Сонячні нейтрино — нейтрино, що виникають внаслідок ядерного синтезу в ядрі Сонця і є найпоширенішим типом нейтрино з усіх, спостережуваних на Землі. Нейтрино — це елементарні частинки з надзвичайно малою масою спокою та нейтральним електричним зарядом. Вони взаємодіють з речовиною лише через слабку взаємодію та гравітацію, що дуже ускладнює їх виявлення. Неузгодження між очікуваною й виявленою кількістю сонячних нейтрино стало відоме як проблема сонячних нейтрино. Зрештою цю проблему вирішили після врахування нейтринних осциляцій.

Історія та передумови

Гоумстейкський експеримент

Історія експериментального дослідження сонячних нейтрино та їх відкриття бере початок у 1960-х роках і пов'язана з двома астрофізиками — Джоном Бакаллом і Раймондом Девісом. Експеримент, відомий як Гоумстейкський експеримент, названий на честь міста, де його проводили (Гоумстейк, Південна Дакота), мав на меті підрахувати сонячні нейтрино, що прибувають на Землю. Бакалл, використовуючи розроблену ним модель Сонця, дійшов висновку, що найефективніше досліджувати сонячні нейтрино за допомогою реакції перетворення хлору на аргон. Завдяки своїй моделі Бакалл зміг обчислити кількість нейтрино, які мали надходити на Землю від Сонця.

Після визначення теоретичного значення астрофізики перейшли до експериментальної перевірки. Девіс запропонував використати сотні тисяч літрів  — хімічної сполуки, що складається з вуглецю та хлору, — і таким чином шукати нейтрино за допомогою хлор-аргонового детектора. Експеримент відбувався глибоко під землею, у , що дозволяло уникнути впливу космічних променів, які могли вплинути на хід експерименту та його результати. Увесь експеримент тривав кілька років, оскільки щодня вдавалося зафіксувати лише кілька перетворень хлору на аргон, а перші результати команда отримала лише у 1968 році. На їхній подив, експериментальне значення кількості сонячних нейтрино становило менш як 20 % від теоретичного передбачення Бакалла. Тоді було невідомо, чи причина полягала в експериментальній помилці, чи в розрахунках, чи в тому, що Бакалл і Девіс не врахували всіх змінних. Згодом ця розбіжність стала відома як проблема сонячних нейтрино.

Подальші експерименти Девіс і Бакалл продовжили роботу, намагаючись з'ясувати, де саме вони могли помилитися або чого бракувало в їхніх дослідженнях. До них долучилися й інші астрофізики, які також вивчали це питання. У 1970-х і 1980-х роках багато дослідників переглядали й повторно виконували розрахунки Бакалла, і хоча нові дані зробили результати точнішими, розбіжність не зникла. Девіс навіть повторив свій експеримент, змінюючи чутливість та інші параметри, щоб переконатися, що він нічого не упустив, однак результати й надалі показували нестачу нейтрино. Наприкінці 1970-х років загальноприйнятим став результат, за яким експериментальні дані давали близько 39 % від розрахованої кількості нейтрино. 1969 року Бруно Понтекорво — радянський фізик італійського походження — висунув нову ідею: можливо, нейтрино влаштовані не зовсім так, як вважали раніше, і можуть змінювати тип. Тоді деякі нейтрино, випромінені Сонцем, досягають Землі вже як нейтрино інших типів, які хлор-аргоновий детектор не може виявити. Ця теорія Понтекорво могла пояснити стійку розбіжність між експериментальними та теоретичними результатами.

Розв'язання проблеми сонячних нейтрино

Понтекорво так і не зміг довести свою теорію, але його міркування виявилися правильними. У 2002 році результати експерименту, проведеного на глибині 2100 метрів у Садберійській нейтринній обсерваторії, підтвердили теорію Понтекорво й показали, що нейтрино, випромінені Сонцем, справді можуть змінювати свій тип або аромат, оскільки вони не є цілком безмасовими. Це відкриття нейтринних осциляцій розв'язало проблему сонячних нейтрино майже через 40 років після того, як Девіс і Бакалл розпочали їх дослідження.

Нейтринні обсерваторії Сонячні нейтрино досліджують за допомогою нейтринних обсерваторій.

Super-Kamiokande

Super-Kamiokande — це водний черенковський детектор масою 50 000 тонн, розташований під землею на глибині 2700 м. Окрім спостереження нейтрино, цей детектор у Японії використовують для дослідження космічних променів, а також для пошуку розпаду протона. 1998 року саме на Super-Kamiokande провели експеримент, який привів до відкриття нейтринних осциляцій — процесу, під час якого нейтрино змінюють свій аромат між електронним, мюонним і тау-нейтрино. Експеримент Super-Kamiokande розпочався у 1996 році й триває дотепер. У цьому експерименті детектор виявляє нейтрино, аналізуючи синє черенковське випромінювання, яке створюють електрони, вибиті нейтрино з молекул води. Отже, коли фіксується таке синє світіння, можна зробити висновок про наявність нейтрино та визначити його параметри.

Садберійська нейтринна обсерваторія

Садберійська нейтринна обсерваторія (SNO) — підземна обсерваторія на глибині 2100 м у Садбері, Канаді, де наприкінці 1990-х і на початку 2000-х років також проводили дослідження нейтринних осциляцій. Результати експериментів цієї обсерваторії разом із даними Super-Kamiokande допомогли розв'язати проблему сонячних нейтрино. SNO також є черенковським детектором на важкій воді й працює за тим самим принципом, що й Super-Kamiokande. Коли нейтрино взаємодіють із важкою водою, виникає синє черенковське випромінювання, яке сигналізує дослідникам про виявлення нейтрино.

Borexino

Детектор Borexino розташований у Національній лабораторії Гран-Сассо в Італії й призначений для вимірювання в реальному часі сонячних нейтрино низьких енергій, зазвичай нижче 1 МеВ. Він містить рідкий сцинтилятор і фотопомножувачі, здатні виявляти світло від надзвичайно слабких сигналів.

Процес утворення Сонячні нейтрино утворюються в ядрі Сонця внаслідок різних реакцій ядерного синтезу, кожна з яких відбувається з певною швидкістю та формує власний спектр енергій нейтрино. Нижче наведено опис найважливіших із цих реакцій.

Основний внесок дає протон-протонний цикл. Реакція має вигляд:

або словами: два протони дейтрон + позитрон + електронне нейтрино.

Приблизно 91 % усіх сонячних нейтрино утворюються саме в цій реакції. Як показано на рисунку, дейтрон зливається з іншим протоном, утворюючи ядро 3He і гамма-квант. Цю реакцію можна записати так:

Ізотоп 4He може утворитися за участю 3He з попередньої реакції, як показано нижче:

За наявності в середовищі як гелію-3, так і гелію-4, ядра цих ізотопів можуть зливатися з утворенням берилію:

Берилій-7 на цьому етапі може піти двома різними шляхами. Він може захопити електрон і утворити стабільніше ядро літію-7 та електронне нейтрино, або ж захопити один із численних протонів, унаслідок чого виникає бор-8. Перша реакція, через літій-7, має вигляд:

Ця реакція з утворенням літію дає приблизно 7 % сонячних нейтрино. Утворений літій-7 згодом сполучається з протоном і дає два ядра гелію-4. Альтернативна реакція — захоплення протона, що приводить до утворення бору-8, який потім зазнає β+-розпаду на берилій-8, як показано нижче:

Ця альтернативна реакція з утворенням бору дає близько 0,02 % сонячних нейтрино; хоча їх так мало, що зазвичай ними можна було б знехтувати, саме ці рідкісні сонячні нейтрино вирізняються вищими середніми енергіями. Зірочка (*) біля ядра берилію-8 означає, що воно перебуває у збудженому, нестійкому стані. Збуджене ядро берилію-8 потім розпадається на два ядра гелію-4:

Вуглецево-азотний цикл, який у Сонці забезпечує лише порядку 1 % світності, відповідальний ще за кількка типів сонячних нейтрино.

Спостережні дані

Найбільший потік сонячних нейтрино надходить безпосередньо від протон-протонної реакції й має низьку енергію — до 400 кеВ. Існує також кілька інших важливих механізмів утворення нейтрино з енергіями до 18 МеВ. На Землі потік нейтрино від протон-протонної реакції виміряно як  частинок·см−2·с−1; інша реакція, пов'язана з 7Be, додає  частинок·см−2·с−1. Стандартна сонячна модель дає змогу з великою впевненістю передбачати кількість нейтрино, однак число нейтрино, зареєстрованих на Землі, приблизно втричі менше за передбачене, що й становить проблему сонячних нейтрино.

Сонячні моделі також передбачають, у якій саме ділянці ядра Сонця мають виникати сонячні нейтрино залежно від реакції ядерного синтезу, що їх породжує. Майбутні нейтринні детектори зможуть визначати напрямок приходу цих нейтрино з достатньою точністю, щоб виміряти цей ефект.

Сонячні моделі також передбачають енергетичний спектр сонячних нейтрино. Знання цього спектра є принципово важливим, оскільки різні експерименти з реєстрації нейтрино чутливі до різних діапазонів енергій. Гоумстейкський експеримент використовував хлор і був найчутливішим до сонячних нейтрино, що виникають під час розпаду ізотопу берилію 7Be. Садберійська нейтринна обсерваторія була найчутливішою до сонячних нейтрино, утворених 8B. Детектори, що використовують галій, найчутливіші до загального внеску від сонячних нейтрино, породжених у протон-протонному ланцюжку. Уперше нейтрино від головної реакції цього циклу — протон-протонного синтезу з утворенням дейтерію — безпосередньо зареєстрував Borexino у 2014 році. У 2012 році та наукова команда повідомила про виявлення низькоенергетичних нейтрино від реакції протон-електрон-протон (pep-реакція), унаслідок якої в Сонці утворюється кожне 400-те ядер дейтерію. 6 pages; preprint on arXiv. Детектор містив 100 тонн рідини й реєстрував у середньому 3 події щодня (через утворення C) від цієї відносно рідкісної термоядерної реакції. 2014 року Borexino повідомив про успішне пряме виявлення нейтрино від pp-реакції зі швидкістю 144±33 на добу, що узгоджувалося з передбаченим значенням 131±2 на добу, отриманим на основі стандартної сонячної моделі, згідно з якою pp-реакція забезпечує 99 % світності Сонця, а також з урахуванням оцінки ефективності детектора. А у 2020 році Borexino повідомив про перше виявлення нейтрино вуглецево-азотного циклу, що виникають у глибинах сонячного ядра.

Ключові астрофізики, що зробили внесок

1930 року Вольфганг Паулі першим висловив ідею існування у Всесвіті такої частинки, як нейтрино. Він вважав, що така частинка є безмасовою.

1956 року Фредерік Райнес та Клайд Ковен стали першими астрофізиками, які виявили нейтрино. За цю роботу вони отримали Нобелівську премію з фізики 1995 року.

Раймонд Девіс і Джон Бакалл є піонерами досліджень сонячних нейтрино. Хоча Бакалл так і не отримав Нобелівської премії, Девіс разом із Масатосі Косібою здобув Нобелівську премію з фізики 2002 року.

Артур Макдональд — канадський фізик, який відіграв ключову роль у створенні Садберійської нейтринної обсерваторії (SNO) у середині 1980-х років, а згодом став її директором й очолив команду, що розв'язала проблему сонячних нейтрино. Макдональд разом із японським фізиком Такаакі Кадзітою отримав Нобелівську премію 2015 року за відкриття нейтринних осциляцій.

Див. також Нейтринний детектор Сонячна нейтрина одиниця Зоряний нуклеосинтез Нейтрино від наднових Дифузний нейтринний фон від наднових

Примітки

Література