Kvant. Нейтрино

Уолтем К. Нейтрино: вездесущее и всемогущее //Квант. — 1994. — № 3. — С. 8-13.

По специальной договоренности с редколлегией и редакцией журнала "Квант"

Самым замечательным экземпляром в нашей коллекции элементарных частиц является нейтрино. Это, вероятно, самая распространенная (вместе с фотоном) частица во Вселенной — плотность нейтрино достигает нескольких сот на кубический сантиметр везде, включая внутренние области Солнца и Земли, а также Ваше собственное тело. Эту плотность можно сравнить со средней плотностью Вселенной, равной, по оценкам, примерно одному атому водорода на 100000 см³. Хотя эти частицы столь многочисленны, мы наблюдали всего около миллиона нейтрино за 35 лет после их открытия. Для сравнения: столько же фотонов воспринимает наш невооруженный глаз, когда мы глядим на блистающий Сириус в течение нескольких секунд.

Нейтрино — очень легкая частица. Если оно имеет хоть какую-то массу, эта масса должна быть меньше, чем наименьшая измеряемая масса — это примерно 1/100000 массы электрона. И все же нейтрино может определять величину массы Вселенной.

Нейтрино крайне мало. Может быть даже, что оно существует в виде математической точки. Если нейтрино имеет хоть какой-то размер, он должен быть меньше минимального пространственного масштаба, который мы можем наблюдать, — порядка 10^-18 м. И все же нейтрино может определять структуру Вселенной.

Нейтрино очень слабо взаимодействуют с материей, поскольку они не имеют заряда. Они могут пройти через слой свинца толщиной в световой год. И все же нейтрино участвуют в наиболее бурных и грандиозных событиях — от ежедневного производства энергии внутри нашего Солнца до взрывов Сверхновых звезд (а также в таких потенциально апокалипсических «земных» устройствах, как ядерные реакторы и ядерные бомбы).

Как это может быть? Как мы смогли сделать такие замечательные заключения о таинственной и вроде бы не представляющей интереса частице? В этой статье я расскажу вкратце, как мы пришли к пониманию всего этого, и опишу эксперимент, на который возлагаются большие надежды и который должен прояснить наши представления о нейтрино и его месте во Вселенной.

Краткая хронология

1914: Джеймс Чедвик, англичанин, работавший в Берлине, обнаружил намеки на «недостачу» энергии в некоторых так называемых бета-распадах. Было известно, что многие тяжелые атомные ядра нестабильны и некоторые из них распадаются с испусканием электрона, называвшегося тогда бета-частицей. Если бы вся история на этом кончалась, электрон двигался бы в направлении, противоположном направлению движения ядра отдачи, и обе частицы имели бы четко определенные кинетические энергии. Однако Чедвик показал, что на самом деле это не так. Энергия электронов была различной, даже если распадающиеся ядра были идентичны.

1930: Вольфганг Паули, австриец, работавший в Цюрихе, заключил, что результаты экспериментов Чедвика обусловлены случайным распределением энергии между продуктами реакции. Это распределение может быть случайным, только если число результирующих частиц превышает два. Значит, должна быть третья — невидимая — частица вдобавок к электрону и ядру отдачи. Паули постулировал существование слабо взаимодействующего нейтрино и его античастицы антинейтрино (обозначаемых греческими буквами \(~\nu\) и \(~\tilde {\nu}\) соответственно), которые уносят энергию, оставаясь незамеченными. Это была радикальная идея — даже великий Нильс Бор поначалу склонялся скорее к отказу от закона сохранения энергии, но не к «изобретению» новой частицы.

1933: Энрико Ферми в Риме создал детальное математическое описание взаимодействий, включающих нейтрино, — так называемых слабых взаимодействий. Это описание дожило, с небольшими изменениями, до наших дней. Нейтрино также обязано ему своим названием — оно означает на итальянском «маленькая нейтральная» (частица).

1938: Ханс Бете, немецкий эмигрант, работавший в Корнеллском университете, США, развил первую работоспособную модель генерации энергии внутри Солнца. Основной реакцией является слияние двух протонов р с образованием дейтрона d, позитрона е⁺ и нейтрино ν, причем все частицы уносят кинетическую энергию. Протон — это ядро водорода, дейтрон — ядро тяжелого изотопа водорода (протон и нейтрон, связанные вместе), а позитрон — положительно заряженный электрон, античастица обычного электрона. Эту реакцию можно записать в виде

\(~p + p \to d + e^+ + \nu\) + энергия.

За этот и дальнейшие вклады в развитие ядерной физики Бете был награжден в 1967 году Нобелевской премией по физике.

1956: Два физика из Лос-Аламосской научной лаборатории в Нью-Мексико, США, — Коуэн и Райнес — впервые наблюдали взаимодействие нейтрино на реакторе в Джорджии, США. Поток антинейтрино от бета-распадов продуктов деления в реакторе колоссален — типичное значение 10¹³ см^-2·с^-1. Но даже при этом детектор должен был иметь размеры небольшой комнаты, чтобы зарегистрировать очень малое количество нейтринных взаимодействий за много недель наблюдения.

1962: Леон Ледерман, Мэл Шварц и Джек Стейнбергер, работавшие в Брукхейвенской национальной лаборатории, США, показали, что нейтрино могут рождаться в ускорителях заряженных частиц и что их по крайней мере два вида: ν_e и ν_μ. Один вид, ν_e, может рассматриваться как незаряженный сородич электрона, а другой, ν_μ — как незаряженный сородич мюона μ. Мюон был впервые обнаружен в космических лучах (которые на уровне поверхности Земли и представляют из себя в основном мюоны), и он ведет себя совершенно как электрон, за исключением того, что он в 207 раз массивнее. Никто не знает, почему он существует, и никто не понимает взаимоотношений между электронами, мюонами и их нейтрино. Но за раскрытие небольшой тайны о двух типах нейтрино Ледерман, Шварц и Стейнбергер получили в 1988 году Нобелевскую премию по физике.

1975: Мартин Перл и его сотрудники в Станфорде, США, нашли третью электроноподобную частицу — тау-лептон τ. Имеется также доказательство существования его нейтринного партнера ν_τ — «недостача» энергии в тау-распадах, аналогичная наблюдавшейся в экспериментах Чедвика. На самом деле все известные частицы образуют группы по три. Природа явно старается нам что-то сказать, но до сих пор никто не сумел понять, что именно.

1980-е: Все более и более изощрен- ные попытки взвесить три типа нейтрино продолжали (и все еще продолжают!) терпеть неудачу в обнаружении хоть какой-то массы. Таким образом, ν_e должно иметь массу менее 1/100000 электронной массы, что является пределом чувствительности наших приборов. О других нейтрино мы знаем меньше — так, масса ν_τ может лежать где угодно в интервале от нуля до 40 электронных масс.

К настоящему моменту теория возникновения Вселенной, включающая Большой Взрыв, придала смысл многим наблюдениям Вселенной как целого.Она также предсказала, что Вселенная всюду заполнена морем абсолютно невидимых нейтрино. Эти нейтрино могут влиять на что-то только через гравитационное взаимодействие, если они имеют хоть какую-то массу. Их так много, что они могут определять глобальную структуру Вселенной. Они могут быть чем-то вроде «темной материи», абсолютно невидимой, но способной замедлить расширение Вселенной своим гравитационным притяжением.

Как «увидеть» нейтрино

В наше время нейтрино получают и наблюдают в рутинных опытах на ускорителях, и, кроме того, становится возможным детектирование нейтрино от астрономических тел. Каждый раз они возникают в огромных количествах, но шанс одному из них прореагировать с атомом в детекторе крайне мал. Так что детекторы должны быть огромными — самые большие достигают нескольких тысяч тонн, т.е. содержат порядка 10³³ атомов. Способ прямого наблюдения взаимодействия заключается в «поощрении» части атома, испытавшей удар нейтрино, к излучению одного или нескольких фотонов. Последние могут быть легко зарегистрированы фотоэлектронными умножителями (ФЭУ), размещенными вокруг детектора. ФЭУ — это как бы электролампа наоборот: он превращает свет в электричество. Один фотон, попавший в ФЭУ, порождает маленький электрический импульс, обычно величиной в несколько милливольт и длительностью в несколько наносекунд. Существуют также методы непрямой регистрации нейтрино, но здесь нет места описывать их.

Принципиально детектор представляет собой большой бак воды, окруженный тысячами ФЭУ. Когда нейтрино ударяет в электрон, входящий в состав атома, электрон вылетает со скоростью, большей скорости света в данном веществе(0,75с в воде). После вылета электрон испускает свет (эквивалентный звуковой ударной волне) в форме конического ливня синих и ультрафиолетовых фотонов, называемый черенковским излучением — по имени его российского открывателя П.А. Черенкова, который (вместе с И.Е. Таммом и И.М. Франком) получил Нобелевскую премию в 1958 году. Эти фотоны регистрируются ФЭУ, и таким образом мы «видим» нейтрино. На практике эти нейтринные детекторы часто помещают глубоко под землей — чтобы обеспечить мощный каменный щит, блокирующий космические мюоны, которые могут вызывать сильные вспышки света, происходящие гораздо чаще, чем слабые вспышки от нейтрино.

Солнечные нейтрино

Единственная часть Солнца, которую мы можем наблюдать непосредственно, — его поверхность. Она представляет собой сферу радиусом 700000 км, излучающую при температуре 6000 К. Однако в единственной правдоподобной модели Солнца (которая у нас есть), базирующейся на работе Бете, энергия возникает глубоко в центральной области Солнца, скрытой от прямого наблюдения. Поток нейтрино — одно из немногих проверяемых предсказаний этой модели, ведь нейтрино могут покидать центральную область Солнца без всякого рассеяния. Напротив, тепло и свет, генерируемые в центральной области, совершают случайные блуждания к поверхности длительностью 10000 лет.

Мы ожидаем увидеть колоссальный поток низкоэнергетических нейтрино и меньший поток нейтрино более высоких энергий. Проблема заключается в том, что два эксперимента, спланированные так, чтобы увидеть высокоэнергетические нейтрино (водяной черенковгкий детектор в Японии и детектор другого типа в Южной Дакоте, США), регистрируют только малую часть того, что ожидалось (примерно половину и треть, соответственно). И два эксперимента с детекторами, чувствительными к низкоэнергетическим нейтрино (называемым pp-нейтрино; см. задачу 1), также дают, как сообщалось, результаты ниже ожидавшихся.

Это состояние дел известно как проблема солнечных нейтрино. Теоретики, занимающиеся физикой Солнца, утверждают, что они понимают Солнце так хорошо, по столь многим различным параметрам наблюдений — температура и состав поверхности, колебания (да, Солнце дрожит весьма выразительно!), что изменение их моделей для согласования с низким нейтринным потоком уничтожит хорошее согласие в других областях.

Поэтому некоторые физики — специалисты по элементарным частицам попытались понять ситуацию, рассматривая модель, в которой разные типы нейтрино имеют разные массы. В соответствии с этой моделью, некоторая часть ν_e на пути к детектору может превратиться в ν_μ и ν_τ. А поскольку существующие детекторы не очень чувствительны к нейтрино других, чем ν_e, типов, так что изменившиеся нейтрино улетят в основном незамеченными. Это — эффект МСВ, названный так по имени двух россиян и одного американца, которые его придумали: Станислава Михеева, Алексея Смирнова и Линкольна Вольфенстайна.

Даже крохотная масса нейтрино может иметь космологическую значимость, будучи умноженной на плотность нейтрино во всей Вселенной. Нет необходимости говорить, что космологи, в их вечном поиске «темной материи», следят за ситуацией очень внимательно. Возможно, здесь и обнаружится способ «измерить» это море ненаблюдаемых нейтрино.

Сверхновая 1987А

Довольно смело с нашей стороны описывать происходящее внутри Солнца. И еще более дерзко утверждать, что мы знаем, как звезда взрывается. Однако к концу 1986 года астрофизики неоднократно высказывали утверждение, что если звезда определенного типа взрывается на определенном расстоянии, то они могут сказать нам, как много нейтрино будет отмечено существующими детекторами. При гигантских давлениях, вызванных коллапсом звездного ядра, атомы водорода оказываются стиснутыми между собой настолько плотно, что электрон и протон превращаются в нейтрон и нейтрино, которое быстро ускользает. На самом деле нейтрино и еще не наблюдавшиеся гравитационные волны — это единственные объекты, которые могут вылететь при начальном коллапсе. Поскольку вы получаете одно нейтрино на атом во всем ядре звезды, число испущенных нейтрино колоссально — порядка 10⁵⁷ для средней Сверхновой. После того как ядро сжимается до огромной плотности, оно «пружинит» и расширяется, вызывая ударную волну, которая взрывает звезду. Это то, что мы видим через оптические приборы, и во время этого взрыва, как мы думаем, освобождаются дополнительные нейтрино.

23 февраля 1987 года Ян Шелтон из Торонтского университета, Канада, наблюдал визуально Сверхновую в Большом Магеллановом облаке, в 170000 световых лет от нас. В двух больших водяных детекторах, расположенных в глубоких в шахтах в Огайо, США, и в Японии (оба они в то время готовились для других целей), в течение одного и того же промежутка времени в несколько секунд появились двадцать следов, указывающих на Большое Магелланово облако. Это (как вы увидите из задачи 2) было почти ожидаемое число. Таким образом родилась новая наука — нейтринная астрономия.

Садберийская нейтринная обсерватория

Новая наука требует специально для нее предназначенного оборудования. Первая задача этой новой науки — прояснить проблему солнечных нейтрино, а это означает сконструировать детектор, имеющий большую скорость отсчетов, так что результаты будут статистически значимы, и который сможет различать различные типы нейтрино, так что можно будет проверить, верна ли гипотеза МСВ. Вторая его работа будет состоять в наблюдении любых астрономических событий, в которых рождаются нейтрино.

Рис. 1. Садберийская нейтринная обсерватория (рисунок художника)

Из воды получается хороший детектор, но уже давно известно, что еще лучше работает тяжелая вода. (Тяжелая вода химически подобна обычной воде, но ядра обычного водорода замещены дейтронами. Поэтому она имеет молярную массу 20 вместо 18, т.е. ее плотность на 10% больше.) Это происходит потому, что нейтрино взаимодействуют с нейтронами в ядрах тяжелого водорода, и вероятность этого взаимодействия в 100 раз больше вероятности взаимодействия с электронами. К тому же тяжелая вода взаимодействует со всеми нейтрино, так что их можно различить. Подарок физикам-нейтринщикам? Может быть, но при цене 300 долларов США за литр необходимые 1000 тонн выглядели безнадежно дорогими.

Однако оказалось, что в настоящее время ядерная энергетика Канады имеет большой резерв тяжелой воды. Еще в 1984 году в результате искусно проведенных переговоров канадских и американских ученых с ответственными представителями правительства Канады был не только согласован долгосрочный «займ» в 1000 тонн тяжелой воды, но и оговорено предоставление штольни на глубине двух километров в Садбери, провинция Онтарио, для ее размещения.

Теперь, десятью годами позже, остается только один год до момента, когда Садберийская нейтринная обсерватория (СНО) стоимостью в 60 миллионов долларов, сконструированная 55 физиками (и неисчислимым количеством инженеров, техников и студентов) из Канады, Соединенных Штатов и Великобритании, начнет собирать данные. На рисунке 1 представлен набросок, сделанный художником, на котором изображен примерный вид СНО, размещенной под землей. Центральная сфера, сделанная из акрила толщиной 5 сантиметров, будет содержать 1000 тонн тяжелой воды. Вне ее находятся 6000 тонн обычной воды для механической поддержки и защиты от естественной радиоактивности пород. В обычной воде находятся десять тысяч ФЭУ, диаметром 20 сантиметров каждый, обращенные внутрь. Подземное помещение имеет высоту 30 м и поперечник 22 м.

На рисунке 2 изображен вид экрана компьютера при работе программы, моделирующей действие СНО, которая воспроизводит то, что мы ожидаем от настоящего детектора.

Рис. 2. Экран компьютера при работе программы, моделирующей действие СНО

Когда СНО наконец завершит сбор данных в августе 2000 года, мы ожидаем получить

• решение проблемы солнечных нейтрино;
• измерение массы нейтрино и подтверждение или опровержение гипотезы МСВ (что добавит горючего в дебаты о «недостающей массе» Вселенной, в то же время объясняя кое- что о взаимоотношениях триплетов элементарных частиц);
• прояснение картины ядерных процессов в центральной области Солнца и, в результате, определение температуры этой области.

Заметим, что мы сознательно назвали наш детектор «обсерваторией». Мы ожидаем увидеть что-нибудь неожиданное. Не беспокойтесь, мы не сможем привести все в идеальный порядок. Останутся еще непристроенные детали, чтобы ввести вас, следующее поколение физиков, в лабиринты неразгаданной тайны.

Для напоминания об этом я оставляю вас с двумя задачами для самостоятельной работы.

Задача 1. Солнечные нейтрино в Вашем теле

Главная реакция, генерирующая энергию и нейтрино на Солнце, — это реакция водородного синтеза

\(~4p \to 1He + 2e^+ + 2\nu_e\) + энергия.

Заметьте, что это просто удвоенная реакция, приведенная выше. He — это ядро атома гелия, содержащее 2 протона и 2 нейтрона. В среднем гелий и 2е⁺ уносят 26,3 МэВ кинетической энергии, которая вызывает нагрев Солнца (и нас). Каждое нейтрино уносит с собой 0,2 МэВ в среднем, но они взаимодействуют с материей столь нечасто, что покидают Солнце не внося никакого вклада в его нагрев. Солнечная постоянная — мощность, приходящая от Солнца на единицу поверхности на верхней границе Земной атмосферы, - равна 1377 Вт/м². Один МэВ — это стандартная единица энергии в субатомной физике, равная 1,6·10^-13 Дж.

Каков поток этих рр-нейтрино на Земной поверхности? Не пугайтесь огромности вашего ответа!

Оцените, сколько нейтрино находится внутри Вашего тела в любой момент времени. Вы можете считать, что нейтрино движутся со скоростью света; если они и имеют крошечную массу, предположение остается достаточно точным.

К сожалению, эти нейтрино слишком малоэнергичны, чтобы быть замеченными СНО. Однако два других эксперимента были поставлены, чтобы заметить их. Одна из установок действует сейчас в Италии, другая в России. Эти большие и сложные устройства должны отмечать 1,2 нейтрино вдень. Но одна отмечает 0,2 - 0,8, другая еще меньше. Так что солнечные нейтрино все еще представляют проблему, но будем надеяться, что не надолго.

Задача 2. Нейтрино от Сверхновой

Когда взрыв Сверхновой 1987А наблюдался на Земле в феврале 1987 года, это был первый случай, когда были замечены нейтрино от такого события. Всего 20 нейтрино были зарегистрированы в двух подземных детекторах общим объемом 4000 м³. Конечно, вероятность зарегистрировать каждое отдельное нейтрино крайне мала, поскольку средняя длина его свободного пробега в воде равна приблизительно одному световому году Иначе говоря, вероятность детектирования равна отношению длины пути в воде к средней длине свободного пробега. Принимая, что Сверхновая была на расстоянии 170000 световых лет от Земли, определите, сколько нейтрино было испущено при взрыве.

Подсказка: если Вы не чувствуете себя уверенно, имея дело со средней длиной свободного пробега, мысленно превратите детектор в трубку, длина которой равна одной средней длине свободного пробега, направленную на Сверхновую, при сохранении объема детектора. Теперь любое нейтрино, входящее в детектор, имеет, в среднем, единичную вероятность быть зарегистрированным. Это дает правильный ответ, потому что на самом деле крохотный шанс провзаимодействовать зависит только от числа атомов в детекторе, а не от его формы.

Перевод с английского А. Уланцева.

Примечания

Для полноты картины хочется обратить внимание читателей и на другое направление физики нейтрино — на реакторную нейтринную физику. Дело в том, что кроме Солнца и звезд испускать нейтрино могут и искусственные, созданные человеком, объекты. Самый мощный из них — это атомный реактор. В реакторе в процессе деления тяжелых ядер урана на легкие осколки постоянно происходит превращение избыточных нейтронов, входящих в состав тяжелых ядер, в протоны с одновременным рождением нейтрино, точнее — антинейтрино. Родившись в реакторе, антинейтрино свободно выходят из него через защиту наружу, так как они очень слабо взаимодействуют с веществом. Именно эти искусственно полученные нейтрино и были впервые наблюдены в 1956 году Коуэном и Райнесом, как описано в статье. Для детектирования антинейтрино использовалась очень чистая вода, в которой наблюдали реакцию с рождением нейтрона и позитрона:

\(~\tilde {\nu_e} + p \to e^+ + n. \qquad (*)\)

До конца 70-х годов с реакторными нейтрино работала только одна группа в мире — группа Райнеса. Затем эксперименты стали проводиться во Франции (на реакторе в Буже) под руководством Р. Мёссбауэра. Сейчас в этом направлении очень продуктивно работают две группы из Института Курчатова: одна группа базируется на Ровенской АЭС (на Украине), вторая — под Красноярском.

Проводить исследования с реакторными нейтрино крайне трудно, но интересно. Во-первых, у нас в руках оказывается очень мощный искусственный источник нейтрино, которым можно управлять, изменяя мощность реактора. Во-вторых, антинейтрино от реакторов имеют принципиально другую структуру, нежели от ускорителей (здесь рождаются электронные антинейтрино, тогда как в ускорителях — в основном мюонные нейтрино и антинейтрино), и их используют для исследования новых классов слабых процессов. Среди них наиболее интересны процессы, в которых нейтрино не превращается в заряженную частицу, как в реакции (*), а рассеивается на электронах или ядрах атомов вещества (как свет рассеивается на атомах). В этих процессах физики встречаются с самыми малыми из известных в мире сечений взаимодействия (порядка 10^-44 - 10^-46 см²), которые играют главную роль при взрывах Сверхновых, в охлаждении и эволюции нейтронных звезд, рождающихся в таких взрывах.

Программа экспериментов, выполняемых в Красноярске и Ровно (рис. 3), включает измерение характеристик основополагающей реакции (*) с точностью 1 - 2%, спектра антинейтрино от действующих реакторов, сечения взаимодействия антинейтрино с электронами и с ядрами тяжелого изотопа водорода — дейтерия. Последние составляют основу для проектирования нейтринной обсерватории в Садбери, о которой рассказывалось в статье. Трудность выполняемых экспериментов связана с тем, что полезные события в детекторах массой в 100 кг вещества, например, в случае взаимодействия нейтрино с электронами составляет! — 2 в день на фоне около десятка случайных событий другой природы.

Рис. 3. В нейтринной лаборатории на Ровенской АЭС завершается монтаж первого спектрометра антинейтрино (весна, 1982г.)

Развитие техники детектирования позволило начать изучение возможности превращения электронных антинейтрино на лету в другие — мюонные или тауонные. Для этого детектор нейтрино постепенно отодвигают от реактора и исследуют изменения нейтринного потока и его спектра с расстоянием. Такие эксперименты впервые проводились во Франции группой Мёссбауэра в начале 80-х годов на расстояниях 38, 46 и 65 метров. Это очень трудные эксперименты, так как поток нейтрино от реактора падает с расстоянием квадратично. Рекордное расстояние было достигнуто в Красноярске, где удалось наблюдать нейтрино на расстоянии 321 метра, а счет составлял несколько полезных событий в день.

Еще одна, уже практическая, задача, решаемая в реакторных экспериментах, связана с прозрачностью самой мощной реакторной защиты в нейтринных лучах. Это позволяет разместить нейтринный детектор за защитой и свободно наблюдать с его помощью за работой и изменениями состава реакторного топлива, не вмешиваясь в его работу. Такие эксперименты уже осуществлены и позволяют надеяться в будущем на создание совершенно новых методов контроля над реакторами.

Зам. председателя Научного совета РАН по нейтринной физике, доктор физико-математических наук Ю. Гапонов