Солнечное нейтрино

Солнечное нейтрино — это нейтрино, возникающее в результате ядерного синтеза в ядре Солнца , и является наиболее распространенным типом нейтрино, проходящим через любой источник, наблюдаемый на Земле в любой конкретный момент. ^{[ требуется ссылка ]} Нейтрино — это элементарные частицы с чрезвычайно малой массой покоя и нейтральным электрическим зарядом . Они взаимодействуют с материей только посредством слабого взаимодействия и гравитации , что делает их обнаружение очень сложным. Это привело к ныне решенной проблеме солнечных нейтрино . Сейчас о солнечных нейтрино известно многое, но исследования в этой области продолжаются.

Хронология солнечных нейтрино и их открытия восходит к 1960-м годам, начиная с двух астрофизиков Джона Н. Бакколла и Рэймонда Дэвиса-младшего . Эксперимент, известный как эксперимент Хоумстейка , названный в честь города, в котором он проводился (Хоумстейк, Южная Дакота ), был направлен на подсчет солнечных нейтрино, прибывающих на Землю. Бакколл, используя разработанную им солнечную модель, пришел к выводу, что наиболее эффективным способом изучения солнечных нейтрино будет реакция хлора с аргоном. ^[1] Используя свою модель, Бакколл смог рассчитать количество нейтрино, которые, как ожидается, прибудут на Землю от Солнца. ^[2]

После того, как теоретическое значение было определено, астрофизики начали искать экспериментальное подтверждение. Дэвис разработал идею взять сотни тысяч литров перхлорэтилена , химического соединения, состоящего из углерода и хлора , и искать нейтрино с помощью детектора хлора-аргона. ^[1] Процесс проводился очень глубоко под землей, отсюда и решение провести эксперимент в Хоумстейке, поскольку в городе находился золотой рудник Хоумстейк. ^[1] Проводя эксперимент глубоко под землей, Бакалл и Дэвис смогли избежать взаимодействия космических лучей , которое могло повлиять на процесс и результаты. ^[2] Весь эксперимент длился несколько лет, поскольку он мог обнаруживать только несколько превращений хлора в аргон каждый день, и первые результаты были получены командой только в 1968 году. ^[2] К их удивлению, экспериментальное значение присутствующих солнечных нейтрино составило менее 20% от теоретического значения, рассчитанного Бакаллом. ^[2] В то время было неизвестно, была ли ошибка в эксперименте или в расчетах, или же Бакалл и Дэвис не учли все переменные, но это несоответствие породило то, что стало известно как проблема солнечных нейтрино .

Дэвис и Бакалл продолжили свою работу, чтобы понять, где они могли ошибиться или что они упускали, вместе с другими астрофизиками, которые также проводили собственные исследования по этой теме. Многие пересмотрели и переделали расчеты Бакалла в 1970-х и 1980-х годах, и хотя было больше данных, делающих результаты более точными, разница все еще оставалась. ^[3] Дэвис даже повторил свой эксперимент, изменив чувствительность и другие факторы, чтобы убедиться, что ничего не упущено, но он ничего не нашел, и результаты по-прежнему показывали «пропавшие» нейтрино. ^[3] К концу 1970-х годов широко ожидаемым результатом было то, что экспериментальные данные дали около 39% от расчетного числа нейтрино. ^[2] В 1969 году Бруно Понтекорво , итало-российский астрофизик, предложил новую идею о том, что, возможно, мы не совсем понимаем нейтрино так, как мы думаем, и что нейтрино могут каким-то образом измениться, то есть нейтрино, которые испускаются Солнцем, изменили форму и больше не были нейтрино, как считалось, к тому времени, когда они достигли Земли, где проводился эксперимент. ^[3] Эта теория Понтекорво имела бы смысл, если бы объясняла сохраняющееся расхождение между экспериментальными и теоретическими результатами.

Понтекорво так и не смог доказать свою теорию, но он был на верном пути в своих размышлениях. В 2002 году результаты эксперимента, проведенного на глубине 2100 метров под землей в нейтринной обсерватории Садбери, доказали и поддержали теорию Понтекорво и обнаружили, что нейтрино, испускаемые Солнцем, на самом деле могут менять форму или аромат, поскольку они не полностью безмассовы. ^[4] Это открытие нейтринных осцилляций решило проблему солнечных нейтрино, почти через 40 лет после того, как Дэвис и Бакалл начали изучать солнечные нейтрино.

Super -Kamiokande — это водный черенковский детектор весом 50 000 тонн , расположенный на глубине 2 700 метров (8 900 футов) под землей. ^[5] Основными применениями этого детектора в Японии, помимо наблюдения за нейтрино, являются наблюдение за космическими лучами, а также поиск распада протонов. В 1998 году Super-Kamiokande был местом проведения эксперимента Super-Kamiokande, который привел к открытию нейтринной осцилляции — процесса, при котором нейтрино меняют свой аромат на электрон, мюон или тау.

Эксперимент «Супер-Камиоканде» начался в 1996 году и продолжается до сих пор. ^[6] В ходе эксперимента детектор обнаруживает нейтрино, анализируя молекулы воды и регистрируя электроны, удаляемые из них, что затем производит синий черенковский свет, который производится нейтрино. ^[7] Таким образом, когда происходит обнаружение синего света, можно сделать вывод о наличии нейтрино и его подсчете.

Нейтринная обсерватория Садбери (SNO), подземная обсерватория глубиной 2100 м (6900 футов) в Садбери , Канада, является еще одним местом, где проводились исследования нейтринных осцилляций в конце 1990-х и начале 2000-х годов. Результаты экспериментов в этой обсерватории, а также в Супер-Камиоканде помогли решить проблему солнечных нейтрино.

SNO также является тяжеловодным черенковским детектором и разработан для работы по тому же принципу, что и Super-Kamiokande. Нейтрино при реакции с тяжелой водой производят синий черенковский свет, сигнализирующий исследователям и наблюдателям об обнаружении нейтрино. ^[8]

Детектор Borexino расположен в Национальной лаборатории Гран-Сассо , Италия. ^[9] Borexino — активно используемый детектор, и на его территории проводятся эксперименты. Целью эксперимента Borexino является измерение солнечных нейтрино низкой энергии, как правило, ниже 1 МэВ, в режиме реального времени. ^[9] Детектор представляет собой сложную структуру, состоящую из фотоумножителей, электронов и калибровочных систем, что делает его оснащенным для проведения надлежащих измерений солнечных нейтрино низкой энергии. ^[9] Фотоумножители используются в качестве устройства обнаружения в этой системе, поскольку они способны обнаруживать свет для чрезвычайно слабых сигналов. ^[10]

Солнечные нейтрино способны обеспечить прямое проникновение в ядро ​​Солнца, поскольку именно там они возникают. ^[1] Солнечные нейтрино, покидающие ядро ​​Солнца, достигают Земли раньше света, поскольку солнечные нейтрино не взаимодействуют ни с одной другой частицей или субатомной частицей на своем пути, в то время как свет ( фотоны ) перескакивает от частицы к частице. ^[1] Эксперимент Borexino использовал это явление, чтобы обнаружить, что Солнце в настоящее время выделяет такое же количество энергии, как и 100 000 лет назад. ^[1]

Солнечные нейтрино производятся в ядре Солнца посредством различных реакций ядерного синтеза , каждая из которых происходит с определенной скоростью и приводит к собственному спектру энергий нейтрино. Подробности наиболее известных из этих реакций описаны ниже.

Основной вклад вносит протон-протонная цепочка . Реакция:

${\displaystyle {\text{p}}+{\text{p}}\to {\text{d}}+{\text{e}}^{+}+\operatorname {\nu } _{\text{e}}}$

или словами:

два протона дейтрон + позитрон + электрон нейтрино .${\displaystyle \to}$

Из всех солнечных нейтрино, приблизительно 91% производятся в результате этой реакции. ^[11] Как показано на рисунке под названием «Солнечные нейтрино (цепочка протон-протон) в стандартной солнечной модели», дейтрон будет сливаться с другим протоном, создавая ядро ^​​3He и гамма-луч. Эту реакцию можно рассматривать как:

${\displaystyle {\text{d}}+{\text{p}}\to {^{3}}{\text{He}}+\operatorname {\gamma } }$

Изотоп ^4He можно получить, используя ^3He в предыдущей реакции, которая показана ниже.

${\displaystyle {^{3}}{\text{Он}}+{^{3}}{\text{Он}}\to {^{4}}{\text{Он}}+2\,{\text{p}}}$

При наличии в окружающей среде как гелия-3, так и гелия-4 одно ядро ​​гелия каждой массы может слиться с образованием бериллия:

${\displaystyle {^{3}}{\text{He}}+{^{4}}{\text{He}}\to {^{7}}{\text{Be}}+\operatorname {\gamma } }$

Бериллий-7 может пойти двумя различными путями с этой стадии: он может захватить электрон и произвести более стабильное ядро ​​лития-7 и электронное нейтрино, или, в качестве альтернативы, он может захватить один из распространенных протонов, что создаст бор-8 . Первая реакция через литий-7 выглядит так:

${\displaystyle {^{7}}{\text{Be}}+{\text{e}}^{-}\to {^{7}}{\text{Li}}+\operatorname {\nu } _{\text{e}}}$

Эта реакция с образованием лития производит приблизительно 7% солнечных нейтрино. ^[11] Полученный литий-7 позже соединяется с протоном, образуя два ядра гелия-4. Альтернативная реакция — захват протона, который производит бор-8, который затем бета ⁺ распадается на бериллий-8, как показано ниже:

${\displaystyle {^{7}}{\text{Be}}+{\text{p}}\to {^{8}}{\text{B}}+\operatorname {\gamma } }$

${\displaystyle {^{8}}{\text{B}}\to {^{8}}{\text{Be}}{^{*}}+{\text{e}}^{+}+\operatorname {\nu } _{\text{e}}}$

Эта альтернативная реакция с получением бора производит около 0,02% солнечных нейтрино; хотя их так мало, что ими обычно пренебрегают, эти редкие солнечные нейтрино выделяются из-за их более высоких средних энергий. Звездочка (*) на ядре бериллия-8 указывает на то, что оно находится в возбужденном, нестабильном состоянии. Затем возбужденное ядро ​​бериллия-8 расщепляется на два ядра гелия-4: ^[12]

${\displaystyle {^{8}}{\text{Be}}{^{*}}\to {^{4}}{\text{He}}+{^{4}}{\text{He}}}$

Самый высокий поток солнечных нейтрино исходит непосредственно от взаимодействия протонов и имеет низкую энергию, до 400 кэВ. Существует также несколько других значительных механизмов производства, с энергией до 18 МэВ. ^[13] С Земли поток нейтрино на Землю составляет около 7·10 ¹⁰  частиц·см ⁻² ·с ⁻¹ . ^[14] Количество нейтрино можно предсказать с большой уверенностью с помощью стандартной солнечной модели , но количество нейтрино, обнаруженных на Земле, по сравнению с предсказанным количеством нейтрино отличаются на треть, что является проблемой солнечных нейтрино .

Солнечные модели дополнительно предсказывают место в ядре Солнца, где должны возникать солнечные нейтрино, в зависимости от реакции ядерного синтеза, которая приводит к их образованию. Будущие детекторы нейтрино смогут обнаружить входящее направление этих нейтрино с достаточной точностью, чтобы измерить этот эффект. ^[15]

Энергетический спектр солнечных нейтрино также предсказывается солнечными моделями. ^[16] Важно знать этот энергетический спектр, поскольку различные эксперименты по обнаружению нейтрино чувствительны к различным диапазонам энергий нейтрино. Эксперимент в Хоумстейке использовал хлор и был наиболее чувствителен к солнечным нейтрино, полученным в результате распада изотопа бериллия ^7Be . Нейтринная обсерватория Садбери наиболее чувствительна к солнечным нейтрино, полученным в результате ^8B . Детекторы, использующие галлий, наиболее чувствительны к солнечным нейтрино, полученным в результате цепной реакции протон-протон, однако они не смогли наблюдать этот вклад отдельно. Наблюдение нейтрино из основной реакции этой цепочки, синтеза протонов в дейтерии, было впервые достигнуто Borexino в 2014 году. В 2012 году та же коллаборация сообщила об обнаружении низкоэнергетических нейтрино для реакции протонов-электронов-протонов ( pep-реакции ), которая производит 1 из 400 ядер дейтерия на Солнце. ^{[17] [18]} Детектор содержал 100 метрических тонн жидкости и видел в среднем 3 события каждый день (из-за производства 11C ⁾ от этой относительно необычной термоядерной реакции. В 2014 году Borexino сообщил об успешном прямом обнаружении нейтрино из pp-реакции со скоростью 144±33/день, что соответствует прогнозируемой скорости 131±2/день, которая ожидалась на основе стандартного предсказания солнечной модели о том, что pp-реакция генерирует 99% светимости Солнца, и их анализа эффективности детектора. ^{[19] [20]} А в 2020 году Borexino сообщил о первом обнаружении нейтрино цикла CNO из глубины солнечного ядра. ^[21]

Обратите внимание, что Borexino измерял нейтрино нескольких энергий; таким образом, они впервые экспериментально продемонстрировали закономерности колебаний солнечных нейтрино, предсказанные теорией. Нейтрино могут вызывать ядерные реакции. Рассматривая древние руды разного возраста, которые подвергались воздействию солнечных нейтрино в течение геологического времени, можно исследовать светимость Солнца с течением времени ^[22] , которая, согласно стандартной солнечной модели, менялась на протяжении эпох, поскольку (в настоящее время) инертный побочный продукт гелий накапливался в его ядре.

Вольфганг Паули был первым, кто высказал идею о существовании в нашей Вселенной частицы, такой как нейтрино, в 1930 году. Он считал, что такая частица совершенно безмассовая. ^[23] Это было убеждением среди астрофизического сообщества, пока не была решена проблема солнечных нейтрино. ^{[ необходима цитата ]}

Фредерик Райнес из Калифорнийского университета в Ирвайне и Клайд Коуэн были первыми астрофизиками, обнаружившими нейтрино в 1956 году. В 1995 году они получили Нобелевскую премию по физике за свою работу. ^[24]

Рэймонд Дэвис и Джон Бакалл являются пионерами исследований солнечных нейтрино. Хотя Бакалл так и не получил Нобелевскую премию , Дэвис вместе с Масатоши Кошибой получили Нобелевскую премию по физике в 2002 году после того, как проблема солнечных нейтрино была решена, за их вклад в решение этой проблемы.

Понтекорво, известный как первый астрофизик, выдвинувший идею о том, что нейтрино имеют некоторую массу и могут колебаться, так и не получил Нобелевскую премию за свой вклад в связи с его кончиной в 1993 году. ^{[ предположение? ]}

Артур Б. Макдональд , канадский физик, внес ключевой вклад в создание Нейтринной обсерватории Садбери (SNO) в середине 1980-х годов, а затем стал директором SNO и руководителем группы, которая решила проблему солнечных нейтрино. ^[23] Макдональд, вместе с японским физиком Кадзитой Такааки, получили Нобелевскую премию за свою работу по открытию осцилляций нейтрино в 2015 году. ^[23]

Критическая проблема проблемы солнечных нейтрино, которую многие астрофизики, интересующиеся солнечными нейтрино, изучали и пытались решить в конце 1900-х и начале 2000-х годов, решена. В 21 веке, даже без основной проблемы, требующей решения, все еще продолжаются уникальные и новые исследования в этой области астрофизики.

Это исследование, опубликованное в 2017 году, было направлено на решение потока солнечных нейтрино и антинейтрино для чрезвычайно низких энергий (диапазон кэВ). ^[25] Процессы при этих низких энергиях содержали важную информацию, которая рассказала исследователям о солнечной металличности . ^[25] Солнечная металличность является мерой элементов, присутствующих в частице, которые тяжелее водорода и гелия , как правило, в этой области этим элементом обычно является железо . ^[26] Результаты этого исследования дали существенно отличающиеся результаты по сравнению с предыдущими исследованиями с точки зрения общего спектра потока. ^[25] В настоящее время еще не существует технологии, позволяющей проверить эти результаты. ^[25]

Это исследование, опубликованное в 2017 году, было направлено на поиск эффективного магнитного момента солнечных нейтрино . ^[27] Поиск был завершен с использованием данных экспозиции второй фазы эксперимента Borexino, которая состояла из данных за 1291,5 дня (3,54 года). ^[27] Результаты показали, что форма спектра отдачи электронов была такой, как и ожидалось, без каких-либо серьезных изменений или отклонений от нее. ^[27]

• Детектор нейтрино
• Колебание нейтральной частицы
• Блок солнечных нейтрино
• Звездный нуклеосинтез
• Нейтрино сверхновой
• Диффузный фон нейтрино сверхновой (DSNB)

• Haxton, WC ; Hamish Robertson, RG ; Serenelli, Aldo M. (18 августа 2013 г.). «Солнечные нейтрино: статус и перспективы». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 51 (1): 21– 61. arXiv : 1208.5723 . Bibcode :2013ARA&A..51...21H. CiteSeerX  10.1.1.755.6940 . doi :10.1146/annurev-astro-081811-125539. S2CID  119255372.