Neutrino słoneczne

Diagram przedstawiający elementy Słońca. Jądro to miejsce, w którym zachodzi fuzja jądrowa, tworząc neutrina słoneczne.

Neutrino słoneczne jest neutrinem pochodzącym z syntezy jądrowej w jądrze Słońca i jest najczęstszym rodzajem neutrina przechodzącego przez dowolne źródło obserwowane na Ziemi w dowolnym momencie. ^{[ potrzebne źródło ]} Neutrina to cząstki elementarne o bardzo małej masie spoczynkowej i neutralnym ładunku elektrycznym . Oddziałują z materią tylko poprzez oddziaływanie słabe i grawitację , przez co ich wykrycie jest bardzo trudne. Doprowadziło to do rozwiązania problemu neutrin słonecznych . Obecnie wiele wiadomo o neutrinach słonecznych, ale badania w tej dziedzinie wciąż trwają.

Historia i tło

Schemat konfiguracji eksperymentu Homestake

Domowy eksperyment

Historia neutrin słonecznych i ich odkrycia sięga lat 60. XX wieku, począwszy od dwóch astrofizyków, Johna N. Bahcalla i Raymonda Davisa Jr. Eksperyment, znany jako eksperyment Homestake , nazwany na cześć miasta, w którym został przeprowadzony (Homestake, Dakota Południowa ), którego celem było policzenie neutrin słonecznych docierających do Ziemi. Bahcall, korzystając z opracowanego przez siebie modelu słonecznego, doszedł do wniosku, że najskuteczniejszym sposobem badania neutrin słonecznych będzie reakcja chloru z argonem. Korzystając ze swojego modelu, Bahcall był w stanie obliczyć liczbę neutrin, które prawdopodobnie dotrą na Ziemię ze Słońca. Po ustaleniu wartości teoretycznej astrofizycy rozpoczęli eksperymentalne potwierdzenie. Davis opracował pomysł pobrania setek tysięcy litrów perchloroetylenu , związku chemicznego składającego się z węgla i chloru oraz poszukiwanie neutrin za pomocą detektora chlorowo-argonowego. Proces prowadzono bardzo głęboko pod ziemią, stąd decyzja o przeprowadzeniu eksperymentu w Homestake, ponieważ w tym mieście znajdowała się Kopalnia Złota Homestake. Przeprowadzając eksperyment głęboko pod ziemią, Bahcall i Davis byli w stanie uniknąć promieniowania kosmicznego , które mogłyby wpłynąć na proces i wyniki. Cały eksperyment trwał kilka lat, ponieważ był w stanie wykryć tylko kilka chlorków do argonu konwersji każdego dnia, a pierwsze wyniki zostały uzyskane przez zespół dopiero w 1968 roku. Ku ich zaskoczeniu, eksperymentalna wartość obecnych neutrin słonecznych była mniejsza niż 20% wartości teoretycznej obliczonej przez Bahcall. W tamtym czasie nie było wiadomo, czy wystąpił błąd w eksperymencie lub w obliczeniach, czy też Bahcall i Davis nie uwzględnili wszystkich zmiennych, ale ta rozbieżność dała początek temu, co stało się znane jako problem neutrin słonecznych .

Dalsze eksperymenty

Davis i Bahcall kontynuowali swoją pracę, aby zrozumieć, gdzie mogli popełnić błąd lub czego im brakowało, wraz z innymi astrofizykami, którzy również przeprowadzili własne badania na ten temat. Wielu przeglądało i redagowało obliczenia Bahcalla w latach 70. i 80. XX wieku i chociaż było więcej danych, które czyniły wyniki bardziej precyzyjnymi, różnica nadal pozostała. Davis nawet powtórzył swój eksperyment, zmieniając czułość i inne czynniki, aby upewnić się, że nic nie zostało przeoczone, ale nic nie znalazł, a wyniki nadal wskazywały na „brakujące” neutrina. Pod koniec lat 70. powszechnie oczekiwanym wynikiem było to, że dane eksperymentalne dały około 39% obliczonej liczby neutrin. w 1969 roku Bruno Pontecorvo , rosyjski astrofizyk, zasugerował nowy pomysł, że być może nie do końca rozumiemy neutrina tak, jak nam się wydaje, i że neutrina mogą się w jakiś sposób zmieniać, co oznacza, że neutrina uwalniane przez słońce zmieniły formę i nie były już neutrinami sposób, w jaki neutrina zostały wymyślone, zanim dotarły na Ziemię, gdzie przeprowadzono eksperyment. Ta teoria, którą miał Pontecorvo, miałaby sens przy wyjaśnianiu rozbieżności między wynikami eksperymentalnymi i teoretycznymi, które się utrzymywały.

Rozwiązanie problemu neutrin słonecznych

Pontecorvo nigdy nie był w stanie udowodnić swojej teorii, ale miał coś w swoim myśleniu. W 2002 roku wyniki eksperymentu przeprowadzonego 2100 metrów pod ziemią w Sudbury Neutrino Observatory potwierdziły teorię Pontecorvo i odkryto, że neutrina uwolnione ze Słońca mogą w rzeczywistości zmieniać formę lub smak, ponieważ nie są całkowicie bezmasowe. To odkrycie oscylacji neutrin rozwiązało problem neutrin słonecznych prawie 40 lat po tym, jak Davis i Bahcall rozpoczęli badanie neutrin słonecznych.

Obserwatoria neutrin

Super-Kamiokande

Super -Kamiokande to 50 000 ton wodnego detektora Czerenkowa, który znajduje się 2700 metrów pod ziemią. Głównymi zastosowaniami tego detektora w Japonii , oprócz obserwacji neutrin, są obserwacje promieniowania kosmicznego, a także poszukiwanie rozpadu protonów. W 1998 roku Super-Kamiokande było miejscem eksperymentu Super-Kamiokande, który doprowadził do odkrycia oscylacji neutrin, procesu, w którym neutrina zmieniają swój smak na elektronowy, mionowy lub taonowy.

Eksperyment Super-Kamiokande rozpoczął się w 1996 roku i jest nadal aktywny. W eksperymencie detektor działa, wykrywając neutrina poprzez analizę cząsteczek wody i wykrywanie usuwanych z nich elektronów, które następnie wytwarzają niebieskie światło Czerenkowa, które jest wytwarzane przez neutrina. Dlatego, kiedy dochodzi do wykrycia światła niebieskiego, można wywnioskować, że neutrino jest obecne i policzone.

Obserwatorium Neutrino w Sudbury

Sudbury Neutrino Observatory (SNO), 2100-metrowe podziemne obserwatorium w Sudbury w Kanadzie , to kolejne miejsce, w którym pod koniec lat 90. i na początku XXI wieku prowadzono badania nad oscylacją neutrin. Wyniki eksperymentów w tym obserwatorium oraz w Super-Kamiokande pomogły rozwiązać problem neutrin słonecznych.

SNO jest również wykrywaczem ciężkiej wody Czerenkowa i został zaprojektowany do działania w taki sam sposób jak Super-Kamiokande. Neutrina w reakcji z ciężką wodą wytwarzają niebieskie światło Czerenkowa, sygnalizujące wykrycie neutrin badaczom i obserwatorom.

Zewnętrzny detektor Borexino

boreksyno

Detektor Borexino znajduje się w Laboratori Nazionali de Gran Sasso we Włoszech . Borexino jest aktywnie używanym detektorem, a na miejscu trwają eksperymenty. Celem eksperymentu Borexino jest pomiar w czasie rzeczywistym neutrin słonecznych o niskiej energii, zwykle poniżej 1 MeV. Detektor jest złożoną strukturą składającą się z fotopowielaczy, elektronów i systemów kalibracyjnych, dzięki czemu jest przygotowany do wykonywania właściwych pomiarów niskoenergetycznych neutrin słonecznych. Fotopowielacze są używane jako urządzenie wykrywające w tym systemie, ponieważ są w stanie wykryć światło dla bardzo słabych sygnałów.

Neutrina słoneczne są w stanie zapewnić bezpośredni wgląd w jądro Słońca, ponieważ właśnie tam pochodzą neutrina słoneczne. Neutrina słoneczne opuszczające jądro Słońca docierają do Ziemi przed światłem, ponieważ neutrina słoneczne nie oddziałują na swojej drodze z żadną inną cząstką ani cząstką subatomową, podczas gdy światło ( fotony ) odbija się od cząstki do cząstki. Eksperyment Borexino wykorzystał to zjawisko do odkrycia, że Słońce uwalnia obecnie taką samą ilość energii, jak 100 000 lat temu.

Obserwatorium Neutrino IceCube

IceCube Neutrino znajduje się na Antarktydzie na stacji Amundsen-Scott South Pole . Obserwatorium składa się z fotopowielaczy rur i tysięcy sferycznych czujników umieszczonych pod lodem rozłożonym na obszarze większym niż jeden kilometr sześcienny. W Obserwatorium Antarktycznym fizycy prowadzą badania, które mają odpowiedzieć na pytania dotyczące nie tylko neutrin i neutrin słonecznych, ale także promieniowania kosmicznego i ciemnej materii .

Proces formacyjny

Neutrina słoneczne są wytwarzane w jądrze Słońca w wyniku różnych reakcji syntezy jądrowej , z których każda zachodzi z określoną szybkością i prowadzi do własnego widma energii neutrin. Szczegóły bardziej widocznych z tych reakcji opisano poniżej.

Neutrina słoneczne ( łańcuch proton-proton ) w standardowym modelu słonecznym

Główny wkład pochodzi z łańcucha proton-proton . Reakcja to:

{\ Displaystyle {\ tekst {p}} + {\ tekst {p}} \ do {\ tekst {d}} + {\ tekst {e}} ^ {+} +\nazwa operatora {\nu} _{\text{e}}}

lub słownie:

dwa protony

{\ Displaystyle \ do}

deuteron + pozyton + neutrino elektronowe .

Ze wszystkich neutrin słonecznych około 91% powstaje w wyniku tej reakcji. Jak pokazano na rysunku zatytułowanym „Słoneczne neutrina (łańcuch proton-proton) w standardowym modelu słonecznym”, deuteron połączy się z innym protonem, tworząc jądro ³ He i promień gamma. Tę reakcję można postrzegać jako:

{\ Displaystyle {\ tekst {d}} + {\ tekst {p}} \ do {^ {3}} {\ tekst {On}} + \ operatorname {\ gamma}}}

Izotop ⁴ He można wytworzyć, stosując ³ He w poprzedniej reakcji, którą pokazano poniżej.

{\ Displaystyle {^ {3}} {\ tekst {On}} + {^ {3}} {\ tekst {On}} \ do {^ {4}} { \text{On}}+2\,{\text{p}}}

Generacja neutrin słonecznych

Gdy zarówno hel-3, jak i hel-4 są teraz w środowisku, po jednym jądrze helu o każdej masie może dojść do fuzji, tworząc beryl:

{\ Displaystyle {^ {3}} {\ tekst {On}} + {^ {4}} {\ tekst {On}} \ do {^ {7}}} {\ text{Bądź}}+\nazwa_operatora {\gamma}}}

Beryl-7 może podążać dwoma różnymi ścieżkami z tego etapu: może wychwycić elektron i wytworzyć bardziej stabilne jądro litu-7 i neutrino elektronowe, lub alternatywnie, może wychwycić jeden z obfitych protonów, co stworzy bor-8 . Pierwsza reakcja za pośrednictwem litu-7 to:

{\ Displaystyle {^ {7}}} {\ tekst {Bądź}} + {\ tekst {e}} ^ {-} \ do {^ {7}} {\ tekst {Li}}+\nazwa_operatora {\nu} _{\text{e}}}

Ta reakcja prowadząca do powstania litu wytwarza około 7% neutrin słonecznych. Powstały lit-7 później łączy się z protonem, tworząc dwa jądra helu-4. Alternatywną reakcją jest wychwyt protonu, który wytwarza bor-8, który następnie beta ⁺ rozpada się na beryl-8, jak pokazano poniżej:

{\ Displaystyle {^ {7}}} {\ tekst {być}} + {\ tekst {p}} \ do {^ {8}} {\ tekst {B}} + \ nazwa operatora {\ gamma}}

{\ Displaystyle {^ {8}} {\ tekst {B}} \ do {^ {8}} {\ tekst {być}}} ^{*}}+{\text{e}}^{+}+\nazwa operatora {\nu } _{\text{e}}}

Ta alternatywna reakcja dająca bor wytwarza około 0,02% neutrin słonecznych; chociaż jest ich tak mało, że konwencjonalnie można by je zaniedbać, te rzadkie neutrina słoneczne wyróżniają się wyższą średnią energią. Gwiazdka (*) na jądrze berylu-8 wskazuje, że jest ono w stanie wzbudzonym, niestabilnym. Wzbudzone jądro berylu-8 dzieli się następnie na dwa jądra helu-4:

{\ Displaystyle {^ {8}}} {\ tekst {Bądź}}} {^ {*}} \ do {^ {4}} {\ tekst {On}} + {^ { 4}}{\text{On}}}

Zaobserwowane dane

Najwięcej neutrin słonecznych to bezpośrednie produkty reakcji proton-proton (wysoka, ciemnoniebieska krzywa po lewej stronie). Mają niską energię – sięgającą zaledwie do 400 keV. Istnieje kilka innych znaczących mechanizmów produkcji o energiach do 18 MeV.

Największy strumień neutrin słonecznych pochodzi bezpośrednio z interakcji proton-proton i ma niską energię, do 400 keV. Istnieje również kilka innych znaczących mechanizmów produkcji, o energiach do 18 MeV. Z Ziemi ilość strumienia neutrin na Ziemi wynosi około 7·10 ¹⁰ cząstek·cm ^-2 ·s ^-1 . Liczbę neutrin można przewidzieć z dużą pewnością za pomocą standardowego modelu słonecznego , ale liczba neutrin wykrytych na Ziemi w porównaniu z przewidywaną liczbą neutrin różni się o jedną trzecią, co jest problemem neutrin słonecznych .

Modele słoneczne dodatkowo przewidują lokalizację w jądrze Słońca, z której powinny pochodzić neutrina słoneczne, w zależności od reakcji syntezy jądrowej, która prowadzi do ich produkcji. Przyszłe detektory neutrin będą w stanie wykrywać nadchodzący kierunek tych neutrin z wystarczającą precyzją, aby zmierzyć ten efekt.

Teoretyczne krzywe prawdopodobieństwa przeżycia neutrin słonecznych, które docierają w dzień (pomarańczowe, ciągłe) lub w nocy (fioletowe, przerywane), jako funkcja energii neutrin. Pokazano również cztery wartości energii neutrin, przy których wykonano pomiary, odpowiadające czterem różnym gałęziom łańcucha proton-proton.

Widmo energetyczne neutrin słonecznych jest również przewidywane przez modele słoneczne. Znajomość tego widma energii jest niezbędna, ponieważ różne eksperymenty z wykrywaniem neutrin są czułe na różne zakresy energii neutrin. Eksperyment Homestake wykorzystywał chlor i był najbardziej wrażliwy na neutrina słoneczne wytwarzane w wyniku rozpadu izotopu berylu ⁷ Be. Sudbury Neutrino Observatory jest najbardziej czułe na neutrina słoneczne wytwarzane przez ⁸ B. Detektory wykorzystujące gal są najbardziej wrażliwe na neutrina słoneczne wytwarzane w procesie reakcji łańcuchowej proton-proton, jednak nie byli w stanie zaobserwować tego wkładu osobno. Obserwację neutrin z podstawowej reakcji tego łańcucha, fuzji proton-proton w deuterze, po raz pierwszy dokonał Borexino w 2014 r. W 2012 r. ta sama współpraca poinformowała o wykryciu neutrin niskoenergetycznych dla protonu-elektronu-protonu ( reakcja pep ), która wytwarza 1 na 400 jąder deuteru na Słońcu. Detektor zawierał 100 ton metrycznych cieczy i rejestrował średnio 3 zdarzenia każdego dnia (ze względu na ¹¹ C ) z tej stosunkowo rzadkiej reakcji termojądrowej . W 2014 roku firma Borexino poinformowała o udanej bezpośredniej detekcji neutrin z reakcji pp z szybkością 144 ± 33/dzień, co jest zgodne z przewidywaną szybkością 131 ± 2/dzień, której oczekiwano na podstawie przewidywań standardowego modelu słonecznego, że pp -reakcja generuje 99% jasności Słońca i ich analiza wydajności detektora. W 2020 roku firma Borexino poinformowała o pierwszym wykryciu cyklicznych CNO z głębi jądra słonecznego.

Zauważ, że Borexino mierzył neutrina o kilku energiach; w ten sposób po raz pierwszy zademonstrowali eksperymentalnie wzór oscylacji neutrin słonecznych przewidywany przez teorię. Neutrina mogą wywoływać reakcje jądrowe. Przyglądając się starożytnym rudom z różnych epok, które były wystawione na działanie neutrin słonecznych w czasie geologicznym, możliwe może być zbadanie jasności Słońca w czasie, która zgodnie ze standardowym modelem słonecznym zmieniała się na przestrzeni eonów ( obecnie) obojętny produkt uboczny, hel, zgromadził się w jej rdzeniu.

Kluczowi współpracownicy astrofizycy

Wolfgang Pauli jako pierwszy zasugerował ideę cząstki takiej jak neutrino istniejącej w naszym wszechświecie w 1930 roku. Uważał, że taka cząstka jest całkowicie bezmasowa. Takie było przekonanie społeczności astrofizyków, dopóki problem neutrin słonecznych nie został rozwiązany. ^{[ potrzebne źródło ]}

Frederick Reines z University of California w Irvine i George A. Cowan byli pierwszymi astrofizykami, którzy wykryli neutrina w 1956 roku. W 1995 roku zdobyli Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki za swoją pracę.

Raymond Davis Jr odbiera Medal Nauki od prezydenta George'a W. Busha

Raymond Davis i John Bahcall są pionierami badań nad neutrinami słonecznymi. Podczas gdy Bahcall nigdy nie zdobył Nagrody Nobla , Davis wraz z Masatoshi Koshibą zdobyli Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki w 2002 r. po rozwiązaniu problemu neutrin słonecznych za ich wkład w rozwiązanie problemu.

Pontecorvo, znany jako pierwszy astrofizyk, który zasugerował, że neutrina mają pewną masę i mogą oscylować, nigdy nie otrzymał Nagrody Nobla za swój wkład z powodu jego śmierci w 1993 roku. [ ^{spekulacje ? ]}

Arthur B. McDonald , kanadyjski fizyk, odegrał kluczową rolę w budowie Sudbury Neutrino Observatory (SNO) w połowie lat 80., a później został dyrektorem SNO i liderem zespołu, który rozwiązał problem neutrin słonecznych. McDonald wraz z japońskim fizykiem Kajitą Takaaki otrzymali Nagrodę Nobla za odkrycie oscylacji neutrin w 2015 roku.

Bieżące badania i ustalenia

Krytyczna kwestia problemu neutrin słonecznych, którą wielu astrofizyków zainteresowanych neutrinami słonecznymi badało i próbowało rozwiązać pod koniec XX wieku i na początku XXI wieku, została rozwiązana. W XXI wieku, nawet bez głównego problemu do rozwiązania, wciąż prowadzone są unikalne i nowatorskie badania w tej dziedzinie astrofizyki.

Strumień neutrin słonecznych przy energiach keV

strumienia neutrin i antyneutrin słonecznych dla ekstremalnie niskich energii (zakres keV). Procesy przy tak niskich energiach zawierały ważne informacje, które dostarczyły naukowcom informacji na temat metaliczności Słońca . Metaliczność słoneczna jest miarą pierwiastków obecnych w cząstce, które są cięższe niż wodór i hel , zazwyczaj w tej dziedzinie pierwiastkiem tym jest zwykle żelazo . Wyniki tych badań przyniosły znacząco różne wyniki w porównaniu z wcześniejszymi badaniami pod względem ogólnego widma strumienia. Obecnie nie istnieje jeszcze technologia umożliwiająca sprawdzenie tych odkryć.

Ograniczanie momentów magnetycznych neutrin za pomocą danych dotyczących neutrin słonecznych fazy II firmy Borexino

Badania te, opublikowane w 2017 r., miały na celu poszukiwanie efektywnego momentu magnetycznego neutrin słonecznych . Wyszukiwanie zostało zakończone na podstawie danych z ekspozycji z drugiej fazy eksperymentu Borexino, które obejmowały dane z 1291,5 dnia (3,54 roku). Wyniki wykazały, że kształt widma odrzutu elektronów był zgodny z oczekiwaniami, bez większych zmian lub odchyleń od niego.

Zobacz też

Dalsza lektura

Haxton, WC ; Hamish Robertson, RG ; Serenelli, Aldo M. (18 sierpnia 2013). „Słoneczne neutrina: stan i perspektywy”. Roczny przegląd astronomii i astrofizyki . 51 (1): 21–61. ar Xiv : 1208.5723 . Bibcode : 2013ARA&A..51...21H . CiteSeerX 10.1.1.755.6940 . doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125539 . S2CID 119255372 .