Pengesan untuk neutrino • Hayk Hakobyan • Tugas sains popular mengenai "Unsur" • Fizik

Pengesan Neutrino

Telah diketahui bahwa sumber utama energi termonuklir Matahari adalah proses pembakaran hidrogen melalui rantai ppI kitaran proton-proton. Secara skematik, rantai ini digambarkan dalam Rajah. 1. Mari kita memecahnya ke langkah-langkah.

Rajah. 1.

1. Proses ini bermula dengan gabungan dua nukleus hidrogen (proton) menjadi isotop helium tidak stabil (diproton) dengan pelepasan tenaga 0.42 MeV dalam bentuk foton.
2. Pada asasnya, diprotons yang terbentuk dengan cara ini mereput kembali kepada dua proton, tetapi jarang sekali β berlaku sesekali.+– proton mereput menjadi neutron dalam nukleus helium dengan pelepasan positron dan neutrino, yang membawa purata 0.26 MeV. Oleh itu, nukleus isotop helium tidak berubah menjadi nukleus deuterium.
2 *. Pada masa yang sama, positron membubarkan dengan cepat dengan elektron, memancar semua tenaga yang lain dan tenaga kinetik dalam bentuk dua foton (purata kira-kira 1.02 MeV).
3. Nukleus deuterium pula berinteraksi dengan proton, membentuk isotop 3Beliau dan menonjolkan 5.493 MeV dalam bentuk foton gamma.
4. Kemudian inti 3Dia berinteraksi dengan nukleus lain, membentuk isotop stabil 4Dia dan melepaskan dua proton dan 12.859 MeV dalam bentuk tenaga kinetik.

Dalam kira-kira 85% kes, pembakaran hidrogen di matahari berlaku melalui rantai ppI yang dinyatakan di atas. Dalam 15% kes, ini adalah rantaian ppII sintesis 4Beliau melalui reaksi perantaraan yang melibatkan 7Jadilah dan 7Li, dan dalam kira-kira 0.02% kes, pembakaran berlaku melalui rantai ppIII. Sementara itu, pada bintang yang lebih kurang 20% ​​lebih berat daripada Matahari, pembakaran hidrogen yang lebih kompleks melalui rantai CN yang melibatkan karbon, oksigen, dan nitrogen berlaku.

Keberkesanan semua tindak balas ini adalah berkadar dengan suhu, oleh itu kebanyakannya berlaku dalam kedalaman bintang, di mana suhu tertinggi. Sebagai contoh, di bawah matahari, 90% tenaga dihasilkan di rantau yang menduduki kira-kira 10% daripada jejari.

Dalam tugas ini kita akan menumpukan pada rantaian ppI.

Tugas

1. Kiraberapa banyak tenaga dikeluarkan secara keseluruhan sebagai hasil daripada reaksi ppI tersebut (jangan lupa untuk mengambil kira tenaga yang dibawa oleh neutrino). Jawapannya mudah dibentangkan dalam unit MeV.

2. Adalah diketahui bahawa aliran tenaga dari permukaan Matahari ke Bumi adalah lebih kurang \ {f_ % = 1 {,} 4 \ times10 ^ 6 ~ \ text % ~ \ text % ^ {- 1} ~ \ text % ^ {- 2} \). Memandangkan jawapan dari titik 1, kadar fluks neutrino surya ke bumi (dalam keping per saat bagi satu sentimeter persegi).

Hentikan sebentar dan fikirkan makna yang anda terima. Ia sama seperti neutrinos yang banyak melalui jari anda sekarang, dan anda tidak menyedarinya.

3. Katakan anda ditugaskan untuk membina pengesan neutrino di Bumi. Dari semua pilihan yang mungkin, anda memutuskan untuk berhenti di pengesan berasaskan air.Seperti yang dirancang, neutrinos tenaga tinggi dari Matahari jarang akan berinteraksi dengan elektron dalam molekul air, mengetuknya dengan tenaga yang besar. Elektron, pada gilirannya, bergerak lebih cepat daripada kelajuan cahaya di dalam air, perlu mengeluarkan radiasi Cherenkov, yang akan anda cuba untuk mengesan menggunakan photomultipliers (seperti ditunjukkan dalam Rajah 2), yang boleh digunakan untuk menguruskan tangki air.

Rajah. 2

Masalahnya ialah hanya sejuta neutrino yang menjangkau kita dari Matahari mempunyai tenaga yang cukup untuk berinteraksi dengan elektron dalam molekul air. Jadi anda perlu mendapatkan banyak air. Banyak sekali.

Mengetahui bahawa bahagian silang bagi interaksi neutrinos tenaga tinggi dengan elektron adalah \ (\ sigma \ sim 10 ^ {- 43} ~ \ text % ^ 2 \), kadarBerapa banyak air yang anda perlukan untuk mengumpul tangki untuk merakam sekurang-kurangnya 10 acara sehari.


Petua 1

Katakan bahawa semua tenaga yang diperuntukkan sesaat ke Matahari, satu sentimeter persegi permukaan Bumi mencapai α. Kemudian bahagian semua neutrinos yang dihasilkan, mencapai satu sentimeter persegi permukaan bumi, juga sama dengan α, kerana fluks neutrino, serta fluks foton, berkurang mengikut undang-undang persegi songsang.


Petua 2

Zarah boleh dianggap sebagai bola pepejal dengan luas keratan rentas bersamaan dengan seksyen silang interaksi mereka. Dengan bahagian silang dan fluks zarah ini, cuba untuk menganggarkan bilangan pelanggaran elektron individu dengan neutrinos surya setiap unit masa.


Penyelesaian

1. Anda dapat dengan mudah melihat bahawa setiap tindak balas 1, 2 dan 3 dalam rantai ppI penuh berlaku 2 kali (kerana untuk reaksi 4, anda memerlukan 2 nukleik isotopik 3Dia). Akibatnya, pelepasan tenaga total boleh didapati seperti berikut:

Q = (12.859 + 2 · 5.493 + 2 · 1.02 + 2 · 0.42 – 2 · 0.26) MeV = 26.205 MeV,

di mana istilah terakhir mengambil kira tenaga yang dibawa oleh dua neutrinos. Oleh itu, sebagai hasil daripada kitaran sedemikian, empat nukleus hidrogen (proton) diubah menjadi nukleus 4Beliau, telah mengeluarkan dua neutrinos dan telah mengeluarkan (dalam bentuk foton dan tenaga kinetik) 26.205 MeV tenaga.

2. Ia adalah 26 MeV yang merupakan sumber utama tenaga solar yang kami terima di Bumi. Untuk mengetahui fluks neutrino di Bumi, cukup untuk membahagikan fluks tenaga ke dalam tenaga satu kitaran dan kemudian darab dengan 2, kerana sebagai hasil daripada satu kitaran, dua neutrinos dihasilkan.

Ini dapat difahami seperti berikut. Biarkan setiap masa unit dalam aliran matahari N rantai sintesis. Oleh itu, dilahirkan 2N kepingan neutrino.Pembebasan kuasa penuh akan E = NQ MeV per unit masa (di mana Q ≈ 26 MeV). Katakanlah, dari semua tenaga, pecahan α jatuh pada sentimeter persegi Bumi, iaitu, fmatahari = αE. Jelasnya, bahagian jumlah neutrinos yang mencapai Bumi adalah sama, iaitu, fν = 2Nα. Ia mudah dikira dari sini (mengingat bahawa 1 MeV = 1.6 × 10−6 erg):

\ {f _ {\ nu} = \ frac {2f_ %} {Q} = \ frac {2 \ cdot 1 {,} 4 \ cdot 10 ^ -1} ~ \ text % ^ {- 2}} {26 {,} 205 ~ \ text {MeV}} = 6 {,} 67 \ 1} ~ \ text % ^ {- 2}. \]

Iaitu, dalam masa yang kedua, kira-kira 70 bilion neutrinos solar terbang melalui sentimeter persegi di Bumi.

3. Dengan aliran sedemikian, satu elektron dalam takungan akan berinteraksi

\ [n = 10 ^ {- 6} \ cdot f _ {\ nu} \ cdot \ sigma = 6 {,} 67 \ kali 10 ^ {- 39} \]

sekali lagi (faktor 10−6 menganggap hanya satu juta neutrino mempunyai tenaga yang cukup untuk berinteraksi dengan elektron). Oleh itu N elektron berinteraksi Nn sekali satu saat, atau 24 · 3600 ·Nn sekali sehari. Kami mahu nombor ini mendekati 10, dari mana ia dapat dengan mudah didapati bahawa jumlah elektron dalam tangki itu seharusnya menjadi 1.7 × 1034.

Jumlah ialah 1.7 × 1033 molekul air (kerana terdapat 10 elektron dalam molekul air) atau kira-kira 50 ribu tan air. Dari sudut pandangan jumlahnya, banyak air boleh dimuatkan dalam tangki padu dengan sisi 37 meter.


Selepas perkataan

Seperti yang anda mungkin jangkakan, pengesan sedemikian, "Super-Kamiokande", telah dibuat di Jepun. Di sini mari kita bincangkan bagaimana bintang berjaya menjadi sumber tenaga yang paling stabil selama berbilion tahun.

Masalah dengan tenaga bintang diketahui pada pertengahan abad XIX. Asumsi utama dan paling mudah untuk beberapa dekad ialah sumber tenaga bintang itu adalah graviti. Sebarang objek skala ini adalah sejenis takungan tenaga graviti, yang mana mungkin untuk menarik tenaga dan entah bagaimana mengubahnya menjadi radiasi oleh mampatan graviti. Dalam erti kata lain, bintang secara beransur-ansur perlahan mengecut, tenaga graviti menurun dan memanas plasma, yang, sebenarnya, memancarkan.

Masalah seperti hipotesis yang dicadangkan oleh Kelvin dan Helmholtz pada akhir abad ke-19 sudah jelas kemudian. Hakikatnya kita tahu cahaya matahari, iaitu berapa banyak tenaga yang dikeluarkan setiap saat dari permukaan Matahari (3.8 × 1026 W). Kita juga tahu jisim (2 × 1030 kg) dan dimensi (7 × 108 m) Matahari, kita dapat mengetahui berapa banyak tenaga terkandung dalam "tangki graviti" (mengikut formula GM2/R).Dengan membahagikan kedua-dua nilai ini kepada satu sama lain, anda boleh menyatakan berapa banyak masa matahari dapat bersinar:

\ [T = \ frac {GM ^ 2 / R} {L_ %} = 31 ~ \ text {million years}. \]

Iaitu, pada kadar radiasi tenaga graviti Matahari, ia mungkin cukup kecuali beberapa puluhan juta tahun (kali ini kadang kala dipanggil masa Kelvin-Helmholtz). Bagaimanapun, pada tahun 1830-an, dengan bantuan kajian geologi pengumpulan sedimen, Charles Lyell menegaskan bahawa Bumi sepatutnya mempunyai sekurang-kurangnya beberapa beratus-ratus juta tahun. Selain itu, pada masa ini Matahari sepatutnya bersinar hampir seperti sekarang. Di samping itu, terdapat beberapa penilaian ahli biologi evolusi yang menunjuk kepada usia minimum yang sama yang diperlukan untuk pembangunan evolusi.

Lapisan batu, sepadan dengan zaman yang berlainan. Umur batu tersebut dikaji oleh geokronologi. Foto dari blog.hanneketravels.net

Kemudian, pada abad ke-20, selepas penemuan radioaktiviti, dengan mengkaji jumlah isotop utama 206Pb dan 207Pb dalam batuan yang terbentuk oleh pereputan 238U dan 235U, adalah mustahil untuk menetapkan bahawa umur kerak Bumi mestilah kira-kira 4.5 bilion tahun. Tokoh-tokoh sedemikian tidak lagi sesuai dengan teori Kelvin-Helmholtz. Sudah menjadi jelas bahawa Matahari adalah sumber tenaga yang lebih kuat daripada graviti, yang saintis pada masa itu tidak mengesyaki.

Pada suku pertama abad ke-20, terdapat pendapat yang diutarakan oleh Rutherford pada tahun 1904 semasa ucapan di hadapan Royal Society, yang dihadiri oleh Lord Kelvin, bahawa sumber semacam itu boleh merosakkan radioaktif. Kemudian, Arthur Eddington mencadangkan model yang lebih mungkin untuk sintesis suhu tinggi empat nukleus hidrogen ke teras yang stabil. 4Dia. Menurut pengiraannya, di kedalaman Matahari sepatutnya suhu dan tekanan yang cukup tinggi untuk proses ini dapat dilakukan.

Anggaran berangka tidak lama akan datang. Sudah diketahui bahawa jisim proton adalah kira-kira 938 MeV, dan jisim zarah alfa (nukleus 4Beliau) – 3728 MeV. Oleh itu, jika kira-kira dianggarkan, maka pada gabungan empat nukleus proton ke zarah alfa, tenaga 4 × 938 – 3728 = 24 MeV sepatutnya dibebaskan. Ternyata keberkesanan tindak balas ini adalah sekitar 24 / (9 · 938) = 0.6%. Oleh itu, jika kita mengandaikan bahawa 75% daripada Matahari adalah hidrogen, yang boleh diubah menjadi helium dengan reaksi sedemikian, "memenangi" tenaga, dapat dianggarkan bahawa "takungan" dapat bersinar selama

\ T = \ frac {0 {,} 006 \ cdot0 {,} 75 \ cdot M_ % c ^ 2} {L_ %} = 66 ~ \ text {bn years}

iaitu, lebih lama daripada "pencahayaan" akan menjadi tenaga graviti.

Pada tahun 1925, untuk kerja doktoralnya di Harvard, Cecilia Payne-Gaposhkina, selepas menganalisis spektrum Matahari, menunjukkan bahawa kebanyakannya (kira-kira 74%) Matahari terdiri daripada hidrogen, yang pastinya memihak kepada hipotesis Arthur Eddington.

Spektrum Matahari. Garis menegak menunjukkan panjang gelombang di mana cahaya diserap berhampiran permukaan matahari. Gambar-gambar gelombang panjang tertentu boleh diserap oleh atom, elektron yang akan melewati dari satu orbit ke yang lain. Dengan bantuan garis-garis ini, anda dapat dengan tepat menentukan komposisi bintang-bintang. Anak panah putih menunjukkan garis hidrogen.

Teori akhir perpaduan nuklear telah dibangunkan oleh Chandrasekhar dan Bethe pada tahun 1930-an, menggambarkan semua peringkat rantaian terbakar hidrogen. Kemudian menjadi jelas bahawa sebagai tambahan kepada rantaian pp standard, terdapat proses pembakaran lebih kompleks yang melibatkan karbon dan nitrogen dan berlaku pada bintang dengan suhu teras yang lebih tinggi.

Kembali ke tempat kami memulakan, aliran neutrinos surya, serta pengetahuan tentang ayunan neutrino, yang tidak ada keraguan sekarang,Mereka juga merupakan tanda tidak langsung yang baik yang kita fahami secara mendalam mengenai proses-proses thermonuklear yang berlaku di kedalaman Matahari.


Like this post? Please share to your friends:
Tinggalkan Balasan

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: