Słońce

Najbardziej wydajnym źródłem neutrin znajdującym się w "najbliższej" okolicy jest nasza gwiazda - Słońce. Źródłem energii Słońca są zachodzące w nim reakcje termojądrowe, polegające na syntezie jąder cięższych pierwiastków z jąder pierwiastków lżejszych. W gwiazdach typu G2, a taką jest właśnie Słońce, dominującą reakcją jest tzw. cykl proton-proton (pp). Polega on na zamianie czterech protonów w jedno jądro helu He42. Pierwszym etapem cyklu pp jest przekształcenie dwu protonów w jądro ciężkiego wodoru, czyli deuter. W reakcji tej powstaje pozyton oraz neutrino elektronowe. Następnie do deuteru przyłączany jest kolejny proton. W ten sposób powstaje jądro He32. W przeważającej części przypadków cykl ten kończy się połączeniem dwu jąder He32, czego wynikiem jest He42 oraz dwa swobodne protony. Jednak w 14% przypadków zamiast połączyć się z innym helem He32 łączy się z jądrem He42. Otrzymane zostaje w ten sposób jądro Be74, które może po przyłączeniu elektronu zamienić się w jądro Li73. Tej ostatniej reakcji towarzyszy emisja neutrina elektronowego oraz kwantu promieniowania. Jądro litu po przyłączeniu protonu zamienia się w dwa jądra He42. Możliwa, choć znacznie mniej prawdopodobna, jest również reakcja, w której Be74 przyłącza do siebie nie elektron, a proton i w ten sposób staje się jądrem B85. Jądro to jest niestabilne. Emitując pozyton i neutrino elektronowe zamienia się w Be84, które to z kolei rozpada się na dwa jądra He42.

Słońce

Do wytworzenia deuteru może też prowadzić inna niż połączenie dwóch protonów reakcja. Jest nią połączenie trzech cząstek - dwu protonów i elektronu. Cykl ten, który różni się od cyklu pp tylko pierwszą reakcją nazywa się cyklem pep.

Na poniższym rysunku przedstawione zostały reakcje pp oraz pep wraz z odpowiadającymi im prawdopodobieństwami, z którymi zachodzą.

Cykl pp i pep

Około 95% energii produkowanej w Słońcu pochodzi z jego tzw. jądra wewnętrznego. Jądro to ma promień około 0,25 całkowitego promienia Słońca. Panuje w nim temperatura około 15 milionów stopni oraz ciśnienie 1016 paskali. Pozostałe 5% energii produkowane jest w jądrze zewnętrznym, rozciągającym się od około 0,25 do 0,7 promienia Słońca.

Standardowy Model Słońca

Aby policzyć ilość neutrin produkowanych w każdej z powyższych reakcji, trzeba policzyć, ile reakcji konkretnego typu zachodzi w naszej gwieździe. Aby to zrobić, trzeba oprzeć się na tzw. Standardowym Modelu Słońca. Model ten bazuje na równaniu stanu gazu znajdującego się w naszej gwieździe. Aby otrzymać to równanie, a tym samym przewidzieć znaczenie poszczególnych reakcji, należy znać ciśnienie, gęstość materii, temperaturę, ilość produkowanej energii na jednostkę masy. Wszystkie te wielkości zmieniają się w zależności od odległości od środka Słońca. Co więcej - należy również znać stosunki ilości poszczególnych pierwiastków w obszarze, w którym zachodzi reakcja (wodoru, helu oraz pierwiastków cięższych). Wszystko to powoduje, że równanie stanu jest wyjątkowo skomplikowane, a część wielkości wchodzących do niego wyznaczonych jest tylko w przybliżeniu. Niemniej równanie to zostało rozwiązane i strumień neutrin w funkcji energii oszacowany.

Obserwatorium słoneczne - satelita SOHO

Cykle pp i pep są dominującym źródłem energii naszej gwiazdy. Dzięki nim powstaje około 99% jej energii. Pozostały 1% pochodzi z cyklu CNO. Cykl ten polega również na produkcji helu. Jednak tym razem w reakcjach pojawiają się jądra węgla, azotu, tlenu oraz neutrina powstałe z rozpadów N137 i O158.

Cykl CNO

Neutrina powstające w różnych procesach wewnątrz Słońca charakteryzują się różnymi energiami. Niektóre procesy produkują neutrina monoenergetyczne (czyli o konkretnej ustalonej energii), inne produkują neutrina o różnych energiach. Fizycy mówiąc o energii posługują się jednostką elektronowolta (w skrócie eV). Energia 1 eV jest to energia, którą posiada elektron przyśpieszony w polu elektrycznym jednego wolta. Często zamiast 1 eV używane są jednostki pochodne 1 keV (1 kiloelektronowolt = 1000 eV) oraz 1 MeV (1 megaelektronowolt = 1000 000 eV). Aby natomiast scharakteryzować ilość neutrin docierających do powierzchni Ziemi, warto wprowadzić pojęcie strumienia neutrin, czyli ilości neutrin przechodzących w każdej sekundzie przez powierzchnię jednego centymetra kwadratowego skierowanego prostopadle do kierunku ich nadlatywania. Na poniższym rysunku przedstawione zostało spektrum energetyczne neutrin produkowanych w Słońcu. Spektrum to mówi nam, ile neutrin pochodzących z poszczególnych reakcji powinno docierać do Ziemi i jakie powinny być ich energie. Przypomnijmy tu jeszcze, że wszystkie owe neutrina to neutrina elektronowe. Jeśli więc bylibyśmy w stanie tu, na Ziemi, zarejestrować owe neutrina pochodzące ze Słońca, to zyskalibyśmy bezpośredni wgląd w charakterystykę reakcji jądrowych zachodzących w głębi naszej gwiazdy i moglibyśmy potwierdzić Standardowy Model Słońca.

Spektrum neutrin pochodzących ze Słońca - teoria

Okazuje się, że współcześnie prowadzone eksperymenty są na tyle czułe, iż rejestracja neutrin słonecznych jest w nich możliwa. Czy wyniki pomiarów dowodzą słuszności modelu Słońca stworzonego przez astrofizyków? Otóż eksperymenty rejestrują znacznie mniej neutrin pochodzących ze Słońca w porównaniu z przewidywaniami teoretycznymi! Zagadka brakujących neutrin została nazwana "kryzysem neutrin słonecznych", a jej rozwiązanie zajęło fizykom kilka dekad. Na szczęście ostatecznie okazało się, iż nasz model słoneczny jest dobry, za to neutrina mają pewną dodatkową cechę, o której powiemy w dziale strony poświęconej poszukiwaniom masy neutrin.

Słońce widziane w "świetle" neutrinowym