Problemet med solneutrinoer

Problemet med solneutrinoer , eller problemet med underskuddet af solneutrinoer , er et problem i astrofysikken , som bestod i forskellen mellem det teoretisk forudsagte og observerede antal neutrinoer udsendt af Solen . Problemet anses for at være løst: neutrinoscillationer er blevet opdaget , på grund af hvilke nogle af elektronneutrinoerne bliver til neutrinoer af andre typer, som ikke kan observeres i nogle typer neutrino-detektorer. Under hensyntagen til oscillationer er strømmen af ​​neutrinoer af alle typer i overensstemmelse med de værdier, der forudsiges af teorien.

Problemet med solneutrinoer opstod, efter at resultaterne af det første eksperiment om observation af disse partikler blev offentliggjort i 1968: så blev det fundet, at der var cirka tre gange færre af dem end forudsagt af teorien. For at løse problemet blev der fremsat forskellige hypoteser: ideen om eksistensen af ​​neutrino-oscillationer blev fremsat i samme 1968 og eksperimentelt bekræftet i 2002, hvilket løste problemet med solneutrinoer. I 2015 blev Takaaki Kajita og Arthur Macdonald tildelt Nobelprisen i fysik for opdagelsen af ​​svingninger .

Beskrivelse

I stjernernes kerne , inklusive Solen , er temperaturen og trykket høje nok til , at termonukleare reaktioner kan finde sted der . I Solens tilfælde er der tale om forskellige kerneforbrændingsreaktioner af brint, hvor fire protoner omdannes til en heliumkerne - først og fremmest  flere kæder af reaktioner i proton-proton-cyklussen [1] [2] . Ved disse reaktioner frigives energi, hvoraf størstedelen gradvist overføres af fotoner til Solens overflade, hvorefter den udsendes i form af fotoner fra dens overflade [3] . Resten af ​​energien frigives i form af elektronneutrinoer ( ), som frit forlader Solen, praktisk talt uden at interagere med dens stof. Det observerede antal af disse partikler viste sig dog at være meget mindre end forudsagt af den teoretiske model af Solen, og denne uoverensstemmelse kaldes problemet med solneutrinoer [4] [5] [6] .

Solneutrinoproduktion

Antallet og energien af ​​neutrinoer, der udsendes, afhænger af den samlede reaktionshastighed og af, hvilke reaktioner der finder sted. For eksempel, i ppI-grenen af ​​proton-proton-cyklussen til dannelse af én heliumkerne, sker følgende reaktion to gange, hvor en neutrino dannes med en gennemsnitlig energi på 0,263 MeV [7] :

I grenene af proton-proton-cyklussen ppII og ppIII, under dannelsen af ​​en heliumkerne, sker ovenstående reaktion kun én gang, men neutrinoer dannes også i andre reaktioner. For eksempel indeholder ppII-grenen en reaktion, hvor en neutrino optræder med en gennemsnitlig energi på 0,80 MeV [7] :

En anden reaktion finder sted i ppIII-grenen og genererer neutrinoer med en gennemsnitlig energi på 7,2 MeV [7] :

Ud over disse reaktioner ydes et lille bidrag til neutrino-emissionen, for eksempel af CNO-cyklussen [8] . Den observerede neutrinoflux gør det i princippet muligt at bestemme frekvensen af ​​disse reaktioner, og dermed forholdene i Solens centrum, som frekvensen af ​​disse reaktioner afhænger af [9] . Da der i reaktionerne i proton-proton-cyklussen fødes to neutrinoer pr. heliumkerne, og der frigives 26,7 MeV, og Solens samlede lysstyrke er 4⋅10 33 erg /s, bør der fødes 1,8⋅10 38 neutrinoer pr. i solen. I dette tilfælde på Jorden , 1 AU fra Solen. , bør neutrinofluxen være omkring 10 11 partikler pr. sekund pr. kvadratcentimeter [10] .

Observation af neutrinoer

Neutrinoer kan registreres ved deres interaktion med andre partikler. Til dette bruges forskellige neutrino-detektorer , for eksempel klor-argon eller gallium-germanium- klor , når det interagerer med en elektronneutrino, bliver til argon og gallium  - til germanium [9] [11] :

Kun neutrinoer med tilstrækkelig energi kan deltage i disse to reaktioner: For en reaktion med klor skal energien være mindst 0,814 MeV, og for en reaktion med gallium mindst 0,2332 MeV. Derfor gør sådanne reaktioner det muligt at måle fluxen af ​​solneutrinoer, hvis energi overstiger en vis tærskel [9] . Neutrinofluxen måles sædvanligvis i solar neutrino units (SNU): sådan en enhed svarer til en neutrino flux, hvor der sker 10 −36 reaktioner i sekundet pr. ét valgt atom [8] .

Siden de første eksperimenter med neutrinoobservation har det vist sig, at neutrinofluxen viser sig at være mærkbart mindre end forudsagt af den teoretiske model af Solen. For eksempel for gallium-germanium-eksperimentet var den observerede neutrinoflux omkring 70 SNU, mens teorien forudsagde en værdi på 122 SNU [8] . For klor-argon-eksperimentet var den observerede værdi omkring 2,5 SNU, dvs. kun omkring en tredjedel af den teoretiske værdi af 8,0 SNU [12] [13] . Denne uoverensstemmelse blev kendt som problemet med solneutrinounderskud [5] [6] [14] .

Løsning

Problemet med solneutrinoer løses ved neutrinoscillationer : elektron- , muon- og tau-neutrinoer kan skifte fra en type til en anden. Da Solen ikke producerer muon- og tau-neutrinoer, går en del af elektronneutrinoerne som følge af svingninger over i de to andre typer. Samtidig kan muon- og tau-neutrinoer ikke påvises ved nogle af de metoder, der bruges til at observere elektronneutrinoer, hvorfor sådanne metoder viser et underskud af solneutrinoer sammenlignet med teorien, der ikke tager højde for svingninger [5] [6 ] [15] . Derudover, når neutrinoer forplanter sig i stoffet, øges neutrinoscillationerne, hvilket er kendt som Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-effekten [11] .

Den totale neutrinoflux kan for eksempel måles ved hjælp af følgende reaktion, hvor neutrinoer af alle tre typer kan deltage ( ) [16] :

Samtidig er der også en reaktion, der involverer deuterium, hvori kun en elektronneutrino kan deltage, hvilket gør det muligt at sammenligne strømmen af ​​elektronneutrinoer med strømmen af ​​neutrinoer af alle typer [16] :

En anden mulig reaktion er den elastiske spredning af enhver type neutrino af en elektron . Efter en sådan spredning udsender elektronen Cherenkov-stråling , som kan detekteres, selvom en sådan reaktion er mere sandsynlig i en kollision med en elektronneutrino end med nogen anden [16] :

Fluxen af ​​tre typer neutrinoer målt på denne måde stemmer overens med teoretiske beregninger, og sammenligning af denne flux med fluxen af ​​elektronneutrinoer beviser eksistensen af ​​svingninger og løser problemet med solneutrinoer. Derudover følger det af tilstedeværelsen af ​​svingninger, at neutrinoer har en anden masse end nul [6] [16] .

Historien om problemet

Discovery

I 1930 foreslog Wolfgang Pauli , at grundet visse bevarelseslove skulle kernereaktioner i Solen producere neutrale partikler, senere kaldet neutrinoer [5] . De første antagelser om muligheden for at observere solneutrinoer dukkede op i 1940'erne: de blev fremsat af Bruno Pontecorvo i 1946 og Luis Alvarez i 1949. I 1964 udgav Raymond Davies og John Bakal to artikler, hvori de indikerede muligheden for at registrere neutrinoer i en reaktion med et chlor-37- atom (se ovenfor ) [17] .

Derefter blev det første neutrinobservatorium bygget i Homestake-minen i South Dakota , der ligger 1500 m under jorden og bruger 600 tons tetrachlorethylen som reagens . I 1968, også med deltagelse af Davis, blev resultaterne af det første eksperiment på dette observatorium offentliggjort, og Bakal, i samarbejde med andre videnskabsmænd, beregnede samme år teoretisk, hvor mange neutrinoer et sådant observatorium skulle registrere - disse resultater divergerede med næsten tre gange, hvilket gav begyndelsen til problemet med solneutrinoer. Yderligere eksperimenter på Homestake og derefter på andre observatorier - Kamiokande , GALLEX , SAGE  - og forfining af parametrene for Standard Solar Model bekræftede en betydelig uoverensstemmelse mellem teorien og observationerne [9] [17 ] [18] .

I 2002 blev Davies og Masatoshi Koshiba fra Kamiokande Observatory hver tildelt en fjerdedel af Nobelprisen i fysik for henholdsvis deres opdagelse af elektronneutrinoen og bekræftelse af eksistensen af ​​solneutrinoproblemet [9] [19] .

Løsningsforsøg

Efter opdagelsen af ​​problemet blev der fremsat forskellige hypoteser for at løse det [20] :

Over tid blev de første fire hypoteser afvist [20] . Ideen om muligheden for svingninger blev fremsat af Bruno Pontecorvo i 1968, og i 1986 blev Mikheev-Smirnov-Wolfenstein-effekten opdaget , på grund af hvilken svingninger forstærkes, når neutrinoer forplanter sig i stoffet [11] .

Eksperimentel bekræftelse

Til den eksperimentelle påvisning af neutrinoscillationer blev SNO -detektoren i 1999 bygget og begyndte at fungere , beliggende i en dybde på omkring 2 km i Sudbury , Canada . Den brugte omkring 1000 tons tungt vand som reagens : et deuteriumatom kan henfalde til et brintatom og en neutron , når det reagerer med en hvilken som helst neutrino, ikke kun en elektron (se ovenfor ). I 2001 blev det ifølge resultaterne af observatoriets arbejde eksperimentelt bekræftet, at neutrinoscillationer forekommer, og i 2002 viste det sig, at den observerede flux af neutrinoer af alle typer er i overensstemmelse med den teoretisk forudsagte, under hensyntagen til svingninger , på grund af hvilket problemet med solneutrinoer blev løst [5] [16] . I 2015 blev Takaaki Kajita og Arthur MacDonald tildelt Nobelprisen i fysik for opdagelsen af ​​neutrinoscillationer og beviset på, at neutrinoer har ikke-nul masse [21] .

Noter

  1. ↑ Zeldovich Ya. B. , Binnikov S. I., Shakura N. I. Fysiske grundlag for stjernernes struktur og udvikling . 5.5 Nukleare reaktioner i stjerner . Astronet . Hentet 19. september 2021. Arkiveret fra originalen 24. august 2021.
  2. ↑ LeBlanc, 2011 , s. 220.
  3. ↑ Zeldovich Ya. B. , Binnikov S. I., Shakura N. I. Fysiske grundlag for stjernernes struktur og udvikling . 3. Overførsel af stråling i stjerner . Astronet . Hentet 19. september 2021. Arkiveret fra originalen 26. august 2021.
  4. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 166-174.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 Shirshov L. Solneutrinoer ændrer deres udseende undervejs . Videnskab og liv . Hentet 19. september 2021. Arkiveret fra originalen 21. september 2021.
  6. ↑ 1 2 3 4 Solar neutrino problem  . Encyclopedia Britannica . Hentet 19. september 2021. Arkiveret fra originalen 6. oktober 2021.
  7. ↑ 1 2 3 LeBlanc, 2011 , s. 220-221.
  8. ↑ 1 2 3 SAGE Samarbejde . Måling af Solar Neutrino Capture Rate ved SAGE og Implikationer for Neutrino Oscillationer i Vacuum  // Physical Review Letters  . - College Park, Mariland: American Physical Society , 1999. - 1. december ( vol. 83 ). — S. 4686–4689 . — ISSN 0031-9007 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.83.4686 .
  9. ↑ 1 2 3 4 5 LeBlanc, 2011 , s. 226-227.
  10. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 25, 171.
  11. ↑ 1 2 3 Zasov, Postnov, 2011 , s. 172.
  12. ↑ Solar Neutrino Fluxes . NASA's Cosmos . Tufts Universitet . Hentet 22. september 2021. Arkiveret fra originalen 15. juni 2021.
  13. ↑ Ridpath Ian Solar neutrino unit  (engelsk)  // A Dictionary of Astronomy (2. udg.). — Oxf. : Oxford Univ. Tryk på . — ISBN 978-0191739439 . - doi : 10.1093/oi/authority.20110803100516859 . Arkiveret fra originalen den 28. februar 2018.
  14. ↑ Zasov, Postnov, 2011 , s. 171-174.
  15. ↑ LeBlanc, 2011 , s. 226-230.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 LeBlanc, 2011 , s. 228-230.
  17. ↑ 1 2 Wallerstein G., Iben IJ, Parker P., Boesgaard AM, Hale GM Syntese af grundstofferne i stjerner: fyrre år med fremskridt  // Anmeldelser af moderne fysik  . - N. Y .: American Physical Society , 1997. - 1. oktober ( vol. 69 ). — S. 995–1084 . — ISSN 0034-6861 . - doi : 10.1103/RevModPhys.69.995 .
  18. ↑ Haxton WC The Solar Neutrino Problem  //  Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik. - Pato Alto: Annual Reviews , 1995. - 1. januar ( bind 33 ). - S. 459-504 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002331 . Arkiveret fra originalen den 11. marts 2021.
  19. ↑ Nobelprisen i fysik   2002 ? . NobelPrize.org . Hentet 26. september 2021. Arkiveret fra originalen 22. maj 2020.
  20. ↑ 12 LeBlanc , 2011 , s. 227-228.
  21. ↑ Nobelprisen i fysik   2015 ? . NobelPrize.org . Hentet 26. september 2021. Arkiveret fra originalen 11. august 2018.

Litteratur