Astronet > 5.6 Poiski solnechnyh neitrino

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Fizicheskie osnovy stroeniya i evolyucii zvezd

<< 5.5 Yadernye reakcii v ... | Oglavlenie | 6. Stroenie i ustoichivost' zvezd >>

5.6 Poiski solnechnyh neitrino

Kogda R.Devis pristupal k provedeniyu svoego eksperimenta po registracii neitrino ot Solnca, astrofiziki ne ozhidali nichego sensacionnogo. Schitalos', chto etot opyt pozvolit prosto utochnit' parametry modeli Solnca, tak kak blagodarya neitrino my mozhem ``zaglyanut''' v samye nedra nashego svetila. Odnako rezul'taty opyta okazalis' stol' oshelomlyayushimi, chto mnogie goryachie golovy stali ukazyvat' na nih kak na dokazatel'stvo otsutstviya yadernyh reakcii na Solnce. Na samom dele prihodit' k takim radikal'nym vyvodam na osnove edinstvennogo, ochen' trudnogo i tonkogo eksperimenta, konechno, prezhdevremenno. No ponimat' sushnost' problemy solnechnyh neitrino neobhodimo kazhdomu, kto hochet izuchat' fiziku i evolyuciyu zvezd.

Dlya registracii neitrino v opyte Devisa primenyaetsya hlor-argonnyi metod, predlozhennyi eshe v 1946 g. B.Pontekorvo. Pod deistviem neitrino proishodit reakciya

$\displaystyle 1)\qquad \nu+ {}^{37}\!{\mathrm{Cl}}\to {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}+e^-.$

Porog etoi reakcii 0,814 MeV. Bak, soderzhashii svyshe 600 t perhloretilena (C

), pomeshen na glubine okolo 1,5 km v shahte. Eto sdelano dlya togo, chtoby izbavit'sya ot fona kosmicheskih luchei, rozhdayushih protony, kotorye tozhe privodyat k obrazovaniyu ${}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$ :

$\displaystyle 2)\qquad p+{}^{37}\!{\mathrm{Cl}}\to {}^{37}\!{\mathrm{Ar}}+n\,.$

Obrazuyushiisya v processe 1) argon -- eto inertnyi gaz, on ne vstupaet v himicheskie reakcii. Chtoby ego izvlech', v bak dobavleno ochen' nemnogo ( $3\cdot 10^{19}$ atomov) izotopicheski chistogo ${}^{36}\!{\mathrm{Ar}}\,$ . Pri produvanii baka geliem puzyr'ki gaza zahvatyvayut argon (kak ${}^{36}\!{\mathrm{Ar}}\,$ , tak i ${}^{37}\!{\mathrm{Ar}}\,$ ), kotoryi zatem otdelyayut ot parov geliya i parov C

v slozhnoi sisteme nizkotemperaturnyh kondensatornyh lovushek, fil'trov i t.p. V rezul'tate udaetsya izvlech' okolo 90% argona, kotoryi pomeshayut v miniatyurnyi proporcional'nyi schetchik (pribor tipa schetchika Geigera) s kameroi men'she 1 sm

. Etot schetchik i pozvolyaet zaregistrirovat' prisutstvie ${}^{37}\!{\mathrm{Ar}}\,$ , tak kak etot izotop argona nestabilen: on zahvatyvaet

-elektron, prevrashayas' snova v ${}^{37}\!{\mathrm{Cl}}\,$ , soglasno reakcii 1), gde strelochku sleduet povernut' v obratnuyu storonu. Period poluraspada ${}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$ sostavlyaet 35 dnei. Registraciya

-zahvata vozmozhna potomu, chto v osvobodivsheesya sostoyanie v

-obolochke perehodit elektron s verhnego urovnya. Lish' v 7% sluchaev energiya etogo elektrona unositsya fotonom, a v 93% -- eshe odnim elektronom, pokidayushim atom (effekt Ozhe). Imenno eti Ozhe-elektrony i pozvolyayut otozhdestvit' otschety, svyazannye s raspadom ${}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$ , tak kak oni imeyut harakternuyu energiyu 2,8 keV. Takoi metod pozvolyaet obnaruzhit' ${}^{37}\!{\mathrm{Ar}}$ , esli ego vo vsem ogromnom bake s perhloretilenom vsego 10 atomov.

Razberemsya teper', chto zhe ozhidali poluchit' ot etoi ustanovki. Prevrashenie vodoroda v gelii ne mozhet oboitis' bez slabogo vzaimodeistviya, tak kak pri obrazovanii yadra geliya 2 protona dolzhny prevratit'sya v neitrony. Takim obrazom na kazhdoe yadro geliya dolzhno vydelit'sya 2 neitrino. Kakie iz nih mogut v principe nablyudat'sya v opyte Devisa? Rassmotrim osnovnuyu cepochku proton-protonnogo cikla:

$\begin{displaymath} \begin{array}{ll} p+p\to \mathrm{D}&+e^++\nu\,, \cr \mathrm{... ...{3}{\mathrm{He}}&\to{}^{4}{\mathrm{He}}+2\,p\,. \cr \end{array}\end{displaymath}$

V standartnoi modeli Solnca (massa $=M_\odot$ , svetimost' $=L_\odot$ , radius $=R_\odot$ , dolya tyazhelyh elementov

, vozrast $=4,7\cdot 10^9$ let) po etoi cepochke obrazuetsya 86% iz vseh vnov' sozdavaemyh yader geliya. Odnako maksimal'naya energiya neitrino v pervoi reakcii vsego 0,420 MeV. Pravda s veroyatnost'yu 0,0025 vmesto pervoi reakcii mozhet poiti process:

$\displaystyle p+e^-+ p\to\mathrm{D}+\nu.$

Zdes' $\nu$ vydelyaetsya fakticheski s postoyannoi energiei 1,44 MeV, ravnoi raznosti mass pokoya D i $2\,p+e^-$ , kotoraya uzhe prevoshodit porog reakcii 1). Pri dannoi svetimosti Solnca potok etih neitrino prakticheski ne zavisit ot modeli (konechno, v predpolozhenii, chto svetimost' Solnca obuslovlena termoyadernym goreniem vodoroda). Blagodarya potoku etih neitrino na kazhdyi atom ${}^{37}\!{\mathrm{Cl}}$ na Zemle dolzhno proishodit' $0,3\cdot 10^{-36}$ reakcii 1) v sekundu. Velichinu $10^{-36}$ zahvatov na atom misheni v sekundu stali nazyvat' edinicei solnechnyh neitrino (SNU). Chuvstvitel'nost' ustanovki Devisa nedostatochna dlya izmereniya potokov poryadka 0,3 SNU. Esli by potok okazalsya men'she 0,3 SNU, mozhno bylo by postavit' pod somnenie termoyadernoe gorenie, ili istochnik svetimosti Solnca. Na samom zhe dele po dannym 1978 g. zaregistrirovan potok $1,2\pm0,3$ SNU. Chto zhe neozhidannogo okazalos' v rezul'tatah Devisa? Vse delo v tom, chto poluchennyi potok slishkom nizok po sravneniyu so standartnoi model'yu Solnca.

V 14% sluchaev v etoi modeli vmesto sliyaniya s ${}^{3}{\mathrm{He}}$ yadro ${}^{3}{\mathrm{He}}$ slivaetsya s ${}^{4}{\mathrm{He}}$ i idet cepochka

$\begin{displaymath} \begin{array}{ll} {}^{3}{\mathrm{He}}+{}^{4}{\mathrm{He}}&\t... ...}{\mathrm{Li}}+ p&\to 2\,{}^{4}{\mathrm{He}}\,. \cr \end{array}\end{displaymath}$

Iz poluchaemyh zdes' ``berillievyh'' neitrino 90% imeyut energiyu 0,861 MeV i tozhe mogut byt' zaregistrirovany (u 10% energiya 0,383 MeV), davaya v summe s

-neitrino okolo 1,2 SNU. Eshe primerno 0,1 SNU dayut $\nu$ ot CNO-cikla, kotoryi dolzhen igrat' sovsem neznachitel'nuyu rol' vnutri Solnca. Vse eto eshe ne protivorechit opytu Devisa.

Protivorechie nastupaet v tret'ei cepochke -cikla, kotoraya protekaet vsego v 0,02% sluchaev:

$\displaystyle {}^{7}{\mathrm{Be}}+\rm p\to{}^{8}{\mathrm{B}}+\gamma,$

$\displaystyle {}^{8}{\mathrm{B}}\to {}^{8}{\mathrm{Be}}^*+e^-+\nu,$

$\displaystyle {}^{8}{\mathrm{Be}}^*+\to2{}^{4}{\mathrm{He}}.$

Eta cepochka vazhna dlya opyta Devisa iz-za bol'shoi energii ``bornyh'' neitrino: maksimum nepreryvnogo spektra etih $\nu$ sostavlyaet 14,06 MeV. Iz-za bolee vysokoi energii sechenie vzaimodeistviya bornyh neitrino v srednem na tri poryadka vyshe, chem u -neitrino. Po raschetam, provedennym do nachala opyta Devisa, poluchali, chto bornye neitrino dadut 30 $\div$ 70 SNU, i tol'ko posle pervyh rezul'tatov Devisa udalos' ``uzhat''' etot potok do 4,3 SNU (t. e. vsya standartnaya model' daet 5,6 SNU). Pochemu zhe vozmozhen takoi razbros v predskazaniyah? Delo v tom, chto potok bornyh neitrino ochen' rezko zavisit ot temperatury: dlya temperatur centra Solnca primerno $T^{18}$ (eto vyzvano, glavnym obrazom, bol'shim kulonovskim bar'erom reakcii ${}^{7}{\mathrm{Be}}\,(p,\gamma)\,{}^{8}{\mathrm{B}}$ ). Poetomu nebol'shie variacii v neprozrachnosti, uravnenii sostoyaniya, v opisanii konvektivnogo perenosa mogut slegka izmenit' temperaturu v centre, chto mozhet sil'no okazat'sya na potoke neitrino ot raspada ${}^{8}{\mathrm{B}}$ . No nikakim sposobom v ramkah obychnyh predstavlenii ob evolyucii Solnca ne udaetsya ob'yasnit' nablyudaemyi nizkii potok.

Rezul'taty Devisa porodili ogromnyi potok rabot, pytayushihsya svesti koncy s koncami v etoi probleme. Rassmatrivalas' vozmozhnost' peremeshivaniya Solnca, ego neodnorodnost' po pervichnomu himicheskomu sostavu, raspad neitrino i t. d. Nam predstavlyaetsya, chto razumno ne speshit' s vyvodami, dozhdat'sya rezul'tatov drugih nablyudenii.

Principial'noe znachenie imelo by ispol'zovanie gallievogo detektora dlya registracii reakcii (predlozhennoe V.A.Kuz'minym)

$\displaystyle \nu+{}^{71}{\mathrm{Ga}}\to{}^{71}{\mathrm{Ge}}+e^-.$

Porog etoi reakcii vsego 0,233 MeV, vremya poluraspada ${}^{71}{\mathrm{Ge}}$ 11 dnei, takim obrazom, eta reakciya chuvstvitel'na k samym glavnym processam

-cikla. Zdes' v standartnoi modeli ozhidaetsya 90 SNU (gallievyh), prichem 63 SNU ot pervoi

-reakcii. Trudnost' tehnicheskogo osushestvleniya etogo eksperimenta svyazana, v chastnosti, s cenoi galliya. Chtoby imet' 1 sobytie v sutki, neobhodimo okolo 50 t galliya. Eto budet stoit' desyatki millionov dollarov (ili rublei). No nauchnoe znachenie etogo opyta ochen' veliko i ego provedenie planiruetsya kak v SShA, tak i v SSSR. A gallii v konce koncov ne propadet i ne isportitsya. Po okonchanii eksperimenta ego mozhno budet pustit' na nuzhdy promyshlennosti.

<< 5.5 Yadernye reakcii v ... | Oglavlenie | 6. Stroenie i ustoichivost' zvezd >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Evolyuciya zvezd - vnutrennee stroenie zvezd - termoyadernye reakcii - fizicheskie processy Publikacii so slovami: Evolyuciya zvezd - vnutrennee stroenie zvezd - termoyadernye reakcii - fizicheskie processy
Sm. takzhe: Pererabotka veshestva v Kassiopee A NGC 7789: Roza Karoliny Planetarnaya tumannost' NGC 2818 ot Habbla Nauchnaya konferenciya "Nablyudaemye proyavleniya evolyucii zvezd" v SAO RAN Planetarnye tumannosti Proshlye i budushie zvezdy Andromedy Tumannost' Ozherel'e Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce