Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Słońce  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Parametry fizyczne i budowa
- Jądro
- Otoczka
- Atmosfera
- Promieniowanie
- Aktywność
- Przyszłość
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Jądro Słońca
 
[ 1 ]   [ 2 ]

Liczba wytwarzanych neutrin jest olbrzymia - w każdej sekundzie przez 1 cm2 powierzchni Ziemi przechodzi 65 miliardów tych cząstek. Jednakże duża przenikliwość neutrin stanowi poważny problem techniczny przy rejestracji ich strumienia. Detektor neutrin musi być bardzo masywny (czyli zawierać bardzo dużo tzw. atomów tarczy), by zwiększyć do mierzalnych wartości prawdopodobieństwo oddziaływania tych cząstek z materią zawartą w instrumencie pomiarowym. Powinien też być umieszczony głęboko pod powierzchnią Ziemi, aby zmniejszyć do minimum wpływ zakłóceń zewnętrznych. Pierwszą próbą detekcji neutrin słonecznych był rozpoczęty w 1969 r. i trwający do dziś eksperyment Raymonda Davisa (w Homestake, USA). Zasadą działania detektora wielkości olimpijskiego basenu i zawierającego czterochloroetylen (C2Cl4) jest zamiana chloru w radioaktywny argon na skutek wychwytu neutrina elektronowego (takie właśnie powstają we wnętrzu Słońca) w reakcji

37Cl + e      37Ar + e-.

...powiększenie
>>>
Strumień neutrin słonecznych, wytwarzanych w reakcjach cyklu pp (wg modelu standardowego Słońca). W reakcjach, których produktami są pozytony, energia neutrin ma rozkład ciągły. Maksymalna energia neutrin powstających w reakcji p+p wynosi 420 keV, a podczas rozpadu boru (ppIII) - 14,02 MeV. Przy zamianie berylu w lit (ppII) najczęściej, bo w 90%, powstają neutrina o energii 862 keV; rzadziej (w 10%) - o energii 384 keV. Sporadycznie zachodząca reakcja pep jest źródłem neutrin o energii 1,422 MeV. Detektory neutrin - w eksperymencie Davisa oraz Gallex i SAGE - mogą rejestrować cząstki o energii większej od zaznaczonych na rysunku progów detekcji.

Aby reakcja taka mogła zajść, energia nadbiegających neutrin musi przewyższać 814 kiloelektronowolty (keV). Neutrina takie powstają w reakcji pep oraz w reakcjach cyklu ppII i ppIII, które zachodzą znacznie rzadziej niż główny cykl ppI, toteż oczekiwany strumień jest stosunkowo mały.

Rejestrowana w eksperymencie Davisa wartość strumienia neutrin wynosi 2,56 0,16 SNU (od ang. solar neutrino units; oznacza to jednostkę strumienia zdefiniowaną jako 10-36 wychwytów neutrin na sekundę i na jeden atom detektora, w tym przypadku 37Cl). Jest to wartość ponad trzykrotnie mniejsza od przewidywanej teoretycznie na podstawie modeli standardowych (8 1 SNU). Próby wyjaśnienia tej rozbieżności, znanej jako problem neutrin słonecznych, odwołują się zarówno do niestandardowych modeli Słońca, jak i do szczególnych własności neutrin. Modele niestandardowe charakteryzują się niższą temperaturą wnętrza Słońca, co miałoby być skutkiem np. szybkiego ruchu obrotowego jądra (dużo szybszego niż rotacja warstw powierzchniowych), istnienia w jądrze silnego pola magnetycznego, niższej niż w zewnętrznych warstwach obfitości pierwiastków ciężkich, czy też wynikiem wydajnego mieszania materii w jądrze, co niwelowałoby wzrost zawartości helu ku centrum. Wszystkie te zjawiska zmniejszają przewidywaną wartość strumienia neutrin w modelu do wartości mierzonych. Jednakże modele takie wydają się sprzeczne z innymi obserwowanymi cechami Słońca.

...powiększenie  >>>
Schemat detektora Gallex. Neutrina słoneczne docierają z wnętrza Słońca do Ziemi - przemierzając 150 mln km - w ciągu 8 minut; przenikają masyw górski Gran Sasso i trafiają do zbiorników, zawierających 30 ton galu, umieszczonych w tunelach, które zoatały wykute w skałach obok tunelu autostrady, na głębokości 1200 m. Eksperyment został przygotowany przez Instytut Fizyki Jądrowej im. Maxa Plancka w Heidelbergu (Niemcy).

Alternatywne wyjaśnienie problemu neutrin słonecznych odwołuje się do fundamentalnych fizycznych własności neutrin. Wykorzystuje zjawisko oscylacji neutrin, tj. zamiany neutrin elektronowych na mionowe i, ewentualnie, taonowe podczas ich ucieczki ze Słońca. Ostatnie dwa rodzaje neutrin nie byłyby rejestrowane przez detektory. Oscylacje takie są możliwe, jeśli neutrina mają masę spoczynkową różną od zera, na co wskazują wyniki pomiarów strumieni neutrin powstających w atmosferze Ziemi, prowadzonych w ramach eksperymentu Super Kamiokande i opublikowane w 1998 r.

Eksperyment Davisa charakteryzuje się wysokim progiem detekcji (814 keV) i może rejestrować tylko wysokoenergetyczne neutrina stosunkowo rzadko zachodzących reakcji w cyklu ppII i ppIII oraz w reakcji pep. Tymczasem olbrzymia część neutrin powstaje w cyklu ppI, tyle że ich energia jest mniejsza od 420 keV. Na początku lat dziewięćdziesiątych rozpoczęły pracę detektory Gallex (ang. Gallium Experiment, 1991) oraz SAGE (ang. Soviet-American Gallium Experiment, 1990), w których tarczą wychwytującą neutrina o energii większej niż 223 keV jest gal zamieniany w radioaktywny german:

71Gl + e       71Ge + e-.

Detektory te powinny więc rejestrować znacznie większy strumień neutrin powstających w dominującym cyklu ppI. Przewidywany teoretycznie w modelach standardowych strumień wynosi 132 7 SNU. Wyniki eksperymentu SAGE były często kwestionowane, gdyż w ciągu pierwszych pięciu lat obserwacji nie zarejestrowano ani jednego neutrina. Późniejsze pomiary wykazywały strumienie 20 SNU lub 85 SNU, a obecnie podawana wartość wynosi 67 7 SNU. Wyniki eksperymentu Gallex dają obserwowany strumień 78 6 SNU. Wprawdzie strumień niskonenergetycznych neutrin jest istotnie duży, lecz niezgodność z teorią w dalszym ciągu pozostaje znacząca i wymaga szczegółowego wyjaśnienia. Niewykluczone, że pomoże w tym najnowszy detektor SNO (Sudbury Neutrino Observatory, Kanada), który rozpoczął pracę jesienią 1998 roku.

Krzysztof Jahn
 
[ 1 ]   [ 2 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach