2Cl4. Эта довольно дешевая жидкость широко используется в «бытовой» химии как средство очистки поверхностей. Первые опыты по обнаружению нейтрино этим методом были «нацелены» отнюдь не на Солнце, а на ядерные реакторы, излучающие огромное количество нейтрино. Задачей этих опытов, поставленных выдающимся американским физиком-экспериментатором Дэвисом, было «научиться» различать нейтрино и антинейтрино. Последние изотопом 37Cl не поглощаются. В качестве детектора Дэвис использовал сравнительно небольшую емкость в 3900 литров перхлорэтилена. Сущность эксперимента состояла в оценке количества ядер радиоактивного изотопа 37Ar, которые образуются в емкости, наполненной перхлорэтиленом. Такая оценка производится методами современной радиохимии.
Хотя основная цель эксперимента и не имела отношения к астрономии, тем не менее, как «побочный продукт», Дэвис впервые получил оценку верхней границы потока солнечных нейтрино, которая, конечно, была еще слишком груба. Чувствительность первого эксперимента Дэвиса была примерно в тысячу раз ниже ожидаемого потока солнечных нейтрино в том диапазоне энергии, который поглощается изотопом 37Cl.
| Рис. 9.1: Детектор нейтринного излучения (схематически). |
Последняя оговорка весьма существенна. Выше мы оценили величину ожидаемого полного потока солнечных нейтрино. Однако перхлорэтиленовый детектор способен поглощать далеко не все солнечные нейтрино с одинаковой эффективностью. Между тем энергетический спектр солнечных нейтрино весьма чувствительным образом зависит от физических условий в недрах Солнца, т. е. от температуры, плотности и химического состава. Другими словами, энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно, скорость образования в перхлорэтилене радиоактивных ядер 37Ar сильно зависит от модели солнечных недр.
Начиная с 1955 г. Дэвис. и его сотрудники упорно работали над повышением чувствительности перхлорэтиленового детектора нейтрино. В результате их усилий в этом направлении чувствительность детектора увеличилась к настоящему времени почти в 30 000 раз! В его современном виде нейтринный детектор представляет собой грандиозное сооружение (рис. 9.1). Гигантский резервуар, наполненный жидким перхлорэтиленом, имеет объем около 400 кубометров, что близко к объему нормального 25-метрового плавательного бассейна. Установка расположена на дне глубокой старой шахты, пробитой в скальном грунте. Глубина шахты превышает 1,5 км, что соответствует экранировке установки эквивалентным слоем воды толщиной около 4,5 км. Расположение детектора глубоко под землей диктуется необходимостью свести к минимуму помехи, приводящие к образованию радиоактивных изотопов аргона без поглощения ядрами хлора нейтрино. Указанные помехи вызываются проникающей компонентой космических лучей. Мю-мезоны, входящие в состав этой компоненты, взаимодействуя с веществом, порождают быстрые протоны, которые, сталкиваясь с ядрами хлора, образуют радиоактивный изотоп 37Ar.
Современная чувствительность нейтринного детектора определяется прежде всего величиной «космического» фона, приводящего к образованию описанным выше способом «паразитных» ядер 37Ar.
Некоторое понятие о чувствительности этой гигантской установки может дать тот факт, что из-за облучения солнечными нейтрино во всем огромном бассейне перхлорэтилена одновременно присутствуют всего лишь несколько десятков ядер радиоактивного изотопа 37Ar. Заметим в этой связи, что период полураспада этого изотопа около 35 дней.
Это ничтожное количество 37Ar удается выделить из «бассейна» путем «продувания» его гелием, после чего изотопы аргона выделяются из гелия химическим путем. Вся эта процедура, конечно, сопряжена с серьезными экспериментальными трудностями, которые Дэвис и его коллеги успешно преодолели.
Едва ли не самым парадоксальным следствием опытов Дэвиса и его коллег является неожиданно малое значение потока солнечных нейтрино. По состоянию вопроса на 1982 г. можно было утверждать, что количество поглощенных солнечных нейтрино за одну секунду, рассчитанное на один поглощающий атом хлора, равно (2,2 ± 0,4) 10-36 (заметим, что величина 10-36 получила специальное название «s. n. u.» — «единица солнечных нейтрино»). Между тем, если бы принятая в настоящее время модель солнечных недр была точной, эта величина должна была бы быть в три раза больше.
Это расхождение между ожидаемым результатом и данными наблюдений представляется довольно большим. Конечно, часть этого расхождения следует искать в несовершенстве теорий, как чисто физических, так и астрономических. Чисто физической является задача вычисления вероятности поглощения хлором солнечных нейтрино. Эта вычисленная вероятность, однако, подкрепляется результатами прямых лабораторных экспериментов, так что нет оснований сомневаться в ее правильности. Возможные ошибки здесь вряд ли превышают 10%. Более серьезным является вопрос о точности ныне принятой модели внутренних областей Солнца. Как мы уже упоминали выше, от этой модели зависит энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно, и количество образовавшихся в бассейне перхлорэтилена изотопов радиоактивного аргона. Например, скорость образования нейтрино при бета-распаде 8B (образующихся при одной из ветвей протон-протонной реакции; см. § 8) зависит от температуры T приблизительно как T13, т. е. очень сильно. Между тем перхлорэтиленовый детектор регистрирует преимущественно нейтрино, образовавшиеся при распаде 8B, так как они обладают наибольшей энергией ( 14 МэВ). Заметим, что количество таких нейтрино составляет ничтожную долю от полного нейтринного потока, который почти не зависит от модели Солнца.
В принципе при современном уровне теории модель любой звезды, находящейся на главной последовательности, может быть построена достаточно точно, если известна масса звезды- и распределение ее химического состава по всей толще. Для Солнца масса известна с высокой точностью, в то время как имеется достаточно большая неопределенность в распределении его химического состава. Последнее зависит от характера перемешивания вещества в недрах Солнца. Скорее всего, относительное обилие гелия в ядре Солнца выше, чем в более наружных слоях. Разница в обилиях гелия в центральных областях и на периферии зависит также от возраста Солнца, который принимается равным 4,7 миллиарда лет. Для построения моделей имеют также большое значение полученные из лабораторных данных скорости тех или иных ядерных реакций, происходящих в солнечных недрах. Например, переоценка времени жизни свободных нейтронов, которая произошла в 1967 г., и уточнение лабораторных данных о скорости некоторых важных для астрофизики ядерных реакций заставили несколько пересмотреть значение скорости протон-протонной реакции — важнейшей термоядерной реакции в недрах Солнца.
Предложенные в последние годы модели Солнца дают весьма разные значения ожидаемого в экспериментах Дэвиса количества поглощенных нейтрино — от 30 до 6 s. n. u. Однако даже последнее, наинизшее значение все же в несколько раз превосходит наблюдаемую верхнюю границу.
Означает ли столь неожиданный результат экспериментов по обнаружению солнечных нейтрино, что наши представления о внутренней структуре и эволюции звезд неверны и нуждаются в коренном пересмотре? Пока для такого вывода оснований нет. Но есть проблема объяснения результатов опытов Дэвиса.
Прежде всего не все возможности построения модели Солнца исчерпаны. В принципе малое значение нейтринного потока, фиксируемое перхлорэтиленовым детектором (реагирующим, как мы уже говорили выше, главным образом на нейтрино, образующиеся при радиоактивном бета-распаде 8B в «боковой» ветви протон-протонной реакции), можно объяснить предположением, что относительное обилие тяжелых элементов в недрах Солнца по крайней мере в 20 раз меньше наблюдаемого значения на его поверхности. При малом обилии тяжелых элементов вещество солнечных недр становится более прозрачным, температура уменьшается, а следовательно, уменьшается поток нейтрино, возникающих при распаде 8B. Сразу же, однако, возникает трудность: вычисленное на основе этого предположения первоначальное обилие гелия в веществе, из которого образовалось Солнце, должно быть в несколько раз меньше наблюдаемого обилия гелия в межзвездной среде. Нелегко также представить себе, каким способом образовался столь большой «дефицит» тяжелых элементов в недрах Солнца по сравнению с его поверхностью. Все же можно не сомневаться, что попытки объяснить результаты экспериментов Дэвиса разного рода модификациями солнечной модели будут продолжаться и, кто знает, возможно, приведут к успеху.
Другая возможность объяснения отрицательного результата опытов по обнаружению солнечных нейтрино состоит в ревизии основных представлений о природе нейтрино. Так, например, была высказана гипотеза, что нейтрино — нестабильная частица. Эта гипотеза требует признания у нейтрино хотя и малой, но конечной массы покоя. Если предположить, что период полураспада нейтрино меньше нескольких сотен секунд, то ясно, что образовавшиеся в недрах Солнца нейтрино просто не дойдут до Земли. Разновидностью этого типа гипотез является «гипотеза осцилляции», предложенная Б. М. Понтекорво. Суть этой гипотезы сводится к тому, что испущенные Солнцем «электронные» нейтрино могут превращаться в «мюонные», на которые детектор Дэвиса не реагирует. Однако такие гипотезы требуют коренного изменения существующих представлений о свойствах элементарных частиц. Уж слишком велика цена, которую надо заплатить за объяснение отрицательного результата опытов Дэвиса. Вряд ли эта гипотеза (так же, как и другие родственные ей) соответствует действительности[ 25 ]