Сонца: Розніца паміж версіямі
| [дагледжаная версія] | [дагледжаная версія] |
Змесціва выдалена Змесціва дададзена
др крыніца - ru:Солнце |
дрНяма тлумачэння праўкі |
||
Радок 86:
Поўныя сонечныя зацьменні дазваляюць назіраць [[Сонечная карона|карону]] і бліжэйшыя наваколлі Сонца, што ў звычайных умовах вельмі абцяжарана (хоць з 1996 года [[астраном]]ы атрымалі магчымасць пастаянна аглядаць наваколлі нашай зоркі дзякуючы працы спадарожніка SOHO ({{lang-en|Solar and Heliospheric Observatory}} — сонечная і геліясферная абсерваторыя). Французскі навуковец П'ер Жансен падчас поўнага сонечнага зацьмення ў [[Індыя|Індыі]] 18 жніўня 1868 г. упершыню даследаваў [[Храмасфера|храмасферу]] Сонца і атрымаў спектр новага хімічнага элемента. Гэты элемент назвалі ў гонар Сонца — [[Гелій|геліем]]<ref>{{артыкул|аўтар= Kochhar, R. K.|загаловак= French astronomers in India during the 17th — 19th centuries|спасылка=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1991JBAA..101...95K/0000099.000.html|аўтар выдання=|выданне= Journal of the British Astronomical Association|год= 1991|выпуск=|volume= 101|нумар= 2|pages= 95—100|isbn=|мова=en}}</ref>. У 1882 годзе, 17 мая, падчас сонечнага зацьмення назіральнікамі з Егіпта была заўважаная камета, што пралятала паблізу Сонца<ref name="Marsden1967">{{cite journal|last=Marsden|first=Brian G.|title=The sungrazing comet group|journal=The Astronomical Journal|volume=72|issue=9|pages=1170—1183|bibcode=1967AJ.....72.1170M|year=1967|doi=10.1086/110396}}</ref>.
== Тэарэтычныя праблемы ==
=== Праблема сонечных нейтрына ===
[[Ядзерная рэакцыя|Ядзерныя рэакцыі]], якія адбываюцца ў ядры Сонца, прыводзяць да ўтварэння вялікай колькасці электронных нейтрына. Пры гэтым вымярэнні патоку нейтрына на Зямлі, якія пастаянна робяцца з канца 1960-х гадоў, паказалі, што колькасць сонечных электронных нейтрына, якія рэгіструюцца, прыблізна ў два-тры разы менш, чым прадказвае стандартная сонечная мадэль, якая апісвае працэсы ў Сонцы. Гэта разузгадненне паміж эксперыментам і тэорыяй атрымала назву «праблема сонечных нейтрына» і больш за 30 гадоў было адной з загадак сонечнай фізікі. Становішча ўскладняецца тым, што нейтрына вельмі слаба ўзаемадзейнічае з рэчывам, і стварэнне нейтрыннага дэтэктара, які здольны досыць сапраўды вымераць паток нейтрына нават такой магутнасці, як выходны ад Сонца — тэхнічна складаная і дарагая задача.
Прапаноўвалася два галоўных шляхі вырашэння праблемы сонечных нейтрына. Па-першае, можна было мадыфікаваць мадэль Сонца такім чынам, каб паменшыць меркаваную тэрмаядзерную актыўнасць (а, значыць, і тэмпературу) у яго ядры і, такім чынам, паток выпраменьваных Сонцам нейтрына. Па-другое, можна было выказаць дапушчэнне, што частка электронных нейтрына, выпраменьваных ядром Сонца, пры руху да Зямлі ператвараецца ў нерэгістраваныя звычайнымі дэтэктарамі нейтрына іншых пакаленняў (мюонныя і таў-нейтрына)<ref name="Haxton">{{cite journal
|author=Haxton, W. C.
|year=1995
|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ARA%26A..33..459H&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf
|format=PDF
|title=The Solar Neutrino Problem
|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
|volume=33
|pages=459—504}}</ref>. Сёння зразумела, што правільным, хутчэй за ўсё, з'яўляецца другі шлях.
Для таго, каб меў месца пераход аднаго гатунку нейтрына ў іншай — гэта значыць адбываліся так званыя [[нейтрынныя асцыляцыі]] — нейтрына павінна мець масу, што адрозніваецца ад нуля. У цяперашні час ўстаноўлена, што гэта сапраўды так<ref name="Schlattl">{{cite journal
|author=Schlattl, Helmut.
|year=2001
|title=Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem
|journal=Physical Review D
|volume=64
|url=http://arxiv.org/abs/hep-ph/0102063
|issue=1}}</ref>. У 2001 годзе ў нейтрыннай абсерваторыі ў Садберы ({{lang-en|Sudbury Neutrino Observatory}}) былі непасрэдна зарэгістраваныя сонечныя нейтрына ўсіх трох гатункаў, і было паказана, што іх поўны паток ўзгадняецца са стандартнай сонечнай мадэллю. Пры гэтым толькі каля траціны нейтрына, што далятаюць да Зямлі, аказваюцца электроннымі. Гэта колькасць ўзгадняецца з тэорыяй, якая прадказвае пераход электронных нейтрына ў нейтрына іншага пакалення як у вакууме (уласна «нейтрынныя асцыляцыі»), так і ў сонечным рэчыве («[[эфект Міхеева — Смірнова — Вольфенштэйна]]»). Такім чынам, у цяперашні час праблема сонечных нейтрына, відаць, вырашана.
== Гл. таксама ==
| |||