1. Введение

Возрастающий интерес к физике Солнца и гелиосферы обусловлен тем, что процессы, протекающие в различных областях солнечного вещества и в околоcолнечном пространстве, характерны для других космических объектов. Явления типа солнечных открыты на других звездах: звездные осцилляции, пятна, вспышки, короны, ветры и глубокие и длительные минимумы активности. Солнце – ближайшая к нам звезда. Всего около восьми минут требуется, чтобы солнечные лучи достигли Земли, тогда как от самой близкой к нам звезды Проксима Центавра свет идет 4,3 года. Такая близость Солнца приводит к тому, что она является единственной звездой, которую мы видим не как точку, а как диск. Поэтому именно эту ("нашу") звезду можно изучить наиболее детально. Солнце и гелиосфера представляют собой уникальную гигантскую лабораторию, где можно осуществить эксперименты по проверке сценариев и моделей эволюции звезд, изучению основополагающих проблем магнитогидродинамики, физики плазмы, атомной физики и даже космологии и физики элементарных частиц.

Результаты десятилетних экспериментов по регистрации солнечных нейтрино показали, что существующая уверенность в том, что мы достаточно хорошо знаем, как идут термоядерные реакции в глубоких слоях Солнца, по меньшей мере поколебалась.

С открытием космических лучей в 1912 году связано начало астрофизики высоких энергий, что неизбежно привело к вопросу о местонахождении и механизме действия ускорителя космических лучей. Эти вопросы все еще не решены. 50 лет назад был установлен ближайший к нам "космический" ускоритель путем регистрации космических лучей во время солнечной вспышки. В результате комплексного изучения солнечных вспышек с использованием спутниковой техники, баллонных, наземных и подземных экспериментов, достигнут значительный прогресс в понимании вспышечного процесса (подробнее об этом в статье М.И. Пудовкина "Солнечный ветер"). Однако некоторые вопросы, связанные с проблемой накопления вспышечной энергии и генерации различных ускоренных частиц, еще не решены. Солнечный ускоритель является наиболее доступным инструментом для детального изучения механизма генерации ускоренных частиц по сравнению с другими астрофизическими источниками.

Солнце является единственным астрофизическим объектом, который небезразличен для обитателя Земли. Оно согревает нас своим теплом, дарует свет, именно Солнце способствовало появлению всего живого на Земле и является источником всех видов энергии, используемой человечеством. И сейчас, в связи с непрерывным увеличением энергетических потребностей, решается проблема прямого использования солнечной энергии, которая излучается с поразительным постоянством миллиарды лет. Каждый квадратный метр поверхности Солнца в энергетическом отношении можно сравнить с электростанцией мощностью 60000 кВт. Научиться преобразовывать солнечную энергию – значит навсегда отвести неумолимо нависшую над человечеством тень энергетического кризиса.

Земля погружена во внешнюю исключительно подвижную атмосферу Солнца и, следовательно, подвергается сильному влиянию погоды на Солнце. Солнце воздействует на климат и биосферу, приводит в движение атмосферу планеты и т. д. Поэтому исследование солнечно-земных связей приобретает особое научное и научно-прикладное значение.

В статье рассмотрены следующие проблемы, связанные с Солнцем: дефицит солнечных нейтрино, проблема изотопа ³He, и солнечные вспышки, богатые ³He.

2. Солнечные космические лучи, богатые изотопом ³He

Обычно солнечной активностью называют комплекс различных явлений, происходящих в атмосфере Солнца и характеризуемых значительными изменениями со временем физических характеристик отдельных областей солнечной атмосферы. Исторически получилось так, что, говоря о солнечной активности, прежде всего имеют в виду солнечные пятна. Это справедливо и сегодня, так как среди явлений солнечной активности трудно найти более сложное и непонятное образование, чем солнечное пятно. Солнечные пятна имеют размеры от тысячи до десятков тысяч километров и представляют собой относительно холодные места фотосферы Солнца. Температура их на 1500-2000 К ниже температуры окружающей среды. Пятна имеют тарелкообразную форму с дном на глубине 700-1000 км. Солнечные пятна обладают сильным магнитным полем (2000-3000 Гс, иногда даже 5000 Гс). Такое поле в состоянии уменьшить или даже подавить конвективный перенос энергии в подфотосферных слоях, тем самым создавая дефицит выходящей лучистой энергии. Поэтому и считается, что виновником низкой температуры солнечных пятен является именно магнитное поле, не позволяющее переносить энергию из более низких слоев в более высокие. Группы солнечных пятен появляются не по всему диску Солнца, а только в королевских зонах, расположенных на расстоянии примерно до 40° по обе стороны от солнечного экватора. Группы солнечных пятен вблизи края видимого диска Солнца всегда наблюдаются на уровне фотосферы в окружении светлых волокнистых образований, называемых фотосферными факелами. Они крайне неоднородны, а их параметры – яркость, температура, скорость движения вещества, напряженность магнитного поля в разных областях – меняются в широком диапазоне значений. Размеры их весьма внушительны – от десятков до сотен тысяч километров, время жизни меняется от нескольких дней до нескольких месяцев.

Развитие факельных площадок начинается с увеличения их яркости и компактности. Площадь факельных площадок постепенно увеличивается, захватывая область всего пятна. После исчезновения пятен факелы становятся более рыхлыми и все менее контрастными, но по размеру продолжают расти. Затем площадь их начинает уменьшаться и факельная область "теряется" в окружающей среде. Иногда в факельных площадках, наблюдаемых в линии водорода H_α, внезапно происходит значительное увеличение яркости в отдельных местах, чаще вблизи солнечных пятен. Это одна из особенностей самого впечатляющего явления активности Солнца – солнечной вспышки, которую легче всего наблюдать. Энергия крупной вспышки достигает 10³³ эрг, что в несколько сот раз больше, чем можно получить при сжигании всех разведанных запасов нефти и угля. Подавляющее большинство солнечных вспышек происходит в районах групп солнечных пятен со сложным строением магнитного поля.

Одним из ярких проявлений солнечных вспышек является ускорение частиц до высоких энергий в верхней части атмосферы Солнца. Солнечные космические лучи (СКЛ) регистрируются у Земли в виде внезапных резких повышений интенсивности космических лучей на фоне галактических космических лучей. Полученный из наблюдений верхний предел энергии СКЛ составляет около 200 ГэВ. Основную долю СКЛ составляют протоны, в меньшей степени ядра гелия и тяжелых элементов. Обнаружен уникальный класс вспышек – вспышки, богатые изотопом ³He. Установленное на опыте аномальное обогащение солнечных космических лучей этим редким изотопом – очень интересное явление.

В настоящее время известно более 150 солнечных вспышек, богатых изотопом ³He. Для 15 из них коэффициент обогащения ³He относительно изотопа ⁴He больше 5000, а для 70 – более 1000. Под коэффициентом обогащения понимается соотношение

Аномально высокое отношение потоков ³He и ⁴He, превышающее фактор 10 (в солнечной атмосфере n₃/n₄=4·10^-4 ) является главной характеристикой соответствующих вспышек. Вопрос о том, где и каким образом возникает столь сильное разделение изотопов, все еще является предметом интенсивных обсуждений и дискуссий.

Важным свойством исследуемых событий является отсутствие измеримых потоков дейтерия ²H и трития ³H. Этот факт и экспериментальные данные по ядерным гамма-линиям во время вспышек исключают возможность обогащения солнечных космических лучей изотопом ³He за счет ядерных реакций в атмосфере Солнца под действием ускоренных во вспышке протонов и α-частиц, так как одновременно с ³He должны неизбежно генерироваться дейтерий, тритий и наблюдаться ядерные гамма-линии.

К настоящему времени предложены следующие интерпретации экспериментальных данных.

1. За счет плазменных эффектов имеет место обогащение изотопом ³He на стадии предварительного нагрева вспышечной плазмы.

2. Непосредственно перед вспышкой или на начальной стадии вспышки вспышечная область обогащается изотопом ³He за счет поступлений ионов ³He из глубинных слоев солнечной плазмы.

Поскольку ускорение частиц происходит не в вакууме, а в достаточно плотной плазме, любой процесс ускорения сопровождается потерями энергии за счет взаимодействия частиц с окружающими ионами. Поэтому эффективность ускорения определяется соотношением темпа ускорения и темпа потерь энергии. Для ускорения очень важной является начальная энергия ускоряемого иона ³He или ⁴He.

Какова возможность обогащения вспышечной области изотопом ³He за счет термоядерного источника? Согласно теоретической модели по мере удаления от центра Солнца концентрация ³He монотонно увеличивается. На расстоянии 30 % радиуса R_ʘ от центра его концентрация достигает максимального значения 1 % и затем постепенно уменьшается. Поэтому приход изотопа ³He термоядерной природы во вспышечную область значительно увеличил бы концентрацию ³He. Однако полностью решить в этой модели проблему вспышек, богатых изотопом ³He, не представляется возможным. Вероятно, работают одновременно два механизма: преимущественное ускорение изотопа ³He и обогащение вспышечной области изотопом ³He термоядерной природы.

3. О проблеме дефицита потоков солнечных нейтрино

Нейтрино являются единственными частицами, которые генерируются в термоядерной печи Солнца и беспрепятственно его покидают. Уже через 2 секунды после их рождения в глубоких недрах нашего светила нейтрино "на свободе", имея в своей памяти детальную информацию о глубоких недрах.

В последние 30 лет экспериментальная нейтринная астрофизика непрерывно преподносит новые загадки и вопросы. Постоянный дефицит потока солнечных нейтрино по сравнению с предсказаниями теории инициировал разработку новых идей и предложений.

Имеются четыре серии экспериментальных данных по регистрации различных групп солнечных нейтрино. В течение последних 30 лет ведутся радиохимические эксперименты на основе реакции ³⁷Cl+ν_e →³⁷Ar+e^- (хлор-аргон). Согласно теории, основной вклад в эту реакцию должны внести нейтрино от распада ⁸B (см. табл. 1) в редкой ветви протон-протонного цикла. Исследования по регистрации нейтрино от распада ⁸B с измерением энергии и направления движения нейтрино выполняются в эксперименте КАМИОКАНДЕ с 1987 года. Радиохимические эксперименты по реакции ⁷¹Ga+ν_e →⁷¹Ge+e^- ведутся в течение последних 5 лет двумя группами ученых нескольких стран. Важной особенностью этой реакции является ее чувствительность в основном к первой реакции протон-протонного цикла p+p→²H+e⁺+ν_e. Темп этой реакции определяет скорость энерговыделения в термоядерной печи Солнца в реальном масштабе времени. Во всех экспериментах был зафиксирован дефицит в потоках солнечных нейтрино по сравнению с предсказаниями Стандартной солнечной модели (ССМ).

В эксперименте КАМИОКАНДЕ было установлено, что зарегистрированные нейтрино идут от Солнца и их энергетический спектр согласуется с предсказаниями теории по спектру нейтрино от распада ⁸B (называемое ⁸B-нейтрино). Измеренный поток нейтрино составляет 2,7±0,5·10⁶ см^-2·с^-1. Сравнение этой величины с предсказаниями ССМ показывает двукратный дефицит потока нейтрино в экспериментальных данных. Используя полученную в опыте величину потока ⁸B-нейтрино, можно вычислить скорость реакции для хлор-аргонового радиохимического эксперимента. Она оказывается в пределах от 4 до 5 СЕН (СЕН – солнечная единица нейтрино, определяемая как 10^-36 актов реакции в 1 секунду с одним ядром мишени). В эксперименте с ³⁷Cl (эксперимент КАМИОКАНДЕ) для скорости той же реакции было получено значение 4,2±0,12 СЕН. Таким образом, имеется хорошее согласие между двумя различными по принципу работы экспериментами. В галлиевом радиохимическом эксперименте основной вклад в скорость реакции должны вносить нейтрино от первой реакции протон-протонного цикла (pp-нейтрино). Согласно теории вклад pp-нейтрино составляет 71 СЕН. С учетом всех групп нейтрино полная скорость равна 127 СЕН. По экспериментальным же данным скорость реакции ⁷¹Ga+ν_e →⁷¹Ge+e^- составляет всего 77±10 СЕН, что значительно ниже величины, предсказанной теорией. Таким образом, и в этом эксперименте наблюдается дефицит нейтрино.

Следующим после pp-нейтрино по вкладу в скорость реакции являются бериллиевые нейтрино – 34 СЕН, далее ⁸B-нейтрино – 14 СЕН. Вклад нейтрино от углеродно-азотного цикла составляет 10 СЕН. Дефицит ⁸B-нейтрино может иметь либо температурную природу (поток очень сильно зависит от температуры T в центре Солнца: пропорционально T ¹⁸), либо вызываться пониженной концентрацией ⁷Be (в два раза). В первом случае согласно теории вклад в галлиевую реакцию ⁷Be-нейтрино должен быть 34 СЕН, а во втором случае он будет в два раза меньше. Таким образом, если вычесть из экспериментального значения скорости реакции вклад ⁸B- и ⁷Be-нейтрино, получим величину от 35 до 55 СЕН на долю pp-нейтрино и нейтрино от CN-цикла. Теоретическое значение вклада pp-нейтрино составляет 71 СЕН, то есть и в этом случае наблюдается дефицит.

Таким образом, существует глобальный дефицит солнечных нейтрино. Он предсказывается в рамках гипотезы о повышенном содержании ³He в недрах Солнца, предложенной в 1970 году советскими физиками Г.Е. Кочаровым и Ю.Н. Старбуновым, по сравнению с предсказаниями стандартных моделей Солнца. На рис. 1 представлены зависимости потоков различных групп нейтрино от содержания изотопа ³He в недрах Солнца. По оси абсцисс указаны концентрации ³He в недрах Солнца в ССМ, а также в солнечном ветре. Экспериментальные данные по потоку ⁸B-нейтрино соответствуют весовой концентрации ³He в области горения водорода, равной 3·10^-5. Эта величина всего в несколько раз больше предсказанной стандартной солнечной моделью для центра Солнца ( 7,7·10^-6) и значительно меньше концентрации ³He в солнечном ветре (10^-4).

Рис. Зависимость потоков различных групп нейтрино от весовой концентрации Солнца

Важным является тот факт, что указанное значение содержания ³He существенно меньше, чем концентрация этого изотопа, генерированного за счет реакций водородного горения за время функционирования ядерного котла в недрах Солнца. Весовая концентрация накопленного изотопа ³He в центре Солнца составляет 7,7·10^-6 и по мере удаления от центра растет, достигая величины 3,3·10^-3 на расстоянии 0,28R_ʘ. Приведенное значение весовой концентрации ³He – 3·10^-5 – получается даже в том случае, если первичное Солнце вообще не содержало ³He как в результате диффузии ³He, так и из-за скачкообразного изменения структуры Солнца. Ясно, что непрерывный рост градиента концентрации ³He в недрах Солнца не может быть постоянным. В процессе горения водорода генерируется очень эффективное горючее ³He. К сожалению, теория не в состоянии предсказать величину градиента концентрации этого изотопа, выше которой неизбежно должен быть приток ³He в центральную область.

В экспериментах на функционирующем в настоящее время спутнике SOHO (Solar Orbital Heliophysical Observatory – Солнечная Орбитальная Гелиофизическая Обсерватория) обнаружены значительные динамические явления в солнечной атмосфере, несмотря на то что Солнце находилось в состоянии низкой активности. Принципиально важными являются результаты эксперимента по изучению осцилляций Солнца. Установлено, что распределение гелия в недрах Солнца отличается от предсказаний стандартной модели, а именно: градиент по радиусу меньше, чем предсказывает теория. Этот результат свидетельствует в пользу рассмотренной выше возможности.

Таким образом, если рассмотренный вариант отражает реальность, то должен быть наибольший дефицит нейтринного потока от распада ⁸B и несколько меньший дефицит потока pp-нейтрино. Поток ⁷Be-нейтрино почти не меняется по сравнению с предсказаниями теории ССМ, а поток Не p-нейтрино (это нейтрино, возникающий в реакции ³He+p→⁴He+ e⁺+ν_e) несколько возрастает. Все это реально можно проверить в эксперименте. Предстоящие эксперименты БОРЕКСИНО (регистрация ⁷Be-нейтрино) и СУПЕРКАМИОКАНДЕ ( ⁸B и Нep-нейтрино) в ближайшие годы должны дать ответ на вопрос о том, какова же природа обнаруженного глобального дефицита солнечных нейтрино.

Рассмотренные выше загадки связаны с удивительным и интересным изотопом ³He. Изотопы гелия хорошо известны своими нестандартными свойствами. Может оказаться, что в условиях больших давлений и температур в недрах Солнца изотопы гелия преподнесут нам очередной сюрприз.

Литература

1. Кочаров Г.Е. Ядерные реакции на Солнце. М.: Знание, 1976.
2. Кочаров Г.Е. Итоги науки и техники. Сер. Астрономия. М.: ВИНИТИ, 1987. Т. 32. 43.