Солнце – рядовая звезда нашей Галактики, но единственная, которую можно наблюдать с близкого расстояния. Все другие звезды находятся от нас существенно дальше. Ближайшая звезда Проксима Центавра из звездной системы Альфа Центавра в 2500 раз дальше Солнца. Из наблюдений хорошо известны такие характеристики Солнца как масса (2х10³⁰ кг), радиус (700 тыс. км) и расстояние до Земли (150 млн. км).

Поток солнечного излучения, проходящий через площадку в 1 м², расположенную перпендикулярно потоку излучения на входе в атмосферу Земли равен 1.4 кВт/м². Это мощность хорошего электрического чайника. Из-за поглощения в атмосфере максимальный поток солнечного излучения меньше, на экваторе он составляет 1.0 кВт/м². Определенная таким образом общая светимость Солнца составляет гигантскую величину - 3,8х10²⁶ Вт. Крошечная часть этой мощности, попадающая на Землю, в 100 тысяч раз превышает мощность, вырабатываемую человечеством в настоящее время.

Строение Солнца

Вопрос об источнике солнечной энергии стал актуальным после того, как в 40-х годах 19 века был сформулирован закон сохранения энергии. Стало ясно, что химическая энергия недостаточна для восполнения расходов энергии Солнца. Если Солнце представляет собой огромный шар из каменного угля, оно должно было сгореть всего за 4 тысячи лет. Один из авторов закона сохранения энергии Р. Маейр считал, что энергию Солнцу дают падающие на него метеориты. Г. Гельмгольц и лорд Кельвин предполагали, что солнечная энергия вырабатывается за счет гравитационной энергии при уменьшении радиуса Солнца.

Открытие радиоактивности в начале 20 века привело к тому, что идея радиоактивного источника энергии стала наиболее популярной. Загадкой оставались результаты спектроскопических измерений, которые показали, что Солнце состоит из водорода и гелия, а линии тяжелых радиоактивных элементов (урана, тория, радия) отсутствовали.

Точные измерения масс ядер позволили выдвинуть гипотезу о том, что энергия Солнца есть энергия слияния четырех ядер водорода в ядро гелия-4 (⁴Не), состоящее из двух протонов и двух нейтронов. Ядро ⁴Не легче 4-х протонов на 0.7 % (4.6х10^-26 г.). Эта масса, согласно знаменитой формуле Е=mc², превращается в энергию, равную 26.73 МэВ. Именно благодаря этому и светит Солнце.

Чтобы эта гипотеза стала общепринятой, нужно было открыть механизм, позволяющий протонам преодолеть кулоновское отталкивание - туннельный эффект (Г. Гамов 1929 г.), открыть нейтрон (Д. Чадвик 1932 г.) и дейтерий - тяжелый изотоп водорода (Г. Юри 1932 г.) и построить теорию слабого взаимодействия (Э. Ферми 1933), которая включила гипотезу о существовании нейтрино (В. Паули 1931 г.).

В современном виде протон-протонная цепочка (рр-цепочка) ядерных реакций была предложена в работе Г. Бете в 1939 году. В то же время Бете, и независимо от него К. Вайцзеккером, был предложен азотно-углеродный цикл (СNO-цикл). По современным представлениям вклад CNO-цикла в общее энерговыделение составляет всего 1 %, но он является определяющим в более горячих и тяжелых звездах.

Цепочка рр-реакций начинается со слияния двух протонов в ядро дейтерия (d), при этом испускается позитрон и нейтрино (рис.1):

Основная ветка ядерных реакций рр-цепочки

p + p → d + e⁺ + ν_e .

Превращение протона в нейтрон обусловлено слабым взаимодействием, поэтому скорость реакции мала – около 14 млрд. лет требуется протону, чтобы образовать ядро дейтерия. Именно эта реакция определяет скорость выгорания Солнца. Излучаемые нейтрино, известные как рр-нейтрино, имеют непрерывный спектр с максимальной энергией 420 кэВ.

Образующийся дейтерий почти мгновенно, в течение нескольких секунд, захватывает протон и превращается в гелий-3:

p + d → ³He + g.

При этом испускается g-квант с энергией 5.49 МэВ. Образующееся ядро ³Не, в большинстве случаев (~ 83%), сливается с другим ядром ³Не. При этом образуется ядро ⁴Не, освобождаются два протона и 12.86 МэВ кинетической энергии:

³Не + ³Не → ⁴He + 2р.

Полная схема выглядит немного сложнее; всего в рр-цепочке происходит 11 различных ядерных реакций, в которых испускается 5 нейтрино с различными энергиями, уносящие 4.5 % полного энерговыделения. Еще три нейтрино испускаются в реакциях CNO-цикла.

Ядерные реакции происходят в самом центре Солнца - ядре, где высокая температура (15 млн. градусов) и большая плотность (150 г/см³) позволяют протонам иногда преодолеть кулоновский барьер и подойти друг к другу на расстояние действия ядерных сил. По способу отвода энергии Солнце разделяется на зону лучистого переноса и конвективную зону (Рис. 2). На поверхности Солнца температура составляет уже всего 6 тысяч градусов.

Нейтрино - замечательные частицы, они способны пройти огромные расстояния, не потеряв своей энергии. Если энергия, выделившаяся в центре Солнца, будет испущена в виде фотона через сотни тысяч лет, то нейтрино покидают Солнце со скоростью, близкой к скорости света, и уже через 8 минут достигают Земли. Нейтрино – главные, и пока единственные, свидетели правильности наших представлений о том, что происходит в центре Солнце.

Так выглядит Солнце в нейтринных лучах

Несмотря на мизерную вероятность взаимодействия, нейтрино могут быть зарегистрированы, поскольку их поток очень большой. Впервые солнечные нейтрино были зарегистрированы в реакции, предложенной Бруно Понтекорво (1946 г.): под действием нейтрино ядра хлора могут превратиться в ядра аргона - ν_e + ³⁷Cl → ³⁷Ar + e^-. В эксперименте Р. Дэвиса (1970), измеренная скорость образования ³⁷Ar (5 атомов/месяц в 615 т C₂Cl₄) составила лишь 1/3 от предсказываемой стандартной солнечной моделью (ССМ). Так возникла проблема дефицита солнечных нейтрино, которая была окончательно разрешена только через 30 лет.

В этом году исполнилось 100 лет со дня рождения Б. Понтекорво. Это событие широко отмечалось не только в России и в Италии, но и во всем мире. Б. Понтекорво внес огромный вклад в физику нейтрино, его идеи об осцилляциях нейтрино привели к решению проблемы солнечных нейтрино.

Б. Понтекорво – выдающийся ученый, внесший огромный вклад в нейтринную физику. Академик АН СССР, лауреат Сталинской (1954) и Ленинской (1963) премий

Хронология детекторов, регистрирующих солнечные нейтрино

К настоящему времени восемь различных детекторов зарегистрировали нейтрино: три радиохимических и пять электронных детекторов. То, что нейтрино летит от Солнца, установил детектор Super Kamiokande, который регистрирует рассеяние нейтрино на электроне. Быстрые электроны, которые возникают в этой реакции, сопровождает излучение Вавилова - Черенкова, которое позволяет определить как энергию, так и направление движения электрона. На рисунке показано, как выглядит Солнце в регистрируемых нейтринных лучах, даже когда оно находится с другой стороны Земли.

Самый молодой детектор солнечных нейтрино Borexino начал набор данных в 2007 г. До Borexino электронные детекторы регистрировали только нейтрино с большой энергией, поток которых составлял всего одну десятитысячную от общего потока солнечных нейтрино. Borexino удалось зарегистрировать низкоэнергетические нейтрино из двух реакций рр-цепочки, подтвердив справедливость стандартной модели Солнца и осцилляционного решения проблемы солнечных нейтрино.

Ограниченный размер статьи позволяет лишь упомянуть о новом перспективном разделе физики Солнца – гелиосейсмологии, которая изучает структуру, состав и динамику внутри Солнца путем анализа акустических колебаний, наблюдаемых на поверхности Солнца.

Благодаря регистрации нейтрино, мы уверены, что именно ядерные реакции из рр-цепочки протекают в Солнце и они обеспечивают энергией практически всю светимость Солнца. Более того, измерив потоки нейтрино, можно вычислить температуру и плотность вещества в Солнце, и даже концентрацию более тяжелых элементов, чем гелий. Данные, полученные в экспериментах с солнечными нейтрино, находятся в хорошем согласии с расчетами, выполненными в рамках ССМ.

Задача следующего поколения детекторов нейтрино состоит в прецизионном измерении спектров электронов отдачи для всех солнечных нейтрино. Это позволит глубже понять как структуру и процессы, происходящие в Солнце, так и физику взаимодействий нейтрино и механизм нейтринных осцилляций в веществе.

доктор физ.-мат. наук А.В. Дербин

.