Проблема солнечных нейтрино

Введение

До сравнительно недавнего времени одна из важнейших проблем астрономии - проблема внутреннего строения и эволюции звезд решалась совместными усилиями астрофизиков-теоретиков и астрономов-наблюдателей. Эта проблема никоим образом не могла быть решена без непрерывного контроля выводов теории астрономическими наблюдениями. Особенно большое значение для теории имел анализ прецизионных наблюдений блеска и цвета звезд, входящих в состав скоплений. Считалось и считается, что справедливость теории внутреннего строения и эволюции звезд объясняется возможностью на основе этой теории объяснить ряд тонких особенностей диаграммы Герцшпрунга- Ресселя для различных скоплений звезд, имеющих различный возраст. Все же неопределенное ощущение неудовлетворенности, несомненно, остается. В идеале было бы неплохо иметь возможность непосредственно получить основные характеристики звездных недр путем прямых наблюдений. Еще сравнительно недавно сама возможность “заглянуть” в недра звезд представлялась по меньшей мере совершенно фантастической. Огромная толща вещества звезды делает ее непрозрачной для всех видов э/м излучения, включая самые жесткие гамма-лучи. Миллионы лет требуются квантам, генерируемым в центральных областях звезд, чтобы просочиться к поверхностным слоям и выйти наружу в межзвездное пространство. За это время кванты, взаимодействуя с веществом звезды, испытывают огромное количество поглощений и переизлучений, претерпевая при этом серьезные трансформации. Если первоначально их частоты соответствовали рентгеновскому диапазону, то, выходя из поверхности звезды, они становятся гораздо “мягче” и их частоты лежат уже в оптическом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах. Другими словами их свойства уже совсем не отражают свойств среды, в которой они первоначально возникли. Казалось бы, нет никакой возможности получить какую-либо информацию непосредственно из недр звезды. Однако развитие физики в нашем столетии совершенно неожиданно открыло возможность хотя бы в...

Открытие нейтрино

В 1931 году швейцарский физик-теоретик Вольфганг Паули, исходя из твердого убеждения в выполнении законов сохранения для элементарных процессов и анализируя тогда во многом еще не ясное явление b-распада, выдвинул смелую гипотезу о существовании новой элементарной частицы. Эта частица, получившая название “нейтрино”, должна обладать массой покоя ничтожно малой, скорее всего, даже нулевой. По этим причинам нейтрино должны обладать совершенно исключительной способностью проникать через огромные толщи вещества. Подсчитано, что без заметного поглощения пучок нейтрино с энергией в миллион вольт может пройти через стальную плиту, толщина которой в сотню раз превосходит расстояние от Земли до ближайших звезд! Ясно, что для таких частиц пройти “насквозь” через любую звезду, как говорится, “пустое дело”... Но столь удивительно слабая способность нейтрино взаимодействовать с веществом имеет и “обратную сторону”. Потребовалось 25 лет после гениального теоретического предсказания Паули, чтобы эта необычайная частица была обнаружена и тем самым из разряда гипотетических перешла в разряд вполне реальных элементарных частиц.

После этого открытия физика нейтрино значительно продвинулась вперед. Как и всякая “порядочная” элементарная частица, нейтрино обладает “двойником” - античастицей, получившей название “антинейтрино”. Выдающийся русский физик академик Б. М. Понтекорво теоретически предсказал существование двух сортов нейтрино - “электронных” и ”мюонных”. Очень скоро это предсказание блестяще оправдалось на опыте. Вскоре было открыто также тау - нейтрино. Понтекорво был также первым, кто указал на важность нейтрино для изучения звездных и в первую очередь солнечных недр.
Эксперимент Дэвиса

Теория термоядерных реакций, происходящих в центральных областях Солнца, позволяет надежно оценить величину потока солнечных нейтрино на Земле. В самом деле, суть термоядерных реакций, происходящих в недрах нашего светила, сводится к тому, что четыре протона...