был придуман Г. Гамовым и М. Шенбергом и получил от них название урка-
процессов (URCA process). Столь необычная для астрофизики лексики имеет
два распространенных объяснения. Первое основано на том, что Г. Гамов
родился и вырос в Одессе и поэтому использовал для похитителей энергии это
колоритное определение. Второе, существенно более респектабельное, связано
с проигрышем авторов в казино в Рио-де-Жанейро. После того как деньги
перешли сначала в жетоны, а затем легко покинули физиков, им пришло в
голову, что энергия посредством нейтринного излучения способна проделать
такую же шутку со звездой. Казино имело звучное название "Казино де Урка".
Урка - процесс может происходить внутри звезды при огромных
температурах и плотностях вещества. он состоит в захвате электронов
большой энергии ядром, сопровождающимся испусканием нейтрино e- + A
(Z, N) [pic] A (Z-1, N+1) + [pic], затем образовавшееся ядро
испытывает[pic]-распад A (Z-1, N+1) [pic] A (Z, N) + e + [pic]. Так
энергия горячего электронного газа "перекачивается" в энергию [pic] и
[pic], которые могут унести ее из звезды. Рассматривались и многие
другие механизмы охлаждения звездного ядра.
В данном случае существенен тот факт, что постепенное сжатие ядра
может перерасти в процесс, идущий с огромной скоростью и сопровождающийся
гигантским всплеском нейтринного излучения. В течение очень короткого
времени это излучение способно вырываться из глубин звезды, но со
стремительным ростом плотности звездного вещества оно становиться
непрозрачным даже для нейтрино. И последние попадают в космическое
пространство только из внешних слоев. По расчетам астрофизиков, за
несколько десятков секунд, звезда излучает ~ 1058 нейтрино всех сортов
[pic]е , [pic]e , [pic][pic], [pic][pic] , [pic][pic], [pic][pic].
Средняя энергия нейтрино составляет 10-15 МэВ, а их поток на поверхности
Земли, при коллапсе звезды в центре нашей галактики, равен 1012 [pic]/см2
за время 10-30 с. Эти оценки остаются справедливыми для всех современных
моделей развития гравитационного коллапса.
Вспышки сверхновых в нашей галактике не такое уж редкое явление. По
разным оценкам продолжительность времени между ними колеблется от 15
- 44 -
до нескольких десятков лет. Коллапсы, не сопровождающиеся сбросом оболочки
звезды, как при вспышке сверхновой, должны происходить чаще.
Регистрация нейтрино от гравитационного коллапса - вполне реальная
задача. Наиболее удобный метод детектирования - использование реакции (4)
[pic] + p [pic] n + e+. В этом случае полное число полезных событий в 100
т водородсодержащего жидкого сцинтиллятора составит несколько десятков.
Для уменьшения фона необходимо разместить установку глубоко под
Землей, использовав тот факт, что продолжительность серии нейтринных
сигналов составляет всего несколько десятков секунд и, наконец,
регистрировать нейтрино одновременно несколькими детекторами,
расположенными в нескольких местах.
Эта программа осуществляется. Так, в СССР, кроме сцинтилляционного
телескопа в Баксанской нейтринной лаборатории, на "прием" этих нейтрино
настроен и детектор, расположенный в соляной шахте, недалеко от г.
Артемовска. Его чувствительная часть состоит из 100 т жидкого
сцинтиллятора, в котором галактические [pic]е могут регистрироваться по
реакции (4).
Опыты по регистрации солнечных нейтрино обнаружили еще один
сюрприз, еще одну загадку, к сожалению, пока не разгаданную, но вызывающую
к жизни многочисленные и интересные гипотезы.
Нейтрино рождается в недрах звезды, где при огромных давлениях
идут термоядерные реакции синтеза тяжелых ядер из легких. Основным
процессом является "горение" водорода и образование из него гелия. Как
пример, может быть приведен так называемый водородный цикл:
1. Два протона превращаются в ядро тяжелого изотопа водорода -
дейтон
р + р [pic] d + e+ + [pic]е.
2. Протон и дейтон образуют ядро атома гелия-3
p + d [pic] 3He + [pic].
3. Наконец, два ядра гелия-3 сливаются и превращаются в гелий-4 и
2 протона
3He + 3He [pic] 4He + 2p.
- 45 -
Конечный результат состоит в превращении четырех протонов в одно
ядро гелия-4, выделении энергии (~ 25 МэВ) и испускании нейтрино с
граничной энергией спектра ~ 0,4 МэВ. Поток этих мягких нейтрино на
Земле составляет ~6 * 1010 [pic]е /см2*с, около 95% полного потока. В
спектре солнечных нейтрино лишь малая часть [pic]е имеет энергию, большую 1
МэВ. Среди них особенно частицы, возникающие в термоядерных реакциях, в
которых синтезируются ядра атома бора-8. При [pic]- распаде этих ядер
граничная энергия [pic]е достигает ~ 15 МэВ, но в полном потоке
нейтрино на Земле они составляют всего 10-4 часть.
Мягкий спектр - отсюда и малая вероятность взаимодействия с
веществом (даже по нейтринным меркам), и невозможность использовать
большинство обратных реакций из-за их нечувствительности к солнечным
нейтрино (высокий энергетический порог) - вот трудности, возникающие
перед экспериментаторами. Но вместе с тем нейтрино – единственная
частица, для которой звездное вещество прозрачно. Они несут информацию о
состоянии материи во внутренних областях Солнца и о процессах, происходящих
там.
Опыты по регистрации солнечных нейтрино были выполнены группой
исследователей, возглавляемой Р. Дэвисом. Измерения продолжались более 15
лет - своеобразный рекорд для экспериментальной физики Дэвис и его
сотрудники использовали хлор - аргоновый метод Б.М. Понтекорво, тот самый,
с помощью которого было доказано различие нейтрино и антинейтрино.
Солнечные нейтрино должны вызывать реакцию ( ведь это именно[pic]е, а не
[pic]e ! ) [pic]е + 37Cl [pic] 37 Ar + e-.
Ее порог составляет 0,8 Мэв. Ожидалось, что в 1 т вещества (C2Cl4)
образуется 1 атом аргона в год, при этом 80% всех событий в детекторе
будут вызваны нейтрино испущенными при распаде бора-8. Из этой оценки
очевидна огромная масса мишени и необходимость самых интенсивных мер для
борьбы с фоновыми процессами.
Поэтому Дэвис расположил свою аппаратуру на глубине, эквивалентной
по массе вещества почти 4,5 км воды, в золотой шахте штата Южная Дакота. В
подземном зале была установлена в горизонтальном положении цистерна с
3800 000 л перхлорэтилена (C2Cl4), окруженная со всех сторон слоем воды.
Этот слой дополнительно снижал поток фоновых частиц от стенок зала.
Система извлечения аргона из гелия и его очистки от посторонних примесей
занимала второй подземный зал. С большой изобретательностью
был
- 46 -
сконструирован и миниатюрный (объемом менее 1 см3) счетчик, в котором
происходила регистрация излучения от распада 37Ar.
Уже первые годы исследований принесли неожиданный результат.
Оказалась, что скорость счета нейтринных событий во много раз меньше,
чем ожидали теоретики. Пришлось приступить к корректировке расчетных
моделей, но полного согласия теории и эксперимента добиться не удалось.
Сейчас, после многих лет кропотливых измерений, усредненный
экспериментальный эффект составляет ~ 30% от ожидаемого. Такое
несоответствие вызвало к жизни множество гипотез.
Одни из них относились к характеру термоядерных реакций и условиям
их протекания в глубинах Солнца.
Другие касались природы нейтрино. Не может ли оно быть не
стабильным? Не существует ли у нейтрино необычного механизма потерь
энергии весьма малыми порциями так, что пока оно "пробирается" к
поверхности Солнца, его энергия уменьшается? Не переходит ли по дороге от
солнца к Земле один тип нейтрино ([pic]е), в другие
([pic][pic],[pic][pic]), такие к которым хлорный детектор не чувствителен,
т.е. осциллируют. Гипотеза об осцилляциях была высказана Б.М. Понтекорво и
рассматривалась выше.
Стоит отметить, что, несмотря на обилие предположений, ни одно из
них пока не получило сколько-нибудь надежного подтверждения. Загадка
солнечных нейтрино остается открытой.
Огромные трудности регистрации [pic]е от Солнца, необходимость
заглубления установки на километры водного эквивалента обусловили
многолетнюю монополию группы Р. Дэвиса в этой области. Вместе с тем
результаты опытов столь важны и, столь необычны, что требуют независимого
подтверждения.
Исследования солнечных нейтрино в нашей стране должны были начаться
с вводом в эксплуатацию второй очереди Баксанской нейтринной обсерватории.
Их цель не просто проверить результаты опытов Дэвиса, но и провести
гораздо более полное изучение потока солнечных нейтрино с использованием
нескольких типов детекторов. Так, кроме хлор - аргонового метода, сейчас
развивается так называемый галлиево - германиевый : [pic]е + 71Ga [pic]
71Ge + e-. Порог этой реакции 0,231 МэВ. Она имеет высокую
чувствительность, к нейтрино основных солнечных циклов, поток которых,
как считают астрофизики, может быть сосчитан с гораздо большей точностью,
чем поток борных нейтрино. Используя этот процесс (одновременно с хлор -
аргоновым методом), можно надеяться разобраться в степени “виновности”
термоядерных
- 47 -
или самого нейтрино в "нехватке" солнечных нейтрино.
Как видно, нейтрино становиться уникальным инструментом для
наблюдения за небесными телами. Родилась новая наука - нейтринная
астрофизика. И в ее создании весомый вклад отечественных ученых: Г.Т.
Зацепина, Я.Б. Зельдовича, М.А. Маркова, Б.М. Понтекорво, А.Е. Чудакова и
многих других.
- 48 -
7. НЕЙТРИНО И АСТРОФИЗИКА.
Физические свойства нейтрино, и особенно наличие у нейтрино массы
интересно и важно не только для физики микромира, но и для астрофизики.
Мы коснемся только одного вопроса - о связи между массой
нейтрино и плотностью вещества во вселенной.
Как ранее упоминалось, согласно экспериментальным данным, полученным
в ИТЭФе, нейтрино в 20 000 раз легче электрона и в 40 миллионов раз легче
Страницы: 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9, 10
