Читать онлайн «Журнал «Вокруг Света» №6 за 2002 год». Страница 16

Решение проблемы дефицита солнечных нейтрино, и в частности исследование нейтринных осцилляций, также требует независимых измерений потока электронных нейтрино и мюонных и тау-нейтрино. Такие исследования были выполнены Садбурской нейтринной обсерваторией (SNO). Благодаря использованию тяжелой воды были измерены поток и энергия электронных нейтрино и поток всех нейтрино с использованием двух типов взаимодействий нейтрино с дейтерием. Потоки нейтрино, измеренные двумя способами, различались на треть, и причину этого расхождения ученые видят в том, что электронные нейтрино, возникающие в центре Солнца по пути к Земле, преобразовались частично в мюонные, а частично в тау-нейтрино. Такие преобразования свидетельствуют о наличии у нейтрино массы покоя. Оказалось, что все нейтрино Вселенной весят примерно столько же, сколько все видимые звезды.

В отличие от Солнца вспышки сверхновых звезд создают потоки не только нейтрино (причем с энергиями, гораздо большими, чем солнечные), но и антинейтрино. Одно из таких событий произошло 23 февраля 1987 года, когда с помощью проектов Кamiokande-II и IMB (США) была зафиксирована нейтринная вспышка, вызванная взрывом сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке. Это были первые обнаруженные нейтрино от известного источника в другой галактике. За 13 секунд Кamiokande-II было зарегистрировано 11 нейтринных и антинейтринных событий, хотя обычно в день регистрируется только несколько частиц. Несмотря на то что число обнаруженных нейтрино было мало, тот интервал времени, за который они наблюдались, хорошо согласовывался с предсказаниями стандартной теории.

При взрыве сверхновой большая часть энергии уносится в виде нейтрино, остаток в основном уходит на расширение оболочки, и только крошечная доля высвободившейся гравитационной энергии покидает место катастрофы в виде оптической вспышки. То есть световой выход вспышки сверхновой является буквально поверхностным явлением.

Задачи нейтринной астрономии высоких энергий сводятся в основном к поиску точечных источников излучения. Они не наблюдаются непосредственно, но их существование вытекает из свойств космических лучей, состоящих главным образом из протонов. Имея электрический заряд, протоны отклоняются магнитными полями и потому не могут нести информацию о направлении источника. Однако любой источник, ускоряющий фотоны до высоких энергий, создает большой поток пи-мезонов, которые, распадаясь, испускают гамма-лучи и нейтрино. Последние сохраняют направление на источник, и, таким образом, существование основного потока высокоэнергетичных протонов подразумевает существование потоков высокоэнергичных нейтрино. Источниками нейтрино высоких энергий могут быть двойные системы, содержащие нейтронную звезду или черную дыру, сверхновые звезды и их молодые остатки, активные ядра галактик и гамма-барстеры.

Достигая Земли, мюонные нейтрино и антинейтрино в воде на большой глубине создают поток мюонов, которые при больших энергиях сохраняют направление генерирующих их нейтрино. Траектория мюонов высокой энергии выглядит в воде как светящийся жгут. Происходит это потому, что мюон на своем пути порождает ядерно-электромагнитные ливни, которые испускают в воде Черенковское излучение. Поэтому глубоководный нейтринный телескоп представляет собой просто пространственную решетку из фотоумножителей, регистрирующих свет от траектории мюонов. Длина пробегов мюонов высоких энергий в воде очень велика, что позволяет довольно точно определить направление на источник. Поэтому для создания огромных мюонных детекторов, которые могли бы зафиксировать высокоэнергетичные нейтрино, используют воды Мирового океана и глубоководные озера.

Результаты многолетних исследований показали, что Байкал – одно из наиболее подходящих мест на Земле для размещения глубоководных детекторов Черенковского излучения, и сейчас на Байкальской нейтринной станции уже несколько лет работает нейтринный телескоп NT-200. Установке его модулей предшествовала длительная работа по изучению свойств озера и созданию глубоководной аппаратуры. Зимой 1992 года на глубине 1 370 метров, на расстоянии около 4 км от берега был установлен несущий каркас телескопа, а в 1998 году Байкальский нейтринный телескоп стал одной из крупнейших в мире установок для исследования нейтрино высоких энергий.

Другим уникальным нейтринным телескопом является Антарктическая Мюонная и Нейтринная Детекторная сетка (AMANDA) – совместный проект США, Швеции, Германии. Еще один нейтринный телескоп – ANTARES – устанавливается в 40 км на юго-восток от Марселя в Средиземном море на глубине 2,4 км. Он будет обнаруживать следы нейтрино, которые приходят из наиболее бурных мест во Вселенной.

AMANDA и ANTARES помогут расшифровать тайны гамма-всплесков, которые идентифицируются как возможные источники самых высокоэнергетических космических лучей и займут важное место в многосторонней атаке на природу частиц темной материи, а также откроют возможность для изучения нейтринных осцилляций. Они помогут узнать, существуют ли во Вселенной скрытые ускорители, из которых вылетают только нейтрино.

Детектор Homestake представляет собой большой контейнер объемом 380 000 л, заполненный 610 т жидкого перхлорэтилена. Этот контейнер помещен на глубину 1 480 м и дополнительно защищен толстым слоем воды. Такая защита позволяет исключить нежелательные побочные ядерные реакции. К сожалению, такой детектор не мог обнаруживать низкоэнергетичные нейтрино, так как они не способны превратить изотоп хлора в аргон и, следовательно, они не будут зарегистрированы данным телескопом. Под действием нейтрино с энергиями, большими, чем 0,86 МэВ, ядро хлора превращается в ядро радиоактивного аргона, возникавший аргон извлекался с помощью продувания через бак с 20 000 л газообразного гелия. Затем аргон вымораживался охлаждением до температуры 77 К и адсорбировался активированным углем. После этого атомы аргона регистрировались по их радиоактивному распаду с помощью пропорциональных счетчиков.

SuperKamiokande, являющийся модернизацией Kamiokande-II, размещен в горах Японии на глубине 1 км под землей.

Его детектор – огромный резервуар (40х40 м) из нержавеющей стали, заполненный 50 000 т необычайно чистой воды, которая служит мишенью для нейтрино. На поверхности резервуара размещены 11 146 фотоумножителей (ФЭУ), регистрирующие появляющиеся импульсы голубого цвета, известные как Черенковское излучение, которые сообщают о столкновении нейтрино с молекулой воды (использует ту же методику обнаружения нейтрино, что и Kamiokande-II).

Внутренний детектор, используемый для физических исследований, окружен слоем обычной воды, который называется внешним детектором и также контролируется фотоумножителями, чтобы не допустить в основной детектор каких-либо нейтрино, произведенных в окружающей детектор породе.

В дополнение к световым коллекторам и воде огромное количество электроники, компьютеров, калибровочных устройств и оборудования для очистки воды установлено в детекторе или вблизи него.

Садбурская нейтринная обсерватория – это совместный эксперимент группы ученых из Канады, США и Англии. Вся лаборатория и детектор расположены под землей на глубине 2 км в шахте около Садбури, Канада.

Строительство лаборатории начали в 1990 году и завершили в 1998-м.

В мае 1999-го была выполнена калибровка оборудования SNO, которая помогла оценить оптические параметры, пространственную, угловую и энергетическую чувствительность детектора, чувствительность к сигналам от нейтрино и процессам, которые производят фон и систематические эффекты, способные повлиять на интерпретацию результатов, и только после этого начались наблюдения.

SNO-детектор представляет собой гигантский резервуар диаметром 22 и высотой 34 метра, с очень чистой обычной водой, в которую помещен бак из акрилового пластика, имеющий диаметр 12 метров, с 1000 тонн тяжелой воды, служащей мишенью для нейтрино.

Акриловый резервуар окружает геодезическая сфера 17-метрового диаметра, содержащая 9 456 фотоумножителей для обнаружения небольших вспышек света, излучаемых в момент попадания нейтрино на мишень.

Лаборатория включает электронику и компьютерные ресурсы, систему управления и системы очистки как для тяжелой, так и обычной воды.

Работа над проектом была начата в 1991 году с изучения оптических свойств льда на глубинах от 800 до 1000 м (AMANDA A). Но на этих глубинах из-за рассеяния света пузырьками воздуха, заключенными во льду, наблюдения оказались практически невозможны. С начала 1996 года, после пересмотра проекта, модули стали размещать на глубинах от 1 500 до 2 000 м (AMANDA B), где оптические свойства льда оказались очень высокими.

Для создания детекторной матрицы из фотоумножителей во льду были просверлены отверстия диаметром 50 см, причем использовавшиеся сверла с горячей водой создали отверстия глубиной 2 км, не замерзавшие в течение двух дней. Этого времени хватило, чтобы погрузить в них струны с прикрепленными оптическими модулями.