Detekcija solarnih neutrina

Teoretičari su prilično sigurni da se u centru Sunca odigrava proton-proton ciklus. Zasnovani na detaljnim kompjuterskim simulacijama matematički modeli Sunca – temperature, gustine, sastava, nuklearnog goriva itd, predviđaju osobine koje se vrlo dobro slažu sa posmatranjima Međutim, posmatranja su ograničena na spoljašnjost Sunca – fotosferu, hromosferi i koronu. Astronomi poseduju vrlo malo direktnih dokaza nuklearnih reakcija u centru Sunca. razlog je vrlo jednostavan: elektromagnetno zračenje iz dubine Sunca ne može da se probije napolje. Moćni fotoni g-zraka nastali u jezgru Sunca bivaju apsorbovani i ponovo emitovani u različitim pravcima na njihovom putovanju, koje traje oko hiljadu godina, do površine. Ovi fotoni Sunce najčešće napuštaju u obliku vidljivog ili IC zračenja.

Nasuprot fotonima neutrini, koji takođe nastaju kao produkt proton-proton ciklusa, bez ikakvih teškoća napuštaju Sunce, uopšte ne interagujući sa njim. Krećući se brzinom svetlosti neutrini napuštaju našu zvezde samo nekoliko sekundi nakon nastanka. Za razliku od g-zraka, koji zagrevaju Sunce interagujući sa materijom u njegovoj unutrašnjosti (prilikom apsorpcije g-foton predaje deo svoje energje atomu ili jonu koji ga je apsorbovao), neutrini uopšte ne zagrevaju okolinu, oni čak rashlađuju unutrašnjost Sunca odnoseći izvesnu količinu energije.

Prema tome, neutrini, bar teoretski, pružaju mogućnost da se dobiju direktne informacijeo tome šta se dešava u centru Sunca.

Naravno, činjenica da neutrini prolaze kroz čitavo Sunce bez interakcije ukazuje na to da je neutrine vrlo teško detektovati na Zemlji. Ipak, oni interaguju sa nekim hemijskom elementima, npr. hlor i galijum, i ova činjenica je vrlo značajna i presudna u konstrukciji instrumenata za detekciju neutrina. Povremeno neutrino sa Sunca može da udari u jezgro izotopa hlora ³⁷Cl i prevodi ga u ³⁷Ar, ili ako bi neutrino interagovao sa jezgrom ³¹Ga preveo bi ga u jezgro ³¹Ge.

Kasnih 60-tih godina XX veka tim naučnika iz Brukhevenske (Brookhaven) nacionalne laboratorije sagradio je veliki rezervoar na dnu jednog starog rudnika zlata, Homestake, u Južnoj Dakoti. Ovaj rezervoar su napunili sa 400.000 litara perhloretilena (tečnost koja se koristi u rashladnim uređajima). Na dubini od 1,5 km bilo je sigurno da je moguće izbeći uticaj bilo kojih dugih elementranih čestica sa Zemlje, zbog toga što većina subatomskih čestica ne može da se probije do te dubine. Ovaj rezervoar naučnici su ostavili u rudniku nekoliko meseci, a za to vreme su periodično detektorima proveravali da li je neki atom hlora preveden u argon, što bi ukazalo na postojanje neutrina.

Jedan mali deo energije nastale u Suncu (oko 2%) odnose oslobođeni neutrini. Ove stabilne leptonske čestice krećući se brzinom svetlosti za oko 2 sekunde dospevaju od mesta nastanka do površine Sunca. Prema standardnom modelu sa Sunca bi na kvadratni metar Zemljine površine svake sekunde trebalo da dospe između 6,5 i 8,6·10¹⁰ neutrina. Na osnovu veličine detektora u predviđenih uslova i reakcija u jezgru Sunca, teoretičari su prognozirali da bi u rezervoaru u proseku, trebao da bude detektovan jedan neutrin svakog dana (svakog dana kroz rezervoar prolazi 10¹⁶ neutrina ali verovatnoća da se oni sudare sa atomima hlora u rezervoaru je mala, i zbog toga samo jedan neutrin može biti detektovan). Eksperiment je u pogledu detekcije neutrina bio uspešan, ali broj detektovanih neutrina bio je dosta manji od onoga što je teorija predviđala. Tokom celog eksperimenta u proseku je detektovano 2-3 neutrina nedeljno. Očigledno, jedini način koji je omogućavao da se “zaviri” u unutrašnjost Sunca suočio je naučnike sa problemom. Ovaj problem poznat je pod nazivom problem solarnih neutrina.

Bez obzira što je detekcija neutrina vrlo komplikovan i precizan eksperiment, gotovo je nemoguće da problem malog broja detektovanih neutrina leži u neispravnosti opreme ili u greškama prilikom merenja. deficit neutrina je konstantno registrovan u svim eksperimenima koji su ponavnljani i narednih decenija (do danas). Prva potvrda ispravnosti merenja stigla je iz Japana gde je takođe sagrađen detektor neutrina, ali deficit neutrina bio je ekvivalentan.

Sledeći ekspreimenti detekcije solarnih neutrina bili su SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) i US-European GALLEX. U ova dva eksperimenta umesto hlora za detekciju neutrina korišćen je galijum, ali rezultat je uvek bio isti – detektovano je manje neutrina nego što je teorija predviđala.

Teško je izbeći zaključak da postoji ozbiljno neslaganje između teorijske procene broja neutrina koje Sunce emituje i broja stvarno registrovanih neutrina. Kako je moguće objasniti ovo neslaganje? Ako, kao što naučnici smatraju, detektori dobro rade, postoje samo dva moguća načina za objašnjenje deficita neutrina. Prva mogućnost je da neutrini ne nastaju u tolikom broju kao što se smatra, a druga da ne stižu svi nastali neutrini do Zemlje.

Ako bi temperatura u jezgru bila niža, prema prihvaćenoj teoriji broj nastalih neutrina bio bi manji. Pri smanjenju temperature za 10% u odnosu na predviđanje Standardnog modela, tj. temperatura od 13,5×10⁶ K, idalje bi bio moguć nastanak ⁴He, ali ovaj proces bio bi praćen nastankom manjeg broja neutrina. Ali, ako bi temperatura jezgra Sunca bila toliko manja smanjio bi se ukupan sjaj Sunca, pa se većina teoretičara slaže da numerički metodi ne mogu da naprave grešku od 1.5×10⁶K kad su sva druga posmatranja identična sa teorijskim predviđanjima. Pored toga, već pomenuti program GONG je eksperimentalno isključio mogućnost da je temperatura jezgra manja od 15×10⁶K.

Ipak, po nekim teorijama, u unutrašnjosti Sunca otprilike svakih sto miliona godina dolazi do skokovitog mešanja materije, koje dovodi do širenja jezgra i pada temperature u njemu. Pretpostavlja se da, usled ovog mešanja, dolazi do povećanja koncenracije jezgara težih elemenata u jezgru Sunca u odnosu na površinske slojeve. Zbog toga opada i nivo nuklearnih reakcija, a samim tim smanjuje se i broj emitovanih neutrina.

Prema proračunima, ovakva stanja, sa sniženom temperaturom u jezgru Sunca, traju po desetak miliona godina. Najverovatnije je da se u ovom trenutku Sunce nalazi u jednom takvom međustanju. Smatra se da je danas temperatura u jezgru Sunca oko 14×10⁶ što je nešto niže od vrednosti koju predviđa Standardni model.

Umesto toga, karakteristike samih neutrina mogu da objasne nastale probleme. Ako bi neutrini posedovali bar vrlo malo masu, bilo bi moguće da oni promene svoje osobine, pa čak i da se transformišu u neke druge čestice tokom svog osmominutnog putovanja do detektora na Zemlji. Fizika elementarnih čestica poznaje tri oblika neutrina elektronski, mionski i taonski neutrino. U nuklearnim reakcijama na Suncu nastaju elektronski neutrini, ali tokom putovanja ka Zemlji oni mogu da se promene i postanu mionski ili taonski neutrini. Ovaj proces promene neutrina iz jednog oblika u drugi naziva se oscilacija neutrina. Prema ovom stanovištu, neutrini (elektronski) nastaju u jezgru Sunca u onom broju koji predviđa Standrardni model, ali neki od njih menjaju svoj oblik i tako izbegavaju detekciju pošto detektori mogu da detektuju samo elektronske neutrine. Predložene su eksperimentalne metode u blizini nuklearnih reaktora na Zemlji u kojima se proizvode neutrini i oni će najverovatnije omogućiti proveru ove ideje u narednih nekoliko godina.

Gde su nestali neutrini? Da li proton-proton ciklus funkcioniše na način an koji mi mislimo? Da li stavrno znamo koji se procesi odigravaju u dubinama Sunca i drugih zvezda? Za sada, misterija solarnih eutrina ostaje nerazjašnjena, mada većina fizičara favorizuje ideju o oscilovanju neutrina. Većina naučnika smatra da objašnjenje nedostatka neutrina neće biti u suprotnosti sa Standardnim modelom i našim znanjima o odigravanju proton-proton ciklusa u jezgru. Većina veruje da je ono što znamo o solarnoj fuziji u osnovi tačno i da treba da napreduje samo naše razumevanje fizike neutrina. Ali, i dalje postoji mogućnost da se usoro opet nađemo na samom početku traganja za odgovorom na jedno od najvažnijih pitanja nauke: Kako sijaju zvezde?

KRAJ

Autor: Milan Milošević (maj 2002. god)

Slike: NASA, SOHO &  Astronomy Today,  Chaisson / McMillan (Prentice Hall, 1996)