Νετρίνα αποκαλύπτουν μια σπάνια αστρική σύντηξη

Ο ανιχνευτής Borexino "βλέπει" την αντίδραση PEP στο εσωτερικό του Ήλιου

Γνωρίζουμε ότι στο εσωτερικό άστρων όπως ο Ήλιος μας μετατρέπεται το υδρογόνο (πρωτόνιο - ¹H ) σε ήλιο (⁴He) με μια σειρά διαδοχικών πυρηνικών αντιδράσεων.
Το συνολικό αποτέλεσμα της καύσης του υδρογόνου περιγράφεται από την διαδικασία

4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2ν + 26.73 MeV

Eίναι προφανές ότι η πιθανότητα της ταυτόχρονης αλληλεπίδρασης τεσσάρων πρωτονίων στο εσωτερικό του Ήλιου είναι μηδενική. Τα βήματα για την παραπάνω διαδικασία αναμένεται να είναι μάλλον αλληλεπιδράσεις μεταξύ δυο πυρήνων.
Με ποια αλληλεπίδραση ξεκινάει η μετατροπή των πρωτονίων (πυρήνες υδρογόνου) σε πυρήνες ηλίου;
Το πρώτο βήμα θα μπορούσε να είναι η αντίδραση

p + p → ²He

και στη συνέχεια

p + ²He → ³Li

αλλά oι πυρήνες ²He και ³Li είναι ασταθείς.
Το παραπάνω πρόβλημα έλυσαν οι Bethe και Critchfield το 1938, αποδεικνύοντας ότι η διαδικασία ξεκινάει με την αντίδραση ασθενούς αλληλεπίδρασης (και όχι ισχυρής)

p + p → ²H + e⁺ + ν

μέσω της οποίας σχηματίζεται ένας πυρήνας δευτερίου ένα ποζιτρόνιο και ένα νετρίνο.
Το μεγαλύτερο ποσοστό νετρίνων που παράγονται στον Ήλιο προέρχονται απ’ αυτή την αντίδραση.
Όμως το 1969 ο Bahcall πρότεινε και μια εναλλακτική αντίδραση σύντηξης για τον σχηματισμό δευτερίου στο εσωτερικό του Ήλιου

p + e^- + p → ²H + ν

Επειδή πρόκειται για αλληλεπίδραση μεταξύ τριών σωματιδίων η πιθανότητα να πραγματοποιηθεί είναι κατά 10000 φορές μικρότερη από την πιθανότητα της αντίδρασης (p + p).
H αντίδραση αυτή ονομάζεται PEP, για ευνόητους λόγους.
Η αντίδραση ΡΕΡ δεν παίζει ουσιαστικό ρόλο στην μετατροπή του υδρογόνου προς ήλιο, είναι όμως σημαντική όσον αφορά την ανίχνευση των ηλιακών νετρίνων δεδομένου ότι διαμέσου αυτής της αντίδρασης παράγονται νετρίνα υψηλής ενέργειας (Ε_ν=1.44 MeV)

Τα νετρίνα από την σπάνια αυτή αντίδραση στο εσωτερικό του Ήλιου ανιχνεύθηκαν από τον ανιχνευτή Borexino, που βρίσκεται κάτω από ένα βουνό στην κεντρική Ιταλία.

Ενεργειακό φάσμα των ηλιακών νετρίνων

Μέχρι σήμερα οι περισσότεροι ανιχνευτές «ηλιακών» νετρίνων ήταν ευαίσθητοι σε νετρίνα υψηλών ενεργειών μεταξύ 5 έως 18 ΜeV. Όμως η συντριπτική πλειοψηφία των ηλιακών νετρίνων έχει ενέργειες κάτω από 5 MeV και ο Borexino κατασκευάστηκε ειδικά για τη μελέτη αυτών των νετρίνων.
Η ανίχνευση των νετρίνων είναι υπερβολικά δύσκολη διότι τα σωματίδια αυτά σπάνια αλληλεπιδρούν με την ύλη. Αν μάλιστα έχουν και μικρή ενέργεια τότε ο εντοπισμός τους είναι δυσκολότερος.
Όπως και άλλοι ανιχνευτές, ο Borexino βρίσκεται σε μεγάλο βάθος κάτω από τη Γη, στο εργαστήριο του Ινστιτούτου Πυρηνικής Φυσικής στο Gan Sasso, έτσι ώστε να προστατεύεται από τον «θόρυβο» της κοσμικής ακτινοβολίας. Ο ανιχνευτής που περιέχει περίπου 280 τόνους υγρού σπινθηριστή, εντοπίζει τα νετρίνα από το φως που παράγεται όταν αυτά αλληλεπιδρούν με τα ηλεκτρόνια του σπινθηριστή.
Σύμφωνα με τα δεδομένα που συγκεντρώνονται από τον Ιανουάριο του 2008, οι ερευνητές παρατήρησαν ότι η ανίχνευση των ηλιακών νετρίνων με ενέργεια των 1,44 MeV (που δημιουργούνται διαμέσου της ΡΕΡ) είναι πολύ σπάνια.
Διαπίστωσαν ότι, κατά μέσο όρο, 3,1 ΡΕΡ νετρίνα συγκρούονται με τους 100 τόνους του υλικού του ανιχνευτή. Ο ερευνητής της ομάδας του Borexino, Gianpaolo Bellini, ανακοίνωσε ότι για πρώτη φορά ανιχνεύονται τα νετρίνα PEP (που προβλέφθηκαν το 1969 από τον Bahcall),
και ότι οι παρατηρήσεις του Borexino συμφωνούν με το καθιερωμένο μοντέλο που περιγράφει τις διαδικασίες στο εσωτερικό του Ήλιου.
Οι ερευνητές του Borxino μειώνοντας τα επίπεδα του υποβάθρου θα συλλέξουν περισσότερα στοιχεία, και όχι μόνο για τα νετρίνα PEP. Για παράδειγμα, υπάρχει ένα μικρό ποσοστό νετρίνων που προέρχονται από τις πυρηνικές αντιδράσεις του κύκλου άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου (CNO).

Με την ανίχνευση αυτών των νετρίνων αναμένεται να λυθεί και το πρόβλημα της «μεταλλικότητας» στη σύνθεση της ηλιακής ατμόσφαιρας (τα στοιχεία Be, B, C, Ο, N θεωρούνται μέταλλα από τους αστροφυσικούς).
physicsworld.com
Claus E. Rolfs, William S. Rodney, «Cauldrons in the Cosmos»