горючим в недрах Солнца или нет, требуется детектирование именно нейтрино
от основополагающей первой реакции протон-протонного цикла. В этой реакции
генерируются нейтрино с непрерывным спектром от нуля до 420 кэВ, поэтому
нужны детектор с низким порогом и выполнение следующих условий: большая
масса детектора, радиоактивность ядра – продукта реакции, возможность счета
небольшого числа атомов. Разумеется, как и в случае с хлорным детектором,
надо уметь из большой массы вещества выделить десятки атомов, образованных
нейтринным излучением.
Руководствуясь основополагающей идеей Б. Понтекорво, В. А. Кузьмин
тщательно рассмотрел все возможности и в 1965 году предложил реакцию: 71Ga
+ ( > 71Ge + e-.
Порог этой реакции 230 кэВ, то есть почти в два раза меньше
максимальной энергии спектра нейтрино. Продуктом является 71Ge, который
должен быть выделен из большой массы галлиевого детектора. Проблема
нелегкая, но она уже решена: атомы германия удается выделить химическим
методом. 71Ge радиоактивный с периодом полураспада 11,4 дня. Он переводится
в GeH4 , и измеряется число атомов пропорциональным счетчиком, то есть вся
идеология сохранена такой, как ее предложил Б. Понтекорво 50 лет назад.
В настоящее время функционируют в мире две крупные установки: русско-
американская (с общей массой галлия в 60 т), расположенная в специальной
низкофоновой лаборатории на Северном Кавказе на глубине 4 700 м водного
эквивалента (фоновое излучение на которой такое же, как если бы детектор
находился на глубине 4 700 м под водой), и подземная лаборатория Гран-Сассо
(Италия) на глубине 3 300 м водного эквивалента, где проводят совместные
эксперименты физики стран Западной Европы и США. Масса галлия в последней
установке составляет 30т. Обе установки функционируют около пяти лет. Были
неожиданности и сенсационные результаты. В настоящее время обе установки
дают практически один и тот же результат. Средняя по двум установкам
скорость реакции 71Ga + ( > 71Ge + e- составляет 77 ± 10 СЕН (солнечных
единиц нейтрино), что значительно ниже предсказания теории (132 ± 7 СЕН).
Необходимо отметить, что вклад первой реакции p-p-цикла р + р > D + е+ + (
вместе с сопутствующей р + р + е- > D + (, согласно теории, составляет 74 ±
10 СЕН. Таким образом, на долю нейтрино от реакций, связанных с 7Ве-, 8В- и
CNO-циклами остается 30 ± 10 СЕН вместо 55 СЕН. Это оказалось очередным
сюрпризом, преподнесенным экспериментом. С одной стороны, экспериментально
подтверждено, что горючим является водород, однако как в экспериментах с
хлорным детектором, так и в прямой регистрации нейтрино (Камиоканде)
имеется дефицит. Получилась новая нейтринная загадка, и на первый план
выдвигается эксперимент по регистрации нейтрино от реакции 7Ве + е- > 7Li +
( .
Более четверти века назад Б. Понтекорво сформулировал очень смелую,
далеко не стандартную идею. Он предположил, что нейтрино может иметь массу
(пусть очень даже малую). Тогда на пути между Солнцем и Землей происходят
специфические превращения нейтрино, различные типы нейтрино самопроизвольно
могут переходить из одного состояния в другое. В настоящее время в ряде
стран ведутся эксперименты по определению массы покоя нейтрино. Независимо
от того, каков будет окончательный ответ, идея Б. Понтекорво была и будет
эпохальной.
ПОДЗЕМНЫЕ ДЕТЕКТОРЫ НЕЙТРИНО
Появление больших подземных детекторов открыло новый этап в физике
нейтрино. Такие детекторы, способные регистрировать нейтрино, рожденные в
атмосфере, на Солнце и звездах, позволяют исследовать свойства этих частиц
с очень высокой точностью. Недавние результаты, полученные на детекторе
Супер-Камиокандэ (SK) в Японии, дающие богатую информацию для физики
элементарных частиц и астрофизики, уже представили доказательство того,
что нейтрино обладают ненулевой массой.
Детекторы сооружают на глубине от 500 до 2 000 м, чтобы
заэкранировать от космических мюонов (частицы, подобные электронам, но
гораздо более тяжелые, со временем жизни 2·10-6 с) и других вторичных
частиц. SK – самый большой из современных подземных детекторов – имеет
резервуар с высотой 42 м и диаметром 40 м, заполненный 50 кт воды. Детектор
состоит из внутренней и наружной частей. Во внутренней части находятся 32
кт воды, объем которой просматривается 11 146 фотоумножителями, каждый с
диаметром 50 см. Светочувствительная площадь фотоумножителя составляет 40%
его внутренней поверхности.
Работа детектора основана на том, что заряженная частица, движущаяся в
среде со скоростью, превышающей скорость света в этой среде, испускает свет
(черенковское свечение); в воде это синее свечение, направленное под углом
?42o к скорости. Каждая заряженная частица, приходящая на детектор извне,
генерирует черенковский сигнал в наружной части детектора, поэтому их
нетрудно отличить от нейтрино, которые родились в самом детекторе. Нейтрино
не имеют заряда, зато при взаимодействии с веществом рождают мюоны и
электроны с их черенковским свечением, причем по виду кольца можно отличить
столкновение ?? (с образованием мюонов) от ?е (с образованием электронов).
SK, который начал набирать статистику с апреля 1996 г., в 1998 г.
открыл осцилляции атмосферных нейтрино. Эти нейтрино, по определению,
рождаются при прохождении космических лучей через атмосферу. Первичная
компонента космических лучей (протоны, ядра гелия) образует в атмосфере,
главным образом, пионы – короткоживущие элементарные частицы, участвующие в
сильных взаимодействиях. При распаде пиона образуются два ?? и один ?е,
поэтому отношение ?? и ?е можно предсказать точно, хотя абсолютные величины
потоков измеряются не очень точно. Однако отношение ??/?е, измеренное на
SK, оказалось на 35% меньше ожидаемого. Такие же результаты уже получались
около десяти лет назад на малых детекторах.
Богатая статистика атмосферных нейтрино на SK позволила детально
изучить зависимость потоков ?? , (е от трассы между местом образования и
детектором, связанной с зенитным углом. Угловое распределение электроно- и
мюоноподобных событий измерялось в продолжение 1 144 дней детекторного
времени. Это распределение должно быть симметрично относительно верха/низа,
так как вследствие изотропности прихода космических лучей из Вселенной
потоки нейтрино, направленные вверх и вниз, одинаковы. Распределение
электроноподобных событий отвечало ожиданиям, а вот число ?-подобных на
больших зенитных углах оказалось вдвое меньше ожидаемого. Большие углы
соответствуют большим расстояниям прохождения нейтрино через Землю (до 13
тыс. км). Вероятность нейтринной осцилляции, естественно, возрастает с
указанным расстоянием, чем и обусловлена асимметрия ?-подобных событий,
которая служит косвенным доказательством, что нейтрино имеют конечную
массу.
Нейтринные осцилляции можно наблюдать и другим методом. При
взаимодействии жестких ?? , приходящих на детектор снизу, с окружающей
породой образуются мюоны, поток которых, направленный вверх, проходит через
детектор. Правда, туда же приходит и множество космических мюонов, но те
мононаправлены вниз, и поэтому их нетрудно отфильтровать. Детектор MACRO в
тоннеле Гран Сассо (Италия) избирательно чувствителен к мюонам,
направленным вверх. В данных SK и MACRO обнаруживается дефицит мюонов
"вверх" вблизи вертикального направления, тогда как наблюдения
горизонтальных потоков согласуются с ожиданиями. Еще одно доказательство
получено на Soudan-2, детекторе-калориметре с железным заполнением, который
отличается высоким разрешением треков и хорошей идентификацией частиц. Хотя
по сравнению с SK время экспозиции Soudan-2 к настоящему времени меньше
10%, на этом детекторе уже зафиксирована асимметрия вверх/вниз у событий ??
при симметричном распределении ?е.
Таким образом, факт осцилляций атмосферных ?-нейтрино можно считать
установленным. Как обстоит дело с ?е? Самым лучшим источником для изучения
?е осцилляций служит Солнце, в ядре которого идут реакции термоядерного
синтеза. Солнечные нейтрино регистрируются несколькими подземными
детекторами. Первый детектор солнечных нейтрино собран в 1960-х г.г. Р.
Дэвисом в старой шахте Хоумстейк (шт. Юж. Дакота). Его детектор содержал
615 т перхлорэтилена, в котором солнечные нейтрино образуют ядра
радиоактивного аргона. Время от времени аргон извлекался из перхлорэтилена,
где накапливается в виде газа, и количество его определялось низкофоновым
счетчиком. Оно соответствовало скорости образования 0,5 атома/сутки,
примерно, трети значения, вычисленного по Стандартной Модели Солнца (SSM).
Второй эксперимент с солнечными нейтрино проводится на SK, где наблюдаются
в реальном времени ?-е рассеяния (так называют процесс, в котором нейтрино
обдирают атомарные электроны); электроны рассеяния, мононаправленные от
Солнца, отчетливо различаются над фоном. Величина измеренного потока
составляет около половины того, что предсказывает SSM. В двух
радиохимических экспериментах с применением галлия (SAGE и GALLEX),
чувствительных к мягким солнечным нейтрино, дефицит подтвердился на уровне
около 60% SSM.
Этот дефицит, известный под названием "проблемы солнечных нейтрино",
по всей видимости, связан с ?е-осцилляциями, хотя убедительных
доказательств еще нет. Такими доказательствами могли бы стать: 1) искажение
энергетического спектра солнечных нейтрино, 2) характер вариаций потока в
цикле день/ночь и 3) отличие суммарного потока (?е + ?? + ?? ) от чистого
потока ?е. Сейчас проектируются детекторы, рассчитанные на эти возможности.
SK регистрирует солнечные нейтрино по ?-е рассеяниям с беспрецедентно
хорошей статистикой: за три года зафиксировано 15 тыс. событий, их
временные вариации и энергетические спектры. В 1999 г. началось поступление
данных с SNO (Sudbery Neutrino Observatory), черенковского детектора на
1000 т тяжелой воды, расположенного в шахте Садбери (Канада). Теперь SNO
измеряет поток ?е по реакции ?е + D > е- + р + р. По завершении этой стадии
в тяжелую воду поместят MgCl и счетчики 3Не и будут измерять суммарный
поток нейтрино по реакции ? + D > ? + n + p. В Гран Сассо строится детектор
BOREXINO на 300 т жидкого сцинтиллятора для регистрации моноэнергетических
солнечных нейтрино от 7Ве с началом работы в 2001 г. С учетом таких усилий
следует ожидать, что проблема солнечных нейтрино будет решена в не столь
