Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

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 -36получила 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 T 13, 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 ] В последние годы В. А. Любимов и его коллеги экспериментально нашли, что масса покоя нейтрино конечна и близка к 20 эВ. Этот результат (значение которого трудно было бы переоценить, особенно для космологии) нуждается в независимом подтверждении. .