"Zrobiłem straszną rzecz. Zapostulowałem istnienie cząstek, które nie mogą być odkryte..." - W. Pauli
 
/Strona główna/Skąd pochodzą/Neutrina z gwiazd/Neutrina ze Słońca

Ulubione

Drukuj

Mapa

Kontakt
 
Neutrina ze Słońca

Najbardziej wydajnym źródłem neutrin znajdującym się w "najbliższej" okolicy jest nasza gwiazda - Słońce. Źródłem energii Słońca są zachodzące w nim reakcje termojądrowe, polegające na syntezie jąder cięższych pierwiastków z jąder pierwiastków lżejszych. W gwiazdach typu G2, a taką jest właśnie Słońce, dominującą reakcją jest tzw. cykl proton-proton (pp). Polega on na zamianie czterech protonów w jedno jądro helu He42. Pierwszym etapem cyklu pp jest przekształcenie dwu protonów w jądro ciężkiego wodoru, czyli deuter. W reakcji tej powstaje pozyton oraz neutrino elektronowe. Następnie do deuteru przyłączany jest kolejny proton. W ten sposób powstaje jądro He32. W przeważającej części przypadków cykl ten kończy się połączeniem dwu jąder He32, czego wynikiem jest He42 oraz dwa swobodne protony. Jednak w 14% przypadków zamiast połączyć się z innym helem He32 łączy się z jądrem He42. Otrzymane zostaje w ten sposób jądro Be74, które może po przyłączeniu elektronu zamienić się w jądro Li73. Tej ostatniej reakcji towarzyszy emisja neutrina elektronowego oraz kwantu promieniowania. Jądro litu po przyłączeniu protonu zamienia się w dwa jądra He42. Możliwa, choć znacznie mniej prawdopodobna, jest również reakcja, w której Be74 przyłącza do siebie nie elektron, a proton i w ten sposób staje się jądrem B85. Jądro to jest niestabilne. Emitując pozyton i neutrino elektronowe zamienia się w Be84, które to z kolei rozpada się na dwa jądra He42.

Słońce

Do wytworzenia deuteru może też prowadzić inna niż połączenie dwóch protonów reakcja. Jest nią połączenie trzech cząstek - dwu protonów i elektronu. Cykl ten, który różni się od cyklu pp tylko pierwszą reakcją nazywa się cyklem pep.

Na poniższym rysunku przedstawione zostały reakcje pp oraz pep wraz z odpowiadającymi im prawdopodobieństwami, z którymi zachodzą.

Cykl pp i pep

Około 95% energii produkowanej w Słońcu pochodzi z jego tzw. jądra wewnętrznego Słońca. Jądro to ma promień około 0,25 całkowitego promienia Słońca. Panuje w nim temperatura około 15 milionów stopni oraz ciśnienie 1016 paskali. Pozostałe 5% energii produkowane jest w jądrze zewnętrznym, rozciągającym się od około 0,25 do 0,7 promienia Słońca.

Standardowy Model Słońca

Aby policzyć ilość neutrin produkowanych w każdej z powyższych reakcji trzeba policzyć ile reakcji konkretnego typu zachodzi w naszej gwieździe. Aby to zrobić trzeba oprzeć się na tzw. Standardowym Modelu Słońca. Model ten bazuje na równaniu stanu gazu znajdującego się w naszej gwieździe. Aby otrzymać to równanie, a tym samym przewidzieć znaczenie poszczególnych reakcji należy znać ciśnienie, gęstość materii, temperaturę, ilość produkowanej energii na jednostkę masy. Wszystkie te wielkości zmieniają się w zależności od odległości od środka Słońca. Co więcej - należy również znać stosunki ilości poszczególnych pierwiastków w obszarze, w którym zachodzi reakcja (wodoru, helu oraz pierwiastków cięższych). Wszystko to powoduje, że równanie stanu jest wyjątkowo skomplikowane, a część wielkości wchodzących do niego wyznaczonych jest tylko w przybliżeniu. Niemniej równanie to zostało rozwiązane i strumień neutrin w funkcji energii oszacowany.

Obserwatorium słoneczne - satelita SOHO

Cykle pp i pep są dominującym źródłem energii naszej gwiazdy. Dzięki nim powstaje około 99% jej energii. Pozostały 1% pochodzi z cyklu CNO. Cykl ten polega również na produkcji helu. Jednak tym razem w reakcjach pojawiają się jądra węgla, azotu, tlenu oraz neutrina powstałe z rozpadów N137 i O158.

Cykl CNO

Neutrina powstające w różnych procesach wewnątrz Słońca charakteryzują się różnymi energiami. Niektóre procesy produkują neutrina monoenergetyczne (czyli o konkretnej ustalonej energii), inne produkują neutrina o różnych energiach. Fizycy mówiąc o energii posługują się jednostką elektronowoltu (w skrócie eV). Energia 1 eV jest to energia, którą posiada elektron przyśpieszony w polu elektrycznym jednego wolta. Często zamiast 1 eV używane są jednostki pochodne 1 keV (1 kiloelektronowolt = 1000 eV) oraz 1 MeV (1 megaelektronowolt = 1000 000 eV). Aby natomiast scharakteryzować ilość neutrin docierających do powierzchni Ziemi warto wprowadzić pojęcie strumienia neutrin, czyli ilości neutrin przechodzących w każdej sekundzie przez powierzchnię jednego centymetra kwadratowego skierowanego prostopadle do kierunku ich nadlatywania. Na poniższym rysunku przedstawione zostało spektrum energetyczne neutrin produkowanych w Słońcu. Spektrum to mówi nam ile neutrin pochodzących z poszczególnych reakcji powinno docierać do Ziemi i jakie powinny być ich energie. Przypomnijmy tu jeszcze, że wszystkie owe neutrina to neutrina elektronowe. Jeśli więc bylibyśmy w stanie tu, na Ziemi zarejestrować owe neutrina pochodzące ze Słońca, to zyskalibyśmy bezpośredni wgląd w charakterystykę reakcji jądrowych zachodzących w głębi naszej gwiazdy i moglibyśmy potwierdzić Standardowy Model Słońca.

Spektrum neutrin pochodzących ze Słońca - teoria

Okazuje się, że współcześnie prowadzone eksperymenty są na tyle czułe, iż rejestracja neutrin słonecznych jest w nich możliwa. Czy wyniki pomiarów dowodzą słuszności modelu Słońca stworzonego przez astrofizyków? Otóż, eksperymenty rejestrują znacznie mniej neutrin pochodzących ze Słońca w porównaniu z przewidywaniami teoretycznymi! Zagadka brakujących neutrin została nazwana "kryzysem neutrin słonecznych", a jej rozwiązanie zajęło fizykom kilka dekad. Na szczęście ostatecznie okazało się, iż nasz model słoneczny jest dobry, za to neutrina mają pewną dodatkową cechę, o której powiemy w dziale strony poświęconej poszukiwaniom masy neutrin.

Słońce widziane w
.

John N. Bahcall (1934-2005) amerykański fizyk. Współtwórca Standardowego Modelu Słońca. Obliczył strumień neutrin jaki w różnych procesach generowany jest wewnątrz Słońca. Współpracował z Raymondem Davisem przy eksperymencie, który jako pierwszy zmierzył doświadczalnie ów strumień i zapoczątkował tzw. "kryzys słoneczny". Jest współtwórcą modeli opisujących galaktyki. W latach 1970-90 pracował przy budowie kosmicznego teleskopu Hubbla.
Aby dowiedzieć się więcej:


Raymond Davis fizyk i chemik amerykański. Na przełomie lat 40-tych i 60-tych próbował wykryć neutrina pochodzące z reaktora (niestety raktor emituje wyłącznie anty-neutrina). W latach 50-tych i 60-tych zajmował się opracowaniem fizyko-chemicznych metod szacowania wieku skał, między innymi badał wiek meteorytów i skład chemiczny próbek gruntu księżycowego. Autor eksperymentu w kopalni Homestake, w którym metodami radiochemicznymi wykrył i zmierzył strumień neutrin pochodzących ze Słońca. Strumień ten okazał się trzy krotnie mniejszy niż przewidywany teoretycznie. Pomiar ten, którego rezultat nazwany został "neutrinowym kryzysem słonecznym", został potwierdzony przez eksperymenty następnej generacji i przyczynił się do powstania hipotezy masowych, oscylujących neutrin. W 2002 roku Davis został uhonorowany Nagrodą Nobla.
Aby dowiedzieć się więcej:

 
 | Kontakt | Mapa| Podziękowania |  © Odkrywanie Neutrin