Средняя скорость реакции значительно ниже предсказания теории

1. Средняя скорость реакции значительно ниже предсказания теории.

2. Имеется убедительное свидетельство того, что скорость реакции меняется в зависимости от солнечной активности: с ростом активности она уменьшается и наоборот.

Эти результаты вызвали значительный интерес (опубликовано несколько сот статей). Известно, что поток нейтрино от распада ⁸В очень сильно зависит от температуры в центре Солнца.

Проблема дефицита солнечных нейтрино обнаружена не только на эксперименте Дэвиса, но и на всех других. Отсюда следует вывод, что причина недостатка солнечных нейтрино находится не в ошибках эксперимента, а в теории: либо в физике Солнца, либо в физике элементарных частиц (конкретно нейтрино). Несмотря на все усилия, проблема солнечных нейтрино до сих пор не решена. Таким образом, вопрос остается открытым...

Более сложной является проблема вариации потока нейтрино от распада ⁸В в течение времени. Гипотез предложено много. Представляется, что для окончательного вывода, во-первых, крайне важно иметь экспериментальные данные хотя бы за 3 – 4 цикла солнечной активности. Во-вторых, в настоящее время уже удается непосредственно детектировать нейтрино от распада ⁸В в прямом эксперименте по рассеянию нейтрино на электроне (эксперимент Камиоканде). Показано, что результаты двух различных экспериментов, выполненных за один и тот же интервал времени (1987 – 1990 годы), согласуются друг с другом. Поскольку в эксперименте Камиоканде детектируются только нейтрино от распада ⁸В, а в эксперименте с ³⁷Cl – в основном нейтрино ⁸В, полученное согласие свидетельствует о том, что действительно поток ⁸В-нейтрино меньше предсказанного теорией значения.

В эксперименте Камиоканде впервые экспериментально было показано, что нейтрино идут именно от Солнца. Было даже показано, что характер энергетического спектра нейтрино согласуется с предсказаниями теории. Без сомнения, этот эксперимент можно считать эпохальным. Возможности нового эксперимента значительно шире с точки зрения как установления энергетического спектра нейтрино, так и значительного улучшения достоверности определения направления движения нейтрино.

Галлиевый эксперимент.

Согласно теоретическим представлениям, горючим в недрах звезд, подобных Солнцу, является водород. Первая реакция протон-протонного цикла (p + p à d + e⁺ + n) является самой медленной среди всех реакций цикла, поэтому скорость термоядерного выделения энергии определяется именно этой реакцией. Ясно, что для однозначного ответа на вопрос, является ли водород горючим в недрах Солнца или нет, требуется детектирование именно нейтрино от основополагающей первой реакции протон-протонного цикла. В этой реакции генерируются нейтрино с непрерывным спектром от нуля до 420 кэВ, поэтому нужны детектор с низким порогом и выполнение следующих условий: большая масса детектора, радиоактивность ядра – продукта реакции, возможность счета небольшого числа атомов. Разумеется, как и в случае с хлорным детектором, надо уметь из большой массы вещества выделить десятки атомов, образованных нейтринным излучением.

Руководствуясь основополагающей идеей Б. Понтекорво, В. А. Кузьмин тщательно рассмотрел все возможности и в 1965 году предложил реакцию: ⁷¹Ga + n → ⁷¹Ge + e^-.

Порог этой реакции 230 кэВ, то есть почти в два раза меньше максимальной энергии спектра нейтрино. Продуктом является ⁷¹Ge, который должен быть выделен из большой массы галлиевого детектора. Проблема нелегкая, но она уже решена: атомы германия удается выделить химическим методом. ⁷¹Ge радиоактивный с периодом полураспада 11,4 дня. Он переводится в GeH₄ , и измеряется число атомов пропорциональным счетчиком, то есть вся идеология сохранена такой, как ее предложил Б. Понтекорво 50 лет назад.

В настоящее время функционируют в мире две крупные установки: русско-американская (с общей массой галлия в 60 т), расположенная в специальной низкофоновой лаборатории на Северном Кавказе на глубине 4 700 м водного эквивалента (фоновое излучение на которой такое же, как если бы детектор находился на глубине 4 700 м под водой), и подземная лаборатория Гран-Сассо (Италия) на глубине 3 300 м водного эквивалента, где проводят совместные эксперименты физики стран Западной Европы и США. Масса галлия в последней установке составляет 30т. Обе установки функционируют около пяти лет. Были неожиданности и сенсационные результаты. В настоящее время обе установки дают практически один и тот же результат. Средняя по двум установкам скорость реакции ⁷¹Ga + n → ⁷¹Ge + e^- составляет 77 ± 10 СЕН (солнечных единиц нейтрино), что значительно ниже предсказания теории (132 ± 7 СЕН). Необходимо отметить, что вклад первой реакции p-p-цикла р + р → D + е⁺ + n вместе с сопутствующей р + р + е^- → D + n, согласно теории, составляет 74 ± 10 СЕН. Таким образом, на долю нейтрино от реакций, связанных с ⁷Ве-, ⁸В- и CNO-циклами остается 30 ± 10 СЕН вместо 55 СЕН. Это оказалось очередным сюрпризом, преподнесенным экспериментом. С одной стороны, экспериментально подтверждено, что горючим является водород, однако как в экспериментах с хлорным детектором, так и в прямой регистрации нейтрино (Камиоканде) имеется дефицит. Получилась новая нейтринная загадка, и на первый план выдвигается эксперимент по регистрации нейтрино от реакции ⁷Ве + е^- → ⁷Li + n .

Более четверти века назад Б. Понтекорво сформулировал очень смелую, далеко не стандартную идею. Он предположил, что нейтрино может иметь массу (пусть очень даже малую). Тогда на пути между Солнцем и Землей происходят специфические превращения нейтрино, различные типы нейтрино самопроизвольно могут переходить из одного состояния в другое. В настоящее время в ряде стран ведутся эксперименты по определению массы покоя нейтрино. Независимо от того, каков будет окончательный ответ, идея Б. Понтекорво была и будет эпохальной.

 

ПОДЗЕМНЫЕ ДЕТЕКТОРЫ НЕЙТРИНО

Появление больших подземных детекторов открыло новый этап в физике нейтрино. Такие детекторы, способные регистрировать нейтрино, рожденные в атмосфере, на Солнце и звездах, позволяют исследовать свойства этих частиц с очень высокой точностью. Недавние результаты, полученные на детекторе Супер-Камиокандэ (SK) в Японии, дающие богатую информацию для физики элементарных частиц и астрофизики, уже представили доказательство того, что нейтрино обладают ненулевой массой.

Детекторы сооружают на глубине от 500 до 2 000 м, чтобы заэкранировать от космических мюонов (частицы, подобные электронам, но гораздо более тяжелые, со временем жизни 2·10^-6 с) и других вторичных частиц. SK – самый большой из современных подземных детекторов – имеет резервуар с высотой 42 м и диаметром 40 м, заполненный 50 кт воды. Детектор состоит из внутренней и наружной частей. Во внутренней части находятся 32 кт воды, объем которой просматривается 11 146 фотоумножителями, каждый с диаметром 50 см. Светочувствительная площадь фотоумножителя составляет 40% его внутренней поверхности.

Работа детектора основана на том, что заряженная частица, движущаяся в среде со скоростью, превышающей скорость света в этой среде, испускает свет (черенковское свечение); в воде это синее свечение, направленное под углом »42^o к скорости. Каждая заряженная частица, приходящая на детектор извне, генерирует черенковский сигнал в наружной части детектора, поэтому их нетрудно отличить от нейтрино, которые родились в самом детекторе. Нейтрино не имеют заряда, зато при взаимодействии с веществом рождают мюоны и электроны с их черенковским свечением, причем по виду кольца можно отличить столкновение n_m (с образованием мюонов) от n_е (с образованием электронов).

SK, который начал набирать статистику с апреля 1996 г., в 1998 г. открыл осцилляции атмосферных нейтрино. Эти нейтрино, по определению, рождаются при прохождении космических лучей через атмосферу. Первичная компонента космических лучей (протоны, ядра гелия) образует в атмосфере, главным образом, пионы – короткоживущие элементарные частицы, участвующие в сильных взаимодействиях. При распаде пиона образуются два n_m и один n_е, поэтому отношение n_m и n_е можно предсказать точно, хотя абсолютные величины потоков измеряются не очень точно. Однако отношение n_m/n_е, измеренное на SK, оказалось на 35% меньше ожидаемого. Такие же результаты уже получались около десяти лет назад на малых детекторах.

Богатая статистика атмосферных нейтрино на SK позволила детально изучить зависимость потоков n_m ,n_е от трассы между местом образования и детектором, связанной с зенитным углом. Угловое распределение электроно- и мюоноподобных событий измерялось в продолжение 1 144 дней детекторного времени. Это распределение должно быть симметрично относительно верха/низа, так как вследствие изотропности прихода космических лучей из Вселенной потоки нейтрино, направленные вверх и вниз, одинаковы. Распределение электроноподобных событий отвечало ожиданиям, а вот число m-подобных на больших зенитных углах оказалось вдвое меньше ожидаемого. Большие углы соответствуют большим расстояниям прохождения нейтрино через Землю (до 13 тыс. км). Вероятность нейтринной осцилляции, естественно, возрастает с указанным расстоянием, чем и обусловлена асимметрия m-подобных событий, которая служит косвенным доказательством, что нейтрино имеют конечную массу.

Нейтринные осцилляции можно наблюдать и другим методом. При взаимодействии жестких n_m, приходящих на детектор снизу, с окружающей породой образуются мюоны, поток которых, направленный вверх, проходит через детектор. Правда, туда же приходит и множество космических мюонов, но те мононаправлены вниз, и поэтому их нетрудно отфильтровать. Детектор MACRO в тоннеле Гран Сассо (Италия) избирательно чувствителен к мюонам, направленным вверх. В данных SK и MACRO обнаруживается дефицит мюонов "вверх" вблизи вертикального направления, тогда как наблюдения горизонтальных потоков согласуются с ожиданиями. Еще одно доказательство получено на Soudan-2, детекторе-калориметре с железным заполнением, который отличается высоким разрешением треков и хорошей идентификацией частиц. Хотя по сравнению с SK время экспозиции Soudan-2 к настоящему времени меньше 10%, на этом детекторе уже зафиксирована асимметрия вверх/вниз у событий n_m при симметричном распределении n_е.

Таким образом, факт осцилляций атмосферных m-нейтрино можно считать установленным. Как обстоит дело с n_е? Самым лучшим источником для изучения n_е осцилляций служит Солнце, в ядре которого идут реакции термоядерного синтеза. Солнечные нейтрино регистрируются несколькими подземными детекторами. Первый детектор солнечных нейтрино собран в 1960-х г.г. Р. Дэвисом в старой шахте Хоумстейк  (шт. Юж. Дакота). Его детектор содержал 615 т перхлорэтилена, в котором солнечные нейтрино образуют ядра радиоактивного аргона. Время от времени аргон извлекался из перхлорэтилена, где накапливается в виде газа, и количество его определялось низкофоновым счетчиком. Оно соответствовало скорости образования 0,5 атома/сутки, примерно, трети значения, вычисленного по Стандартной Модели Солнца (SSM). Второй эксперимент с солнечными нейтрино проводится на SK, где наблюдаются в реальном времени n-е рассеяния (так называют процесс, в котором нейтрино обдирают атомарные электроны); электроны рассеяния, мононаправленные от Солнца, отчетливо различаются над фоном. Величина измеренного потока составляет около половины того, что предсказывает SSM. В двух радиохимических экспериментах с применением галлия (SAGE и GALLEX), чувствительных к мягким солнечным нейтрино, дефицит подтвердился на уровне около 60% SSM.

Этот дефицит, известный под названием "проблемы солнечных нейтрино", по всей видимости, связан с n_е-осцилляциями, хотя убедительных доказательств еще нет. Такими доказательствами могли бы стать: 1) искажение энергетического спектра солнечных нейтрино, 2) характер вариаций потока в цикле день/ночь и 3) отличие суммарного потока (n_е + n_m + n_t ) от чистого потока n_е. Сейчас проектируются детекторы, рассчитанные на эти возможности. SK регистрирует солнечные нейтрино по n-е рассеяниям с беспрецедентно хорошей статистикой: за три года зафиксировано 15 тыс. событий, их временные вариации и энергетические спектры. В 1999 г. началось поступление данных с SNO (Sudbery Neutrino Observatory), черенковского детектора на 1000 т тяжелой воды, расположенного в шахте Садбери (Канада). Теперь SNO измеряет поток n_е по реакции n_е + D ® е^- + р + р. По завершении этой стадии в тяжелую воду поместят MgCl и счетчики ³Не и будут измерять суммарный поток нейтрино по реакции n + D ® n + n + p. В Гран Сассо строится детектор BOREXINO на 300 т жидкого сцинтиллятора для регистрации моноэнергетических солнечных нейтрино от ⁷Ве с началом работы в 2001 г. С учетом таких усилий следует ожидать, что проблема солнечных нейтрино будет решена в не столь отдаленном будущем.

Подземные детекторы способствовали прогрессу нейтринной физики, но исходная цель их сооружения была иной. Первоначальным назначением детекторов с большими массами рабочего вещества было обнаружение распада протонов, крайне редкого события, предсказываемого теорией Великого объединения. Однако ни в одном из больших детекторов, построенных за последние 20 лет, протонного распада не обнаружилось. Видимо, для физики элементарных частиц и астрофизики на следующем этапе понадобятся детекторы с еще большими массами.

Таблица

ПОДЗЕМНЫЕ ДЕТЕКТОРЫ НЕЙТРИНО

Детектор	Тип	Масса или размеры	Страна
Супер-Камиоканда	Н2О, черенковский	32 тыс. тонн	Япония
MACRO	треки + сцинтиллятор	77 х 12 х 9 (м)	Италия
Soudan-2	Fe-мишень + дрейфовая камера	963 т	США
SNO	D2O, черенковский	1000 т	Канада
Хоумстейк	С2Cl4 ,радиохимия на солнечные n	680 т	США
GNO (GALLEX)	Галлий, радиохимия на солнечные n	30 т	Италия
SAGE	Галлий, радиохимия на солнечные n	57 т	Россия
Баксан	Жидкий сцинтиллятор	330 т	Россия
LVD	Жидкий сцинтиллятор	700 т	Италия
AMANDA	Лед, черенковский	200 м* х 500 м	Антарктида
Байкал	Озеро, черенковский	43 м* х 73 м	Россия
BOREXINO+	Жидкий сцинтиллятор	300 т	Италия
KamLAND+	Жидкий сцинтиллятор	1000 т	Япония

^* диаметр, ⁺ сооружается.

Источник: Science 289, 18.08.00, p 1155.

Sudbury Neutrino Observatory.

Данные с необычной подземной обсерватории помогли ученым разрешить ключевую тайну Солнца, но подняли новые вопросы о физике элементарных частиц.

Физики из Канады, США и Великобритании заявили, что первые научные результаты, полученные в Нейтринной Обсерватории Сэдбери (Sudbury Neutrino Observatory, SNO), показывают, что Солнце генерирует столько нейтрино, сколько предсказывается современными моделями, но эти нейтрино приходят на Землю в разных формах. Результаты были представлены на ежегодной Конференции Канадской Ассоциации Физиков в г. Виктория (Британская Колумбия).

Результаты раскрывают одну из беспокоящих тайн современной астрономии: почему в прошлых экспериментах обнаруживалась только третья часть нейтрино из общего количества, предсказанного моделями солнечной физики.

"Мы теперь очень уверены в том, что несоответствие вызвано не проблемами с моделями Солнца, а изменениями в самих нейтрино, когда они путешествуют от сердцевины Солнца к Земле," – говорит Art McDonald, директор SNO.

Чтобы исследовать это, консорциум Канадских, Американских и Британских университетов разработал Sudbury Neutrino Observatory. Обсерватория расположена под землей на глубине два километра в никелевом руднике. Для детектирования используется тяжелая вода – вода, в которой атомы водорода заменены его более тяжелым изотопом, дейтерием. При взаимодействии нейтрино с тяжелой водой испускается электрон со скоростью, большей скорости света в воде. И этот электрон генерирует световое излучение, называемое Черенковским излучением. Измеряя количество этих вспышек света, можно определить количество нейтрино.

В отличие от прошлых экспериментов, детектор SNO чувствителен не только к электронным нейтрино, но и к двум другим типам нейтрино: мюонным и тау-нейтрино. Данные SNO показывают, что общее число обнаруженных нейтрино равно предсказанному числу излучаемых Солнцем электронных нейтрино. Таким образом, часть нейтрино переходит или осциллирует в два других типа нейтрино во время распространения от Солнца до Земли.

Хотя результаты являются подтверждением исследований солнечных физиков, но поднимают новые проблемы для физиков, занимающихся исследованиями элементарных частиц, которые пока не могут объяснить, почему происходят осцилляции нейтрино.

Полученные результаты дают также некоторый вклад в космологию. Подтверждение осцилляций нейтрино, вместе с прошлыми исследованиями, позволяет физикам установить верхний предел на предполагаемую массу нейтрино. Объединяя это с ожидаемым числом нейтрино во Вселенной, физики оценили, что общая масса нейтрино приблизительно равняется общей массе всех видимых звезд во Вселенной.

СУЩЕСТВУЕТ ЛИ ПРОБЛЕМА

 СОЛНЕЧНЫХ НЕЙТРИНО

 

Для решения проблемы дефицита солнечных нейтрино было предложено множество гипотез. Часть из них затрагивает астрофизику процессов в недрах Солнца, часть вводит понятие осцилляций нейтрино, часть затрагивает наши представления о пространстве-времени и его материальности.

Астрофизические гипотезы базируются на более интенсивном перемешивании вещества недр Солнца и, соответственно, на уменьшении количества реакций, сопровождающихся рождением высокоэнергичных нейтрино. При этом, для обеспечения наблюдаемой светимости Солнца, в его недрах должно происходить больше низкоэнергичных реакций. (Данное объяснение конфликтует с гелиосейсмологией.)

Физические гипотезы базируются на разных типах осцилляций нейтрино. То есть нейтрино, испущенное в реакциях на Солнце, должны превратиться в нечто другое, чтобы стать невидимками для земных нейтринных детекторов. Существует несколько гипотез осцилляций нейтрино:

превращение из электронного нейтрино в мюонное и тау-нейтрино; изменение спиральности нейтрино, то есть превращение нейтрино в антинейтрино; превращение нейтрино определенного сорта в стерильное нейтрино; вакуумные осцилляции; распад нейтрино (противоречит наблюдениям по сверхновой 1987А).

Гипотезы о материальности пространства-времени изменяют само представление о материи, энергии и ее источниках. Н.А. Козырев полагал, что источником звездной энергии является переход причины в следствие, или само время. По Козыреву, время активно, пространство пассивно, а массивные объекты поглощают время и превращают его в энергию.

Если принять энергетический выход от Солнца за 100%, то, согласно расчету, Солнце потребляет 65.9% энергии за счет квантованного поглощения пространства и лишь 34.1% остается на реакции синтеза в недрах Солнца.

Сравним это по наблюдениям нейтринного "дефицита". (Теперь дефицит законно взять в кавычки, поскольку это уже не дефицит, а доля.)

От нуля 0 до I показана доля термоядерных источников на Солнце. От I до 1 показана доля источников энергии квантовой гравитации.

0_____,_____,__^__,__I__,_____,^____,_____,_____,_____,_____1

0_____,_____,_____,__I_^,_____,_____,_____,^____,_____,_____1

0_____,_____,_____,__I__,_^___,_____^_____,_____,_____,_____1

0_____,_____,_____,__I__,____^_____,_____^_____,_____,_____1

0_____,_____,_____,__I__,_____,____^^,_____,_____,_____,_____1

Знаками ^___^ показаны диапазоны погрешностей наблюдательных данных, полученных соответственно в экспериментах: Homestake, Kamiokande, SAGE, Gallex, SuperKamiokande.

Наиболее удовлетворительное совпадение с расчетом дает самый старый и наиболее надежный экперимент Homestake. Превышение по экспериментам Kamiokande, SAGE, Gallex, SuperKamiokande может быть объяснено фоновыми нейтрино. В последних нейтринных экспериментах было зафиксировано, что результат зависит от времени суток наблюдения. А поскольку течение реакций на Солнце не зависит от того, какой стороной обращена Земля к Солнцу, делаем вывод, что наблюдатели в шахте Камиока ловят приличный уровень фоновых нейтрино, (атмосфера, недра Земли и т.п). Следовательно фактические результаты по наблюдению солнечных нейтрино на этих нейтринных обсерваториях будут ниже на долю фона.

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ

ЛИТЕРАТУРЫ

 

1. Кочаров Г.Е. // Докл. АН СССР. 1964. Т. 156. № 4. С. 781.

2. Бокал Дж. // Нейтринная астрофизика. M., Мир, 1993.

3. Кузьмин В.А. // Журн. эксперим. и теорет. физики. 1965. № 496. С. 1532.

4. Шкловский А. Е. // Звезды. Рождение, жизнь и смерть звезд. М., Наука, 1982.

5. Киппенхан Р. // 100 миллиардов звезд. М., Мир, 1990.

6. http://www.pereplet.ru/obrazovanie/stsoros/189.html

7. http://darkenergy.narod.ru/

8. http://www.physics.upenn.edu/~www/neutrino/

9. http://cupp.oulu.fi/neutrino/nd-sol.html

10. http://www.maths.qmw.ac.uk/~lms/research/neutrino.html