5. 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.
    Как экспериментально проверить, действительно ли на Солнце протекают термоядерные реакции с образованием гелия из ядер водорода? Поскольку в условиях Солнца электромагнитное излучение имеет пробег около 1 см, из внутренних областей оно выходит наружу сильно трансформированным в результате рассеяния. Даже если в центре Солнца происходит какое-либо событие, сопровождающееся излучением большого числа фотонов, следы этого события в виде фотонов появятся на поверхности Солнца примерно через 10⁷ лет. Таким образом, использование обычных оптических и радиоастрономических методов дает информацию об излучении лишь с поверхности звезд. Единственным источником, дающим информацию о событиях, происходящих в недрах Солнца, является нейтрино. В любом варианте pp-цепочки (рис. 14) образуется 1 - 2 нейтрино. Наблюде-ние солнечных нейтрино позволяет осуществить наиболее непо-средственную проверку модели термоядерных реакций на Солнце.
    Зная величину энергии, выделяющейся в одном акте образования ядра ⁴He (около 25 МэВ), и величину полной энергии, излучаемой с поверхности Солнца в секунду, т.е. солнечной светимости (L = 2.4·10³⁹ МэВ/с), можно оценить поток нейтрино F , падающий на поверхность Земли:

10¹¹ нейтрино/см²·с

(R - расстояние от Земли до Солнца).

Рис. 19. Рассчитанный спектр солнечных нейтрино. Показаны также пороги регистрации нейтрино различными методами.

    Несмотря на огромную величину потока нейтрино, падающего на Землю, зарегистрировать его довольно трудно, так как сечение взаимодействия нейтрино определяется величиной порядка 10^-43 см². Исходя из энергии, выделяющейся в приведенных выше ядерных реакциях, можно рассчитать энергетический спектр нейтрино, образующихся в протонном и CNO - циклах на Солнце.
    Рассчитанный спектр солнечных нейтрино показан на рис. 19. Видно, что основной выход нейтрино обусловлен реакцией
p + p → d + e⁺ + ν_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. Понтекорво предложил использовать для детектирования нейтрино реакцию:

    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⁺ + ν_e, дающей основной выход солнечных нейтрино. Хлорный детектор регистрирует, главным образом, самые энергичные “борные” нейтрино, образующиеся на Солнце в реакции

⁸B → ⁸Be* + e⁺ + ν_e.

Рис. 20. Установка Дэвиса.

    Для регистрации солнечных нейтрино Дэвисом был сконструирован детектор (рис. 20), 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 β-распад ³⁷Ar. Наблюдаются рентгеновские фотоны с энергией 2.8 кэВ, сопровождающие e-захват.
    Для того, чтобы уменьшить фон космического излучения, установка размещалась в специально созданной подземной лаборатории на глубине 1490 м. Еще раз подчеркнем, что в эксперименте Дэвиса невозможно зарегистрировать весь поток нейтрино и, в частности, нейтрино, возникающие в основной реакции взаимодействия двух протонов.

Галлиевый детектор

Большие надежды связаны с построением детекторов на основе изотопа ⁷¹Ga. Для регистрации нейтрино в этом детекторе используется реакция

71Ga + ν_e → ⁷¹Ge + e^-.

Поглощение нейтрино приводит к образованию радиоактивного изотопа ⁷¹Ge (T_1/2=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⁺ + ν_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 реакции ν_e + e^-. Порог регистрации нейтрино, обусловленный фоном, составляет 7.5 МэВ. Таким образом, эти детекторы чувствительны лишь к части высокоэнергичных нейтрино, образующихся в результате распада ⁸Be → ⁸Be + ν_e + e⁺. Однако этот тип детектора имеет существенное преимущество перед двумя предыдущими, так как с его помощью может быть определено направление движения нейтрино.
    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 стандарт-ные модели Солнца. Экспериментально измеренная скорость образования аргона - 2.2 ± 0.4 СЕН. Из общего значения, предсказываемого теорией (7.8 СЕН) 6.3 СЕН обусловлены распадом  ⁸B → ⁸Be* + e⁺ + ν_e.
    Детекторы KAMIOKANDE регистрируют ~ 50% предсказанно-го потока солнечных нейтрино. Галлиевые детекторы регистрируют в основном высоко-энергетическую часть нейтрино, образующихся в pp-цепочке. Они также регистрируют около 50% от предсказанно-го теорией потока солнечных нейтрино. В настоящее время выдвинуто несколько гипотез, объясняющих это различие:

1. Недостаточная точность стандартной модели Солнца, в частности, недостаточно хорошее знание содержания элементов и изотопов, входящих в состав Солнца. Различные модели состояния вещества Солнца приводят к значительной неопределенности в вычислениях выхода нейтрино (потоки солнечных нейтрино в различных моделях Солнца согласуются в пределах фактора два).
2. Сечения ядерных реакций, используемые в расчетах, известны недостаточно хорошо.
3. Осцилляции нейтрино - примерно 2/3 электронных нейтрино, испускаемых Солнцем на пути к Земле, превращаются в мюонные (ν_μ) и тау - нейтрино (ν_τ), не регистрируемые хлорным и галлиевым детекторами.
4. Наличие у нейтрино магнитного момента ~ (10^-11 - 10^-10) μ_Б (μ_Б - магнетон Бора). Взаимодействие левополяризованных нейтрино, выходящих из ядра Солнца, с магнитным полем внешних слоев может привести к превращению части этих нейтрино в правополяризованные, не регистрируемые хлорным и галлиевым детекторами.