
<< 5.5 Ядерные реакции в ... | Оглавление | 6. Строение и устойчивость звезд >>
5.6 Поиски солнечных нейтрино
Когда Р.Дэвис приступал к проведению своего эксперимента по регистрации нейтрино от Солнца, астрофизики не ожидали ничего сенсационного. Считалось, что этот опыт позволит просто уточнить параметры модели Солнца, так как благодаря нейтрино мы можем ``заглянуть'' в самые недра нашего светила. Однако результаты опыта оказались столь ошеломляющими, что многие горячие головы стали указывать на них как на доказательство отсутствия ядерных реакций на Солнце. На самом деле приходить к таким радикальным выводам на основе единственного, очень трудного и тонкого эксперимента, конечно, преждевременно. Но понимать сущность проблемы солнечных нейтрино необходимо каждому, кто хочет изучать физику и эволюцию звезд.
Для регистрации нейтрино в опыте Девиса применяется хлор-аргонный метод, предложенный еще в 1946 г. Б.Понтекорво. Под действием нейтрино происходит реакция




















Разберемся теперь, что же ожидали получить от этой установки. Превращение водорода в гелий не может обойтись без слабого взаимодействия, так как при образовании ядра гелия 2 протона должны превратиться в нейтроны. Таким образом на каждое ядро гелия должно выделиться 2 нейтрино. Какие из них могут в принципе наблюдаться в опыте Дэвиса? Рассмотрим основную цепочку протон-протонного цикла:













В 14% случаев в этой модели вместо слияния с
ядро
сливается
с
и идет цепочка



Противоречие наступает в третьей цепочке -цикла, которая протекает всего в 0,02%
случаев:



Эта цепочка важна для опыта Дэвиса из-за большой энергии ``борных'' нейтрино: максимум
непрерывного спектра этих составляет 14,06 МэВ. Из-за более высокой энергии
сечение взаимодействия борных нейтрино в среднем на три порядка выше,
чем у
-нейтрино. По расчетам, проведенным до начала опыта Дэвиса, получали, что борные
нейтрино дадут 30
70 SNU, и только после первых результатов Дэвиса удалось
``ужать'' этот поток до 4,3 SNU (т. е. вся стандартная модель дает 5,6 SNU). Почему
же возможен такой разброс в предсказаниях? Дело в том, что поток борных нейтрино
очень резко зависит от температуры: для температур центра Солнца примерно
(это вызвано, главным образом, большим кулоновским барьером реакции
).
Поэтому небольшие вариации в непрозрачности, уравнении
состояния, в описании конвективного переноса могут слегка изменить температуру в
центре, что может сильно оказаться на потоке нейтрино от распада
. Но
никаким способом в рамках обычных представлений об эволюции Солнца не удается
объяснить наблюдаемый низкий поток.
Результаты Дэвиса породили огромный поток работ, пытающихся свести концы с концами в этой проблеме. Рассматривалась возможность перемешивания Солнца, его неоднородность по первичному химическому составу, распад нейтрино и т. д. Нам представляется, что разумно не спешить с выводами, дождаться результатов других наблюдений.
Принципиальное значение имело бы использование галлиевого детектора для регистрации реакции (предложенное В.А.Кузьминым)




<< 5.5 Ядерные реакции в ... | Оглавление | 6. Строение и устойчивость звезд >>
Публикации с ключевыми словами:
Эволюция звезд - внутреннее строение звезд - термоядерные реакции - физические процессы
Публикации со словами: Эволюция звезд - внутреннее строение звезд - термоядерные реакции - физические процессы | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> |