Проблема солнечных нейтрино

Проблема солнечных нейтрино, или проблема дефицита солнечных нейтрино, — проблема астрофизики, которая состояла в различии между теоретически предсказанным и наблюдаемым количеством нейтрино, излучаемых Солнцем. Проблема считается решённой: обнаружены нейтринные осцилляции, из-за которых часть электронных нейтрино превращается в нейтрино других типов, не наблюдаемые в нейтринных детекторах некоторых видов. С учётом осцилляций, поток нейтрино всех типов согласуется со значениями, которые предсказываются теорией.

Проблема солнечных нейтрино возникла после того, как в 1968 году были опубликованы результаты первого эксперимента по наблюдению этих частиц: тогда было обнаружено, что их приблизительно в три раза меньше, чем предсказывалось теорией. Для решения проблемы выдвигались различные гипотезы: идея о существовании нейтринных осцилляций была выдвинута в том же 1968 году, а экспериментально подтвердилась в 2002 году, что решило проблему солнечных нейтрино. В 2015 году за открытие осцилляций Такааки Кадзита и Артур Макдональд были удостоены Нобелевской премии по физике.

Описание

Реакции протон-протонного цикла

В ядрах звёзд, в том числе и Солнца, температура и давление достаточно высоки, чтобы там протекали термоядерные реакции. В случае Солнца это различные реакции ядерного горения водорода, при которых четыре протона превращаются в ядро гелия — в первую очередь несколько цепочек реакций протон-протонного цикла[1][2]. В этих реакциях выделяется энергия, большая часть которой постепенно переносится фотонами на поверхность Солнца, после чего в виде фотонов излучается с его поверхности[3]. Остальная энергия выделяется в виде электронных нейтрино (), которые свободно покидают Солнце, практически не взаимодействуя с его веществом. Однако наблюдаемое количество этих частиц оказалось значительно меньше, чем было предсказано теоретической моделью Солнца, и это расхождение получило название проблемы солнечных нейтрино[4][5][6].

Выработка солнечных нейтрино

Количество и энергия испускаемых нейтрино зависит от общего темпа реакций и от того, какие именно реакции происходят. Например, в ветви ppI протон-протонного цикла для образования одного ядра гелия дважды происходит следующая реакция, в которой образуется нейтрино с энергией, в среднем равной 0,263 МэВ[7]:

В ветвях протон-протонного цикла ppII и ppIII при образовании одного ядра гелия вышеуказанная реакция проходит только один раз, зато нейтрино образуются и в других реакциях. Например, ветвь ppII содержит реакцию, в которой появляется нейтрино со средней энергией, равной 0,80 МэВ[7]:

Другая реакция проходит в ветви ppIII и порождает нейтрино со средней энергией 7,2 МэВ[7]:

Кроме этих реакций, небольшой вклад в нейтринное излучение вносит, например, CNO-цикл[8]. Наблюдаемый поток нейтрино в принципе позволяет определить частоту этих реакций, а значит, и условия в центре Солнца, от которых частота этих реакций зависит[9]. Поскольку в реакциях протон-протонного цикла на одно ядро гелия рождается два нейтрино и выделяется 26,7 МэВ, а суммарная светимость Солнца составляет 4⋅1033 эрг/с, то в Солнце должно рождаться 1,8⋅1038 нейтрино в секунду. В таком случае, на Земле, удалённой от Солнца на 1 а.е., поток нейтрино должен составлять порядка 1011 частиц в секунду на квадратный сантиметр[10].

Наблюдение нейтрино

Нейтрино могут регистрироваться по их взаимодействию с другими частицами. Для этого используются различные нейтринные детекторы, например, хлор-аргонные или галлий-германиевые — хлор при взаимодействии с электронным нейтрино превращается в аргон, а галлий — в германий[9][11]:

В этих двух реакциях могут участвовать только нейтрино с достаточной энергией: для реакции с хлором энергия должна быть не менее 0,814 МэВ, а для реакции с галлием — не менее 0,2332 МэВ. Следовательно, такие реакции позволяют измерить поток солнечных нейтрино, энергия которых превышает определённый порог[9]. Поток нейтрино, как правило, измеряется в солнечных нейтринных единицах (SNU): такая единица соответствует потоку нейтрино, при котором происходит 10−36 реакций в секунду на один выбранный атом[8].

С первых экспериментов по наблюдению нейтрино было обнаружено, что поток нейтрино оказывается заметно меньше, чем предсказывается теоретической моделью Солнца. Например, для галлий-германиевого эксперимента наблюдаемый поток нейтрино составлял около 70 SNU, в то время как теория предсказывала значение в 122 SNU[8]. Для хлор-аргонового эксперимента наблюдаемое значение составляло около 2,5 SNU, то есть лишь около трети теоретического значения 8,0 SNU[12][13]. Это расхождение и стало известно как проблема дефицита солнечных нейтрино[5][6][14].

Решение

Проблема солнечных нейтрино решается нейтринными осцилляциями: электронные, мюонные и тау-нейтрино могут переходить из одного типа в другой. Поскольку Солнце не производит мюонных и тау-нейтрино, то в результате осцилляций часть электронных нейтрино переходит в остальные два типа. В то же время, мюонные и тау-нейтрино невозможно зарегистрировать некоторыми из методов, которые используются для наблюдения электронных нейтрино, поэтому такие методы и показывают дефицит солнечных нейтрино по сравнению с теорией, не учитывающей осцилляции[5][6][15]. Кроме того, при распространении нейтрино в веществе нейтринные осцилляции усиливаются, что известно как эффект Михеева — Смирнова — Вольфенштейна[11].

Полный поток нейтрино может быть измерен, например, при помощи следующей реакции, в которой могут принимать участие нейтрино всех трёх типов ()[16]:

При этом, есть и реакция с участием дейтерия, в которой может участвовать только электронное нейтрино, что позволяет сравнить поток электронных нейтрино с потоком нейтрино всех типов[16]:

Ещё одна возможная реакция — упругое рассеяние нейтрино любого типа на электроне. После такого рассеяния электрон испускает черенковское излучение, которое может быть зарегистрировано, хотя такая реакция более вероятна при столкновении с электронным нейтрино, чем с любым другим[16]:

Поток нейтрино трёх типов, измеренный таким образом, согласуется с теоретическими расчётами, а сравнение этого потока с потоком электронных нейтрино доказывает существование осцилляций и решает проблему солнечных нейтрино. Кроме того, из наличия осцилляций следует, что нейтрино имеют массу, отличную от нуля[6][16].

История проблемы

Обнаружение

В 1930 году Вольфганг Паули предположил, что в силу некоторых законов сохранения в ядерных реакциях в Солнце должны вырабатываться нейтральные частицы, позже названные нейтрино[5]. Первые предположения о возможности наблюдения солнечных нейтрино появились в 1940-е годы: их выдвинули Бруно Понтекорво в 1946 году и Луис Альварес в 1949 году. В 1964 году Реймонд Дейвис и Джон Бакал опубликовали две работы, в которых указали на возможность регистрации нейтрино в реакции с атомом хлора-37 (см. выше➤)[17].

После этого в руднике Хоумстейк в Южной Дакоте был построена первая нейтринная обсерватория, расположенная в 1500 м под землёй и использовавшая в качестве реагента 600 тонн тетрахлорэтилена. В 1968 году, также с участием Дейвиса, были опубликованы результаты первого эксперимента в этой обсерватории, а Бакал в соавторстве с другими учёными в том же году вычислил теоретически, сколько нейтрино должна зарегистрировать такая обсерватория — эти результаты расходились практически в три раза, что и дало начало проблеме солнечных нейтрино. Дальнейшие эксперименты в Хоумстейке, а затем и в других обсерваториях — Камиоканде[англ.], GALLEX[англ.], SAGE[англ.] — и уточнение параметров стандартной модели Солнца подтвердили значительное расхождение теории с наблюдениями[9][17][18].

В 2002 году Дейвис и Масатоси Косиба из обсерватории Камиоканде были удостоены по четверти Нобелевской премии по физике за обнаружение электронного нейтрино и подтверждение существования проблемы солнечных нейтрино соответственно[9][19].

Попытки решения

После обнаружения проблемы выдвигались различные гипотезы, призванные её решить[20]:

  • Проблема обусловлена ошибками в наблюдениях: не все произошедшие реакции считываются, либо вероятность реакции с участием нейтрино оценивается неверно.
  • Проблема возникает из-за неверных данных о ядерных реакциях в принципе: темп некоторых из них отличается от предсказанного, из-за чего поток нейтрино от Солнца оказывается другим.
  • Параметры стандартной модели Солнца неверны, что и порождает проблему: поскольку темп различных ядерных реакций зависит от температуры и давления, то в таком случае темп ядерных реакций и поток нейтрино также окажется другим.
  • Нейтрино поглощаются солнечным веществом и часть из них не доходит до Земли.
  • Происходят нейтринные осцилляции, из-за которых некоторые электронные нейтрино превращаются в мюонные и тау-нейтрино. Поскольку используемые детекторы могут регистрировать только электронные нейтрино, то из-за осцилляций наблюдаемый поток будет меньшим, чем ожидается в предположении, что нейтрино сохраняют свой тип.

Со временем первые четыре гипотезы были отвергнуты[20]. Идею о возможности осцилляций выдвинул Бруно Понтекорво в 1968 году, а к 1986 году был открыт эффект Михеева — Смирнова — Вольфенштейна, из-за которого осцилляции усиливаются при распространении нейтрино в веществе[11].

Экспериментальное подтверждение

Для экспериментального обнаружения нейтринных осцилляций к 1999 году был построен и начал работу детектор SNO, расположенный на глубине около 2 км в Садбери, в Канаде. В качестве реагента в нём использовалось около 1000 тонн тяжёлой воды: атом дейтерия может распадаться на атом водорода и нейтрон при реакции с любым нейтрино, а не только с электронным (см. выше➤). В 2001 году по результатам работы обсерватории было подтверждено экспериментально, что нейтринные осцилляции происходят, а в 2002 выяснилось, что наблюдаемый поток нейтрино всех типов согласуется с теоретически предсказанным с учётом осцилляций, благодаря чему проблема солнечных нейтрино была решена[5][16]. В 2015 году за открытие нейтринных осцилляций и доказательство, что нейтрино имеют ненулевую массу, Такааки Кадзита и Артур Макдональд были удостоены Нобелевской премии по физике[21].

Примечания

  1. ↑ Зельдович Я. Б., Блинников С. И., Шакура Н. И. Физические основы строения и эволюции звёзд. 5.5 Ядерные реакции в звездах. Астронет. Дата обращения: 19 сентября 2021. Архивировано 24 августа 2021 года.
  2. ↑ LeBlanc, 2011, p. 220.
  3. ↑ Зельдович Я. Б., Блинников С. И., Шакура Н. И. Физические основы строения и эволюции звёзд. 3. Перенос излучения в звездах. Астронет. Дата обращения: 19 сентября 2021. Архивировано 26 августа 2021 года.
  4. ↑ Засов, Постнов, 2011, с. 166—174.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 Ширшов Л. Солнечные нейтрино в пути меняют облик. Наука и жизнь. Дата обращения: 19 сентября 2021. Архивировано 21 сентября 2021 года.
  6. ↑ 1 2 3 4 Solar neutrino problem (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 19 сентября 2021. Архивировано 6 октября 2021 года.
  7. ↑ 1 2 3 LeBlanc, 2011, pp. 220—221.
  8. ↑ 1 2 3 SAGE Collaboration. Measurement of the Solar Neutrino Capture Rate by SAGE and Implications for Neutrino Oscillations in Vacuum (англ.) // Physical Review Letters. — College Park, Mariland: American Physical Society, 1999. — 1 December (vol. 83). — P. 4686–4689. — ISSN 0031-9007. — doi:10.1103/PhysRevLett.83.4686.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 LeBlanc, 2011, pp. 226—227.
  10. ↑ Засов, Постнов, 2011, с. 25, 171.
  11. ↑ 1 2 3 Засов, Постнов, 2011, с. 172.
  12. ↑ Solar Neutrino Fluxes. NASA's Cosmos. Tufts University. Дата обращения: 22 сентября 2021. Архивировано 15 июня 2021 года.
  13. ↑ Ridpath Ian[англ.]. Solar neutrino unit (англ.) // A Dictionary of Astronomy (2nd rev ed.). — Oxford: Oxford Univ. Press. — ISBN 978-0191739439. — doi:10.1093/oi/authority.20110803100516859. Архивировано 28 февраля 2018 года.
  14. ↑ Засов, Постнов, 2011, с. 171—174.
  15. ↑ LeBlanc, 2011, pp. 226—230.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 LeBlanc, 2011, pp. 228—230.
  17. ↑ 1 2 Wallerstein G., Iben I. J., Parker P., Boesgaard A. M., Hale G. M. Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (англ.) // Reviews of Modern Physics. — New York: American Physical Society, 1997. — 1 October (vol. 69). — P. 995–1084. — ISSN 0034-6861. — doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Архивировано 2 февраля 2014 года.
  18. ↑ Haxton W. C. The Solar Neutrino Problem (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Pato Alto: Annual Reviews, 1995. — 1 January (vol. 33). — P. 459–504. — ISSN 0066-4146. — doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002331. Архивировано 11 марта 2021 года.
  19. ↑ The Nobel Prize in Physics 2002 (амер. англ.). NobelPrize.org. Дата обращения: 26 сентября 2021. Архивировано 22 мая 2020 года.
  20. ↑ 1 2 LeBlanc, 2011, pp. 227—228.
  21. ↑ The Nobel Prize in Physics 2015 (амер. англ.). NobelPrize.org. Дата обращения: 26 сентября 2021. Архивировано 11 августа 2018 года.

Литература

  • Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. — 2-е изд. испр. и дополн. — Фрязино: Век 2, 2011. — 576 с. — ISBN 978-5-85099-188-3.
  • LeBlanc F. An Introduction to Stellar Astrophysics. — Hoboken, NJ: John Wiley & Sons, 2011. — 352 p. — ISBN 978-0-470-69957-7.