有趣的天体物理.docx
《有趣的天体物理.docx》由会员分享，可在线阅读，更多相关《有趣的天体物理.docx（29页珍藏版）》请在冰豆网上搜索。
有趣的天体物理
有趣的天体物理
第1课：
运用天文望远镜进行天文观测
教学目的：
1．了解常见的天文现象；
2．初步学会运用天文望远镜进行天文观测，扩展学生知识面；
3．培养学生热爱科学，勇于探索的精神。
课时安排：
1课时
教学过程：
[介绍常见的望远镜种类]
简易的天文望远镜一般由物镜、物镜镜筒、目镜、寻星镜等部分组成。
望远镜主要有折射式、反射式与折反射式三种类型。
1．折射望远镜的物镜是凸透镜。
天体的光线通过物镜聚集在焦平面上成像，然后由目镜放大。
2．反射望远镜的物镜是凹面反射镜，天体的光线经过它的反射，投射在一个小反射镜斜镜上，经斜镜的又一次反射，再由目镜放大。
3．折反射望远镜基本上就是一架反射望远镜，仅在物镜前面加一个特制的改正透镜，用来克服反射望远镜有像差这一最大的缺点。
[利用光学原理分析天文望远镜的性能]
用天文望远镜观测星空的人，首先得掌握一定的天文望远镜和天文学的基础知识。
望远镜的性能主要由以下几个方面来反映：
1．有效口径和相对口径
物镜中心到焦点的距离叫做物镜的焦距，用符号F表示。
物镜的直径没有被框子和光阑挡住的部分叫做物镜的有效口径，用符号D表示。
天文望远镜的性能主要就是以这两个数据为标志。
有效口径与焦距的比叫做相对口径，用符号A表示。
即：
A＝D/F，其中D、F用毫米作单位。
2．放大率
望远镜的物镜焦距（F）与目镜焦距（f）之比,叫做望远镜的放大率，用符号M表示。
一架天文望远镜通常配有好几个不同焦距的目镜，从而可得到几种不同的放大倍率。
比如当望远镜的物镜焦距为840毫米，目镜的焦距是10毫米，那么放大率就是84倍，若另一目镜的焦距为20毫米，则望远镜的放大率就是42倍了。
但是望远镜倍率的提高是有一定限度的，这就是望远镜的有效倍率。
如果选用过高的倍率，成像就会变暗，观测效果反而不好。
对普通天文望远镜来说，最高有效倍率约是口径的2倍。
例如，望远镜的口径是80mm时，最高有效倍率是160倍左右；口径是100mm时，最高有效倍率为200倍左右。
3．集光力
光线是通过瞳孔进入人眼的，人眼只能收集到相当于瞳孔面积范围的光。
在暗处时，人眼的瞳孔直径一般约为7mm。
因此，就把望远镜物镜的有效面积相对于瞳孔面积的倍数叫做集光力。
即：
集光力=（D*D）/（7*7），其中D用毫米作单位。
4．分辨率
由于光的衍射作用，天体在望远镜中所成的像，会成为一个小圆盘。
如果两颗星星接近到刚刚能分辨出来，它们的最小角距就叫做分辨率，用符号θ表示，单位为角秒。
望远镜分辨率同物镜有效口径的关系可粗略表示为：
θ=140/D，其中D用毫米作单位。
对于天文观测来说，分辨率往往比放大率更重要。
5．极限星等
在晴朗无月的夜晚，用望远镜能够看到的最暗的星等，叫做这架望远镜的极限星等，用符号Me表示。
Me的数值主要决定于物镜的有效口径，有一个经验公式可供参考：
Me＝7.1＋51gD，其中D用厘米作单位。
当然这是理论数值，由于大气层及观测者视力等因素的影响，实际数值和计算值不一定一致。
6．视场
在望远镜中能够看到的天空区域的角直径叫做视场。
用符号ω表示。
对于一架望远镜来说，视场同目镜的焦距有关，目镜的焦距越短，望远镜的现场越小。
换句话说，望远镜的放大率越大，视场就越小。
天文望远镜的相对口径越大，聚光能力就越强，通过望远镜看到的天体就越明亮。
另外，在物镜焦距不变的情况下，有效口径越大，相对口径也就越大。
显然，有效口径越大，望远镜的性能就越好。
也就是说，天文望远镜的性能好坏，主要由口径来决定。
[实习]
利用望远镜进行观测
[作业]
搜集资料：
了解天文观测的历史；了解人类认识宇宙的过程；了解常见的天文现象。
第2课：
太阳的黑子观测
课题：
太阳的黑子观测
教学目的：
1．了解太阳概况；
2．初步学会进行太阳黑子观测的一般方法。
教学过程
[课前准备]
查阅资料，了解太阳概况，观测前清同学们就自己掌握的一手材料进行交流。
[介绍注意事项]
1．不能直接用肉眼上观看太阳，因为太阳的强光会把眼睛刺痛。
必须用涂了浓墨的玻璃遮住眼睛去看太阳，而且不能看太长时间。
肉眼所能看到的太阳是非常小的，太阳表面的情况及变化必须用天文望远镜观测。
2．太阳就好象生物一样，每时每刻都在活动着。
太阳表面的黑子数量和太阳的活动有密切关系太阳活动越频繁，黑子数目就越多。
因此，根据长时间连续观测的黑子的变化情况，就可以研究太阳温度的变化。
3．观测太阳黑子所必需的物品
用口径5－10cm的小型天文望远镜，就可以对太阳的黑子进行充分的观测了。
观测太阳黑子常用有专用镜片的反射式望远镜，最好配备投影板。
当然，也可使用有普通物镜的折射式望远镜。
为了便于对太阳进行观测，须准备如下一些小附件。
（1）太阳投影板：
对折射式天文望远镜来说，作为附件的投影板，通常在出厂时就配备好了。
这种装置安装简单方便，安装好后不会晃动就行了。
另外，投影板前后位置可以调整，很方便。
（2）目镜：
作为观测太阳用的目镜，可以任意选用耐热类型的高增益式。
应准备一个能看到太阳全貌的50－60倍的目镜，和一个能看到黑子深部的高倍率目镜。
（3）太阳滤光镜：
直视观测太阳时应该用专用滤光镜，因为滤光镜有隔热减光的特性，望远镜口径在10cm以上肘，物镜前面应盖上一个中间开有直径5cm以下孔的盖子，或用三面反射棱镜，使通光量适当减少。
观测太阳千万要注意眼睛的安全。
（4）观测用图纸：
在洁白的纸上画好直径15cm（或者10cm）的圆并写好数据，事先制成观测用的图纸。
其他如铅笔、橡皮擦、秒表等都应事先准备好。
[对太阳表面和太阳黑子进行观测]
做好观测纪录
[作业]
太阳黑子的观测报告
第3课：
日食的观测
课题：
日食的观测
教学目的：
1．了解日全食；
2．学会观测日全食。
[课前准备]
查阅资料，了解日全食产生的原因及人类对日全食的认识过程，观测前请同学们就自己掌握的一手材料进行交流。
[背景材料介绍]
月球在绕地球运行的过程中，有时会走到太阳和地球的中间，月球的影子落在地球的表面上，在影子里的观测者就会看到太阳被月球遮蔽的现象，叫做日食。
日食分日全食、日偏食与日环食三种。
全盘和环食的过程分初亏、食既、食甚、生光、复圆等5种，偏食只有初亏、食甚与复圆3种食象。
日食是可以用肉眼进行观测的，当然，在太阳只有部分亏缺时，阳光依然会很刺眼，观测时必须考虑有效的减光对策，千万不要直接用肉眼去看太阳。
可以采用以下几种简单的办法进行观测：
第一种办法是，找一个脸盆，里面盛满水，再放入些墨汁，日食的时候从脸盆里看太阳的倒影。
这是一种最简单易行的方法。
第二种办法是，找块玻璃板，用煤油灯把它熏黑，日食的时候隔着这块熏黑了的玻璃板看太阳。
第三，找几张120的照相底片，把它们重叠起来，R食的时候隔着这些底片看太阳。
这种方法可以根据太阳光的强弱随时增减底片张数，还可以装在自己制作的眼镜框上，使用起来很方便。
第四，用望远镜观测，但不要直接通过望远镜上看太阳，否则会灼伤眼睛。
用望远镜观测太阳，要事先找几张照相底片，剪成合适的形状，装在物镜的前面。
要注意装牢，防止移动望远镜的时候底片滑掉。
比较妥当的办法还是使用投影板。
投影极安装在目镜的一端，调整目镜焦距，使投影板上出现清晰的太阳像以使观测日食的全过程。
发生日食之前，对于日食的时刻、方位以及整个日食的过程，一般都有预报。
我们要根据预报作好准备，除了准备好观测用具以外，还要准备一些日食观测纸。
日食观测纸上有一个大圆，圆上逆时针方向标有0°-360°。
记录的时候，大圆表示太阳的圆面，0°位置表示太阳的北点。
为了了解日食的全过程，要从初亏到复圆的各个阶段，每隔一定时间画一张食像图。
对于日全食，从食既到生光只有三、四分钟，有时不到一分钟，要在这段时间内描绘一、二张或者三、四张食像图。
初亏的时刻和方位是比较难测准的，在预定的时刻到来之前，就要密切注意着预报的方位。
当出现初亏现象，就立即记下出现的时刻以及太阳圆面和月亮圆面相外切的切点方位。
初亏以后，太阳圆面和月亮圆面相交于两点，每次观测时要记下观测时刻和两个交点的方位，并且及时把食像描绘在日食观测纸上。
这项工作只要做得很仔细，就会获得一套日食全过程的食像图。
日全食的机会对于天文爱好者来说是十分难得的。
因此，参加观测日全食是要注意协作，进行适当的分工。
每个人要熟悉所用仪器，掌握操作方法，学会做观测记录。
最好预先排练几次，使实地观测日全的短暂时间内不忙乱。
能及时准确地记下日全食的种种现象。
观测场地要预先选择好，保证自始至终都能看到日食。
此外，还应注意以下几个问题。
（1）观测月球影子
在日全食即将来临和刚要结束的短时间内，我们可以看到月球影子由西向东迅速移动。
为了观测月影，要登上比较高的地方。
事先选择几个大致东西向排列的、到观测点距离不同的远方目标，如大建筑物电线杆、高树、山坡等，并测量出它们到观测点的距离（也可以事后补测）。
观测的任务是定出影子从远方目标到达观测点的时间。
由于影子移动速度快，计时要用种表或者数数的方法。
由距离和时间，就可以计算出月影移动的速度。
月影移动的速度大约每秒1公里。
（2）观测倍利珠
月球表面有许多高山，所以月亮的边缘崎岖不平。
在食既或生光到来的瞬间，太阳光通过月球边缘的山谷射出来，形成许多特别明亮的光线或光点，好象在太阳的周围镶嵌着一串珍珠似的，这就是著名的倍利珠。
观测倍利珠现象并没有特殊的科学价值，但这是一种很有趣而美丽的现象。
当发现月面边缘有倍利球现象出现的时候，要记住它的方位、形状和珠的数量，并立即画下来。
食既瞬间，倍利珠一般出现在太阳的东边缘，生光瞬间，倍利珠一般出现在太阳的西边缘。
[作业]
模拟观测日全食，以绘图、照片和文字形势写出观测报告。
第4课：
流星的观测
课题：
流星的观测
教学目的：
1．了解流星现象和流星雨产生的原因；
2．学会观测流星雨。
[课前准备]
查阅资料，了解流星现象和流星雨产生的原因，观测前清同学们就自己掌握的一手材料进行交流。
[肉眼对流星进行观测]
注意事项：
观测流星不需那些大规模的工具，用肉眼就可以进行观测。
当然，正规的流星观测，还是要根据其观测目的使用天文望远镜，或用照相机及其他的观测工具并用的方法，以及使用电子技术等高新技术或器具进行观测。
流星是每大都有的，世界各地的夜空部会不时有飞行的流星，而且出现在离地面100公里左右。
不论处在哪个地方的您，用肉眼观测流星，只要方法正确，就会得到充分有用的资料和数据。
观测流星应注意以下问题：
1．统计流星的数量
根据观测目的的不同，肉眼观测流星也应有不同的方法。
观测流星应从数流星的数量开始，应使用计数器来计算1小时内出现的流星数量以及随着时间的逝去流星出现数量的变化情况。
可是，我们的眼睛不可能象鱼的眼睛那样可以同时向四处观望。
当一个人观测时，只能数在自己视野内的流星数。
通常是以观测流星群的辐射点为中心去观看。
没有流星群活动时，要选一个明亮的星或星座，向着所选的星座方向去观测。
观测流星最好能够采用小组集体协作进行观测，每个人分担天空的一部分方位去观测。
这样就可以对太空的大范围内的流星进行观测了。
例如，6个人合作观测时，每个人分担60°的方位，8个人观测时，每人分担45°的方位。
如果还能有一个人专门负责头顶上面的方位（天顶方位）那就更好了。
还有一个人专门负责记录，这是集体观测活动的最理想观测方法。
2．目测流星的明亮度
如果有多余的时间，应把流星的亮度和近处恒星的亮度比较，并记录下来。
要在观测方向的星空中寻找一个亮度测定基准星，基准星的亮度等级必须是已知的。
但由于这种流星观测是瞬间的目视观测，如不能达到相当的熟练程度，就不可能得到稳定的数据。
3．注意记录流星的其他特征
流星的颜色用肉眼很难分辨出来，但对特明亮的流星可以把对它的感觉记录下来。
如果观测到流星爆发的特别现象，千万不要忘记记录下来，还要判断和记录它属于哪个流星群。
[流星群的观测]
背景材料介绍：
有时，您对着天空中的某个方位看了一个多小时，可能只看到一两颗流星。
如果您在1小时内看到了几十颗或更多的流星，且这些流星都好象是从同一点发出的，就叫做流星群或叫流星雨。
某个特定的流星雨通常每年是在同一个时期出现。
平时偶然出现的流星叫做偶发流星。
重要的流星群如下：
名称可见日期
天琴座流星雨4月20-24日
宝瓶座η流星雨5月2-7日
宝瓶座δ流星雨7月22日-8月1日
英仙座流星雨7月27日-8月16日
猎户座流星雨10月17日-25日
金牛座流星雨10月25日-11月25日
狮子座流星雨11月16日-19日
双子座流星雨12月7日-15日
观测流星群时，沿着流星运动的相反方向追寻下去，就会发现它们源于星空中某一点，把这个点叫做幅射点。
各流星群有各自的幅射点。
有无相同的幅射点是区别流星群与偶发流星的主要标志。
流星群的命名，通常使用辐射点所在的星座或附近某个星星的名宁。
例如“狮子座流星群”就是辐射点在狮子星座附近的流星群。
所谓流星体就是指直径大约1cm以下，重量1克以下的微小天体。
他们以每秒约10－70公里的速度闯入地球的大气层，因磨擦发热而发光，当我们从地球上看到它们时，那就是流星。
流星物质有些是来自构成彗星的微小天体，它们和彗星一道在相同的轨道上象河水似的流动着。
每年的同一个时间，地球横穿这些彗星轨道空间时，这些残存在彗星轨道上的微粒就会和地球的大气碰撞，这就是我们能定期看见流星群的原因。
我们把形成流星群的彗星称做流星群的母彗星。
1．重要的流星群
值得特别推荐的流星群有三个：
微陨界座流星群，英仙星座流星群和双子星座流星群。
微陨星座流星群每年的1月4日爆发，许许多多的流星飞驰在冬天的星空中，就象庆祝新年元旦一样。
这个流星群的幅射点在四分仪星座，因而又叫这个流星群为四分仪座流星群。
英仙星座流星群爆发的日子在8月12日。
这一天可看到很多十分明亮的流星。
其实，整个暑假正是观测流星入门的最好时间。
12月13日是双子星座流星群出现的时间，虽说这是一个比较暗的流星群，但是每年在这一天稳定地出现。
需要特别注意的是，后半夜流星出现的数量较前半夜要多。
2．流星的观测记录
如果您观测流星已经很熟练的话，就请您着手进行科学的流星观测记录。
（1）记录流星的轨迹
首先要把流星是从星空哪个幅射点开始流，又流到哪里去，用线条画到观测用的星图上。
如果能在相距50到150公里的两个地方，同时对一个流星径路进行观测，就可更准确地定出流星的辐射点。
（2）记录流星的发光时间
记录流星路径的同时，还要记录流星连续的发光时间，以及出现时刻的颜色、有无痕迹等。
由于流星的发光基本上在1秒以内就消失，所以计算发光连续时间，就要进行1秒之内能够数多少个数的练习，以便根据自己的语速估计它的发光时间。
另外，观测结束时，不要忘记记录天空的状态、云量和月亮的状态。
（3）欣赏火流星
有时，流星物质的直径大到10cm以上，或者更大些的小天体进入地球的大气层，他们在空气中因碰撞而燃烧，发出十分明亮的光迹，有时甚至在白天也可以见到，叫做火流星。
如遇流星物质在空气没有燃烧尽而落到地面上，就形成陨石又叫陨星。
太阳系内的物质几乎都是沿着同一个方向，即自西向东的方向围绕太阳旋转。
因此，火流星物质也是沿地球公转方向运动着的小天体。
看见大火球是难得的机会，不要惊慌，请充分发挥您已经锻炼出来的观测技术，尽可能测定火球的明亮度、颜色、持续时间、出现时刻、观测场所、路径等等。
（4）观测流星要做好充分的准备工作
首先，要了解些有关流星的知识。
在此基础上，先勘测选择好合适的场地，主要应考虑视野开阔、没有灯光干扰等因素。
其次，应准备好一个手电筒，用红布包住，用于记录时照明。
[作业]
观测流星或流星雨，写出观测报告。
第5课：
宇宙大爆炸理论
教学目的：
1．了解宇宙大爆炸；
2．激发学生对宇宙的探索和热爱
课时安排：
1课时
教学过程：
[介绍宇宙大爆炸]
宇宙起源于大约137亿年前的一次大爆炸。
大爆炸开端于一个“奇点”。
宇宙中的全部质量都挤压在某种无限致密的状态，其温度也无限高，这种状态称为“初始奇点”。
时间、空间和物质肇始于初始奇点的大爆炸。
爆炸伊始，宇宙是一个充满辐射（能量）的“地狱”，它热得使任何原子或分子均不可能存在下去。
数分钟后，它便冷却到能够形成最简单的氢原子核了。
及至数百万年之后，宇宙才冷却到足以形成第一个原子，不久又形成了简单的分子。
然后，只是到了数十亿年之后，才出现了一系列复杂的事件，使得物质凝聚成恒星和星系，此后又形成了稳定的行星环境。
由此可见，在宇宙发展的伊始只有能量，以后逐渐冷却才“凝聚”成物质。
[对宇宙大爆炸的实验观测]
1910年代，维斯特·斯里弗尔（VestoSlipher）和卡尔·韦海姆·怀兹（CarlWilhelmWirtz）证实了大多数旋涡星系正在退离地球，不过他们并没有因此联想到这对宇宙学意味着什么，也不认为发现的星云其实是银河系外的其他星系。
同时在理论上，爱因斯坦的广义相对论成功建立并推出没有稳定态宇宙。
通过度量张量描述的宇宙不是膨胀就是收缩，爱因斯坦认为他自己解错了，并加入了一个宇宙学常数来进行改正。
第一个不使用宇宙学常数，而真正认真将广义相对论运用到宇宙学中的是亚历山大·弗里德曼，他的方程所描述的宇宙称为Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker宇宙，时间是1922年。
1927年，比利时天主教牧师勒梅特独立推导出Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker方程，并在螺旋星云后退现象的基础上提出了宇宙是从一个“初级原子”“爆炸”而来的—这就是后来所谓的大爆炸。
[实验与理论的探究]
实验条件
1929年，埃德温·哈勃为勒梅特的理论提供了实验条件。
哈勃证明这些旋涡星云其实是星系，并通过观测造父变星测算出了他们的距离。
他发现，星系远离地球的速度同它们与地球之间的距离刚好成正比，这就是所谓霍伊尔的稳恒态宇宙模型。
在稳恒态宇宙模型里，新物质在星系远离留下的空间中不断产生，从而宇宙基本不变化。
其实这个理论的名称是出于霍伊尔的讽刺，他在1949年通过BBC广播节目形式传播的，论文《物质的特性》（TheNatureofThings）发表于1950年。
理论并立
之后的许多年，这两种理论并立，但观测事实开始支持一个演变于热密状态的宇宙。
1965年宇宙微波背景辐射的发现使人们认为大爆炸理论是宇宙起源和演变最好的理论。
1970年以前，很多宇宙学家认为宇宙可能在膨胀以前先收缩，这样可以避免从弗里德曼模型推出一个无限致密的“荒谬”的奇点。
比较有代表性的是RichardTolman的脉动宇宙模型（oscillatinguniverse）。
1960年代末，史蒂芬·霍金等人证明这个假设行不通，因为奇异点是爱因斯坦引力理论的直接和重要推论。
之后大多数宇宙物理学家开始接受广义相对论所描述的宇宙在时间上是有限的。
但是，由于对于量子引力规律缺乏认识，现在还不能断定这个奇异点到底是真正集合意义上的无限小点，还是物理收缩过程可以无限进行下去，从而间接达到宇宙在时间上无限。
宇宙大爆炸理论在其发展的过程中产生了一些疑点和问题，其中有些随着观测和理论的不断完善得到了解决，而成为了历史，但也有一些问题至今没有圆满解决，诸如星系晕尖点问题（Cuspyhaloproblem）、冷暗物质的矮星系问题（dwarfgalaxyproblem）等。
有些人认为这些问题并不是大爆炸理论的致命问题，通过大爆炸理论的进一步发展可以得到解决。
[作业]
寻找关于宇宙大爆炸的有关资料，完成报告。
第6课：
太阳中微子事件研究
教学目的：
1．了解太阳中微子事件；
2．激发学生对宇宙的探索和热爱
课时安排：
1课时
教学过程：
[介绍太阳中微子]
太阳中微子事件研究
1931年，泡利为解释β衰变能量与动量的守恒问题，提出可能存在某种未知的中性粒子。
1933年，费密进一步研究了泡利的假设，把这个未知粒子定名为中微子。
1953年，美国物理学家科恩（Cowan，ClydeLorrain1919～）和莱因斯（Reines，Fred-erich1918～）利用ve+p→e++n的俘获过程证实了反中微子的存在。
1955年戴维斯（Davis）在布鲁克海汶国家实验室又成功地观测到ve+37CL→37Ar+e-的俘获过程，证实了电子型中微子的存在。
1962年丹比（Danby）等人发现，在π介子蜕变中产生的中微子与电子型中微子不同，将它命名为μ子中微子vu。
1976年，随着τ粒子的发现，人们又提出第三种中微子v?
存在的假设。
中微子与物质的作用极弱，在通常的物质密度条件下，它的平均自由程约为1000光年。
这表明，研究中微子的意义不仅在于它能为核物理中的弱相互作用理论和中微子的某些自身属性提供资料，还由于它能把太阳内部信息有效地传递出来，人们通过对太阳中微子通量和能谱的精确测量，得到有关太阳内部能量产生机制的重要参量，如温度范围、离子密度、化学成分等。
在天体演化的后期，如太阳情况，高温的膨胀作用与引力的聚缩作用，使太阳处于流体的静力学平衡状态，其中心区域，高温环境下的热核反应，产生大量电子和正电子，它们相撞湮灭过程转变为中微子和反中微子，此外，还有光生中微子产生，以及等离子体中传播的光子蜕变为中微子。
当星体的温度高到一定程度（1亿到10亿度以上）时，上述将成为星体耗散能量的主要过程。
理论计算表明，当温度达到100亿度时，仅只电子与正电子湮灭过程，能量耗散率就可达1025尔格/立方厘米·秒，因此一定温度的天体仅在毫秒的短暂时间内，通过中微子对的产生，即可耗尽天体的能量。
对星体中微子耗散能量研究较早的有伽莫夫和熊堡。
他们认为，在β衰变和反β衰变过程中，电子热动能将随中微子对的产生而释放出来。
他们用巴西的一个赌场名字URCA命名这一对过程，以比喻电子能量流失的神速。
由于中微子的产生与逃逸，巨大能量损失导致星体的引力塌缩。
内缩物质与硬核心碰撞后，反弹所形成的冲击波可能导致超新星的爆发。
此外，中微子的产生又维持了星体核聚变过程的中子数平衡，使核聚变、核合成和中子化过程得以持续进行。
可见中微子在天体演化中伴演了极其重要的角色，研究与探测中微子成为天体物理学的重要课题之一。
超新星爆发的中微子虽然流量很大，但是产生的频数极小，持续的时间极短，俘获它们极为困难。
太阳是一个强大而持续的中微子源，在太阳中心区域进行着两个热核反应序列，它们分别是质子-质子反应链和碳氮氧反应链。
按照有关理论，第一个反应链是太阳核反应的主要序列，它包含有四个核反应，分别是p+p→2H+e++ve,p+e-+p→2H+ve,7Be+e-→7Li+ve,8B→8Be+e++ve。
其中第一个反应决定着p-p链整个过程的速率，然而这一过程的反应截面相当小，不可能用实验方法确定。
p-p链的四个核反应产生四组中微子，它们在地面上的流量可达1010/秒·厘米2数量级。
探测它们，不仅是获得太阳内部信息的唯一途径，也是研究天体演化的重要手段。
早在1946年，意大利物理学家蓬蒂科尔沃就提出了一种探测中微子的方法。
他指出：
37Cl可以通过弱作用吸收一个高能中微子，经发射一个电子后，衰变为37Ar，即发生ve+37Cl→37Ar+e-的核反应，若利用37Cl探测到37Ar，就证明探测到中微子存在。
1948年，加利福尼亚大学的阿尔瓦雷斯（Alvarez，LuisWalter1911～）也独立地发现了这一方法，并在1949年提出一个测量太阳中微子俘获率的实验方案。
从50年代末起，美国布鲁克海汶实验室的戴维斯等人就着手进行太阳中微子测量。
为减少宇宙射线本底，他们把实验场地选在南达科他州的霍姆斯塔克
升级会员 