Problema neutrinilor solari

Problema neutrinilor solari , sau problema deficitului de neutrini solari , este o problema de astrofizica , care consta in diferenta dintre numarul de neutrini prezis si observat teoretic emis de Soare . Problema este considerată rezolvată: au fost descoperite oscilații de neutrini , din cauza cărora unii dintre neutrinii electronici se transformă în neutrini de alte tipuri, neobservabili în unele tipuri de detectoare de neutrini. Luând în considerare oscilațiile, fluxul de neutrini de toate tipurile este în concordanță cu valorile care sunt prezise de teorie.

Problema neutrinilor solari a apărut după ce rezultatele primului experiment de observare a acestor particule au fost publicate în 1968: apoi s-a constatat că erau de aproximativ trei ori mai puțini decât prezise teoria. Pentru a rezolva problema, au fost înaintate diverse ipoteze: ideea existenței oscilațiilor neutrinilor a fost prezentată în același 1968 și confirmată experimental în 2002, ceea ce a rezolvat problema neutrinilor solari. În 2015, Takaaki Kajita și Arthur Macdonald au primit Premiul Nobel pentru Fizică pentru descoperirea oscilațiilor .

Descriere

În nucleele stelelor , inclusiv Soarele , temperatura și presiunea sunt suficient de mari pentru ca acolo să aibă loc reacții termonucleare . În cazul Soarelui, acestea sunt diverse reacții de combustie nucleară a hidrogenului, în care patru protoni sunt transformați într-un nucleu de heliu  - în primul rând, mai multe lanțuri de reacții ale ciclului proton-proton [1] [2] . În aceste reacții se eliberează energie, cea mai mare parte a acesteia fiind transferată treptat de fotoni la suprafața Soarelui, după care este emisă sub formă de fotoni de la suprafața sa [3] . Restul energiei este eliberată sub formă de neutrini de electroni ( ), care părăsesc liber Soarele, practic fără a interacționa cu materia acestuia. Cu toate acestea, numărul observat al acestor particule s-a dovedit a fi mult mai mic decât cel prezis de modelul teoretic al Soarelui, iar această discrepanță se numește problema neutrinilor solari [4] [5] [6] .

Producția de neutrini solari

Numărul și energia neutrinilor emiși depind de viteza totală a reacțiilor și de reacțiile care au loc. De exemplu, în ramura ppI a ciclului proton-proton pentru formarea unui nucleu de heliu, următoarea reacție are loc de două ori, în care se formează un neutrin cu o energie medie de 0,263 MeV [7] :

În ramurile ciclului proton-proton ppII și ppIII, în timpul formării unui nucleu de heliu, reacția de mai sus are loc o singură dată, dar neutrinii se formează și în alte reacții. De exemplu, ramura ppII conține o reacție în care apare un neutrin cu o energie medie de 0,80 MeV [7] :

O altă reacție are loc în ramura ppIII și generează neutrini cu o energie medie de 7,2 MeV [7] :

Pe lângă aceste reacții, o mică contribuție la emisia de neutrini este adusă, de exemplu, de ciclul CNO [8] . Fluxul de neutrini observat, în principiu, face posibilă determinarea frecvenței acestor reacții și deci a condițiilor din centrul Soarelui, de care depinde frecvența acestor reacții [9] . Deoarece în reacțiile ciclului proton-proton se nasc doi neutrini pe nucleu de heliu și se eliberează 26,7 MeV, iar luminozitatea totală a Soarelui este de 4⋅10 33 erg /s, atunci ar trebui să se nască 1,8⋅10 38 neutrini pe secundă . in soare. În acest caz, pe Pământ , la 1 UA de Soare. , fluxul de neutrini ar trebui să fie de aproximativ 10 11 particule pe secundă pe centimetru pătrat [10] .

Observarea neutrinilor

Neutrinii pot fi înregistrați prin interacțiunea lor cu alte particule. Pentru aceasta, sunt utilizați diverși detectoare de neutrini , de exemplu, clor-argon sau galiu-germaniu - clor , când interacționează cu un neutrin electronic, se transformă în argon și galiu  - în germaniu [9] [11] :

Doar neutrinii cu energie suficientă pot participa la aceste două reacții: pentru o reacție cu clor, energia trebuie să fie de cel puțin 0,814 MeV, iar pentru o reacție cu galiu, cel puțin 0,2332 MeV. Prin urmare, astfel de reacții fac posibilă măsurarea fluxului de neutrini solari, a căror energie depășește un anumit prag [9] . Fluxul de neutrini este de obicei măsurat în unități de neutrini solari (SNU): o astfel de unitate corespunde unui flux de neutrini la care au loc 10 −36 de reacții pe secundă pentru un atom ales [8] .

De la primele experimente privind observarea neutrinilor, s-a constatat că fluxul de neutrini se dovedește a fi vizibil mai mic decât cel prezis de modelul teoretic al Soarelui. De exemplu, pentru experimentul galiu-germaniu, fluxul de neutrini observat a fost de aproximativ 70 SNU, în timp ce teoria a prezis o valoare de 122 SNU [8] . Pentru experimentul clor-argon, valoarea observată a fost de aproximativ 2,5 SNU, adică doar aproximativ o treime din valoarea teoretică de 8,0 SNU [12] [13] . Această discrepanță a devenit cunoscută ca problema deficitului de neutrini solari [5] [6] [14] .

Soluție

Problema neutrinilor solari este rezolvată prin oscilații de neutrini : neutrinii de electroni , muoni și tau se pot schimba de la un tip la altul. Deoarece Soarele nu produce neutrini muoni și tau, ca urmare a oscilațiilor, o parte din neutrinii electronici trece în celelalte două tipuri. În același timp, neutrinii muoni și tau nu pot fi detectați prin unele dintre metodele utilizate pentru observarea neutrinilor electronici, motiv pentru care astfel de metode arată un deficit de neutrini solari în comparație cu teoria care nu ține cont de oscilațiile [5] [6 ]. ] [15] . În plus, atunci când neutrinii se propagă în materie, oscilațiile neutrinilor cresc, ceea ce este cunoscut sub numele de efectul Mikheev-Smirnov-Wolfenstein [11] .

Fluxul total de neutrini poate fi măsurat, de exemplu, folosind următoarea reacție, la care neutrinii de toate cele trei tipuri pot lua parte ( ) [16] :

În același timp, există și o reacție care implică deuteriu, la care poate participa doar un neutrin electronic, ceea ce face posibilă compararea fluxului de neutrini electronici cu fluxul de neutrini de toate tipurile [16] :

O altă reacție posibilă este împrăștierea elastică a oricărui tip de neutrin de către un electron . După o astfel de împrăștiere, electronul emite radiație Cherenkov , care poate fi detectată, deși o astfel de reacție este mai probabilă într-o coliziune cu un neutrin electronic decât cu oricare altul [16] :

Fluxul a trei tipuri de neutrini măsurat în acest mod este de acord cu calculele teoretice, iar compararea acestui flux cu fluxul de neutrini electronici dovedește existența oscilațiilor și rezolvă problema neutrinilor solari. În plus, din prezența oscilațiilor rezultă că neutrinii au o altă masă decât zero [6] [16] .

Istoricul problemei

Descoperire

În 1930, Wolfgang Pauli a sugerat că, datorită anumitor legi de conservare , reacțiile nucleare din Soare ar trebui să producă particule neutre, numite mai târziu neutrini [5] . Primele ipoteze despre posibilitatea observării neutrinilor solari au apărut în anii 1940: au fost prezentate de Bruno Pontecorvo în 1946 și Luis Alvarez în 1949. În 1964, Raymond Davies și John Bakal au publicat două lucrări în care au indicat posibilitatea înregistrării neutrinilor într-o reacție cu un atom de clor-37 (vezi mai sus ) [17] .

După aceea, primul observator de neutrini a fost construit în mina Homestake din Dakota de Sud , situată la 1500 m sub pământ și folosind 600 de tone de tetracloretilenă ca reactiv . În 1968, cu participarea lui Davis, au fost publicate rezultatele primului experiment la acest observator, iar Bakal, în colaborare cu alți oameni de știință, în același an a calculat teoretic câți neutrini ar trebui să înregistreze un astfel de observator - aceste rezultate diferă de de aproape trei ori, ceea ce a dat începutul problemei neutrinilor solari. Experimente ulterioare la Homestake și apoi la alte observatoare — Kamiokande , GALLEX , SAGE  — și rafinarea parametrilor Modelului Solar Standard au confirmat o discrepanță semnificativă între teorie și observații [9] [17 ] ] [18] .

În 2002, Davies și Masatoshi Koshiba de la Observatorul Kamiokande au primit fiecare câte un sfert din Premiul Nobel pentru Fizică pentru descoperirea neutrinului electronic și, respectiv, confirmarea existenței problemei neutrinului solar [9] [19] .

Încercări de soluție

După descoperirea problemei, au fost înaintate diverse ipoteze pentru a o rezolva [20] :

De-a lungul timpului, primele patru ipoteze au fost respinse [20] . Ideea posibilității oscilațiilor a fost propusă de Bruno Pontecorvo în 1968, iar până în 1986 a fost descoperit efectul Mikheev-Smirnov-Wolfenstein , datorită căruia oscilațiile sunt amplificate atunci când neutrinii se propagă în materie [11] .

Confirmare experimentală

Pentru detectarea experimentală a oscilațiilor neutrinilor, până în 1999, a fost construit și a început să funcționeze detectorul SNO , situat la o adâncime de aproximativ 2 km în Sudbury , Canada . A folosit aproximativ 1000 de tone de apă grea ca reactiv : un atom de deuteriu se poate descompune într-un atom de hidrogen și un neutron atunci când reacționează cu orice neutrino, nu doar cu unul electron (vezi mai sus ). În 2001, conform rezultatelor lucrărilor observatorului, s-a confirmat experimental că au loc oscilații de neutrini, iar în 2002 s-a dovedit că fluxul observat de neutrini de toate tipurile este în concordanță cu cel prezis teoretic, ținând cont de oscilații. , datorită căruia s-a rezolvat problema neutrinilor solari [5] [16] . În 2015, pentru descoperirea oscilațiilor neutrinilor și pentru dovada că neutrinii au o masă diferită de zero, Takaaki Kajita și Arthur MacDonald au primit Premiul Nobel pentru Fizică [21] .

Note

  1. ↑ Zeldovich Ya. B. , Blinnikov S. I., Shakura N. I. Fundamentele fizice ale structurii și evoluției stelelor . 5.5 Reacții nucleare în stele . Astronet . Preluat la 19 septembrie 2021. Arhivat din original la 24 august 2021.
  2. ↑ LeBlanc, 2011 , p. 220.
  3. ↑ Zeldovich Ya. B. , Blinnikov S. I., Shakura N. I. Fundamentele fizice ale structurii și evoluției stelelor . 3. Transferul de radiații în stele . Astronet . Preluat la 19 septembrie 2021. Arhivat din original la 26 august 2021.
  4. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 166-174.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 Shirshov L. Neutrinii solari își schimbă aspectul pe drum . Știință și Viață . Preluat la 19 septembrie 2021. Arhivat din original la 21 septembrie 2021.
  6. ↑ 1 2 3 4 Problemă  cu neutrini solari . Enciclopedia Britannica . Preluat la 19 septembrie 2021. Arhivat din original la 6 octombrie 2021.
  7. ↑ 1 2 3 LeBlanc, 2011 , pp. 220-221.
  8. ↑ 1 2 3 Colaborare SAGE . Măsurarea ratei de captare a neutrinilor solari prin SAGE și implicații pentru oscilațiile neutrinilor în vid  // Physical Review Letters  . - College Park, Mariland: American Physical Society , 1999. - 1 decembrie ( 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. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 25, 171.
  11. ↑ 1 2 3 Zasov, Postnov, 2011 , p. 172.
  12. ↑ Fluxuri de neutrini solari . Cosmosul NASA . Universitatea Tufts . Preluat la 22 septembrie 2021. Arhivat din original la 15 iunie 2021.
  13. ↑ Ridpath Ian Unitate de neutrini solari  (engleză)  // A Dictionary of Astronomy (ed. a doua rev.). — Oxf. : Oxford Univ. Apăsați . — ISBN 978-0191739439 . - doi : 10.1093/oi/authority.20110803100516859 . Arhivat din original pe 28 februarie 2018.
  14. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 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 IJ, Parker P., Boesgaard AM, Hale GM Sinteza elementelor în stele: patruzeci de ani de progres  // Reviews of Modern Physics  . - N. Y .: American Physical Society , 1997. - 1 octombrie ( vol. 69 ). — P. 995–1084 . — ISSN 0034-6861 . - doi : 10.1103/RevModPhys.69.995 .
  18. ↑ Haxton WC The Solar Neutrino Problem  //  Anual Review of Astronomy and Astrophysics. - Pato Alto: Annual Reviews , 1995. - 1 ianuarie ( vol. 33 ). - P. 459-504 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002331 . Arhivat din original pe 11 martie 2021.
  19. ↑ Premiul Nobel pentru Fizică   2002 ? . NobelPrize.org . Preluat la 26 septembrie 2021. Arhivat din original la 22 mai 2020.
  20. ↑ 12 LeBlanc , 2011 , pp. 227-228.
  21. ↑ Premiul Nobel pentru Fizică   2015 ? . NobelPrize.org . Preluat la 26 septembrie 2021. Arhivat din original la 11 august 2018.

Literatură