 |
 |
|
 |
|
|
НЕЙТРИННАЯ АСТРОНОМИЯ |
| Большая советская энциклопедия (БЭС) |
новый раздел наблюдательной астрономии, связанный с поиском и исследованием потоков Нейтрино от источников внеземного происхождения. Нейтрино является единственным видом излучения, который приходит к земному наблюдателю из самых глубоких недр Солнца (См. Солнце) и звёзд и несёт в себе информацию об их внутренней структуре и о происходящих там процессах. Современные средства регистрации нейтрино допускают возможность обнаружения нейтринного излучения лишь от Солнца и сверхновых звёзд (См. Сверхновые звёзды) нашей Галактики.
Нейтринная астрономия Солнца. Существование мощного потока нейтрино от Солнца вытекает из современной концепции происхождения и строения Солнца, согласно которой его светимость полностью обеспечивается энергией термоядерного превращения водорода в гелий в центральной области Солнца. Как показывают расчёты моделей Солнца (см. Звёздные модели), основной вклад в энерговыделение даёт водородный цикл, а доля углеродно-азотного (CNO) цикла составляет не более 1% (см. Термоядерные реакции). Синтез каждого атома 4He сопровождается испусканием двух электронных нейтрино e. а полный поток нейтрино, определяемый светимостью, составляет у поверхности Земли 6,51010 нейтрино/см2сек, причём нейтрино уносят ~3% энергии термоядерного синтеза. Наблюдение солнечных нейтрино явилось бы убедительным подтверждением основных идей термоядерной эволюции Солнца. Измерение потоков нейтрино от различных реакций с помощью соответствующего набора детекторов составляет полную программу исследования внутренней структуры Солнца. Поскольку поток солнечных нейтрино испытывает сезонные вариации с амплитудой около 7% (что связано с наличием эксцентриситета у земной орбиты), наблюдение этих вариаций служило бы доказательством того, что регистрируемые нейтрино — солнечные. Др. способ определения направления прихода нейтрино состоит в измерении углового распределения электронов, образующихся при захвате нейтрино в детекторе (см. ниже): электроны из-за несохранения чётности (См. Чётность) в -распаде должны вылетать преимущественно в направлении на Солнце.
Первые эксперименты по наблюдению солнечных нейтрино осуществлены американским учёным Р. Девисом с сотрудниками в 1967—68 с помощью радиохимического нейтринного детектора, содержащего 610 т жидкого перхлорэтилена (C2Cl4). Детектор устанавливался под землёй на глубине 1480 м для подавления фона космических лучей (См. Космические лучи). Регистрация нейтрино основана на методе, предложенном в 1946 Б. М. Понтекорво. Солнечные нейтрино с энергией > 0,814 Мэв образуют в реакции 37Cl + е > е- + Ar радиоактивный Ar с периодом полураспада 35 сут. Согласно расчётам, основной вклад (76%) в эффект должны давать нейтрино наиболее высокой энергии (до 14 Мэв) от распада 8В > 8Ве + e+ + e в самой редкой ветви водородного цикла. Поток этих нейтрино зависит от температуры Т как T20, поэтому хлорный детектор является уникальным «термометром» для измерения температуры центральной области Солнца Tc. Теория предсказывала значение Tc 15·106 K.
В экспериментах Девиса 37Ar накапливался в детекторе в течение 100 сут, затем извлекался продуванием через жидкость гелия, адсорбировался активированным углём при температуре 77 К и помещался в пропорциональный счётчик, который подсчитывал количество распавшихся атомов 37Аг. Измерения, полученные в 1972 (как и первые измерения 1967—68), показали, что нейтринный эффект в несколько раз ниже предсказываемого теорией и не превосходит фоновый эффект детектора (в детекторе под действием солнечных нейтрино накапливалось не более 8 атомов 37Ar за эксперимент вместо ожидаемых 45).
Хотя солнечные нейтрино не были с достоверностью зарегистрированы, результаты экспериментов являются важным достижением Н. а., так как показывают, что современные представления о солнечных нейтрино в чём-то неверны. Решение загадки солнечных нейтрино можно искать в трёх направлениях. 1) Возможно, Tc ниже теоретического значения, предсказываемого стандартными моделями Солнца, и составляет около 13106 K, т. е. лежит за порогом чувствительности «нейтринного термометра»; это означает, что Солнце устроено иначе, чем считалось до сих пор. 2) Может оказаться, что при расчётах моделей используются неверные значения скоростей ядерных реакций; это означало бы, что шкала «нейтринного термометра» неправильно отградуирована. 3) «Нейтринный термометр» вообще может оказаться «испорченным», если по пути к Земле с нейтрино что-то происходит, например распад (если бы они оказались нестабильными частицами), осцилляции (переводящие нейтрино в невзаимодействующие с хлором состояния) и т.п. Для окончательного решения проблемы необходимо повысить чувствительность хлорного детектора, а также провести дополнительно эксперименты с детекторами, чувствительными к нейтрино меньших энергий, например 7Li, 71Ga, 87Rb, 55Mn. Др. важная задача Н. а. — наблюдение солнечных нейтрино от реакции 1H + p + e- > 2H + e (с помощью детекторов 37Cl и 7Li), которая обязательно сопутствует водородному циклу. Их обнаружение явилось бы доказательством протекания водородного цикла на Солнце, исключило бы гипотезы об аномальных свойствах нейтрино и тем самым подтвердило правильность заключения о том, что CNO-цикл не вносит заметного вклада в генерацию энергии на Солнце (если бы CNO-цикл вносил основной вклад, в детекторе Девиса должно было бы образовываться около 300 атомов 37Ar).
Нейтринные вспышки. Потоки нейтрино от др. «спокойных» звёзд, даже самых близких, очень малы и не могут быть зарегистрированы современными методами. Вместе с тем вполне осуществимой представляется задача наблюдения нейтринных вспышек от звёзд в момент их гравитационного коллапса. Наиболее вероятными объектами являются сверхновые звёзды нашей Галактики, непосредственно перед взрывом которых происходит коллапс центрального ядра. Нейтринная вспышка может быть зарегистрирована даже в том случае, если сверхновая оптически ненаблюдаема. Длительность такой вспышки ~0,01 сек (потоки нейтрино у Земли 1010—1012 нейтрино/см2 за вспышку). Измеряя время запаздывания начала вспышки, зарегистрированного детекторами в разных местах земного шара, можно установить направление прихода нейтринного излучения. Вспышки могут быть зарегистрированы водородсодержащим сцинтиллятором массой в несколько сотен т в виде характерной серии импульсов. Такие эксперименты планируются в СССР и в США.
Нейтринная астрофизика. Необходимость исследования астрофизических явлений с участием нейтрино породила новую ветвь в астрофизике — нейтринную астрофизику. По современным представлениям, нейтринное излучение, которое сильно растет с увеличением температуры, оказывает решающее влияние на картину эволюции звёзд на завершающих стадиях, когда температура в недрах звезды достигает ~ 109 K и выше. Это связано с тем, что испускание нейтрино происходит из самых горячих, внутренних областей звезды (так как пробеги нейтрино в веществе значительно больше размеров звезды), и поэтому именно нейтринное излучение определяет скорость потери энергии такими звёздами. Примером является влияние гипотетического электронно-нейтринного взаимодействия (предсказываемого универсальной теорией слабого взаимодействия; см. Нейтрино) на эволюцию ядра планетарных туманностей, учёт которого позволяет согласовать наблюдаемые данные о времени эволюции с теоретическими расчётами; в свою очередь, возможность такого согласования является аргументом в пользу существования этого взаимодействия.
Когда температура в центре звезды достигает значения ~1011 К, пробег e становится сравнимым с размерами звезды и при дальнейшем увеличении температуры звезда становится непрозрачной для нейтрино. Поскольку, однако, пробеги нейтрино остаются ещё несравнимо большими пробегов фотонов, перенос энергии в звезде осуществляется посредством нейтринного газа (нейтринная теплопроводность) и потери энергии продолжают определяться нейтринным излучением. При температурах 21011 К звёзды становятся непрозрачными и для мюонных нейтрино . Такие стадии жизни звезды наиболее загадочны и интересны. Предполагается, что нейтринное излучение играет решающую роль в механизме взрыва сверхновых.
Развитие Н. а. и нейтринной астрофизики обещает дать ценную информацию не только о строении небесных тел, но по природе самого нейтрино и свойствах слабого взаимодействия.
Лит.: Нейтрино. Сб. ст., пер. с англ., М., 1970 (Современные проблемы физики); Бакал Дж., Солнечные нейтрино, «Успехи физических наук», 1970, т. 101, в. 4, с. 739—53; Азимов А., Нейтрино — призрачная частица атома, пер. с англ., М., 1969, с. 92—105.
Г. Т. Зацепин, Ю. С. Копысов.
|
| Мультимедийная энциклопедия |
| изучает космические объекты по приходящему от них потоку элементарных
частиц нейтрино. Это субатомные частицы с очень малой, возможно, нулевой
массой. Поскольку нейтрино крайне слабо взаимодействует с веществом и
поэтому легко проникает сквозь огромную массу (например, свободно проходит
сквозь Землю), зарегистрировать его невероятно сложно. Однако эта частица
очень важна для астрофизики, ибо, рождаясь в ходе ядерных реакций, она
несет уникальную информацию о физических процессах в недрах звезд, которую
другим путем не получить.
См. также
<<ЧАСТИЦЫ ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ>>;
<<НУКЛЕОСИНТЕЗ>>.
До сих пор нейтрино было надежно зарегистрировано только от ближайшей
нормальной звезды - Солнца, в ядре которого нейтрино рождается в ходе
различных реакций термоядерного синтеза и сопровождающих их реакций
радиоактивного распада. Практически все образовавшиеся нейтрино покидают
Солнце; небольшая их часть попадает на Землю. Большинство из них проходит
сквозь Землю без каких-либо последствий, но некоторые все же вступают в
ядерные реакции, регистрируя продукты которых, можно судить о потоке
солнечных нейтрино.
См. также <<ЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ>>.
Существование частицы нейтрино было предсказано австрийским физиком
В.Паули в 1930. В 1956 американские физики Ф.Райнес и К.Кован обнаружили
нейтрино в эксперименте на ядерным реакторе. Солнечное нейтрино было
зарегистрировано в 1970-х годах Р.Девисом с коллегами из Брукхейвенской
национальной лаборатории (США). Чтобы все прочие типы частиц и излучений
не мешали эксперименту, он проводился под землей, в бывшей золоторудной
шахте в шт. Южная Дакота, на глубине 1,5 км. Там поместили цистерну
объемом 1,5 млн. л, наполненную чистым жидким тетрахлорэтиленом C2Cl4.
Нейтрино взаимодействует с ядрами хлора-37, которых очень много в этой
жидкости, превращая их в ядра аргона-37. После нескольких недель
экспозиции из резервуара выделяются ядра аргона и по их количеству
определяется поток нейтрино.
Оказалось, что поток нейтрино от Солнца втрое ниже предсказанного на
основании теории ядерных реакций. Было много попыток объяснить это
расхождение: пытались исправить модель внутреннего строения Солнца,
изменить физические константы, описывающие взаимодействие нейтрино с
другими частицами, и даже предположить, что нейтрино имеет массу. Пока эта
проблема не решена.
См. также
<<ДЕТЕКТОРЫ ЧАСТИЦ>>;
<<СОЛНЦЕ>>.
Другим астрономическим источником нейтрино служат взрывы сверхновых звезд.
Во время вспышки Сверхновой 1987А в соседней галактике Большое Магелланово
Облако подземные детекторы нейтрино в лабораториях разных стран
зарегистрировали короткий импульс потока нейтрино. Предполагается также,
что источником нейтрино могут служить активные ядра галактик, черные дыры
и аннигиляция вещества с антивеществом (если оно есть во Вселенной).
См. также
<<АНТИВЕЩЕСТВО>>;
<<МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО>>;
<<СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА>>. |
|
|
|
|
|
|
|
|
 |
|
 |
|
|
