Проблема солнечных нейтрино

      Нейтрино, рождающиеся в этих реакциях, имеют разные энергии. Так p-p нейтрино имеют энергии около 420 кэВ, бериллиевые и борные нейтрино имеют энергии в среднем выше 814 кэВ. Ниже показан спектр нейтрино, рассчитанный ведущими физиками в этой области John Bahcall и Pinsonneault, 1998.

      Для регистрации солнечных нейтрино осуществлены несколько нейтринных экспериментов. Каждый эксперимент работает в своем диапазоне энергий нейтрино. Каждый эксперимент откалиброван с помощью нейтрино земного происхождения и должен давать правдоподобный результат. Однако все существующие эксперименты указывают на большой недостаток потока нейтрино. Как будто от Солнца идет лишь 25-60% нейтрино от того количества, которое дает общепринятая теория. Значение нейтринного дефицита сильно зависит от метода работы конкретного нейтринного эксперимента.

      В настоящее время имеются четыре серии экспериментальных данных по регистрации различных групп солнечных нейтрино. В течение 30 лет ведутся радиохимические эксперименты на основе реакции ³⁷Cl + n→³⁷Ar + e^-. Согласно теории, основной вклад в эту реакцию должны внести нейтрино от распада ⁸В  в редкой ветви протон-протонного цикла. Исследования по прямой регистрации нейтрино от распада ⁸В с измерением энергии и направления движения нейтрино выполняются в эксперименте KAMIOKANDE с 1987 года. Радиохимические эксперименты по реакции ⁷¹Ga + n→⁷¹Ge + e^- ведутся последние несколько лет двумя группами ученых ряда стран. Важной особенностью этой реакции является ее чувствительность в основном к первой реакции протон-протонного цикла p + p → ²D + e⁺ + n. Темп этой реакции определяет скорость энерговыделения в термоядерной печи Солнца в реальном масштабе времени.

      Во  всех экспериментах наблюдается  дефицит в потоках солнечных  нейтрино по сравнению с предсказаниями Стандартной солнечной модели (ССМ).

     В эксперименте KAMIOKANDE установлено, что зарегистрированные нейтрино идут от направления на Солнце и что их энергетический спектр согласуется с предсказаниями теории по спектру нейтрино от распада ⁸В (⁸В-нейтрино). Измеренный поток нейтрино составляет (2,7 ± 0,5)Ä10⁶ см^-2 с^-1. Сравнение этой величины с предсказаниями ССМ показывает, что на опыте имеется двукратный дефицит потока нейтрино. Используя полученную величину потока ⁸В-нейтрино, можно вычислить скорость реакции для радиохимического эксперимента ³⁷Cl(n, e^-) ³⁷Ar. Она оказывается в пределах от 4 до 5 СЕН. В хлорном эксперименте за время функционирования эксперимента KAMIOKANDE для скорости той же реакции было получено значение 4,2 ± 0,12 СЕН. Таким образом, можно заключить, что результаты двух различных по принципу работы экспериментов хорошо согласуются. В "галлиевом" радиохимическом эксперименте основной вклад в скорость реакции должны внести нейтрино от первой реакции протон-протонного цикла (р-р-нейтрино). Согласно теории, вклад р-р-нейтрино составляет 71 СЕН. С учетом всех групп нейтрино полная скорость равна 127 СЕН. По экспериментальным данным, скорость реакции ⁷¹Ga + n→⁷¹Ge + e^- всего 77 ± 10 СЕН, что значительно ниже величины, предсказанной теорией. Таким образом, и в этом эксперименте имеется дефицит нейтрино.

      Какова же природа этого дефицита?

      Следующим после p-p-нейтрино по вкладу в скорость реакции являются "бериллиевые" – 34 СЕН, далее ⁸В-нейтрино – 14 СЕН. Вклад нейтрино от углеродно-азотного цикла составляет 10 СЕН. Дефицит ⁸В нейтрино может иметь температурную природу (поток очень сильно зависит от температуры в центре Солнца: пропорционально Т¹⁸) или вызывается пониженной концентрацией ⁷Ве (в два раза). В первом случае, согласно теории, вклад в галлиевую реакцию бериллиевых нейтрино должен быть 34 СЕН, а во втором случае он будет в два раза меньше. Таким образом, если вычесть из экспериментального значения скорости реакции вклад ⁸В- и ⁷Ве-нейтрино, получим от 35 до 55 СЕН на долю p-p-нейтрино и нейтрино от C-N-цикла. Теоретическое значение вклада p-p-нейтрино составляет 71 СЕН, то есть и в этом случае имеется дефицит. Таким образом, существует глобальный дефицит солнечных нейтрино. Такой глобальный дефицит был предсказан в 1970 году Ю.Н. Старбуновым в рамках сформулированной гипотезы о повышенном содержании ³Не в недрах Солнца по сравнению с предсказаниями стандартных моделей Солнца. Были построены модели для различных значений концентрации ³Не и вычислены потоки различных групп нейтрино. Экспериментальные данные по потоку ⁸В-нейтрино соответствуют весовой концентрации ³Не в области горения водорода 3Ä10^-5. Эта величина всего в несколько раз больше предсказания ССМ для центра Солнца – 7,7Ä10^-6 и значительно меньше концентрации ³Не в солнечном ветре – 10^-4.

      Принципиально важно, что указанное значение существенно меньше, чем концентрация ³Не, генерированного за счет реакций водородного горения за время функционирования ядерного котла в недрах Солнца. Весовая концентрация накопленного ³He в центре Солнца составляет 7,7Ä10^-6 и по мере удаления от центра растет, достигнув величины 3,3Ä10^-3 на расстоянии 0,28 радиуса Солнца. Видно, что приведенное выше значение 3Ä10^-5 может быть обеспечено, даже если первичное Солнце вообще не содержало ³Не. Это может быть как в результате диффузии ³Не, так и скачкообразного изменения структуры Солнца. Ясно, что непрерывный рост градиента концентрации ³Не в недрах Солнца не может быть перманентным. Отметим также, что в процессе горения водорода генерируется очень эффективное горючее ³Не, которое должно быть использовано впоследствии. К сожалению, теория не в состоянии предсказать величину градиента, выше которой неизбежно должен быть приток ³Не в центральную область.

      Таким образом, если рассмотренный вариант  отражает реальность, то должен быть наибольший дефицит нейтринного потока от распада ⁸В и несколько меньший дефицит потока р-р-нейтрино. Поток ⁷Ве нейтрино почти не меняется по сравнению с предсказаниями теории ССМ, а поток hер-нейтрино (³He + p → ⁴He + e⁺ + n_е) несколько возрастает. Все это реально проверяемо экспериментально.

      Хотелось бы отметить, что рассмотренные выше загадки связаны с удивительным и интересным изотопом ³He. Изотопы гелия хорошо известны своими нестандартными свойствами. Может оказаться, что в условиях больших давлений и температур (недра Солнца) изотопы гелия преподнесут нам очередной сюрприз.

     Возможность объяснения отрицательного результата опытов по обнаружению солнечных нейтрино состоит в пересмотрении основных представлений о природе нейтрино. Так, например, существует гипотеза, что нейтрино – нестабильная частица. Эта гипотеза требует признания у нейтрино хотя и малой, но конечной массы покоя. Если предположить, что период полураспада нейтрино меньше сотен секунд, то ясно, что образовавшиеся нейтрино просто не дойдут до Земли. Разновидностью этого типа гипотез является “гипотеза осцилляций”, предложенная Б. М. Понтекорво. Суть этой гипотезы сводится к тому, что испущенные Солнцем “электронные” нейтрино могут превращаться в “мюонные”, на которые детектор Дэвиса не реагирует.

     Совершенно  другой подход к проблеме содержится в гипотезе Фаулера, высказанной еще в 1972 году. Он предположил, что несколько миллионов лет назад во внутренних слоях Солнца произошло сравнительно быстрое, скачкообразное перемешивание вещества. Таким образом, в течение последних нескольких миллионов лет недра Солнца находятся в необычном, как бы переходном состоянии. Через несколько миллионов лет физические условия в недрах Солнца вернутся к первоначальному состоянию.

     Причиной  такого внезапного перемешивания солнечных  недр может быть постепенное накопление некоторой "неустойчивости", которая, дойдя до определенного предела, как бы "сбрасывается". Например, эта причина может быть связана с циркуляцией вещества солнечных недр в меридиональном направлении, которая будет как бы "транспортировать" вращательный момент Солнца от его периферических слоев к центру. В результате центральные области Солнца начнут вращаться значительно быстрее, чем периферия. Такая ситуация должна приводить к неустойчивости, которая будет сбрасываться перемешиванием.

     Вся суть гипотезы Фаулера состоит в том, что поток солнечных нейтрино определяется "мгновенным" состоянием солнечных недр. Это означает, что если по какой-нибудь причине температура солнечных недр изменится, то это сразу же отразится на выходящем из Солнца потоке нейтрино. Совсем по-другому будет вести себя поток фотонного излучения от Солнца. Как уже было отмечено, образовавшимся фотонам внутри Солнца требуется миллионы лет, чтобы просочиться наружу и выйти в межзвездное пространство. Таким образом, в принципе, возможна такая ситуация: внезапно температура в центре Солнца падает, сразу же резко падает поток солнечных нейтрино, в то время как светимость Солнца остается неизменной.

ЭКСПЕРИМЕНТЫ  ПО ОБНАРУЖЕНИЮ НЕЙТРИНО

      Огромная  проникающая способность нейтрино, с одной стороны, приводит к тому, что благодаря ей можно заглянуть в недра Солнца, с другой – делает проблему регистрации исключительно тяжелой. Теория предсказывает переход нейтронов в протон и электрон под действием нейтрино. Поскольку нейтрон в свободном состоянии нестабилен, то создание мишени из необходимого количества нейтронов не представляется возможным. Поэтому можно использовать лишь нейтроны, находящиеся в связанном состоянии, то есть мишенью могут послужить различные ядра, состоящие, как известно, из нейтронов и протонов. Поскольку вероятность взаимодействия нейтрино с веществом мала, необходимое для эксперимента количество вещества мишени достигает десятков и сотен тонн. При этом за период наблюдений (месяцы) только незначительное количество нейтрино может вызвать ядерную реакцию. Так, например, в сотнях тонн хлорсодержащего вещества за месяц могут застрять только десятки солнечных нейтрино.

      Трудность эксперимента по детектированию солнечных  нейтрино обусловлена не только необходимостью использования большого количества вещества, но и сложностью регистрации продуктов реакции. Экспериментатор должен в сотнях тонн вещества мишени заметить всего лишь десятки частиц, появившихся в результате реакции. Это подобно поиску иголки в стоге сена. Но если иголка магнитная, то проблема нахождения иголки не так уж и сложна. Следовательно, физикам для регистрации нейтрино необходимо было подобрать такой "магнит". И это удалось сделать.

    Первые  опыты по обнаружению нейтрино таким  методом были “нацелены” отнюдь не на Солнце, а на ядерные реакторы, излучающие огромное количество нейтрино.

 20 ноября 1946 года Б. М. Понтекорво (тогда он работал в Канаде) прочитал своим коллегам по лаборатории Чок-Ривер лекцию, в которой были заложены основы хлор-аргонного метода регистрации нейтрино. Идея метода проста и красива, она заключается в использовании реакции .`

      Уникальные  особенности этой реакции и определили ее приоритет. В чем они заключаются? Порог реакции относительно низкий (0,814 МэВ), то есть, за исключением p-p-нейтрино, все другие группы способны превратить ³⁷Cl в ³⁷Ar. Используется жидкий детектор – перхлорэтилен C₂Cl₄, относительно дешевое вещество (обычная жидкость для химической чистки одежды).

      Принципиально важным является то, что ³⁷Ar – благородный газ, он не вступает в химические реакции, поэтому образующиеся атомы ³⁷Ar не прилипают ни к молекулам C₂Cl₄, ни к примесным молекулам, содержащимся в перхлорэтилене. Химические методы извлечения десятков атомов благородных газов из жидкости хорошо разработаны. ³⁷Ar радиоактивен, захватывает один из атомарных электронов с К- или L-оболочки и опять превращается в хлор. На освободившиеся вакансии в оболочках падают электроны с удаленных оболочек. Разность энергий связи оболочек в атоме идет либо на испускание рентгеновского излучения, либо на выброс одного из электронов внутренних оболочек атома. Такой электрон называется оже-электроном в честь ученого (Auger), открывшего этот эффект. Путем регистрации рентгеновского излучения и оже-электронов и проводится счет атомов ³⁷Ar. Энергия, излученная в виде рентгеновского излучения или оже-электронов, мала – 280 эВ, что хватает для создания всего десяти пар электронов и ионов в газе. Задача регистрации таких редких событий в области низкой энергии очень сложна. Однако в начале 60-х годов эту проблему успешно решили в России и США. Были разработаны низкофоновые установки на основе миниатюрных пропорциональных счетчиков, обеспечивающих детектирование нескольких штук атомов ³⁷Ar.

      Таким образом, идея нейтринного эксперимента заключается в следующем. Глубоко под землей (что необходимо для уменьшения фона космических лучей) в течение нескольких месяцев экспонируются предварительно очищенные от примеси воздушного аргона и загрязнений, создающих фон, несколько сот тонн C₂Cl₄. Затем вся система продувается гелием, проводится отделение аргона от гелия и, наконец, производится счет нескольких десятков атомов ³⁷Ar. Количество образовавшихся атомов ³⁷Ar и позволяет вычислить поток солнечных нейтрино.

      Реакция ³⁷Сl(n, e^-)³⁷Ar может происходить в том случае, если энергия нейтрино больше 0,81 МэВ. Это означает, что наиболее интенсивная группа солнечных нейтрино – p-p-нейтрино – не может быть зарегистрирована в хлорном детекторе.