| 单词 | 太阳中微子之谜 |
| 释义 | 【太阳中微子之谜】 拼译：the enigma of solar neutrinos 太阳中微子短缺问题，是当今天文界著名的悬案之一，它对于恒星物理、太阳物理以及粒子物理等都是一个严重的挑战。 根据贝特(Bethe)等人提出的理论，恒星在主序星阶段主要能源机制来自于一系列核反应，其中最重要的是P－P反应与C－N－O循环，前者主要适用于质量较小恒星(如太阳)，后者主要适用于质量较大的恒星。二者中间过程不同，但最终反应式相同4P→4He+2e++2γe+3γ 反应中有中微子产生，这是恒星内部许多核反应的特征，此外例如 8B→8Be+e++ye 7Be+e－→7Li+ye 均有中微子产生。因此，定量检测来自太阳的中微子，是对上述恒星理论的直接验证。 自20世纪50年代起，美国戴维斯(R．Davis)等人就开始进行这一实验。他们在南达科他州的一座深1500m的废矿井中放置520tC2Cl2(后增加为610t)，观测如下中微子反应37Cl+γe→37Ar+e 而37Ar不稳定，可通过逆β反应还原为37Cl，同时伴随有欧歇效应发生。用比例计数器检测欧歇电子，可以探测出中微子俘获事件。 这一实验可检测的中微子能量下限为0．81MeV，因此只能探测到高能中微子，主要是8B及少量7Be反应的中微子。理论预计，该实验中微子捕获率约为7SUN(ISUN=10－36／每个靶粒子·s)。1968年，戴维斯等公布首批实验结果．捕获率小于3SUN，1973年发布结果小于ISUN，1978年公布小于2．2SUN，实验结果与理论值相差悬殊，这就是所谓太阳中微子短缺之谜。1989年，戴维斯等发布了自1968～1989年的实验结果。22a中共进行了109次单元测试，平均每单元俘获事件不超过17次，大约每天0．46次；而理论预期值约为每单元60次，每天约1．5次，仍然相差甚远。另一项关于太阳中微子的测试结果则属于意外收获。日本建造了一座容量为3000t的水切仑柯夫探测器，用来探测大统一理论所预言的质子衰变事件，称为Kamiodande。多年来，并未肯定观测到质子衰变事件，却观测到电子被中微子散射现象。根据1990年发布的结果，可得出两点结论：(1)所测中微子确实来自太阳；(2)如将能量下限定为7．5MeV，则所得中微子捕获率与戴维斯实验结果相近。两项互不相干的实验互相印证，表明中微子短缺问题确实存在。戴维斯等人的实验结果使得天文学界大为困惑。多年来，形形色色的理论解释相继提出。这些解释大体可分为两类，一类主要归因于太阳模型，另一类则在现行粒子物理学中寻求突破。第一类解释的基本点就是降低太阳中心温度，从而使高能中微子流减弱。但这将与太阳模型的一些基本假设相抵触。例如，温度降低将会破坏太阳整体流体力学平衡。对此有人提出，太阳中心可能处于高速自转，离心力可补偿力学平衡。这一观点目前尚无任何观测证据支持。另一种模型设想，如太阳内部重元素丰度降低，则不透明度随之降低。这样在维持光辐射不变前提下，可降低中心温度。但计算表明，要定性解释戴维斯实验结果，内部重元素丰度须比表面低一个数量级，这显然是不可信的。如前指出，主序星阶段主要能源应来自核反应。但如果存在其他不可忽视的能源，则中微子短缺矛盾似也可得到解释。这方面有人提出中心黑洞模型、双层模型等，但均与有关观测事实有矛盾。如黑洞模型给出的坍缩时标远小于太阳寿命。还有人推测，如太阳中心与外部充分对流，则反应消耗的H可得到不断补充，这样可在较低温度下维持较强的P－P反应，从而保持光辐射不变。也有人提出外部3He周期性混入反应区，使反应区温度因3He燃烧膨胀而周期性冷却。但已知的理论不能给出这种混合的力学机制。此外，有人认为太阳中心温度变化与太阳系在银河系中运行位置有关，并将运行周期与地质史上冰河期联系起来。这种推测看来也相当勉强。必须要指出，已有实验(如SAGE)报告了低能太阳中微子短缺。如果证实，则对上述种种解释(归咎于太阳模型)可能是一个打击。另一类解释则是对现行的粒子物理提出质疑，主要是对中微子自身性质作了一些新的假设。现行粒子理论认为，中微子有3类：γe、γμ、γλ，皆为左旋，静质量、磁矩皆为零。如果中微子静质量不为零，其性质将会发生一系列不寻常变化。有人认为，中微子将因此可能在传播途中衰变为其他粒子。但近年观测结果否定了这种可能。著名超新星1987A爆发期间，人们探测到它所发射的中微子。1987A距地球约1．6×107光年，而日地距离只有8min光程，在这样短的路程上，中微子不可能发生衰变。另一流行的解释是所谓“中微子振荡”。如果中微子静止质量不为零，且质量本征态与“味”本征态不同，那么由于传播过程中不同质量态发生相对相移，中微子可能由一种“味”转化为另一种“味”。简单说，γe可能转变为能量较低的γμ、yλ。但要定量解释戴维斯实验结果，要求初始混合为等量混合，这未免太苛刻了。1985年，米克赫也夫(Mikheyev)与斯米尔诺夫(Smirnov)提出“MSW振荡”理论。他们认为，由于γe与电子相互作用概率(通过CC与NC)大于γμ、γλ(只通过NC)，因而在通过电子介质时获得附加表观质量不同。这种差异使得即使对于微小的质量本征态的混合，也可能激起“共振”，这样可避开初始的等量混合。此外，如果中微子磁矩不为零，那么它与太阳磁场相互作用，可能改变自旋方向，即由左旋变为右旋，而戴维斯实验只能探测到左旋中微子。这一假设有个有趣的推论：由于太阳磁场是周期性变化的，因而中微子捕获率也应是周期性变化的。从戴维斯实验数据看，似乎存在着周期性相关迹象，但不足以确定。关于太阳中微子的理论解释尚有很多，不再赘述。另一方面的研究工作是在实验方面，包括增大规模，提高精度，提出新的实验方案，这方面动态相当活跃。(1)Cl实验。除戴维斯实验外，一座容量更大的3000tCl探测器已在前苏联Baksan地下实验室建造。(2)I实验。可用I代替Cl，原理相似．但可大大提高中微子计数率。此实验也在计划之中。(3)F实验。19F是电子－中微子CC相互作用的良好靶材料。一个试验型F探测器已于1990年在前苏联开始建造。(4)超Kamiokande实验。日本1989年批准建立45000t水切仑柯夫探测器。与Kamiokande实验相比，计数率可提高30倍以上。此外澳大利亚也正建造250t水切仑柯夫探测器，称为Sunlab。1988年完成了容量为27t的试验型。(5)低能中微子探测。是太阳中微子实验一个重要方向，对于判断太阳模型有更为直接的意义。(6)SAGE。低能中微子探测器，用71Ga作靶材料，捕获能阀为233keV。这是一项前苏联和美国的合作项目，设立在高加索山区的地下实验室，拟使用60t含量40%的Ga矿。1990年发布了30t容量的试验型报告，初步表明，捕获率远低于理论值。(7)GALLE。也是71Ga实验，为欧美合作项目，设置在罗马附近的Gran Sasso隧道中。这一实验已于1990年夏开始，实验结果将与SAGE相对照。(8)In实验。用In作靶材料，也对低能中微子灵敏。但In具有天然放射性，付诸实施有一定困难，此实验正在研究之中。(9)d实验。1985年陈(H．H．Chen)及其同事提出，用d(2H)作靶粒子d+γe→p+p+e+ d+γx→p+n+γx1 第1个反应为CC反应，第2个反应为NC反应。这里γx表示任一类中微子，γx1表示另一类。测量这两个反应的相对比率，可推估太阳中微子组分，并对中微子振荡理论作出判断。(10)SNO实验。为美、英、加拿大等国合作项目，容量为10001的重水切仑柯夫探测器设置在安大略州Sudbury附近2000多米深的矿井中。该装置1996年开始运行。(11)Borex。11B可代替2H，测量中微子CC与NC反应比率。Borex为2000t的B探测器，将于Gran Sasso建立。(12)Borexino。为Borex试验型，容量为100t。(13)Icarus。同类型实验，用液态Ar作靶材料，也为Gran Sasso计划项目。(14)Mo－Tc实验。98Mo俘获中微子可产生98Tc，后者非天然核素，半衰期为4．2×106a。因此测出Mo矿中98Tc的含量，便可估算太阳中微子累积流量。Los Alamos国立实验室的一个小组正在对科罗拉多州红山的一个MoS2矿在1100～1500m深度范围内进行这项测试。(15)TI－Pb实验。与上类似，205TI受中微子CC作用，变为205Pb，这也是非天然核素，半衰期1．4×107a。德国与前南斯拉夫已在Alchar一座矿井中研究实验方案。 综上所述，关于太阳中微子短缺问题，其重要性无庸置疑，它的存在基本可以肯定。从当前研究动态看，至20世纪末前后，这一问题可望显现比较清晰的眉目。【参考文献】：1 Davis R Jr,et al. Phys Rev Lett, 1968,20:12052 Mikheyev S P,et al. Nuovo Cimento,1986,9C:173 Chen HH,et al. Phys Rev Lett, 1985,55:15344 Davis R Jr, et al. Proceedings of the 13th International Conference on Neutrino Physics and Astrophysics. Boston, 1989.5185 Elliott S R,et al. Contempovary Physics,1991,32:251(安徽师范大学王家庆副教授撰) |
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