O’zbekiston respublikasi oliy va o’rta maxsus

Nazorat savollari:

1. 
   Quyosh qanday fizik xarakteristikalarga ega?
   
2. 
   Quyosh nurlarining quvvati qanday?
   
3. 
   Quyosh energiya ajratishini asosiy manbaini tushuntiring?
   
4. 
   r-r siklli termoyadro reaksiyasini tushuntiring?
   
5. 
   Quyoshning ichki tuzilishini tushuntiring?
   
6. 
   Qachon termoyadro reaksiyasi vujudga kelishi mumkin?
   
7. 
   Quyosh atmosferasining tuzilishi qanday?
   

Ma’ruza – 10. Quyosh va neytrino.
Yuqorida qayd qilindiki, Quyoshdan chiqayotgan energiya oqimi vodorodning geliyga aylanishi termoyadro reaksiyasi tomonidan kompensasiyalanadi. Bunday reaksiyaning o’tishi uchun temperatura 10⁷K bo’lishi kerak.

Quyosh energiya nurlanishini quvvati kuzatilayotgan quvvatiga teng bo’lishi uchun temperatura bundan ham katta bo’lishi kerak. Yaqin vaqtgacha Quyosh markazining temperaturasi ga teng deb hisoblanardi. Bunday nazariy natijaning to’g’riligiga shubha paydo bo’ldi. Quyosh neytrinolarini qayd qilinishi u yerdagi temperaturani topish imkonini beradi. Quyosh neytrinolarini oqimini qayd qilib, u yerdagi temperaturani o’lchash imkoni paydo bo’ldi.

Yuqorida biz ko’rdikki, vodorodni geliyga aylanishining har bir siklida ikkita elektronli neytrino paydo bo’ladi. Neytrinolarning intensivligi Quyosh temperaturasi T_q - ga kuchli bog’liq bo’ladi. Masalan, 10-15 MeV energiyali neytrinolar dastasi T_q - ga proporsional bo’lib, temperaturani termometri hisoblanadi. Quyosh neytrinolarini qayd qilish birinchi marotaba amerikalik fizik Devis tomonidan o’tkazilgandir. Buning uchun Devis chuqurligi 4200 m suv ekvivalentiga teng bo’lgan oltin shaxtasida o’rnatilgan qurilmadan va Pontekarvo usulidan foydalangan.

Devis qurilmasi 600 t tetroxloretilen S₂Cl₄ bilan to’ldirilgan bakdan iborat bo’lgan, tetraxloretilenning ichida ma’lum miqdorda Ar³⁷ aralashmasi mavjuddir. Neytrinolarning qayd qilinishini Pontekorvo ilgari surgan metodi asosida, xlor va neytrinolarni quyidagi reaksiyasi yotadi:

(3.7)

Bunday reaksiya bo’lganda amalga oshadi, reaksiya natijasida hosil bo’lgan Ar³⁷ radioaktiv bo’lib, uning yarim yemirilish davri 35 kunga tengdir. Ar³⁷ yemirilib, Cl³⁷ ga aylanib, nurlarni nurlaydi.

(3.8)

Shuning uchun tajribada kvantlarni qayd qilinishi neytrinolarni qayd qilinishini bildiradi. Devis tajribasida ishlatilgan bak maxsus trubkalarga ega edi. Bu trubkalardan geliyni suyuqlik ichidan o’tkazish mumkin edi. Suyuqlikdan o’tuvchi geliy argonni orqasidan olib o’tib, maxsus tutkichga yetkazib berar edi. Tushunarliki bu argonni bir qismi neytrinoli reaksiya natijasida hosil bo’lgan argondir. Geliy boshqatdan nishonga qaytarilib, argon tashqi nurlanishdan himoya qilingan schetchikga uzatilib, undan kvantlarning intensivligi o’lchanadi. Bunday tajriba bir necha yillar davom etib boskichlardan iboratdir. Xar bir boskich taxminan 3 oy davom etib, har bir boskichdan keyin argonni ajratish va kvantlarni o’lchash jarayoni amalga oshirilar edi. Quyosh neytrinolarining intensivligi juda kichikdir, chunki bunday intensivlik yerdan Quyoshgacha bo’lgan masofa R₁ to’g’rirog’i ga proporsionaldir. Hisoblashlarga ko’ra har kuni bita neytrino qayd qilinishi kerak edi. Tajriba har kuni neytrino qayd qilinganligini ko’rsatdiki, bu nazariy natijadan taxminan 3 marotaba kichikdir.

Devis tajribalarida olingan natijalarni, Quyosh neytrinolari paradoksi deb ataydilar. Bu paradoksning muhimligi shundan iboratki, bizning, Quyosh qatlamida o’tuvchi jarayonlar to’g’risidagi tasavvurlarimizni shubha ostiga qo’yadi. Devis tajribalarining natijalari ko’rsatadiki, Quyosh markazidagi temperatura biz yuqorida qayd qilgan temperaturadan kichikdir ( dan katta emas). Devis paradoksi bir necha gipotezalar yordamida tushuntiriladi.

Bunday gipotezalarning birida faraz qilinadiki, Yer va Quyosh orasidagi muhitning issiqlik o’tkazuvchanlik koeffisiyenti juda kichik. Shuning uchun biz qayd etgan Quyosh markazining temperaturasi uning hozirgi paytdagi temperaturasi bo’lmay balki oldingi paytlardagi temperaturasidir. Hozirgi paytlarda quyosh markazida temperatura nisbatan kichikdir.

Boshqa gipotezaga ko’ra Yer va Quyosh orasidagi muhit bir jinsli emas, Shuning uchun nazariy hisoblangan neytrinolar intensivligi noto’g’ridir. Quyosh markazida Hye³ miqdori juda katta yoki energiya tabiati termoyadroviy emasligi faraz qilinadi. Boshqa gipotezaga ko’ra Devis tajribasining paradoksi elektronli neytrinolarning boshqa neytrinolarga ossillyasiyasi bilan, masalan myuonli neytrinolarga aylanishi bilan tushuntiriladi.

Quyosh yadrosida o‘tayotgan yadroviy reaksiyalar katta miqdordagi elektron neytrinosini hosil bo‘lishiga olib keladi. 1960 yildan buyon Erda neytrino oqimini o‘lchash bo‘yicha o‘tkazilgan eksperiment natijalari shuni ko‘rsatadiki, qayd qilingan elektronli neytrino miqdori quyidagi jarayonlar holatini ifodalovchi standart Quyosh modelida keltirilgan ma’lumotga nisbatan ikki-uch marta kam ekan. Nazariy va amaliy natijalar orasidagi farq Quyosh neytrinosi muammosini deb nomlandi va 30 yildan ko‘proq vaqt davomida Quyosh fizikasining dolzarb muammolaridan biri bo‘lib hisoblanmoqda. Muammoning murakkabligi shundaki, neytrino modda bilan juda kuchsiz o‘zaro ta’sir holatida bo‘ladi va katta aniqlik bilan neytrinoni o‘lchaydigan detektorni yasash texnik jihatdan murakkab bo‘lib, katta mablag‘ talab qiladigan masaladir (neytrino astronomiyasiga qaralsin).

Quyosh neytrinosini o‘lchash uchun elbrus tog‘ etagida Er osti neytrino laboratoriyasi ishga tushirilgan. Bu laboratoriyada Quyoshdagi termoyadroviy reaksiyada hosil bo‘ladigan turli energiyali elektron neytrinosi o‘lchangan. Elektron neytrino Bruno Pontekorvo usuli asosida quyidagi reaksiyalarda qayd qilinadi:

(neytronni bo‘linishida)

(pionni bo‘linishida)

Quyosh neytrinosi muammosini echishning ikkita yo‘li taklif qilingan. Birinchidan Quyosh modelini shunday modefikatsiya qilish kerakki, Quyosh yadrosida kutiladigan termoyadroviy aktivlikni (temperaturani) hamda Quyosh chiqaradigan neytrino oqimini pasaytirish mumkin bo‘lsin. Ikkinchidan shunday taxmin qilish kerakki, Quyosh yadrosi chiqaradigan elektron neytrinolarining bir qismi Erga qarab harakat qilayotganida oddiy detektorlar bilan qayd qilina olmaydigan boshqa avlod neytrinosiga (myuonli va tau neytrino) aylansin. Hozirgi sharoitda ikkinchi yo‘l to‘g‘ri deb hisoblanmoqda. Bir neytrino xilini ikkinchisiga o‘tish sharoitini, ya’ni neytrino ossillyasiyasini yuzaga kelishi uchun neytrino massasi noldan farqliroq bo‘lishi kerak. Hozirgi vaqtda bunday xulosa haqiqiy deb hisoblanmoqda. 2001 yilda Sadberi (Angliya) tomonidan neytrino observatoriyasida o‘tkazilgan tajriba asosida xulosa qilinganki, Quyosh neytrinosini har uchula xili, elektronli, myuonli neytrino va t-neytrino ham o‘lchangan va ta’kidlanganki ularni to‘la oqimi standart Quyosh modeliga to‘g‘ri keladi. Bunda Ergacha etib kelgan neytrinolarni uchdan bir qismi elektronli neytrino bo‘ladi. Demak, hoeir neytrino muammosi echilgan deb hisoblash mumkin.