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 +
e
71Ge + 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 распадом8B
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:
e + d
p + p + e- (CC)
x + d
p + n +
x (NC)
x + e-
x + e- (ES).
Первая реакция (СС), протекающая с участием заряженных токов, чувствительна только к электронным нейтрино (
e), Вторая (NC), протекающая с участием нейтральных токов чувствительна ко всем нейтрино ( x - e,
,
). 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(
e) должен быть меньше, чем поток, измеренный с помощью реакции (ES) FES(
x)
FCC(
e) < FES(
x).
Экспериментальные данные, полученные в Садбери после первого этапа экспериментов следующие:
FCC(e) = 1.75 + 0.07 ·106 см-2 с-1,
FES(x) = 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.
Возбуждение люминесценции. Явление впервые изучалось А. Беккерелем, который установил свечение алмаза, сульфида цинка, некоторых солей урана и других веществ вблизи радиоактивных препаратов. Было установлено, что люминесценция возбуждается также во многих веществах органического происхождения. Одним из первых устройств для наблюдения кратковременных вспышек (сцинтилляций) с целью количественных измерений радиоактивности был спинтарископ