Detector pentru neutrini • Hayk Hakobyan • Sarcini populare științifice despre "Elemente" • Fizică

Detector de neutru

Se știe că principala sursă a energiei termonucleare a Soarelui este procesul de ardere de hidrogen prin lanțul ppI al ciclului proton-proton. Schematic, acest lanț este reprezentat în Fig. 1. Să o descompunem în pași.

Fig. 1.

1. Procesul începe prin fuziunea a două nuclee de hidrogen (protoni) într-un izotop instabil de heliu (diproton), cu o eliberare de energie de 0,42 MeV sub forma unui foton.
2. În principiu, diprotonii formați în acest fel se descompun înapoi în două protoni, dar foarte rar β se produce ocazional.+– decolorarea protonului intr-un neutron intr-un nucleu de heliu, cu eliberarea unui pozitron si a unui neutrino, care are o medie de 0,26 MeV. Deci, nucleul izotopului heliu instabil se transformă în nucleul deuteriului.
2 *. În același timp, pozitronul anihilează foarte repede cu electronul, radiază toată energia și energia cinetică, sub forma a doi fotoni (în medie aproximativ 1,02 MeV).
3. Nucleul de deuteriu, la rândul său, interacționează cu protonul, formând un izotop 3El și subliniind 5,493 MeV sub forma unui foton gamma.
4. Atunci miezul 3El interacționează cu un alt astfel de nucleu, formând un izotop stabil 4El și eliberând doi protoni și 12.859 MeV sub forma energiei cinetice.

În aproximativ 85% din cazuri, arderea hidrogenului la soare are loc prin intermediul lanțului ppI descris mai sus. În 15% din cazuri, acesta este lanțul sintezei ppII 4El prin reacții intermediare care implică 7Fiți și 7Li, și în aproximativ 0,02% din cazuri, arderea are loc prin intermediul lanțului ppIII. Între timp, în stele, care sunt cu aproximativ 20% mai grele decât soarele, predomină arderea mai complexă a hidrogenului prin intermediul lanțurilor CN care implică carbon, oxigen și azot.

Eficacitatea tuturor acestor reacții este proporțională cu temperatura, astfel încât majoritatea dintre ele apar adânc în adâncurile stelei, unde temperatura este cea mai mare. De exemplu, la soare, 90% din energie este produsă într-o regiune care ocupă aproximativ 10% din rază.

În această sarcină ne vom concentra asupra lanțului ppI.

sarcină

1. calculacât de multă energie este eliberată ca un întreg ca rezultat al unei astfel de reacții ppI (nu uitați să țineți cont de energia purtată de neutrino). Răspunsul este prezentat convenabil în unități de MeV.

2. Este bine cunoscut faptul că fluxul de energie de la suprafața Soarelui la Pământ este de aproximativ \ (f_ % = 1 {,} 4 \ times10 ^ 6 ~ \ text % ~ \ text % ^ {- 1} % ^ {- 2} \). Având în vedere răspunsul de la punctul 1, vot fluxul neutrin solar către Pământ (în bucăți pe secundă pe centimetru pătrat).

Opriți-vă pentru o vreme și gândiți-vă la semnificația pe care ați primit-o. Este la fel de multe neutrinii care trec prin degetul dvs. chiar acum, și nici măcar nu-l observați.

3. Să presupunem că ai fost desemnat să construiești un detector de neutroni pe Pământ. Dintre toate opțiunile posibile, ați decis să vă opriți la un detector de apă.Așa cum a fost planificat, neutrinii cu energie înaltă de la Soare rareori interacționează cu electronii într-o moleculă de apă, bătându-i cu mare energie. Electronii, la rândul lor, se deplasează mai repede decât viteza luminii în apă, vor trebui să emită radiația Cherenkov, pe care o să încercați să o detectați folosind fotomultiplicatori (așa cum se arată în figura 2), care pot fi utilizați pentru a aranja rezervorul de apă.

Fig. 2.

Problema este că doar o singură milionime din neutrinii care ne ajung de la Soare au suficientă energie pentru a interacționa cu electronii din moleculele de apă. Deci, trebuie să obțineți multă apă. Mulți.

Știind că secțiunea transversală pentru interacțiunea neutrinilor cu energie înaltă cu electronii este \ (\ sigma \ sim 10 ^ {- 43} ~ \ text % ^ 2} votCât de multă apă trebuie să colectați în rezervor pentru a înregistra cel puțin 10 evenimente pe zi.


Sfat 1

Să presupunem că din toată energia alocată pe secundă Soarelui, un centimetru pătrat al suprafeței Pământului ajunge la α. Apoi, cota tuturor neutrinilor produsi, ajungând până la un centimetru pătrat al suprafeței Pământului, este de asemenea egală cu a, deoarece fluxul de neutrini, precum și fluxul de fotoni, scad conform legii pătrate inverse.


Sfat 2

Particulele pot fi considerate ca bile solide cu o arie transversală egală cu secțiunea de interacțiune a acestora. Cu această secțiune transversală și fluxul de particule, încercați să estimați numărul de coliziuni ale unui electron individual cu neutrinii solari pe unitatea de timp.


decizie

1. Puteți observa cu ușurință că fiecare dintre reacțiile 1, 2 și 3 din întregul lanț ppI are loc de 2 ori (deoarece pentru reacția 4, aveți nevoie de 2 nuclee izotopice 3El). Ca rezultat, eliberarea totală a energiei se găsește după cum urmează:

Q = (12,859 + 2 · 5,493 + 2 · 1,02 + 2 · 0,42-2,26) MeV = 26,205 MeV,

unde ultimul termen ia în considerare energia purtată de două neutrini. Astfel, ca urmare a unui astfel de ciclu, patru nuclee de hidrogen (protoni) sunt transformate într-un nucleu 4El, care a emis două neutrinos și a eliberat (în formă de fotoni și energie cinetică) 26,205 MeV de energie.

2. Acestea sunt cele 26 MeV care sunt sursa primară a energiei solare pe care o primim pe Pământ. Pentru a afla fluxul de neutrini de pe Pământ, este suficient să împărțim fluxul energetic în energia unui ciclu și apoi să înmulțim cu 2, deoarece, ca urmare a unui ciclu, se produc două neutrinii.

Acest lucru poate fi înțeles după cum urmează. Permiteți unitatea de timp în fluxul soarelui N lanțuri de sinteză. În consecință, se naște 2N bucăți de neutrini.Se va lansa versiunea full power E = NQ MeV pe unitate de timp (unde Q ≈ 26 MeV). Să presupunem că, din toată energia, fracțiunea α cade pe un centimetru pătrat al Pământului, adică fsoare = αE. Evident, proporția din numărul total de neutrini care ajung pe Pământ este exact aceeași, adică, fν = 2Nα. Este ușor de calculat de aici (având în vedere că 1 MeV = 1,6 × 10−6 ERG):

\ f \ {\ frac {2f_ %} {Q} = \ frac {2 \ cdot 1 {,} 4 \ cdot 10 ^ – % % {} {} {} {{} {{} 1} ~ text % ^ {- 2}. \]

Adică, într-o secundă, aproximativ 70 de miliarde de neutrini solari zboară prin centimetrul pătrat de pe Pământ.

3. Cu un astfel de flux, un singur electron din rezervor va interacționa

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

o dată pe secundă (factorul 10−6 consideră că doar unul din un milion de neutrini are suficientă energie pentru a interacționa cu un electron). respectiv N electronii interacționează Nn o dată pe secundă sau 24 · 3600 ·Nn o dată pe zi. Vrem ca acest număr să fie aproape de 10, din care este ușor de găsit că numărul total de electroni din rezervor ar trebui să fie de 1,7 × 1034.

Totalul este de 1,7 × 1033 molecule de apă (deoarece există 10 electroni într-o moleculă de apă) sau aproximativ 50 mii tone de apă. Din punct de vedere al volumului, atât de multă apă se poate încadra în interiorul unui rezervor cubic, cu o latură de 37 de metri.


postfață

După cum probabil ați ghicit, un astfel de detector, "Super-Kamiokande", a fost deja creat în Japonia. Aici, să discutăm despre modul în care stelele reușesc să rămână cele mai stabile surse de energie de miliarde de ani.

Problema cu energia stelelor a fost cunoscută la mijlocul secolului al XIX-lea. Principala și cea mai simplă presupunere de zeci de ani a fost că sursa de energie a stelei este gravitatea ei. Orice obiect al acestei scări este un fel de rezervor de energie gravitațională, de unde este posibilă extragerea energiei și convertirea într-o oarecare măsură în radiație prin comprimare gravitațională. Cu alte cuvinte, steaua încet încet se micșorează, energia gravitațională scade și se încălzește plasma, care, de fapt, radiază.

Problemele unei astfel de ipoteze propuse de Kelvin și Helmholtz la sfârșitul secolului al XIX-lea au fost deja clare. Adevărul este că știm cu exactitate lumina soarelui, adică, cât de mult este emisă energie pe secundă de la suprafața Soarelui (3,8 × 1026 W). De asemenea cunoaștem masa (2 × 1030 kg) și dimensiuni (7 × 108 m) al Soarelui, putem afla cât de multă energie este conținută în "rezervorul gravitațional" (conform formulei GM2/R).Prin împărțirea acestor două cantități între ele, puteți spune cât de mult poate străluci soarele:

\ {T = \ frac {GM ^ 2 / R} {L_ %} = 31 ~ \ text {milioane de ani}. \]

Adică, la această rată de radiație a energiei gravitaționale a Soarelui, poate fi suficient doar câteva zeci de milioane de ani (acest timp este numit uneori timpul Kelvin-Helmholtz). Cu toate acestea, în anii 1830, cu ajutorul studiilor geologice de acumulare a sedimentelor, Charles Lyell a stabilit că Pământul ar fi trebuit să aibă cel puțin câteva sute de milioane de ani. În plus, în acest timp, Soarele ar fi trebuit să strălucească aproape la fel de mult ca acum. În plus, au existat unele evaluări ale biologilor evoluționiști care au indicat aproximativ aceeași vârstă minimă necesară dezvoltării evolutive.

Straturi de rocă, care corespund unor epoci diferite. Vârsta acestor roci este studiată prin geochronologie. Fotografie de pe blog.hanneketravels.net

Mai târziu, în secolul al XX-lea, după descoperirea radioactivității, prin studierea cantității de izotopi de plumb 206Pb și 207Pb în roci formate prin degradare 238U și 235U, a fost posibil să se stabilească faptul că vârsta crustei Pământului ar trebui să fie de aproximativ 4,5 miliarde de ani. Astfel de cifre nu mai corespund teoriei lui Kelvin-Helmholtz. A devenit evident că Soarele este o altă sursă de energie mai puternică decât gravitatea, pe care oamenii de știință din acel moment nu bănuiau.

În primul trimestru al secolului al XX-lea, a existat o opinie exprimată de Rutherford în 1904 în timpul unui discurs în fața Societății Regale, la care a participat Lordul Kelvin, că o astfel de sursă ar putea fi decăderea radioactivă. Mai târziu, Arthur Eddington a propus un model mai probabil pentru sinteza la temperaturi ridicate a patru nuclee de hidrogen într-un nucleu stabil. 4El. Conform calculelor sale, în adâncurile Soarelui ar fi trebuit să existe o temperatură și o presiune suficient de ridicate pentru ca acest proces să fie posibil.

Estimarea numerică nu a durat mult. Deja sa știut că masa protonului este de aproximativ 938 MeV, iar masa particulei alfa (nucleul 4El) – 3728 MeV. În consecință, dacă este aproximativ estimată, atunci la fuziunea a patru nuclee de protoni în particula alfa, energia 4 × 938 – 3728 = 24 MeV ar fi trebuit eliberată. Se pare că eficacitatea acestei reacții este de aproximativ 24 / (9,938) = 0,6%. Astfel, dacă presupunem că 75% din Soare este hidrogen, care poate fi transformat în heliu folosind o astfel de reacție, "câștigând" energia, se poate estima că un astfel de "rezervor" poate străluci în timpul

\ {T \ \ \ frac {0 {,} 006 \ cdot0 {,} 75 \ cdot M_ % c ^ 2} {L_ %} =

adică, mult mai mult decât "corpurile de iluminat" ar fi energia gravitațională.

În 1925, pentru activitatea sa de doctorat la Harvard, Cecilia Payne-Gaposhkina, după ce a analizat spectrul soarelui, a arătat că în cea mai mare parte (aproximativ 74%) Soarele constă în hidrogen, ceea ce era cu siguranță în favoarea ipotezei lui Arthur Eddington.

Spectrul soarelui. Liniile verticale arată lungimile de undă la care lumina este absorbită în apropierea suprafeței soarelui. Fotonii cu anumite lungimi de undă pot fi absorbiți de atomi, ale căror electroni vor trece de la o orbitală la alta. Cu ajutorul acestor linii puteți determina destul de precis compoziția stelelor. Săgețile albe indică liniile de hidrogen.

Teoria finală a fuziunii nucleare a fost dezvoltată de Chandrasekhar și Bethe în anii 1930, descriind toate etapele lanțului de ardere a hidrogenului. Mai târziu, a devenit clar că, în plus față de lanțul standard pp, există procese mai complexe de combustie care implică carbon și azot și care apar în stele cu o temperatură mai mare a miezului.

Revenind la locul unde am început, fluxul de neutrini solare, împreună cu cunoștințele despre oscilațiile neutrinice, pe care nimeni nu le pune la îndoială acum,Ele sunt, de asemenea, un bun indiciu indirec de faptul că înțelegem cu suficientă detaliere ce procese termonucleare apar în adâncurile Soarelui.


Like this post? Please share to your friends:
Lasă un răspuns

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