Реликтовые нейтрино: зачем ученые охотятся за этими древнейшими частицами18.11.2022 21:18

Изучение почти неуловимых частиц-нейтрино уже давно привлекает внимание ученых. Для их обнаружения глубоко под землей или подо льдом строятся гигантские сооружения — нейтринные обсерватории. Одна из них, нейтринная обсерватория Сэдбери (Sudbury Neutrino Observatory, SNO), предназначалась для исследования нейтрино, порожденных ядерными реакциями на Солнце. Ее детектирующий комплекс был размещен на глубине около 2 км в бывшей шахте в Сэдбери в канадской провинции Онтарио. Он представлял собой 1000-кубометровый акриловый шаровой контейнер диаметром 12 м, наполненный тяжелой водой D2O, содержащей раствор поваренной соли NaCl. Контейнер со всех сторон окружали 9522 фотоумножителя, смонтированные на 17-метровой решетчатой сфере из нержавеющей стали. Весь детектор был погружен в цилиндрическую емкость высотой 30 м, выдолбленную в скальной породе и наполненную обычной водой. Двухкилометровый слой скальных пород защищал детектор от космических лучей, которые могли бы «затмить» слабые сигналы от солнечных нейтрино.

Установка SNO с равным успехом регистрировала как электронные нейтрино, так и мюонные и тау-нейтрино. Столь универсальная чувствительность стала возможной благодаря измерению параметров ядерных реакций двух различных типов. В реакции первого типа электронное нейтрино с очень малой, но все же ненулевой вероятностью взаимодействует с нейтроном в ядре дейтерия, превращая его в протон и электрон, из-за чего ядро распадается на электрон и два протона. Электрон уносит почти всю кинетическую энергию нейтрино и потому приобретает скорость, превышающую скорость света в тяжелой воде. В результате он порождает черенковское излучение, которое отлавливается фотоумножителями.

Второй тип реакций — когда нейтрино «разваливает» дейтрон на протон и нейтрон, причем на эту реакцию в равной степени способны нейтрино всех трех типов. Высвободившийся медленный (как говорят физики, тепловой) нейтрон поглощается либо другим дейтроном, который превращается в ядро трития, либо ядром хлора-35, которое дает начало хлору-36. В обоих случаях испускаются гамма-кванты, которые ионизируют соседние атомы. В результате ионизации опять-таки возникают быстродвижущиеся электроны, которые тоже регистрируются фотоумножителями по их черенковскому излучению. Поваренная соль была добавлена из-за того, что ядра хлора куда лучше поглощают медленные нейтроны по сравнению с ядрами дейтерия.

Падающие нейтрино могут вообще не заметить ядра дейтерия и вместо этого претерпеть рассеяние на электронных оболочках. В этой реакции тоже участвуют нейтрино всех типов, хотя электронные вступают в нее в шесть раз чаще прочих. Однако она не дает четко выраженного характерного спектра и к тому же производит в десять раз меньше наблюдаемых событий (примерно 3 в сутки вместо 30), поэтому в работе детектора практически не использовалась.

Обсерватория Сэдбери приступила к работе в мае 1999 года. Сначала она работала на чистой тяжелой воде; хлористый натрий был добавлен через два с лишним года, после завершения предварительной серии измерений. Весной 2002 года экспериментаторы объявили, что плотность потока солнечных нейтрино, вычисленная на основе детектирования продуктов реакции второго типа, составила 5,09 млн на квадратный сантиметр и примерно втрое превысила ее значение (1,75 млн на 1 см²), подсчитанное на базе выхода реакции первого типа. Это значение с хорошей точностью совпало с результатами, предсказанными на основе стандартной модели солнечного термояда. Так было впервые непосредственно доказано, что на Солнце рождается теоретически вычисленное количество электронных нейтрино, треть из которых по пути к Земле превращаются в мюонные, а еще треть — в тау-нейтрино (подобные переходы называются нейтринными осцилляциями). Позднее для контроля полученных результатов был использован другой метод детектирования, который применялся вплоть до прекращения эксперимента в ноябре 2006 года. После этого нейтринный телескоп Сэдбери был модифицирован и сейчас используется в новых исследовательских проектах.

Если задача обнаружения солнечных нейтрино сложна, но осуществима, то обнаружение реликтовых нейтрино представляет собой настоящую проблему. Дело не в том, что реликтовых нейтрино мало, — их плотность практически совпадает с плотностью реликтовых фотонов, которые отлично ловятся радиотелескопами в микроволновом диапазоне. Беда в том, что кинетическая энергия таких нейтрино совершенно ничтожна. В момент их высвобождения она составляла около миллиона электронвольт, но с тех пор уменьшилась в 10 млрд раз! Вспомним, с каким трудом и с помощью каких дорогостоящих гигантских установок физики регистрируют нейтрино, рожденные в ядерных реакторах и в недрах Солнца,  —, а ведь их энергии измеряются многими килоэлектронвольтами. Не случайно почти все специалисты считают создание аппаратуры для детектирования реликтовых нейтрино делом очень далекого будущего. Профессор астрономии и космологии Виргинского университета Марк Виттл и космолог из Fermilab Скотт Доделсон в беседе с «ПМ», не сговариваясь, выразили уверенность, что такие нейтринные телескопы не появятся в нынешнем столетии.

Тем не менее в Массачусетском технологическом институте развернута исследовательская программа, цель которой заключается именно в регистрации реликтовых нейтрино. Об этом проекте в эксклюзивном интервью «ПМ» рассказал один из его главных участников, профессор Джозеф Формажио.

«Все современные методы детектирования нейтрино перестают работать, если кинетическая энергия этих частиц оказывается меньше определенного нижнего порога, — говорит профессор Формажио. — К примеру, в канадской подземной обсерватории Сэдбери солнечные нейтрино либо непосредственно «расколачивают' ядра дейтерия на составляющие их нейтроны и протоны, либо заставляют внутриядерные нейтроны трансформироваться в протоны, взаимодействуя с входящими в их состав кварками. Энергетический порог этих реакций неизмеримо выше энергии реликтовых нейтрино. Однако есть реакция, свободная от такого ограничения, — бета-распад трития, наиболее тяжелого изотопа водорода. Ядро этого радиоактивного элемента самопроизвольно распадается на ядро гелия-3, электрон и электронное антинейтрино. Аналогично нейтрино может столкнуться с ядром трития и заставить его превратиться в электрон и легкий изотоп гелия. А поскольку ядра трития сами по себе нестабильны, для запуска этой реакции пригодны нейтрино любых сколь угодно малых энергий, в том числе и реликтовые, рассеянные по космическому пространству».

Но как же отличить распады, стимулированные ударами нейтрино, от намного чаще встречающихся спонтанных распадов этих же ядер? Оказывается, для решения этой проблемы можно с успехом использовать закон сохранения энергии. Поскольку при спонтанном распаде ядра трития антинейтрино уносит часть его исходной энергии, суммарная кинетическая энергия обеих заряженных конечных частиц, то есть электрона и ядра гелия-3, оказывается чуть-чуть меньшей, нежели при распаде ядра после захвата нейтрино. Если сравнить энергетические спектры конечных продуктов бета-распада ядер трития, среди них можно выделить именно те, что обусловлены захватом реликтовых нейтрино.

Тритий получают в атомных реакторах, он чрезвычайно дорог, а его общие запасы исчисляются всего лишь десятками килограммов. Сколько же нужно этого изотопа для обнаружения реликтовых нейтрино? По словам Джозефа Формажио, расчеты показывают, что для вполне достаточной для целей космологии ежегодной регистрации десяти реликтовых нейтрино вполне хватит 100 г трития. Однако для анализа спектров распада необходимы приборы, обладающие разрешением порядка массы покоя нейтрино. Создание такой аппаратуры — исключительно сложная задача, так как, по последним данным, масса покоя нейтрино лежит в диапазоне от 0,05 до 2 эВ. «Наша группа как раз сейчас ведет разработки, результаты которых могут лечь в основу создания таких высокочувствительных спектрометров, — говорит профессор Формажио. — Мы думаем, что это вполне возможно, хотя работа может растянуться на пару десятилетий. Но мне всего 36 лет, и впереди еще много времени. Хотя, конечно, настоящие нейтринные телескопы появятся намного позже».

А к чему вообще заниматься сложным и дорогостоящим отловом реликтовых нейтрино? Дело в том, что эти частицы некогда сыграли поистине гигантскую роль в формировании материального состава нашего мира. Если бы они не расстыковались со своими более массивными партнерами именно тогда, когда они это сделали, эволюция Вселенной пошла бы совершенно иначе. На чем основан такой прогноз? К тому времени, когда возраст Вселенной перешел за отметку в 10 микросекунд, в ней не осталось свободных кварков, которые слились в частицы семейства барионов — протоны и нейтроны (кварки объединялись также в очень нестабильные мезоны, но те быстро распались и, так сказать, исчезли из обращения). Помимо протонов и нейтронов, в тогдашней Вселенной в изобилии имелись электроны и позитроны (последних было чуть меньше, и поэтому к концу десятой секунды они полностью исчезли вследствие аннигиляции), а также фотоны и нейтрино, число которых почти в миллиард раз превышало число барионов. Пока материя оставалась достаточно плотной и горячей, нейтрино интенсивно взаимодействовали с протонами и нейтронами и заставляли их превращаться друг в друга (аналогичные процессы характерны для бета-распада атомных ядер). Но Вселенная расширялась и в результате этого остыла настолько, что нейтрино прекратили рассеиваться на барионах и ушли в свободный полет. Случилось это вскоре после того, как ее возраст достиг одной секунды. С этого момента космическое пространство стало прозрачным для нейтрино и остается таким до сих пор.

Распаривание нейтрино и барионов оставило после себя неодинаковые количества протонов и нейтронов. Поскольку нейтрон несколько тяжелее протона, для превращения в протон ему требовалась энергетическая подпитка со стороны нейтрино. До тех пор, пока плотность и температура материи не стали ниже определенной границы, нейтринная среда поддерживала плотность протонов и нейтронов практически на одном и том же уровне. Однако к моменту, когда нейтрино перестали рассеиваться на барионах, энергетически выгодный процесс перехода нейтронов в протоны сильно обогнал обратный процесс рождения нейтронов из протонов. После того как нейтрино вышли из игры, соотношение протонов и нейтронов оказалось равным 6:1. Благодаря этому во Вселенной вскоре начался синтез гелия, и она приобрела химический состав, который сохраняется и до настоящего времени (правда, позднее звезды переработали около двух процентов водорода и гелия в более тяжелые элементы, но львиная доля их ядер все равно сохранилась).

Попробуем представить, что бы произошло, если бы нейтрино перестали взаимодействовать с барионами несколько раньше или несколько позже. Допустим, это случилось, когда возраст Вселенной составлял одну десятую секунды. В тот момент в ней было практически одинаковое число протонов и нейтронов. Это означает, что позднее все они объединились бы в ядра основного изотопа гелия (два протона и два нейтрона) и во Вселенной практически не осталось бы свободного водорода. В принципе, гелиевые облака могли бы со временем претерпеть гравитационную конденсацию и дать начало звездам, часть из которых обзавелись бы планетными системами. Однако на этих планетах не было бы водорода и, следовательно, воды, без которой мы не мыслим зарождения жизни.

Теперь рассмотрим обратный случай. Допустим, что нейтрино отстыковались от барионов, когда их энергия уже сильно упала по сравнению с той, какой она была, когда это на самом деле случилось, — скажем, когда возраст Вселенной дошел до 100 секунд. Тогда на каждые 100 млн протонов приходился бы всего один нейтрон. Но это означает, что во Вселенной не было бы гелия и вплоть до появления первых звезд она оставалась бы чисто водородной. Правда, звездам для первоначального поджога гелий и не нужен, так что они все равно бы возникали и рождали более тяжелые элементы, но все же это была бы совершенно другая Вселенная.

Существование реликтовых нейтрино вытекает из общепринятой космологической модели эволюции Вселенной. Поэтому регистрация этих частиц и определение их кинетической энергии позволят непосредственно проверить один из ключевых выводов этой модели (что наверняка будет вознаграждено Нобелевской премией). Картирование нейтринного небосвода даст возможность выявить корреляции между колебаниями плотности нейтринного потока и нынешним распределением галактик и галактических скоплений, что само по себе станет огромным научным достижением. И наконец, детектирование реликтовых нейтрино позволит уточнить массу этой частицы, которая пока известна лишь очень приблизительно. А если надежды Джозефа Формажио и других физиков, которые занимаются поиском реликтовых нейтрино, оправдаются, то таких открытий дождемся и мы сами, а не только наши внуки и правнуки.