к тому, что благодаря ей можно заглянуть в недра Солнца, с другой – делает
проблему регистрации исключительно тяжелой. Теория предсказывает переход
нейтронов в протон и электрон под действием нейтрино. Поскольку нейтрон в
свободном состоянии нестабилен, то создание мишени из необходимого
количества нейтронов не представляется возможным. Поэтому можно
использовать лишь нейтроны, находящиеся в связанном состоянии, то есть
мишенью могут послужить различные ядра, состоящие, как известно, из
нейтронов и протонов. Поскольку вероятность взаимодействия нейтрино с
веществом мала, необходимое для эксперимента количество вещества мишени
достигает десятков и сотен тонн. При этом за период наблюдений (месяцы)
только незначительное количество нейтрино может вызвать ядерную реакцию.
Так, например, в сотнях тонн хлорсодержащего вещества за месяц могут
застрять только десятки солнечных нейтрино.
Трудность эксперимента по детектированию солнечных нейтрино
обусловлена не только необходимостью использования большого количества
вещества, но и сложностью регистрации продуктов реакции. Экспериментатор
должен в сотнях тонн вещества мишени заметить всего лишь десятки частиц,
появившихся в результате реакции. Это подобно поиску иголки в стоге сена.
Но если иголка магнитная, то проблема нахождения иголки не так уж и сложна.
Следовательно, физикам для регистрации нейтрино необходимо было подобрать
такой "магнит". И это удалось сделать.
Первые опыты по обнаружению нейтрино таким методом были “нацелены”
отнюдь не на Солнце, а на ядерные реакторы, излучающие огромное количество
нейтрино.
20 ноября 1946 года Б. М. Понтекорво (тогда он работал в Канаде)
прочитал своим коллегам по лаборатории Чок-Ривер лекцию, в которой были
заложены основы хлор-аргонного метода регистрации нейтрино. Идея метода
проста и красива, она заключается в использовании реакции [pic].`
Уникальные особенности этой реакции и определили ее приоритет. В чем
они заключаются? Порог реакции относительно низкий (0,814 МэВ), то есть, за
исключением p-p-нейтрино, все другие группы способны превратить 37Cl в
37Ar. Используется жидкий детектор – перхлорэтилен C2Cl4, относительно
дешевое вещество (обычная жидкость для химической чистки одежды).
Принципиально важным является то, что 37Ar – благородный газ, он не
вступает в химические реакции, поэтому образующиеся атомы 37Ar не прилипают
ни к молекулам C2Cl4, ни к примесным молекулам, содержащимся в
перхлорэтилене. Химические методы извлечения десятков атомов благородных
газов из жидкости хорошо разработаны. 37Ar радиоактивен, захватывает один
из атомарных электронов с К- или L-оболочки и опять превращается в хлор. На
освободившиеся вакансии в оболочках падают электроны с удаленных оболочек.
Разность энергий связи оболочек в атоме идет либо на испускание
рентгеновского излучения, либо на выброс одного из электронов внутренних
оболочек атома. Такой электрон называется оже-электроном в честь ученого
(Auger), открывшего этот эффект. Путем регистрации рентгеновского излучения
и оже-электронов и проводится счет атомов 37Ar. Энергия, излученная в виде
рентгеновского излучения или оже-электронов, мала – 280 эВ, что хватает для
создания всего десяти пар электронов и ионов в газе. Задача регистрации
таких редких событий в области низкой энергии очень сложна. Однако в начале
60-х годов эту проблему успешно решили в России и США. Были разработаны
низкофоновые установки на основе миниатюрных пропорциональных счетчиков,
обеспечивающих детектирование нескольких штук атомов 37Ar.
Таким образом, идея нейтринного эксперимента заключается в следующем.
Глубоко под землей (что необходимо для уменьшения фона космических лучей) в
течение нескольких месяцев экспонируются предварительно очищенные от
примеси воздушного аргона и загрязнений, создающих фон, несколько сот тонн
C2Cl4. Затем вся система продувается гелием, проводится отделение аргона от
гелия и, наконец, производится счет нескольких десятков атомов 37Ar.
Количество образовавшихся атомов 37Ar и позволяет вычислить поток солнечных
нейтрино.
Реакция 37Сl((, e-)37Ar может происходить в том случае, если энергия
нейтрино больше 0,81 МэВ. Это означает, что наиболее интенсивная группа
солнечных нейтрино – p-p-нейтрино – не может быть зарегистрирована в
хлорном детекторе.
Эксперимент по регистрации солнечных нейтрино с детектором из C2Cl4
массой в 600 т был завершен во второй половине 1967 года. 380 000 литров
C2Cl4 (такого количества жидкости достаточно, чтобы заполнить Олимпийский
плавательный бассейн) экспонировались в течение нескольких месяцев в старой
шахте, где когда-то добывали золото, на глубине 1,5 км под землей, что
эквивалентно экранировке слоем воды толщиной около 4,5 км. Эксперимент был
подготовлен под руководством американского физика Р. Дэвиса (Брукхейвенская
национальная лаборатория, США). Задачей первых опытов, проведенных еще в
1950-х годах, было “научиться” различать нейтрино и антинейтрино.
Последние изотопом 37Cl не поглощаются. В качестве детектора в первом опыте
Дэвис использовал сравнительно небольшую емкость в 3900 литров
перхлорэтилена. Сущность эксперимента состояла в оценке количества ядер
радиоактивного изотопа 37Ar, которые образуются в емкости. Такая оценка
производится методами современной радиохимии.
Хотя основная цель эксперимента и не имела отношения к астрономии,
тем не менее, как “побочный продукт”, Дэвис впервые получил оценку верхней
границы потока солнечных нейтрино, которая, конечно, была еще слишком
груба. Чувствительность первого эксперимента Дэвиса была примерно в тысячу
раз ниже ожидаемого потока солнечных нейтрино в том диапазоне энергии,
который поглощается изотопом 37Cl.
Последняя оговорка весьма существенна. Выше была оценена величина
ожидаемого полного потока солнечных нейтрино. Однако перхлорэтиленовый
детектор способен поглощать далеко не все солнечные нейтрино с одинаковой
эффективностью. Между тем энергетический спектр солнечных нейтрино весьма
чувствительным образом зависит от физических условий в недрах Солнца, т.е.
от температуры, плотности и химического состава. Другими словами,
энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно и скорость
образования в перхлорэтилене радиоактивных ядер 37Ar, сильно зависят от
модели солнечных недр.
Начиная с 1955 г,. Дэвис и его сотрудники упорно работали над
повышением чувствительности перхлорэтиленового детектора нейтрино. В
результате их усилий чувствительность детектора увеличилась к почти в 30000
раз! В его современном виде нейтринный детектор представляет собой
грандиозное сооружение. Гигантский резервуар, наполненный жидким
перхлорэтиленом, имеет объем около 400 кубометров. Расположение детектора
глубоко под землей диктуется необходимостью свести к минимуму помехи,
приводящие к образованию радиоактивных изотопов аргона без поглощения
ядрами хлора нейтрино. Указанные помехи вызываются проникающей компонентой
космических лучей. Мю-мезоны, входящие в состав этой компоненты,
взаимодействуя с веществом, порождают быстрые протоны, которые, сталкиваясь
с ядрами хлора, образуют радиоактивный изотоп 37Ar.
Из-за облучения солнечными нейтрино во всем огромном бассейне
перхлорэтилена одновременно присутствуют всего лишь несколько десятков ядер
радиоактивного изотопа 37Ar, период полураспада которого около 35 дней.
Это ничтожное количество 37Ar удается выделить из “бассейна” путем
“продувания” его гелием, после чего изотопы аргона выделяются из гелия
химическим путем.
За прошедшие десятилетия Р. Дэвис с сотрудниками выполнил более ста
циклов измерений и установил следующие закономерности:
1. Средняя скорость реакции значительно ниже предсказания теории.
2. Имеется убедительное свидетельство того, что скорость реакции
меняется в зависимости от солнечной активности: с ростом активности она
уменьшается и наоборот.
Эти результаты вызвали значительный интерес (опубликовано несколько
сот статей). Известно, что поток нейтрино от распада 8В очень сильно
зависит от температуры в центре Солнца.
Проблема дефицита солнечных нейтрино обнаружена не только на
эксперименте Дэвиса, но и на всех других. Отсюда следует вывод, что причина
недостатка солнечных нейтрино находится не в ошибках эксперимента, а в
теории: либо в физике Солнца, либо в физике элементарных частиц (конкретно
нейтрино). Несмотря на все усилия, проблема солнечных нейтрино до сих пор
не решена. Таким образом, вопрос остается открытым...
Более сложной является проблема вариации потока нейтрино от распада
8В в течение времени. Гипотез предложено много. Представляется, что для
окончательного вывода, во-первых, крайне важно иметь экспериментальные
данные хотя бы за 3 – 4 цикла солнечной активности. Во-вторых, в настоящее
время уже удается непосредственно детектировать нейтрино от распада 8В в
прямом эксперименте по рассеянию нейтрино на электроне (эксперимент
Камиоканде). Показано, что результаты двух различных экспериментов,
выполненных за один и тот же интервал времени (1987 – 1990 годы),
согласуются друг с другом. Поскольку в эксперименте Камиоканде
детектируются только нейтрино от распада 8В, а в эксперименте с 37Cl – в
основном нейтрино 8В, полученное согласие свидетельствует о том, что
действительно поток 8В-нейтрино меньше предсказанного теорией значения.
В эксперименте Камиоканде впервые экспериментально было показано, что
нейтрино идут именно от Солнца. Было даже показано, что характер
энергетического спектра нейтрино согласуется с предсказаниями теории. Без
сомнения, этот эксперимент можно считать эпохальным. Возможности нового
эксперимента значительно шире с точки зрения как установления
энергетического спектра нейтрино, так и значительного улучшения
достоверности определения направления движения нейтрино.
Галлиевый эксперимент.
Согласно теоретическим представлениям, горючим в недрах звезд,
подобных Солнцу, является водород. Первая реакция протон-протонного цикла
(p + p ( d + e+ + () является самой медленной среди всех реакций цикла,
поэтому скорость термоядерного выделения энергии определяется именно этой
реакцией. Ясно, что для однозначного ответа на вопрос, является ли водород
