ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 33, № 1, с. 52-61
УДК 523.62-726
О ДОЛГОПЕРИОДИЧЕСКИХ ВАРИАЦИЯХ И ВЕЛИЧИНЕ ПОТОКА
СОЛНЕЧНЫХ НЕЙТРИНО
© 2007 г. Ю. Н. Гнедин*, Р. Н. Ихсанов, Е. В. Милецкий
Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
Поступила в редакцию 13.07.2005 г.
Проведен анализ флуктуаций потока солнечных нейтрино по данным обсерваторий Homestake, GALLEX, GNO, SAGE и Super Kamiokande. Спектральный анализ и непосредственные количественные оценки показывают, что наиболее устойчивой вариацией потока нейтрино выступает квазипятилетняя периодичность. Приведены ревизованные значения средних потоков солнечных нейтрино. На их основе проведена оценка наблюдательного рр-потока электронной части солнечных нейтрино у Земли. Рассмотрены два альтернативных варианта объяснения возможной причины возникновения переменной части дефицита потока нейтрино.
Ключевые слова: солнечные нейтрино, солнечная активность.
ON THE LONG-PERIOD VARIATIONS AND MAGNITUDE OF THE SOLAR NEUTRINO FLUX, by Yu. N. Gnedin, R. N. Ikhsanov, and E. V. Miletsky. We analyze the solar neutrino flux fluctuations using data from the Homestake, GALLEX, GNO, SAGE, and Super Kamiokande Observatories. Our spectral analysis and direct quantitative estimations show that the quasi-five-year periodicity is the most stable neutrino flux variation. Revised mean solar neutrino fluxes are given. These are used to estimate the observed pp flux of solar electron neutrinos near the Earth. We consider two alternative explanations of why the variable part of the neutrino flux deficit emerges.
PACS numbers: 26.65.+t; 96.60.Jw
Key words: solar neutrinos, solar activity.
ВВЕДЕНИЕ
Исследование солнечных нейтрино представляет одно из ключевых направлений современной астрофизики. Появление новых экспериментальных данных, полученных благодаря вступившим в строй новым нейтринным обсерваториям (Super Kamiokande, GALLEX, SAGE, SNO), позволили существенно улучшить наши знания о солнечных нейтрино и свойствах самого нейтрино как элементарной частицы. Оказалось, что наблюдаемый поток нейтрино от Солнца по крайней мере вдвое меньше той величины, которая соответствует стандартной модели Солнца (SSM). В настоящее время наиболее общепринятым механизмом, вызывающим уменьшение потока солнечных нейтрино по сравнению с SSM, считается процесс нейтринных осцилляций, т.е. перехода электронного нейтрино в мюонное или тау-состояния. Такое превращение, скорее всего, осуществляется в результате
Электронный адрес: gnedin@gao.spb.ru
эффекта Михеева, Смирнова и Вольфенштейна (MSW) (Михеев, Смирнов, 1987), протекающего не в вакууме, а в материальной среде. В основе MSW-эффекта лежит различие во взаимодействии с веществом нейтрино разных типов.
Ситуация с солнечным нейтрино неоднократно описывалась в многочисленных обзорах. Последний детальный обзор проблемы солнечных нейтрино представлен Бакалом и др. (2001). Важную роль в этой ситуации сыграли последние эксперименты с антинейтрино от наземных реакторов (Камленд, 2004).
Общее изменение потока солнечных нейтрино по сравнению с SSM можно представить как сумму двух частей: постоянной, обусловленной чисто нейтринными осцилляциями, и переменной, обусловленной, возможно, солнечной активностью и, в частности, изменениями магнитного поля внутренних слоев Солнца в процессе солнечной активности.
В качестве физического механизма, обеспечивающего такую переменность, рассматривают резонансную флейворную прецессию спина нейтрино (SFP, см., например, Ахмедов, 1988; Лим, Марси-ано, 1988), которая предполагает наличие у нейтрино магнитного момента. В этом случае довольно сильное магнитное поле, наличие которого в основании конвективной зоны Солнца вполне возможно, вызывало бы сильную прецессию спина нейтрино, которая перебрасывала бы левое в стерильное правое нейтринное состояние, не участвующее в слабом взаимодействии. Чем сильнее магнитное поле, тем с большей вероятностью возможен переход нейтрино из одного состояния в другое, в результате чего на поверхности Земли окажется меньшее количество нейтрино данного типа. Хотя у дираковских нейтрино из-за квантовых радиационных поправок магнитный момент существенно мал (pv ~ 3.1 х 10_19рв), тем не менее имеются модели, в которых значения магнитного момента pv лежат в области от 10_10 до 1011 pB (Клапдор-Клайнгретхаус, Цюбер, 2000).
Так, в суперсимметричной теории вследствие примеси сильного и электромагнитного взаимодействий к слабому уже нет прямой зависимости величины магнитного момента от массы нейтрино. Интересный вариант возникает в SUSY теории с SU(2) симметрией, при которой правое и левое нейтрино образуют тесный дублет. В этом случае магнитный момент нейтрино отличен от нуля даже в случае чисто нулевой его массы. Теоретические расчеты показали, что если массы электронного и мюонного нейтрино меньше 10 эВ, то величина магнитного момента нейтрино обоих типов составляет величину ~10_ 11—10_ 10 магнетона Бора. В этом случае следует ожидать проявление этого момента в солнечных нейтринных экспериментах, особенно если учесть, что, согласно некоторым данным (Коувидат и др., 2003; Балантекин, Волпе, 2004), магнитное поле в глубине Солнца на расстоянии ^0.2 Rq может превышать величину 107 Гс.
Проблема существования переменной части потока солнечных нейтрино и ее связи с солнечной активностью обсуждается уже довольно давно, но окончательный вывод еще не сформулирован. Часть авторов находят такую связь (см., например, обзоры Ихсанова, Милецкого, 2002, 2003), в то время как другие считают, что утверждения относительно антикорреляции между числом зарегистрированных солнечных нейтрино и изменением солнечной активности нельзя считать надежно установленными (см. в связи с этим Клапдор-Клайнгретхаус, Цюбер, 2000).
В последнее время значительная часть авторов не находит переменной части потока солнечных
нейтрино (Каттанео, 2002; Юоо и др., 2003; Пан-дола, 2004), другие, однако, считают, что переменная часть потока нейтрино наблюдается (например, Мильштейн, 2003; Калдвелл, Старрок, 2004). Последние пришли к выводу о возможном вкладе спин-флейворного процесса в переменную часть дефицита солнечных нейтрино.
При поисках связи с солнечной активностью главное внимание уделялось исследованию корреляции (антикорреляции) с одиннадцати- и двухлетней периодичностями. Ихсанов и Милецкий (1999, 2002) указали на важность существования квазипятилетней периодичности в изменениях потока солнечных нейтрино. Они провели поиск индексов солнечной активности, в вариациях которых была бы хорошо выражена квазипятилетняя периодичность.
Целью данного исследования является приведение ряда доводов за и против существования переменной части дефицита потока солнечных нейтрино с периодами, большими одного года.
В первой части работы мы анализируем данные нейтрино-экспериментов методами спектрального анализа и показываем, что ряды Homestake и GALLEX имеют флуктуации потока на уровне 2а, в то время как в рядах GNO и SAGE эти периодичности находятся в пределах ошибок. Затем проводится количественная оценка флуктуаций потока нейтрино и обсуждается возможная их связь с солнечной активностью. Найдено, что средние значения потоков, полученных ранее в радиохимических экспериментах, требуют корректировки. Ревизованные значения приведены в табл. 4. На их основе сделана оценка наблюдаемого pp-потока электронных нейтрино у поверхности Земли.
АНАЛИЗ ВАРИАЦИЙ ПОТОКА СОЛНЕЧНЫХ НЕЙТРИНО
В качестве исходного материала мы использовали данные, полученные на хлораргоновом детекторе Homestake (Клевеленд и др., 1998) с пороговым значением 0.814 МэВ, а также обсерваторий GALLEX/GNO (Кирстен, 1999; Пандола, 2004) и SAGE (Абдурашитов и др., 2002) с галлиево-германиевым детектором с пороговым значением 0.233 МэВ, а также данные Super Kamiokande (Юоо и др., 2003) с усреднением в десять суток с пороговым значением 7 МэВ.
На рис. 1а приведены спектральные плотности мощности (СМ) потока (точнее — скорость образования атомов 37Ar) для ряда Homestake, вычисленные по алгоритму Ломба—Скаргла (Скаргл, 1982), Выделяются два пика с периодами в 4.6 и 2.1 г. с уровнем доверительной вероятности (надежности), равным или несколько большим 95%
Период, годы
Рис. 1. Спектральная плотность мощности (СМ) потока нейтрино ряда Homestake: (а) — всех значений ранов; (б) — соответствующих значений уровня фона; (в) — исключая раны с уровнем фона выше 0.027 ат/сут; (г) — то же для уровня фона.
(табл. 1). Уровни доверительной вероятности наибольших пиков определялись по методу перемешивания (в каждом случае вычислялось 10 000 пробных спектров) (Старрок и др., 1998). Такая оценка надежности позволяет убрать ограничения, присущие стандартным критериям его оценки, применяемым обычно в подобных исследованиях. Так, в недавних работах (Юоо и др., 2003; Пандола, 2004) используется критерий, значительно занижающий уровень надежности получаемых перио-
Таблица 1. Уровни надежности наибольших пиков СМ потока нейтрино, вычисленных по ряду эксперимента Homestake
Период, годы 10.6 4.6 2.1
Спектральная плотность мощности 1.4 3.2 3.8
Надежность, % 67 96 97
дов. По этому поводу следует заметить, что статистические критерии, используемые в этих работах, содержат в себе предположения о нормальности и стационарности данных, в то время как изучаемые процессы являются квазипериодическими и нестационарными, а следовательно, требуют применения более адекватных критериев проверки значимости, особенно когда амплитуды квазипериодических вариаций относительно малы. В таких случаях весьма полезно проведение дополнительных исследований эвристическими методами.
Следует отметить, что многопиковость потока около двухгодичной вариации связана с его нестабильностью (Ихсанов, Милецкий, 2002, 2003), а малая длина ряда не позволяет уверенно выделить 11-летнюю периодичность. Чтобы установить, насколько на характер флуктуаций нейтрино влияет величина фона, из ряда Homestake была изъята 1/3 ранов с заведомо большим уровнем фона (>0.027 от/сут) (Каттанео, 2002). Для оставшегося ряда был вычислен спектр мощн
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.