13.7. Детекторы нейтрино
Нейтрино – это легкие незаряженные частицы, относящиеся к лептонам. Известно три типа нейтрино: электронные, мюонные и тау, все типы нейтрино имеют античастицы. Эти частицы относятся к самым фундаментальным – они входят в Стандартную модель элементарных частиц. С другой стороны, обнаружение массы у нейтрино и открытие нейтринных осцилляций (в некотором смысле превращение одного типа нейтрино в другой) является важнейшим доказательством неполноты Стандартной модели.
Нейтрино – фундаментальные элементарные частицы, участвующие в слабом взаимодействии.
Нейтрино очень плохо взаимодействуют с веществом, потому что не имеют электрического заряда, а также не участвуют в сильном ядерном взаимодействии. С одной стороны, это делает частицу трудноуловимой, с другой – позволяет ей беспрепятственно покидать области с высокой плотностью вещества или находящиеся внутри массивных объектов. Нейтрино в большом количестве возникают в термоядерных реакциях в недрах звезд (в том числе Солнца) и при вспышках сверхновых. Именно для регистрации таких нейтрино и создавались первые детекторы. Обе задачи – регистрация солнечных нейтрино и нейтрино от сверхновых – были успешно решены.
Нейтрино рождаются в термоядерных реакциях в недрах звезд и при вспышках сверхновых.
Впервые нейтрино были зарегистрированы в 1956 г. (впоследствии это было отмечено Нобелевской премией) в экспериментах на ядерном реакторе. Однако было ясно, что протекание термоядерных реакций в недрах Солнца делает его довольно мощным источником нейтрино. Рэй Дэвис, Джон Бакал (John Bahcall) и их коллеги, используя в качестве основы идею Бруно Понтекорво, создали первый детектор астрофизических нейтрино в 1968 г. За эту работу Рэй Дэвис как руководитель эксперимента в 2002 г. получил Нобелевскую премию по физике.
Идея детектора основана на реакции, в которой хлор-37 (37Cl) захватывает электронное нейтрино. В результате бета-распада один из нейтронов в его ядре превращается в протон с испусканием электрона, и хлор-37 превращается в аргон-37 (37Ar) – радиоактивный изотоп с периодом полураспада 35 дней. Для эксперимента берется большой объем хлорсодержащего вещества (в эксперименте Дэвиса это был перхлорэтилен), а спустя некоторое время из него извлекается аргон-37, количество которого соответствует прошедшим в объеме детектора взаимодействиям нейтрино с хлором. Чтобы избежать нежелательных фоновых событий, приводящих к появлению изотопа аргона-37, необходимо изолировать детектор от влияния космических лучей, для чего его устанавливают в глубокой шахте.
Эксперимент Дэвиса удался – в детекторе был обнаружен аргон-37. Однако его количество оказалось примерно втрое ниже ожиданий, основанных на модели Солнца, что породило проблему солнечных нейтрино. Эта проблема была решена через несколько десятков лет благодаря открытию процесса нейтринных осцилляций, в ходе которого нейтрино одного сорта (например, электронные), можно сказать, превращаются в другие сорта – мюонные и тау-нейтрино (подробнее о нейтринных осцилляциях см. раздел 1.2 «Реакции в Солнце. Нейтрино»).
Солнечные нейтрино были зарегистрированы в 1968 г.
Успех регистрации солнечных нейтрино и появление интереснейшей загадки их дефицита стимулировали создание нескольких установок для регистрации этих частиц. Основным циклом реакций синтеза гелия в Солнце является протон-протонная цепочка (pp-цикл), состоящая из нескольких реакций, некоторые из которых идут с испусканием нейтрино. Эксперимент Дэвиса был чувствителен в первую очередь к нейтрино с самой высокой энергией – несколько мегаэлектронвольт (так называемым борным, см. раздел 1.2 «Реакции в Солнце. Нейтрино»). Новые эксперименты чувствительны и к нейтрино меньших энергий, однако лишь в 2014 г. на установке Borexino («Борексино») были зарегистрированы солнечные нейтрино с самыми низкими энергиями, возникающие в самой первой реакции pp-цикла – взаимодействии двух протонов.
Существует несколько методов регистрации астрофизических нейтрино. Основными являются радиохимический, сцинтилляционный, черенковский, а также эффект Аскарьяна.
Borexino – подземный детектор, расположенный в национальной лаборатории Гран-Сассо в Италии. Его рабочий объем заполнен жидким органическим сцинтиллятором. Электронные нейтрино упруго рассеиваются на электронах, передавая им часть энергии, а движение электронов в сцинтилляторе приводит к излучению фотонов, которые можно зарегистрировать. Взаимодействие антинейтрино с протонами в ядрах может привести к обратному бета-распаду и рождению позитрона, который также регистрируется сцинтилляционным детектором. Есть и другие способы регистрации быстро движущихся заряженных частиц, которые применяются в различных нейтринных детекторах.
В детекторе Super-Kamiokande рабочим телом является вода, заполняющая огромную цистерну. Рассеиваясь на электронах, нейтрино передает им энергию, а электроны, двигаясь быстрее скорости света в воде, испускают черенковское излучение, которое регистрируется фотоумножителями, покрывающими стенки цистерны. По черенковскому излучению Super-Kamiokande может регистрировать и мюоны, порожденные взаимодействием мюонных нейтрино с веществом Земли (кстати, за открытие мюонных нейтрино в свое время также была присуждена Нобелевская премия). Это важно, например, для регистрации так называемых атмосферных нейтрино, возникающих при взаимодействии частиц космических лучей с нашей воздушной оболочкой, и изучения нейтринных осцилляций.
Super-Kamiokande может установить и направление прихода нейтрино, что дает возможность точно определить, что их источник – Солнце (источником мог бы быть и какой-то другой объект, например вспышка сверхновой в нашей Галактике или какие-то другие источники).
Правда, пока единственным (кроме Солнца) зарегистрированным астрофизическим источником нейтрино стала сверхновая SN 1987A, вспыхнувшая в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке. Несколько нейтрино от этого события были зарегистрированы с помощью установок Kamiokande II («Камиоканде II», предшественник Super-Kamiokande), другого водного черенковского детектора IMB (Irvine Michigan Brookhaven, США) и детектора SAGE (Soviet-American Gallium Experiment, Советско-американский эксперимент с галлием) Баксанской нейтринной обсерватории на Северном Кавказе (также на несколько часов раньше сработал сцинтилляционный детектор под Монбланом, однако до сих пор продолжаются дискуссии о природе этого «лишнего» нейтринного всплеска).
В 1987 г. были зарегистрированы нейтрино от вспышки сверхновой в Большом Магеллановом Облаке.
Баксанский детектор, как и эксперимент Дэвиса, использует радиохимический метод регистрации нейтрино, но рабочим элементом является не хлор, а галлий (71Ga). Взаимодействуя с нейтрино, галлий-71 превращается в радиоактивный германий-71 (71Ge), этот метод позволяет регистрировать нейтрино более низких энергий, чем в экспериментах с хлором. Германий можно выделить из рабочего тела химическими методами, и его распад позволяет точно измерить количество атомов, синтезированных в реакциях с нейтрино.
Нейтрино слабо взаимодействуют с веществом, поэтому для их регистрации нужны детекторы больших размеров, особенно если речь идет о регистрации нейтрино высоких энергий (таких частиц мало). Самым перспективным подходом считается использование черенковских детекторов с рабочим телом в виде естественного объема воды. В рамках этого подхода, предусматривающего создание детектора объемом 1 км?, развиваются три направления: морские детекторы, пресноводные детекторы и детекторы в Антарктическом ледяном щите.
Для регистрации нейтрино высоких энергий создаются гигантские водные черенковские детекторы.
Пресноводный детектор реализуется в озере Байкал: на множестве тросов, опускаемых в воду, располагаются оптические модули с фотоумножителями, которые регистрируют вспышки черенковского излучения заряженных частиц. Этот принцип регистрации аналогичен другим водным черенковским детекторам (таким, например, как Super-Kamiokande). Преимуществом озерной пресной воды является низкий световой фон из-за небольшого количества микроорганизмов (биолюминисценция) и радиоактивности растворенных солей, а также более спокойная обстановка (отсутствие сильного волнения). Тем не менее установки можно строить и в морях: европейские ученые развивают несколько проектов, целью которых является создание километрового детектора в водах Средиземного моря.
В настоящее время крупнейший нейтринный детектор – IceCube («Ледовый куб»), работающий в Антарктиде. Он является развитием проекта AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array, Антарктический массив мюонных и нейтринных детекторов), и его объем составляет примерно кубический километр. В 2013 г. было объявлено о первой регистрации нескольких десятков событий, и, несмотря на то что установка IceCube позволяет определять направления прихода зарегистрированных нейтрино, происхождение этих частиц остается неясным.
Крупнейший нейтринный детектор IceCube зарегистрировал несколько десятков событий, связанных с нейтрино высоких энергий. Происхождение этих частиц остается загадкой.
Принцип работы IceCube аналогичен водным черенковским детекторам. Нейтрино взаимодействуют с молекулами воды, что приводит к появлению заряженных частиц (электронов, мюонов или тау-лептонов), движущихся с высокой скоростью и испускающих черенковское излучение (мюоны могут порождаться нейтрино и не в воде, а при взаимодействии частиц с Землей, но они тоже будут зарегистрированы). Для работы установки существенно, что при высоком давлении, достигаемом на глубине более километра, лед достаточно прозрачен для света. Сеть фотоумножителей, размещенных на кабелях, опускается в скважины во льду на глубину до 2,5 км. Детектор состоит из 86 таких кабелей, на каждом из которых размещено по 60 оптических модулей с фотоумножителями, расстояние между кабелями составляет 125 м, в результате просматривается объем порядка кубического километра.
Существует модификация водного черенковского детектора, чувствительная к нейтрино всех типов. Обсерватория Sudbury в Канаде использует детектор, содержащий около 1000 т тяжелой воды D2O (стоимость воды составила около трети миллиарда канадских долларов). Эта установка помогла не только окончательно решить проблему дефицита солнечных нейтрино, но и внесла ключевой вклад в изучение нейтринных осцилляций.
Наконец, существует еще один способ регистрации нейтрино высоких энергий, основанный на эффекте Аскарьяна, предложенном в 1962 г. и проверенном в самом конце XX в. в ускорительных экспериментах. Нейтрино, распространяясь с высокой скоростью в среде, порождают каскад частиц, которые становятся источниками излучения, подобного черенковскому. Только в случае нейтрино и, скажем, льда в качестве среды распространения испускаются в основном радиоволны. На этом принципе основано несколько установок по поиску нейтрино. Антенны детектора RICE (Radio Ice Cherenkov Experiment, Черенковский ледовый радиоэксперимент) были установлены над установкой AMANDA, планируется установка новых антенн на детекторе IceCube. А в случае детектора ANITA (Antarctic Impulsive Transient Antenna, Антарктическая импульсная антенна) антенны были расположены на аэростате, летавшем над Антарктикой. Такие детекторы чувствительны к нейтрино самых высоких энергий (выше 1015 эВ), однако пока они не зарегистрировали ни одного события.
Нейтринные установки позволили решить несколько задач в астрофизике и фундаментальной физике, а также поставили новые. Во-первых, благодаря регистрации солнечных нейтрино было подтверждено, что источником энергии Солнца являются именно термоядерные реакции. Более того, после решения проблемы солнечных нейтрино путем обнаружения существования нейтринных осцилляций (с помощью тех же нейтринных детекторов) и после регистрации нейтрино от pp-реакции мы имеем возможность напрямую изучать темп различных реакций в недрах Солнца. Во-вторых, регистрация нейтрино от сверхновой SN 1987А подтвердила модель коллапса ядра для объяснения этого явления. В-третьих, теперь мы знаем, что существуют космические нейтрино сверхвысоких энергий (хотя пока не знаем, что же является их источниками).
Более 800 000 книг и аудиокниг! 📚
Получи 2 месяца Литрес Подписки в подарок и наслаждайся неограниченным чтением
ПОЛУЧИТЬ ПОДАРОК