Гравитация и космология. Принципы и приложения общей теории относительности - Вейнберг С.
Скачать (прямая ссылка):
Ю-31 3,1-10-31 10-30 3,1•10-30
HI H2 He3 He4 Li' Прочие 0,763 6.2-10-4 6.3-10-5 0,236 5,2-10-Ю < Ю-!2 0,748 8,9-10-5 3,8-10-5 0,252 2,1-10-Ю < 10-12 0,737 2.3-10-5 2,1-10-5 0,263 4.4-10-9 <10-!2 0,728 2,7-10-' 9,9-10-6 0,272 2,1-10-8 < Ю-42
10-29 3,1-10-29 10-28 3,1-10-28
Hi H2 He3 Не* Li' Прочие 0,719 2.5-10-12 5.6-10-6 0,281 4,3-10-« < 10-12 0,709 < 10-12 4,4-10-6 0,291 1,1-10-' 6-10-12 0,701 <10-12 3,5-10-6 0,299 2,9-10-' 1,0-10-Ю 0,691 < 10-12 2,4-10-6 0,309 6,8-10-' 1,9-10-9
даемые «космические» содержания. По этой причине пробным камнем для моделей ранней Вселенной в первую очередь служит именно космическое содержание Не4. (Однако Гейсс и Ривз [211] утверждают, что H2 и Не3, наблюдаемые в Солнечной системе, образовались в действительности в ранней Вселенной. Если это верно, то космическая плотность должна быть довольно низкой, т. е. современное ее значение должно быть порядка 3*10~31 г/см3 для того, чтобы реакции, в которых He4 образуется из H2 и Не3, прервались до исчерпания последних.)
Имеется довольно много различных методов, с помощью которых может быть измерено содержание гелия в различных частях Вселенной.
А. Массы и светимости звезд. Теория строения и эволюции звезд (см., например, [212—214]) позволяет в принципе (и даже на практике) вычислить светимость звезды L как функцию времени, если даны ее масса M и исходный химический состав. Химический состав, как правило, задается тремя числами X, Y1 Z, определяемыми обычно как весовые доли H'1, He4 и всего осталь-
38* ¦596
Гл. 15. Космология; эталонная модель
ного, так что
X + Y + Z = 1.
(Содержание тяжелых элементов Z хотя и мало, но является важным параметром для всякой звезды, находящейся в радиационном равновесии, т. е. такой, как, например, Солнце, поскольку оно определяет прозрачность звезды при данных плотности и температуре. Содержание гелия Y важно, так как от него зависит средний молекулярный вес, входящий в уравнение состояния идеального газа.) Если мы сделаем допущения еще и относительно Z и возраста звезды, то сравнение теории с измеренными значениями M ж L позволит нам вычислить У.
Из звезд лучше всех изучено, конечно, Солнце. Его масса и светимость известны весьма точно, а его возраст считается близким к возрасту Земли, т. е. около 4,5 -IO9 лет. По линиям поглощения водорода и тяжелых элементов было оценено [215], что в солнечной фотосфере ZlX «0,026 — 0,027, хотя в более поздних работах [216, 217] приводится значение ZlX «0,019. (К сожалению, линии гелия слишком слабы и не позволяют измерить этим методом YlX для Солнца.) Обычно расчеты по эволюции Солнца проводятся для значений Z в интервале от 0,01 до 0,04. В период открытия космического микроволнового излучения лучшие модели Солнца {218—220] давали для солнечного гелия Y = 0,27 при Z = 0,02 (или Y = 0,32 при Z = 0,04) и как большой успех космологии «большого взрыва» рассматривался тот факт, что из этого значения при Tyo « 3 К получалось содержание первичного гелия, равное Y «0,27.
К сожалению, пребывание в этом счастливом состоянии продолжалось лишь до появления нейтринной астрономии. Те же модели Солнца, которые использовались для вычисления Y, можно применить также для предсказания потока нейтрино от различных ядерных реакций в Солнце. Солнце получает свою энергию от слияния водорода в гелий в протон-протонном цикле, начинающемся с реакций
H1 + H1 -> H2 + е+ + V (Ev = 0,263 МэВ), H1 + H1 + е- H2 + V (Ev = 1,4 МэВ), Ha + H1 ->¦ He3 + у.
Цикл может завершиться ветвью «РР I»
He3 + He3 He4 + 2Н\
или же в реакции
He3 + He4 -»- Be7 + у § 7. Синтез гелия
597
может образоваться Be7. В последнем случае одно ядро Be7 и один протон превращаются в два ядра He4 по ветви «РР II»:
Be7 + е- Li7 + V (Ev = 0,80 МэВ), Li7 + H1 He4 + He4 или по ветви «РР III»:
Be7 + H1 — B8 + у, B8 Be8 + е+ + V (Ev = 7,2 МэВ), Be8 -»- 2Не4.
(В скобках даны средние энергии нейтрино.) Понтекорво [2211 и Альварец [222] предположили, что эти нейтрино детектировались в Cl37 через эндотермическую реакцию
V Cl37 -»- Є- + Ars7. (15.7.37)
Ar37 распадается через электронный захват с периодом полураспада 35 дней и мог бы быть обнаружен по своей радиоактивности после химического разделения. Бакал [223] заметил, что энергичные нейтрино от бета-распада B8 особенно эффективны в реакции (15.7.37), так как они могут индуцировать сверхразрешепные переходы в возбужденные состояния Ar37. Поэтому, хотя ветвь PPII намного более важна, чем ветвь РРІІІ, все же можно ожидать, что около 90% событий поглощения нейтрино в Cl37 дают нейтрино от B8 и только около 10% — от Be7. Пользуясь имеющимися моделями Солнца [218—220] с Y = 0,27, Бакал [223] подсчитал, что скорость захвата нейтрино на Земле равна (4 ± 2) -IO-36 с-1 на один атом Cl37. Дэвис [224] предпринял измерение этой вероятности в золотодобывающей шахте Хоумстэйк в Лиде, Южная Дакота, используя 100 000 талонов перхлорэтиле-на C2Cl4, известной жидкости, применяемой для химчистки. В 1968 г. Дэвис и др. [225] заявили, что им не удалось детектировать какие-либо солнечные нейтрино и что достигнутый ими верхний предел скорости поглощения равен 0,3-IO"35 с-1 на атом Cl37, т. е. примерно на порядок меньше того, что ожидалось первоначально! Это расхождение между теорией и наблюдением, которое появилось в первом же эксперименте, позволившем заглянуть внутрь Солнца, поколебало доверие к принятым моделям Солнца и к тем значениям исходного содержания гелия на Солнце, которые эти модели давали. Излишне говорить, что была проделана большая работа по пересчету ожидаемых нейтринных потоков с использованием уточненных значений для прозрачности Солнца и скоростей различных ядерных реакций. В статье, сопровождающей заметку Дэвиса и др. [225], Бакал и др. [226] 1J привели
