Проблема сонячних нейтрино

Проблема сонячного нейтрино являє собою велику різницю між потоком сонячних нейтрино вирахуваним з Сонячної світності та тим, що був виміряний безпосередньо. Вперше розбіжності були помічені в середині 1960-х років й остаточно усунуті приблизно в 2002 році.

Потік нейтрино на Землі становить кілька десятків мільярдів на квадратний сантиметр в секунду та йде переважно з ядра Сонця. Проте частинки важко виявити, оскільки вони дуже слабо взаємодіють з речовиною, проходячи всю Землю, як світло проходить через тонкий шар повітря. З трьох типів (ароматів) нейтрино відомих у Стандартній моделі фізики частинок Сонце виробляє лише електронні нейтрино. Коли детектори нейтрино стали досить чутливими для вимірювання потоку електронних нейтрино від Сонця, кількість частинок виявилася набагато нижчою, ніж передбачалося. У різних експериментах дефіцит чисельності становив від половини до двох третин.

Фізики елементарних частинок знали, що механізм, запропонований ще в 1957 році Бруно Понтекорво, може пояснити дефіцит електронних нейтрино. Однак вони не поспішали прийняти його з різних причин, включаючи той факт, що він вимагав модифікації прийнятої Стандартної моделі. Спочатку вони розглядали сонячну модель для регулювання, яку виключили. Сьогодні визнано, що нейтрино, які виробляються на Сонці, не є безмасовими частинками як говорить Стандартна модель, а скоріше змішаними квантовими станами, що складаються з власних станів з визначеною масою в різних (комплексних) пропорціях. Це дозволяє нейтрино, народженому як електронне, змінюватися під час осциляції в суміш електронних, мюонних та тау-нейтрино, з меншою ймовірністю виявлення детектором, чутливим лише до електронних нейтрино.

Кілька нейтринних детекторів, налаштовані на різні аромати, енергії та пройдену відстань, дали нам сучасні знання про нейтрино. У 2002 та 2015 рр. загалом чотири дослідники, що працювали з деякими з цих детекторів, були удостоєні Нобелівської премії з фізики.

Передумови

У Сонці відбувається ядерний синтез у вигляді протон-протонного ланцюжку, що перетворює чотири протони в альфа-частинки, нейтрино, позитрони та енергію. Ця енергія виділяється у вигляді електромагнітного випромінювання гамма-променів, а також у вигляді кінетичної енергії заряджених частинок і нейтрино. Нейтрино рухаються від ядра Сонця до Землі без помітного поглинання зовнішніми шарами Сонця.

Наприкінці 1960-х років Рей Дейвіс та Джона Н. Бахкалла в Експерименті на Homestake першими виміряли потік нейтрино від Сонця та виявили його дефіцит. В експерименті використовували детектор на основі хлору. Багато подальших радіохімічних і водних черенковських детекторів підтвердили дефіцит, зокрема обсерваторія Каміока та обсерваторія Нейтрино Садбері .

Очікувана кількість сонячних нейтрино була розрахована за допомогою стандартної сонячної моделі, яку Бахкол допоміг сформувати. Модель дає детальний опис внутрішніх процесів в Сонці.

У 2002 році Рей Девіс і Масатоші Кошиба виграли частину Нобелівської премії з фізики за експериментальну роботу, яка виявила, що кількість сонячних нейтрино становить приблизно третину від кількості, передбаченої стандартною сонячною моделлю. [1]

Підтвердивши докази надані в експериментах 1998 р. "Для нейтринних коливань", Такаакі Кайіта з обсерваторії Супер-Каміоканде та Артур Макдональд з обсерваторії нейтрино Садбері (SNO) були нагороджені Нобелівською премією з фізики 2015 року.[2][3] Однак Нобелівський комітет з фізики помилився, описавши осциляції нейтрино в експерименті SNO як високоенергетичні сонячні нейтрино. Насправді там спостерігались не нейтринні коливання, а ефект Міхеєва – Смірнова – Вольфенштейна.[4] Бруно Понтекорво не отримав Нобелівські премії, оскільки він помер у 1993 році.

Запропоновані пояснення

У перших спробах пояснити розбіжності припускали, що моделі Сонця були помилковими, тобто температура та тиск у внутрішній частині Сонця істотно відрізнялися від відомого. Наприклад, через те що нейтрино вимірюють величину поточного ядерного синтезу, було припущено, що ядерні процеси в ядрі Сонця могли тимчасово зупинитися. Оскільки для переміщення теплової енергії від ядра до поверхні Сонця потрібні тисячі років, це не може бути одразу зафіксовано.

Досягнення геліосейсмологічних спостережень дозволили зробити висновок про внутрішню температуру Сонця; ці результати узгоджуються з добре встановленою стандартною сонячною моделлю. Детальні спостереження за нейтринним спектром з більш досконалих нейтринних обсерваторій дали результати, які не могло пояснити жодне коригування сонячної моделі: тоді як загальний менший потік нейтрино (який виявили результати експерименту Homestake) вимагав нижчої температури сонячного ядра, енергетичний спектр нейтрино вимагав вищої температури ядра. Так вийшло тому, що різні ядерні реакції, швидкості яких різняться залежно від температури, виробляють нейтрино з різною енергією. Будь-яке пристосування до сонячної моделі погіршувало принаймні один аспект розбіжностей.[5]

Вирішення

Проблема сонячного нейтрино була вирішена шляхом покращення знань про саме нейтрино. Відповідно до Стандартної моделі фізики частинок існує три різновиди нейтрино: електронні нейтрино, мюонні нейтрино і тау нейтрино . Електронні нейтрино - це ті, що виробляються на Сонці, і ті, що виявляються в згаданих вище експериментах, зокрема в експерименті з хлор-детектором в Homestake Mine.

У 1970-х рр. широко поширеною була думка, що нейтрино безмасові, а їх аромати незмінні. Однак у 1968 році Понтекорво запропонував, що якщо нейтрино мають масу, то вони можуть переходити від одного аромату до іншого. [6] Таким чином, "загублені" сонячні нейтрино можуть бути електронними нейтрино, що на шляху до Землі змінили аромати, стаючи невидимими для детекторів у шахті Homestake та сучасних обсерваторіях нейтрино.

Наднова 1987A демонструє, що нейтрино може мати масу, через різницю в часі приходу нейтрино виявленого в Kamiokande і IMB.[7] Однак, оскільки зафіксовано дуже мало нейтринно, було важко зробити якісь висновки з певністю. Якби Каміоканде та ІМБ мали високоточні таймери для вимірювання часу пробігу нейтрино, що прорвався через Землю, вони могли б більш точно визначити, чи мають нейтрино масу чи ні. Якби нейтрино були безмасовими, вони б рухались зі швидкістю світла; якби вони мали масу, вони б рухались зі швидкістю трохи меншою, ніж швидкість світла. Оскільки детектори не призначені для виявлення нейтриної наднової, цього зробити не вдалося.

Вагомі докази осциляцій нейтрино були отримані в 1998 році завдяки співпраці Супер-Каміоканде в Японії. [8] Японські спостереження показали, що мюонні нейтрино (які виробляються у верхніх шарах атмосфери космічними променями) змінюються на нейтрино-тау в межах Землі: в низьких шарах атмосфери було виявлено нейтрино, що проходить з Землі, а не приходить зверху в детектор з неба. Ці спостереження стосувались лише мюонних нейтрино. У Супер-Каміоканде не спостерігалось нейтрино-тау. Результат, однак, зробив більш правдоподібним, що дефіцит нейтрино з ароматом електрону, який спостерігався в експерименті (порівняно низькоенергетичному) Homestake, також пов'язаний з масою нейтрино.

Через рік обсерваторія Нейтрино в Садбері (SNO) розпочала збір даних. Цей експеримент був спрямований на 8B сонячні нейтрино, які мають енергію в приблизно 10 МеВ і не сильно впливають на коливання на Сонці і Землі. Тим не менше, очікується великий дефіцит через ефект Міхеєва – Смірнова – Вольфенштейна, який був підрахований Олексієм Смирновим у 1985 році. Унікальний дизайн SNO, що використовує велику кількість важкої води в якості середовища виявлення, був запропонований Herb Chen, також у 1985 р. [9] SNO спостерігав електронні нейтрино, зокрема, і всі аромати нейтрино разом. [10] Після детального статистичного аналізу колаборація SNO встановила, що частка становить приблизно 34% [11] і повністю узгоджується з прогнозом. Загальна кількість виявлених 8В нейтрино також узгоджується з грубими прогнозами сонячної моделі на той час. [12]

Джерела
  1. The Nobel Prize in Physics 2002. Процитовано 16 лютого 2020.
  2. The Nobel Prize in Physics 2015. Процитовано 16 лютого 2020.
  3. Webb, Jonathan (6 жовтня 2015). Neutrino 'flip' wins physics Nobel Prize. BBC News. Процитовано 6 жовтня 2015.
  4. Adrian Cho: "Did the Nobel committee get the physics wrong?" Science, December 14, 2016, doi:10.1126/science.aal0508.
  5. Haxton, W.C. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol 33, pp. 459–504, 1995.
  6. Gribov, V. (1969). Neutrino astronomy and lepton charge. Physics Letters B 28 (7): 493–496. Bibcode:1969PhLB...28..493G. doi:10.1016/0370-2693(69)90525-5.
  7. W. David Arnett; Jonathan L. Rosner (1987). Neutrino mass limits from SN1987A. Physical Review Letters 58 (18): 1906–1909. Bibcode:1987PhRvL..58.1906A. PMID 10034569. doi:10.1103/PhysRevLett.58.1906.
  8. Edward Kearns, Takaaki Kajita, and Yoji Totsuka: "Detecting Massive Neutrinos". Scientific American, August 1999.
  9. H.H. Chen, "Direct Approach to Resolve the Solar Neutrino Problem," Physical Review Letters 55, 1985, doi:10.1103/PhysRevLett.55.1534.
  10. Q.R. Ahmad, et al., "Measurement of the Rate of Interactions νe + d → p + p + e− Produced by 8B Solar Neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory," Physical Review Letters 87, 2001, doi:10.1103/PhysRevLett.87.071301.
  11. A. Bellerive et al. (SNO Collaboration): “The Sudbury Neutrino Observatory.” Nucl. Phys. B 908, 2016, arXiv:1602.02469.
  12. Suzuki, Yoichiro (2000). Solar Neutrinos. International Journal of Modern Physics A 15: 201–228. Bibcode:2000IJMPA..15S.201S. doi:10.1142/S0217751X00005164.

Зовнішні посилання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.