.
Квантовая теория Масса ядра Атомные ядра момент ядра радиоактивность Альфа-распад Бета-распад Гипотеза нейтрино Гамма-излучение Дейтрон Резонансное возбуждение кварки и лептоны частицы и античастицы Космические лучи Распад протонов

Учебные материалы по ядерной физике, курс физика атомного ядра и частиц

Поиск солнечных нейтрино

    Основываясь на современных представлениях об эволюции Солнца и составе солнечного вещества, можно утверждать, что 98% солнечной энергии генерируется в результате реакций pp - цепочки, а CNO-цикл поставляет лишь 2% солнечной энергии.
    Зная величину энергии, выделяющейся в одном акте образования ядра 4He (около 25 МэВ), и величину полной энергии, излучаемой с поверхности Солнца в секунду - солнечную светимость L = 2.4·1039 МэВ/с, можно оценить поток нейтрино Ф, падающий на поверхность Земли:

L ~ 1011 нейтрино/см2·с

где R - расстояние от Земли до Солнца.


Рис. 1. Рассчитанный спектр солнечных нейтрино. Показаны также пороги регистрации нейтрино различными методами

    Рассчитанный спектр солнечных нейтрино показан на рис. 1. Видно, что основной выход нейтрино обусловлен реакцией

p + p d + e+ + e .

Большинство нейтрино имеет энергию ниже 1 МэВ. Это обстоятельство существенно с точки зрения регистрации нейтрино. Для регистрации солнечных и космических нейтрино используются три основных метода. Различные методы регистрации нейтрино имеют различные энергетические пороги.

    Хлорный детектор. В 1946 г. Б. Понтекорво предложил использовать для детектирования нейтрино реакцию:

e + 37Cl e- + 37Ar .

    Изотоп 37Ar, образующийся в результате захвата нейтрино, является радиоактивным и переходит в 37Cl путем e- - захвата. Период полураспада 37Ar составляет 35 дней. Порог регистрации нейтрино хлорным методом составляет 0.814 МэВ, т. е. хлорный метод не регистрирует нейтрино, образующиеся в реакции

p + p d + e+ + e,

дающей основной выход солнечных нейтрино. Хлорный детектор регистрирует, главным образом, самые энергичные “борные” нейтрино, образующиеся на Солнце в реакции

8B 8Be* + e+ + e.


Рис. 2. Установка Дэвиса

    Для регистрации солнечных нейтрино Дэвисом был сконструирован детектор (рис. 2), основу которого составляет бак, заполненный 380 тыс. литров раствора четыреххлористого углерода. Атомы 37Ar, образующиеся в результате захвата нейтрино, извлекаются из жидкости путем продувания через неё газообразного гелия. Эффективность извлечения 37Ar составляет около 90%. Далее 37Ar поглощается с помощью угольных фильтров, охлажденных до температуры жидкого азота, и отделяется от гелия. После соответствующей химической очистки образцы с аргоном помещаются в специальный низкофоновый детектор, в котором регистрируется -распад 37Ar. Наблюдаются рентгеновские фотоны с энергией 2.8 кэВ, сопровождающие e-захват.

    Галлиевый детектор. Большие надежды связаны с построением детекторов на основе изотопа 71Ga. Для регистрации нейтрино в этом детекторе используется реакция

71Ga + e71Ge + e-.

Поглощение нейтрино приводит к образованию радиоактивного изотопа 71Ge (T1/2 = 11.4 дн). Галлиевый детектор имеет очень низкий порог регистрации нейтрино (233 кэВ) и поэтому он чувствителен к основному потоку солнечных нейтрино из реакции

p + p d + e+ + e.

    Детектор, содержащий 60 тонн галлия, позволит регистрировать одно "протонное" нейтрино в сутки.

    Метод регистрации нейтрино с помощью черенковского излучения. В этом методе, который используется в детекторах в KAMIOKANDE и SUPERKAMIOKANDE (Япония) детектируется черенковское излучение, образующееся в процессе нейтринно-электронного рассеяния. Порог регистрации нейтрино, обусловленный фоном, составляет 7.5 МэВ. Таким образом, эти детекторы чувствительны лишь к части высокоэнергичных нейтрино, образующихся в результате распада 8B 8Be* + e + e+. Однако этот тип детектора имеет существенное преимущество перед двумя предыдущими, так как с его помощью может быть определено направление движения нейтрино.
    Нейтринная обсерватория в Садбери (Онтарио, Канада) (Sudbury Neutrino Observatory (SNO)) была построена в шахте на глубине  2070 метров. SNO - черенковский детектор на тяжелой воде. 1000 тонн сверхчистой тяжелой воды (D2O) залито в акриловый сосуд диаметром 12 метров. Черенковсое излучение регистрируется 9600 фотоумножителями, установленными на геодезической сфере диаметром 17 метров, окружающей сосуд с тяжелой водой. Детектор погужен в сверхчистую обычную воду, которая находится в бочкообразной полости диаметром 22 метра и высотой 34 метра, выкопанной в скале. За сутки детектор регистрирует около 10 нейтринный событий.

    Ожидаемый поток нейтрино рассчитывается, исходя из определенной Солнечной модели. В случае экспериментов Дэвиса этот поток пересчитывается в скорость захвата нейтрино в резервуаре емкостью 380 тыс. литров. Для характеристики скорости захвата вводится специальная единица СЕН - солнечная единица нейтрино.

1 СЕН = 10-36 захватов нейтрино в секунду на атом.

    Основным источником фона являются нейтрино, генерируемые космическими лучами, и нейтрино от радиоактивного распада в скальных породах.
    В результате экспериментов Дэвиса было показано, что Солнце является источником нейтрино, т.е. на Солнце протекают ядерные реакции. Однако наблюдаемый поток солнечных нейтрино оказался примерно в 3 раза меньше, чем предсказывали стандартные модели Солнца. Экспериментально измеренная скорость образования аргона - 2.2 + 0.4 СЕН. Из общего значения, предсказываемого теорией (7.8 СЕН) 6.3 СЕН обусловлены распадом 

8B 8Be* + e+ + e.

    Детекторы KAMIOKANDE регистрируют ~ 50% предсказанного потока солнечных нейтрино. Галлиевые детекторы регистрируют в основном высоко-энергетическую часть нейтрино, образующихся в pp-цепочке. Они также регистрируют около 50% от предсказанного теорией потока солнечных нейтрино.

    В нейтринной обсерватории Садбери (SNO) нейтринные потоки "борных" нейтрино детектировались с помощью реакций:

нейтриноe + d---->p + p + e-    (CC)
нейтриноx + d---->p + n + нейтриноx   (NC)
нейтриноx + e----->нейтриноx + e-    (ES).

Первая реакция (СС), протекающая с участием заряженных токов, чувствительна только к электронным нейтрино (нейтриноe), Вторая (NC), протекающая с участием нейтральных токов чувствительна ко всем нейтрино ( x - e, мю, тау). Упругое рассеяние (ES) чувствительно ко всем ароматам нейтрино, но к мюонным и тау в меньшей степени. Таким образом, если нейтрино могут переходить из одного аромата в другой, поток нейтрино, измеренный с помощью реакции (СС) FCC(нейтриноe) должен быть меньше, чем поток, измеренный с помощью реакции (ES) FES(нейтриноx)

FCC(нейтриноe) < FES(нейтриноx).

Экспериментальные данные, полученные в Садбери после первого этапа экспериментов следующие:
FCC(нейтриноe) = 1.75 + 0.07 ·106 см-2 с-1,
FES(нейтриноx) = 2.39 + 0.34 ·106 см-2 с-1.
(Здесь указаны только статистические погрешности).
Оценка полного потока солнечных нейтрино 5.44 + 0.99 ·106 см-2 с-1 находится в хорошем согласии с моделями Солнца.
Оценка суммы масс электронного, мюонного и тау нейтрино находятся в пределах 0.05-8.4 эВ.
    Результаты эксперимента, выполненного в нейтринной обсерватории Садбери интерпретируются как ясное свидетельство в пользу нейтринных осцилляций, которые происходят в случае, если массы нейтрино не равны нулю.


На главную