частицы звучит как «нейтрончик». В. Паули Вольфганг Эрнст Паули — швейцарский физик-теоретик, работавший в области физики элементарных частиц и квантовой механики первым допустил наличие электрически нейтральных лёгких частиц, имеющих половинный спин. В отличие от Паули, который считал, что частица находится в ядре в готовом виде, Ферми допустил что она рождается в процессе внутриядерного превращения нейтрона в электрон и протон. В результате, протон остаётся в самом ядре, а электрон вместе с нейтрино вылетает в пространство.
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.
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.
Ловля солнечных нейтрино: историческая ретроспектива
Нейтринный детектор Borexino. В центре находится сферический нейлоновый контейнер со сверхчистым органическим люминофором. Ближе к краям снимка видна сфера из нержавеющей стали, на которой закреплены фотоумножители. Фото с сайта news.sciencemag.org
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
Гипотезу о существовании легкой незаряженной частицы с половинным спином в декабре 1930 года выдвинул Вольфганг Паули в качестве «крайнего средства» (его собственные слова), способного объяснить кажущееся нарушение законов сохранения энергии и момента количества движения в процессах бета-распада атомных ядер. Сам он назвал эту частицу нейтроном, однако через несколько месяцев Энрико Ферми придумал для нее имя «нейтрино», которое и было принято физиками («настоящий» же нейтрон был открыт Джеймсом Чедвиком только в 1932 году). Тогда же Чедвик начал в Кавендишской лаборатории первый эксперимент по детектированию нейтрино. Не сумев обнаружить эту частицу, он пришел к выводу, что она может пролететь в воздухе не менее 150 километров, не столкнувшись ни с одним атомом. Морис Намиас провел аналогичные измерения на тридцатиметровой глубине в лондонском метро и поднял длину свободного пробега нейтрино в воздухе до девяти с лишним тысяч километров (это был первый в истории физики подземный эксперимент по регистрации элементарных частиц). Еще дальше пошли теоретики Ханс Бете и Рудольф Пайерлс, которые вычислили, что для гарантированного поглощения нейтрино с энергией в несколько МэВ нужен слой воды толщиной в тысячу световых лет. Узнав об этом, Паули во время визита в Калифорнийский технологический институт заявил, что совершил ужасную вещь — предсказал существование частицы, которую вообще невозможно обнаружить.
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.
Рис. 2. Протон-протонный цикл превращения водорода в гелий в недрах звезд главной последовательности. Показаны три основные ветви цикла. Схема с сайта ru.wikipedia.org
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.
Регистрация основного потока солнечных нейтрино стала не первым результатом итальянского детектора. В 2011 году члены коллаборации сообщили о детектировании нейтрино, возникающих в ходе реакции, в которой ядро дейтерия возникает при слиянии двух протонов и электрона (pep-реакция). На каждое ядро дейтерия, которое рождается таким путем в центре Солнца, приходится примерно 400 ядер, появляющихся при чисто протонных столкновениях, однако максимальная энергия нейтрино там в три с лишним раза больше — 1,44 МэВ. Тогда же участники коллаборации объявили о точном промере параметров потока еще одной редкой разновидности солнечных нейтрино, которые возникают в ветви ppII в ходе реакции, при которой бериллий-7 поглощает электрон и превращается в литий-7 и нейтрино (первые и тогде еще приблизительные результаты этого рода были получены командой Borexino в 2007 году).
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
Что такое солнечная нейтрино
С.С. Герштейн
Московский физико-технический институт
Загадки солнечных нейтрино
Опубликовано в Соросовском образовательном журнале, N 8, 1997 г.
Рассматриваются термоядерные реакции, являющиеся источником энергии Солнца. Приведены сведения о прямом экспериментальном доказательстве термоядерного происхождения солнечной энергии, полученном путем регистрации на Земле потока нейтрино от Солнца. Указано, что обнаруженный при этом дефицит в потоке солнечных нейтрино, возможно, свидетельствует о превращениях, которые испытывают сами нейтрино.
Откуда берется энергия Солнца и звезд
Что было бы с Солнцем,
если бы не существовало
внутреннего источника его энергии
Наше Солнце, источник жизни на Земле, испускает каждую секунду энергию Величина называется светимостью Солнца. Она определена путем измерения солнечной постоянной q (энергии солнечных лучей, падающих на границу атмосферы Земли) и по расстоянию от Земли до Солнца (R
150 10 6 км):
где 
R 
— изменение радиуса Солнца. Поэтому при современной светимости Солнца оно при отсутствии внутренних источников энергии должно существенно сжаться за время Между тем совокупность различных данных приводит к выводу, что возраст Солнечной системы составляет 4.6 млрд лет и за это время светимость Солнца существенно не изменялась. Это означает, что должен существовать какой-то внутренний источник энергии Солнца.
Поиск источников внутренней энергии Солнца
Рис. 1.
Углеродно-азотно-кислородный цикл Г. Бете (CNO-цикл)
Одновременное столкновение четырех протонов и двух электронов с образованием ядра гелия представляет собой крайне маловероятный процесс. В 1939 году Г. Бете удалось найти цепочку (цикл) ядерных реакций, приводящих к синтезу гелия (рис. 1). К тому времени уже было известно, что атомные ядра состоят из протонов и нейтронов, а процессы и сводятся к превращениям в ядрах:
(нейтрино уносит при этом менее 10% энергии реакции синтеза).
Протон-протонная цепочка
Рис. 2.
При солнечных температурах основную роль, как выяснилось, должна играть протон-протонная цепочка реакций (рис. 2) (CNO-цикл существен для звезд с большей температурой). Наиболее медленными в этой цепочке являются реакция
с образованием ядра дейтерия (d) и аналогичная ей реакция тройного столкновения:
После образования 3 He цепочка ядерных реакций, ведущих к синтезу 4 He, разветвляется на несколько путей. Первый из них заключается в столкновении двух ядер 3 He, образующихся в реакции (5):
Таким путем осуществляется 81% реакций синтеза. Существует, однако, и другая возможность. Ядра 3 He могут вступать в реакцию с ядрами 4 He (которых много в окружающем веществе). В результате возникают ядра 7 Be:
Подавляющее большинство из них захватывает окружающие электроны в реакции
а образующиеся ядра 7 Li путем реакции 7 Li + p 
» width=»21″ height=»17″> 4 He + 4 He осуществляют конечный этап синтеза. Вместе с тем незначительная доля ядер 7 Be посредством реакции
7 Be + p » width=»21″ height=»17″> 8 B +  | (9) |
образует ядра бора 8 B, которые в результате а переходят в возбужденные ядра 8 Be*, разваливающиеся на две 
-частицы:
8 Be*» width=»21″ height=»17″> 4 He + 4 He.
Таким путем оканчивается лишь 0.02% реакций синтеза, но этот путь очень важен. Он приводит к испусканию нейтрино сравнительно больших энергий, которые и удалось впервые зарегистрировать.
Можно ли заглянуть в центр Солнца
Как же зарегистрировать на Земле поток солнечных нейтрино?
Как регистрируют солнечные нейтрино
Нейтрино регистрируют с помощью реакций, которые они инициируют. Во-первых, нейтрино, если они обладают достаточной энергией, могут вызвать превращение одного из нейтронов атомного ядра в протон с испусканием электрона:
Для электронных нейтрино процесс (13) происходит как за счет нейтральных, так и заряженных токов (вызывающих ). Для мюонного и тау-нейтрино реакция (13) происходит исключительно за счет нейтральных токов и вероятность ее меньше, чем для электронного.
Существуют несколько способов использования указанных реакций для детектирования солнечных нейтрино.
Радиохимический метод предложен Б. Понтекорво в 1946 году. Измеряется количество радиоактивных ядер, возникающих в результате реакции (12) на нейтронах, входящих в состав ядер мишени. Наиболее подробно Б. Понтекорво (и независимо Л. Алварец) рассмотрел хлор-аргонный метод, когда в реакции
образуются радиоактивные ядра 37 Ar*. Этот метод имеет большие технологические достоинства, позволяющие извлекать из огромной массы жидкости (в состав которой входит хлор) отдельные атомы радиоактивного аргона. Для реакции (14) энергия нейтрино должна превышать 0.814 МэВ. Поэтому с помощью хлор-аргонного метода можно в основном зарегистрировать так называемые борные нейтрино от реакции (10). Частично регистрируются также бериллиевые нейтрино от реакции (8), pep-нейтрино от реакции (4), а также нейтрино CNO-цикла (табл. 2). Опыты по регистрации солнечных нейтрино хлор-аргонным методом проводятся с 1962 года группой Дэвиса в подземной лаборатории Хоум-Стэйк (США). Используемая мишень содержит 600 т жидкости (перхлорэтилена C2Cl4). В Баксанской нейтринной лаборатории в Приэльбрусье готовился хлор-аргонный эксперимент с мишенью в несколько раз большей (но его проведение пока задерживается).
Нейтрино низкой энергии от реакции (3), составляющие основную долю солнечных нейтрино, регистрируются с помощью галий-германиевого способа, предложенного В.А. Кузьминым. В этом способе используется реакция
с образованием радиоактивных ядер германия, которые извлекаются из мишени и регистрируются радиохимическими методами. Для этой цели в Баксанской нейтринной лаборатории в совместном российско-американском эксперименте SAGE под руководством академика Г.Т. Зацепина используется мишень, содержащая 60 т галлия. Аналогичный эксперимент GALLEX проводится в подземной лаборатории Гран-Сассо (Италия) на 30 т галлия.
Прямое детектирование солнечных нейтрино было осуществлено в экспериментах KAMIOKANDE (Япония) при регистрации электронов отдачи в процессе (13). Мишенью служила обычная вода, в которой электроны отдачи (когда их скорость превышает скорость света в воде) испускают черенковское излучение, регистрируемое с помощью чувствительных фотоумножителей. Такой способ позволяет просматривать очень большой объем мишени. (Достаточно сказать, что в дальнейшем развитии этого эксперимента (SUPERKAMIOKANDE) используется цилиндрический бак высотой и диаметром около 40 м.) Так можно зафиксировать только наиболее энергичные (борные) нейтрино. Важнейшим качественным результатом эксперимента KAMIOKANDE явилось обнаружение того факта, что основная доля регистрируемых электронов летит в направлении от Солнца. Тем самым было непосредственно подтверждено, что регистрируемые события вызываются солнечными нейтрино.
В недалеком будущем должны вступить в строй новые гигантские установки по регистрации солнечных нейтрино. Одна из них, SNO в Канаде, использует в качестве мишени тяжелую воду (D2O) и будет регистрировать процессы
Другая, BOREX в лаборатории Гран-Сассо, использует изотоп бора 11 B и способна регистрировать реакции
11 C » width=»21″ height=»17″> 11 B + e + + ν e;
+ 11 B» width=»21″ height=»17″> 11 B* + Важно, что в обеих установках будут регистрироваться одновременно процессы, вызываемые как заряженными, так и нейтральными токами. (В связи с этим в соответствующих процессах (16), (17) опущен индекс электронного нейтрино.)
Как же все-таки удается детектировать солнечное нейтрино, если оно свободно проходит через Солнце? Произведем простейшие оценки. Пусть мишень для регистрации, скажем, борных нейтрино представляет куб со стороной 10 м. При средней длине свободного пробега борных нейтрино в 10 20 см вероятность реакции для отдельного нейтрино будет Однако при потоке борных нейтрино через грань куба проходит так что вероятность одному из нейтрино вызвать реакцию (14) составит около за 1 с, то есть можно ожидать несколько реакций за сутки. Такая редкость полезных событий требует защиты от посторонних фонов, какими являются космические лучи, естественная радиоактивность окружающих материалов и т.д. Поэтому нейтринные установки размещают глубоко под землей и часто снабжают активной защитой, исключающей события, вызванные заряженной компонентой космических лучей (в основном мюонами), а также нейтронами.
Загадка солнечных нейтрино
Почему оказалось меньше борных нейтрино. Куда исчезли бериллиевые нейтрино
Регистрация на Земле четырьмя независимыми установками потока солнечных нейтрино, несомненно, подтвердила термоядерное происхождение солнечной энергии. Но результаты этих экспериментов поставили перед физикой новые проблемы. Как видно из табл. 1, число реакций, вызываемых солнечными нейтрино, оказалось в два-три раза меньше, чем следовало из расчетов, основанных на теоретических моделях Солнца и данных о вероятностях тех или иных каналов ядерных реакций. Какова же природа этих расхождений? Когда в распоряжении физиков были только данные хлор-аргонного эксперимента, большинство склонялись к мысли, что расхождение можно устранить подавив в несколько раз реакции, ведущие к испусканию борных нейтрино. Теоретически это можно сделать, например, уменьшив температуру в центре Солнца всего на 10%. Такое уменьшение температуры, согласно модели Солнца, могло быть связано с небольшим изменением концентрации тяжелых ядер (в основном углерода), влияющим на процессы переноса тепла из центральных областей Солнца.
Таблица 1. Основные характеристики нейтринных экспериментов: метод и детектируемая реакция, минимальная (пороговая) энергия регистрации нейтрино, экспериментальные результаты (вместе со статистической и систематической ошибками) и предсказания теоретических расчетов на основе стандартной модели Солнца
Таким образом, налицо противоречие между экспериментальными данными и стандартной моделью Солнца. Для его устранения предлагается много гипотез (мы не имеем возможности их здесь обсуждать). Необходимо, однако, подчеркнуть, что если в дальнейших опытах подтвердится более сильное подавление потока бериллиевых нейтрино по сравнению с борными, то этот факт невозможно будет объяснить никаким изменением модели Солнца. Какой же может быть выход? Прежде чем обсуждать его, заметим, что во всех предыдущих рассуждениях мы предполагали, что с самими нейтрино на их пути от центра Солнца к Земле не происходит никаких изменений. А можем ли мы быть в этом уверены? Оказывается, нет. На возможность определенных превращений свободного нейтрино было указано еще до экспериментов с солнечными нейтрино.
Нейтринные осцилляции. Эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна (MSW)
Примечание при корректуре. К моменту появления корректуры статьи установка SUPERKAMIOKANDE, упомянутая в тексте, уже проработала более 300 дней. Измеренный поток нейтрино составил 0.37 от ожидаемого согласно стандартной модели Солнца. В спектре нейтрино замечены интригующие особенности, которые, возможно, связаны с осцилляциями. Однако этот факт требует дальнейшей проверки.
ЛИТЕРАТУРА
Семен Соломонович Герштейн, доктор физико-математических наук, профессор кафедры теоретической физики Московского физико-технического института, главный научный сотрудник Института физики высоких энергий (Протвино), член-корреспондент РАН. Автор более 250 научных работ и трех открытий.