Первые эксперименты по наблюдению солнечных нейтрино осуществлены американским учёным Р. Девисом с сотрудниками в 1967—68 с помощью радиохимического нейтринного детектора, содержащего 610 т жидкого перхлорэтилена (C₂ Cl₄ ). Детектор устанавливался под землёй на глубине 1480 м для подавления фона космических лучей . Регистрация нейтрино основана на методе, предложенном в 1946 Б. М. Понтекорво . Солнечные нейтрино с энергией > 0,814 Мэв образуют в реакции ³⁷ Cl + n_е ® е^- + Ar радиоактивный Ar с периодом полураспада 35 сут. Согласно расчётам, основной вклад (76%) в эффект должны давать нейтрино наиболее высокой энергии (до 14 Мэв ) от распада ⁸ В ® ⁸ Ве + e⁺ + n_e в самой редкой ветви водородного цикла. Поток этих нейтрино зависит от температуры Т как T²⁰, поэтому хлорный детектор является уникальным «термометром» для измерения температуры центральной области Солнца T_c . Теория предсказывала значение T_c » 15·10⁶ K.

  В экспериментах Девиса ³⁷ Ar накапливался в детекторе в течение 100 сут, затем извлекался продуванием через жидкость гелия, адсорбировался активированным углём при температуре 77 К и помещался в пропорциональный счётчик, который подсчитывал количество распавшихся атомов ³⁷ Аг. Измерения, полученные в 1972 (как и первые измерения 1967—68), показали, что нейтринный эффект в несколько раз ниже предсказываемого теорией и не превосходит фоновый эффект детектора (в детекторе под действием солнечных нейтрино накапливалось не более 8 атомов ³⁷ Ar за эксперимент вместо ожидаемых 45).

  Хотя солнечные нейтрино не были с достоверностью зарегистрированы, результаты экспериментов являются важным достижением Н. а., так как показывают, что современные представления о солнечных нейтрино в чём-то неверны. Решение загадки солнечных нейтрино можно искать в трёх направлениях. 1) Возможно, T_c ниже теоретического значения, предсказываемого стандартными моделями Солнца, и составляет около 13×10⁶ K, т. е. лежит за порогом чувствительности «нейтринного термометра»; это означает, что Солнце устроено иначе, чем считалось до сих пор. 2) Может оказаться, что при расчётах моделей используются неверные значения скоростей ядерных реакций; это означало бы, что шкала «нейтринного термометра» неправильно отградуирована. 3) «Нейтринный термометр» вообще может оказаться «испорченным», если по пути к Земле с нейтрино что-то происходит, например распад (если бы они оказались нестабильными частицами), осцилляции (переводящие нейтрино в невзаимодействующие с хлором состояния) и т.п. Для окончательного решения проблемы необходимо повысить чувствительность хлорного детектора, а также провести дополнительно эксперименты с детекторами, чувствительными к нейтрино меньших энергий, например ⁷ Li, ⁷¹ Ga, ⁸⁷ Rb, ⁵⁵ Mn. Др. важная задача Н. а. — наблюдение солнечных нейтрино от реакции ¹ H + p + e^- ® ² H + n_e (с помощью детекторов ³⁷ Cl и ⁷ Li), которая обязательно сопутствует водородному циклу. Их обнаружение явилось бы доказательством протекания водородного цикла на Солнце, исключило бы гипотезы об аномальных свойствах нейтрино и тем самым подтвердило правильность заключения о том, что CNO-цикл не вносит заметного вклада в генерацию энергии на Солнце (если бы CNO-цикл вносил основной вклад, в детекторе Девиса должно было бы образовываться около 300 атомов ³⁷ Ar).

  Нейтринные вспышки. Потоки нейтрино от др. «спокойных» звёзд, даже самых близких, очень малы и не могут быть зарегистрированы современными методами. Вместе с тем вполне осуществимой представляется задача наблюдения нейтринных вспышек от звёзд в момент их гравитационного коллапса. Наиболее вероятными объектами являются сверхновые звёзды нашей Галактики, непосредственно перед взрывом которых происходит коллапс центрального ядра. Нейтринная вспышка может быть зарегистрирована даже в том случае, если сверхновая оптически ненаблюдаема. Длительность такой вспышки ~0,01 сек (потоки нейтрино у Земли 10¹⁰ —10¹² нейтрино/см² за вспышку). Измеряя время запаздывания начала вспышки, зарегистрированного детекторами в разных местах земного шара, можно установить направление прихода нейтринного излучения. Вспышки могут быть зарегистрированы водородсодержащим сцинтиллятором массой в несколько сотен т в виде характерной серии импульсов. Такие эксперименты планируются в СССР и в США.

  Нейтринная астрофизика. Необходимость исследования астрофизических явлений с участием нейтрино породила новую ветвь в астрофизике — нейтринную астрофизику. По современным представлениям, нейтринное излучение, которое сильно растет с увеличением температуры, оказывает решающее влияние на картину эволюции звёзд на завершающих стадиях, когда температура в недрах звезды достигает ~ 10⁹ K и выше. Это связано с тем, что испускание нейтрино происходит из самых горячих, внутренних областей звезды (так как пробеги нейтрино в веществе значительно больше размеров звезды), и поэтому именно нейтринное излучение определяет скорость потери энергии такими звёздами. Примером является влияние гипотетического электронно-нейтринного взаимодействия (предсказываемого универсальной теорией слабого взаимодействия; см. Нейтрино ) на эволюцию ядра планетарных туманностей, учёт которого позволяет согласовать наблюдаемые данные о времени эволюции с теоретическими расчётами; в свою очередь, возможность такого согласования является аргументом в пользу существования этого взаимодействия.

  Когда температура в центре звезды достигает значения ~10¹¹ К, пробег n_e становится сравнимым с размерами звезды и при дальнейшем увеличении температуры звезда становится непрозрачной для нейтрино. Поскольку, однако, пробеги нейтрино остаются ещё несравнимо большими пробегов фотонов, перенос энергии в звезде осуществляется посредством нейтринного газа (нейтринная теплопроводность) и потери энергии продолжают определяться нейтринным излучением. При температурах ³ 2×10¹¹ К звёзды становятся непрозрачными и для мюонных нейтрино n_m . Такие стадии жизни звезды наиболее загадочны и интересны. Предполагается, что нейтринное излучение играет решающую роль в механизме взрыва сверхновых.

  Развитие Н. а. и нейтринной астрофизики обещает дать ценную информацию не только о строении небесных тел, но по природе самого нейтрино и свойствах слабого взаимодействия.

  Лит.: Нейтрино. Сб. ст., пер. с англ., М., 1970 (Современные проблемы физики); Бакал Дж., Солнечные нейтрино, «Успехи физических наук», 1970, т. 101, в. 4, с. 739—53; Азимов А., Нейтрино — призрачная частица атома, пер. с англ., М., 1969, с. 92—105.

  Г. Т. Зацепин, Ю. С. Копысов.

Нейтрино

Нейтри'но (итал. neutrino, уменьшительное от neutrone — нейтрон), электрически нейтральная элементарная частица с массой покоя много меньшей массы электрона (возможно равной нулю), спином¹ /₂ (в единицах постоянной Планка

) и исчезающе малым, по-видимому, нулевым, магнитным моментом. Н. принадлежит к группе лептонов , а по своим статистическим свойствам относится к классу фермионов . Название «Н.» применяется к двум различным элементарным частицам — к электронному (n_e ) и к мюонному (n_m ) Н. Электронным называется Н., взаимодействующее с др. частицами в паре с электроном е^- (или позитроном е⁺ ), мюонным — Н., взаимодействующее в паре с мюоном (m^- , m⁺ ). Оба вида Н. имеют соответствующие античастицы : электронное