A napneutrínók problémája

A szoláris neutrínók problémája , vagy a szoláris neutrínók hiányának problémája az asztrofizikai problémája, amely a Nap által kibocsátott neutrínók elméletileg előre jelzett és megfigyelt száma közötti különbségből állt . A probléma megoldottnak tekinthető: neutrínó oszcillációkat fedeztek fel , amelyek következtében az elektronneutrínók egy része más típusú neutrínókká alakul, amelyek bizonyos típusú neutrínódetektorokban nem figyelhetők meg. Figyelembe véve az oszcillációkat, minden típusú neutrínó fluxusa összhangban van az elmélet által megjósolt értékekkel.

A szoláris neutrínók problémája azután merült fel, hogy 1968-ban publikálták az e részecskék megfigyelésével kapcsolatos első kísérlet eredményeit: ekkor derült ki, hogy megközelítőleg háromszor kevesebb van belőlük, mint azt az elmélet előre jelezte. A probléma megoldására különféle hipotéziseket terjesztettek elő: a neutrínó-oszcillációk létezésének gondolatát 1968-ban terjesztették elő, és 2002-ben kísérletileg megerősítették, ami megoldotta a napneutrínók problémáját. 2015-ben Takaaki Kajita és Arthur Macdonald fizikai Nobel-díjat kapott az oszcillációk felfedezéséért .

Leírás

A csillagok magjában , beleértve a Napot is , a hőmérséklet és a nyomás elég magas ahhoz, hogy termonukleáris reakciók menjenek végbe . A Nap esetében ezek a hidrogén különféle nukleáris égési reakciói, amelyek során négy proton alakul át héliummaggá - mindenekelőtt  a proton-proton ciklus több reakciólánca [1] [2] . Ezekben a reakciókban energia szabadul fel, melynek nagy részét a fotonok fokozatosan a Nap felszínére juttatják, majd fotonok formájában bocsátják ki a felszínéről [3] . Az energia fennmaradó része elektronneutrínók ( ) formájában szabadul fel, amelyek szabadon hagyják el a Napot, gyakorlatilag anélkül, hogy kölcsönhatásba lépnének az anyaggal. Ezeknek a részecskéknek a megfigyelt száma azonban sokkal kisebbnek bizonyult, mint azt a Nap elméleti modellje jósolta, és ezt az eltérést a napneutrínók problémájának nevezik [4] [5] [6] .

Napneutrínó gyártás

A kibocsátott neutrínók száma és energiája a reakciók általános sebességétől és attól függ, hogy milyen reakciók mennek végbe. Például a proton-proton ciklus ppI ágában egy héliummag kialakulásához kétszer megy végbe a következő reakció, amelyben neutrínó képződik átlagosan 0,263 MeV energiával [7] :

A proton-proton körfolyamat ppII és ppIII ágaiban egy-egy héliummag kialakulása során a fenti reakció csak egyszer megy végbe, de más reakciókban is keletkeznek neutrínók. Például a ppII ág tartalmaz egy reakciót, amelyben egy neutrínó jelenik meg átlagosan 0,80 MeV energiával [7] :

Egy másik reakció megy végbe a ppIII ágban, és 7,2 MeV átlagos energiájú neutrínókat generál [7] :

E reakciókon kívül a neutrínó-emisszióhoz kis mértékben hozzájárul például a CNO ciklus [8] . A megfigyelt neutrínó fluxus elvileg lehetővé teszi e reakciók gyakoriságának meghatározását, és ezáltal a Nap középpontjában fennálló körülményeket, amelyektől ezeknek a reakcióknak a gyakorisága függ [9] . Mivel a proton-proton ciklus reakcióiban héliummagonként két neutrínó születik és 26,7 MeV szabadul fel, a Nap teljes fényereje pedig 4⋅10 33 erg /s, így másodpercenként 1,8⋅10 38 neutrínónak kellene születnie. a napon. Ebben az esetben a Földön , 1 AU távolságra a Naptól. , a neutrínó fluxusának másodpercenként körülbelül 10 11 részecske/négyzetcentiméternek kell lennie [10] .

Neutrinók megfigyelése

A neutrínókat más részecskékkel való kölcsönhatásuk alapján lehet regisztrálni. Ehhez különféle neutrínódetektorokat használnak , például a klór-argon vagy a gallium-germánium- klór , amikor egy elektronneutrínóval kölcsönhatásba lép, argonná alakul , a gallium  pedig germániummá [9] [11] :

Ebben a két reakcióban csak megfelelő energiájú neutrínók vehetnek részt: klórral történő reakció esetén az energiának legalább 0,814 MeV-nak, galliummal történő reakciónál pedig legalább 0,2332 MeV-nak kell lennie. Ezért az ilyen reakciók lehetővé teszik a napneutrínók fluxusának mérését, amelyek energiája meghalad egy bizonyos küszöböt [9] . A neutrínó fluxusát általában szoláris neutrínó egységekben (SNU) mérik: egy ilyen mértékegység egy olyan neutrínó fluxusnak felel meg, amelynél egy kiválasztott atomonként másodpercenként 10–36 reakció megy végbe [8] .

A neutrínó-megfigyeléssel kapcsolatos első kísérletek óta azt találták, hogy a neutrínó fluxusa észrevehetően kisebbnek bizonyult, mint amit a Nap elméleti modellje jósolt. Például a gallium-germánium kísérletnél a megfigyelt neutrínó fluxus körülbelül 70 SNU volt, míg az elmélet 122 SNU értéket jósolt [8] . A klór-argon kísérletnél a megfigyelt érték körülbelül 2,5 SNU volt, azaz az elméleti 8,0 SNU értéknek csak körülbelül egyharmada [12] [13] . Ez az eltérés a szoláris neutrínó hiány problémájaként vált ismertté [5] [6] [14] .

Megoldás

A szoláris neutrínók problémáját a neutrínó oszcillációja oldja meg : az elektron- , müon- és tau-neutrínók egyik típusról a másikra változhatnak. Mivel a Nap nem termel müon- és tau-neutrínót, az oszcillációk hatására az elektronneutrínók egy része átmegy a másik két típusba. Ugyanakkor a müon- és tau-neutrínókat az elektronneutrínók megfigyelésére használt módszerek egy része nem képes kimutatni, ezért ezek a módszerek a szoláris neutrínók hiányát mutatják az oszcillációt nem számoló elmélethez képest [5] [6 ] ] [15] . Ezen túlmenően, amikor a neutrínók terjednek az anyagban, megnő a neutrínó oszcillációja, amit Mikheev-Smirnov-Wolfenstein effektusként ismernek [11] .

A teljes neutrínó fluxus mérhető például a következő reakcióval, amelyben mindhárom típusú neutrínó részt vehet ( ) [16] :

Ugyanakkor van egy deutériumot érintő reakció is, amelyben csak egy elektronneutrínó vehet részt, ami lehetővé teszi az elektronneutrínók áramlásának összehasonlítását minden típusú neutrínó áramlásával [16] :

Egy másik lehetséges reakció bármely típusú neutrínó rugalmas szóródása egy elektron által . Ilyen szórás után az elektron Cserenkov-sugárzást bocsát ki , ami detektálható, bár egy ilyen reakció valószínűbb egy elektronneutrínóval való ütközéskor, mint bármely mással [16] :

Az így mért háromféle neutrínó fluxusa megegyezik az elméleti számításokkal, és ennek a fluxusnak az elektronneutrínók fluxusával való összehasonlítása bizonyítja az oszcillációk létezését és megoldja a szoláris neutrínók problémáját. Ezenkívül az oszcillációk jelenlétéből az következik, hogy a neutrínók tömege nem nulla [6] [16] .

A probléma története

Felfedezés

1930-ban Wolfgang Pauli azt javasolta, hogy bizonyos természetvédelmi törvények miatt a Napban zajló nukleáris reakcióknak semleges részecskéket kell termelniük, amelyeket később neutrínónak neveznek [5] . Az első feltételezések a szoláris neutrínók megfigyelésének lehetőségéről az 1940-es években jelentek meg: Bruno Pontecorvo 1946-ban és Luis Alvarez 1949-ben terjesztette elő őket. 1964-ben Raymond Davies és John Bakal két közleményt publikált, amelyekben jelezték a neutrínók regisztrálásának lehetőségét egy klór-37 atommal való reakcióban (lásd fent ) [17] .

Ezt követően megépült az első neutrínó-obszervatórium a dél-dakotai Homestake bányában , amely 1500 méterrel a föld alatt található, és 600 tonna tetraklór -etilént használtak reagensként . 1968-ban szintén Davis részvételével publikálták az első kísérlet eredményeit ebben az obszervatóriumban, és Bakal más tudósokkal együttműködve még ugyanebben az évben elméletileg kiszámolta, hány neutrínót kell regisztrálnia egy ilyen obszervatóriumnak - ezek az eredmények eltértek csaknem háromszor, ami a napneutrínók problémájának kezdetét adta. A Homestake-ben, majd más obszervatóriumokban – Kamiokande , GALLEX , SAGE – végzett további kísérletek és a Standard Solar Model  paramétereinek finomítása megerősítette az elmélet és a megfigyelések közötti jelentős eltérést [9] [17 ] ] [18] .

2002-ben Davies és Masatoshi Koshiba , a Kamiokande Obszervatórium egy-egy negyedét fizikai Nobel-díjban részesítették az elektronneutrínó felfedezéséért, illetve a napneutrínó probléma létezésének megerősítéséért [9] [19] .

Megoldási kísérletek

A probléma felfedezése után különféle hipotéziseket állítottak fel annak megoldására [20] :

Idővel az első négy hipotézist elvetették [20] . Az oszcillációk lehetőségének ötletét Bruno Pontecorvo 1968-ban vetette fel, majd 1986 -ra felfedezték a Mikheev-Smirnov-Wolfenstein effektust , amelynek köszönhetően a neutrínók anyagban terjedése során felerősödnek az oszcillációk [11] .

Kísérleti megerősítés

A neutrínó oszcillációinak kísérleti kimutatására 1999- re megépült és megkezdte működését az SNO detektor , amely körülbelül 2 km-es mélységben található a kanadai Sudburyben . Körülbelül 1000 tonna nehézvizet használt fel reagensként : a deutérium atom hidrogénatommá és neutronná bomlik le, ha bármilyen neutrínóval reagál, nem csak elektronnal (lásd fent ). 2001-ben az obszervatórium munkájának eredményei alapján kísérletileg igazolták, hogy neutrínó oszcillációk fordulnak elő, majd 2002-ben kiderült, hogy minden típusú neutrínó megfigyelt fluxusa megfelel az elméletileg előrejelzettnek, figyelembe véve az oszcillációkat. , aminek köszönhetően megoldódott a szoláris neutrínók problémája [5] [16] . 2015-ben a neutrínók rezgésének felfedezéséért és annak bizonyításáért, hogy a neutrínók tömege nem nulla, Takaaki Kajita és Arthur MacDonald fizikai Nobel -díjat kapott [21] .

Jegyzetek

  1. ↑ Zeldovich Ya. B. , Blinnikov S. I., Shakura N. I. A csillagok szerkezetének és fejlődésének fizikai alapjai . 5.5 Magreakciók csillagokban . Asztronet . Letöltve: 2021. szeptember 19. Az eredetiből archiválva : 2021. augusztus 24.
  2. ↑ LeBlanc, 2011 , p. 220.
  3. ↑ Zeldovich Ya. B. , Blinnikov S. I., Shakura N. I. A csillagok szerkezetének és fejlődésének fizikai alapjai . 3. Sugárzás átadása csillagokban . Asztronet . Letöltve: 2021. szeptember 19. Az eredetiből archiválva : 2021. augusztus 26.
  4. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , p. 166-174.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 Shirshov L. A szoláris neutrínók menet közben megváltoztatják megjelenésüket . Tudomány és Élet . Letöltve: 2021. szeptember 19. Az eredetiből archiválva : 2021. szeptember 21.
  6. ↑ 1 2 3 4 Szoláris neutrínó probléma  . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2021. szeptember 19. Az eredetiből archiválva : 2021. október 6..
  7. ↑ 1 2 3 LeBlanc, 2011 , pp. 220-221.
  8. ↑ 1 2 3 SAGE Együttműködés . A szoláris neutrínó befogási sebességének mérése a SAGE által és a neutrínó oszcillációinak következményei vákuumban  // Physical Review Letters  . - College Park, Mariland: American Physical Society , 1999. - december 1. ( 83. kötet ). — 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. ↑ Napneutrínó fluxusok . A NASA kozmosza . Tufts Egyetem . Letöltve: 2021. szeptember 22. Az eredetiből archiválva : 2021. június 15.
  13. ↑ Ridpath Ian Solar neutrino unit  (angol)  // A Dictionary of Astronomy (2nd rev.). — Oxf. : Oxford Univ. Nyomja meg a gombot . — ISBN 978-0191739439 . - doi : 10.1093/oi/authority.20110803100516859 . Archiválva az eredetiből 2018. február 28-án.
  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 Elemek szintézise csillagokban: negyven év haladás  // Reviews of Modern Physics  . - N. Y .: American Physical Society , 1997. - október 1. ( 69. kötet ). — P. 995–1084 . — ISSN 0034-6861 . - doi : 10.1103/RevModPhys.69.995 .
  18. ↑ Haxton WC The Solar Neutrino Problem  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Pato Alto: Annual Reviews , 1995. - január 1. ( 33. kötet ). - P. 459-504 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002331 . Az eredetiből archiválva : 2021. március 11.
  19. ↑ A  2002 -es fizikai Nobel-díj  ? . NobelPrize.org . Letöltve: 2021. szeptember 26. Az eredetiből archiválva : 2020. május 22.
  20. ↑ 12 LeBlanc , 2011 , pp. 227-228.
  21. ↑ A  2015 -ös fizikai Nobel-díj  ? . NobelPrize.org . Letöltve: 2021. szeptember 26. Az eredetiből archiválva : 2018. augusztus 11..

Irodalom