Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович

После этого открытия физика нейтрино значительно продвинулась вперед. Как и всякая «порядочная» элементарная частица, нейтрино обладает «двойником» — античастицей, получившей название «антинейтрино». Выдающийся советский физик академик Б. М. Понтекорво теоретически предсказал существование двух «сортов» нейтрино — «электронных» и «мюонных». Очень скоро это предсказание блестяще оправдалось на опыте. Б. М. Понтекорво был также первым, кто указал на важность нейтрино для изучения звездных и в первую очередь солнечных недр.

Теория термоядерных реакций, происходящих в центральных областях Солнца, основы которой были изложены в § 8, позволяет довольно надежно оценить величину потока солнечных нейтрино на Земле. В самом деле, как уже неоднократно подчеркивалось выше, суть термоядерных реакций, происходящих в недрах нашего светила, сводится к тому, что четыре протона объединяются в одну альфа-частицу. При этом испускаются два нейтрино. При каждом таком «объединении» выделяется около 25 МэВ энергии, которая в конечном результате выделяется в межзвездное пространство, обеспечивая светимость Солнца. Поэтому полное количество нейтрино, образующихся в недрах Солнца, N = 2L/25 МэВ = 1039 с-1, а поток их на Земле N/4r2 = 1011 см-2 с-1. Это огромная величина. Мы буквально «купаемся» в потоке солнечных нейтрино.

Однако ничтожно малая вероятность взаимодействия солнечных нейтрино с веществом делает эксперименты по их обнаружению исключительно трудными. Идея такого эксперимента была предложена еще в 1946 г. Б. М. Понтекорво. Обнаружение нейтрино может быть основано на реакции

где 37Cl — устойчивый изотоп хлора, а 37Ar — радиоактивный изотоп аргона. Эта реакция называется «обратный бета-распад». Хотя вероятность поглощения нейтрино изотопом хлора весьма мала, все же на практике она оказывается пока единственно возможной для обнаружения солнечных нейтрино. В качестве «рабочего вещества», достаточно богатого изотопом «хлор-37», начиная с 1955 г. используется прозрачная жидкость перхлорэтилен (или «четыреххлористый углерод»), химическая формула которой C2Cl4. Эта довольно дешевая жидкость широко используется в «бытовой» химии как средство очистки поверхностей. Первые опыты по обнаружению нейтрино этим методом были «нацелены» отнюдь не на Солнце, а на ядерные реакторы, излучающие огромное количество нейтрино. Задачей этих опытов, поставленных выдающимся американским физиком-экспериментатором Дэвисом, было «научиться» различать нейтрино и антинейтрино. Последние изотопом 37Cl не поглощаются. В качестве детектора Дэвис использовал сравнительно небольшую емкость в 3900 литров перхлорэтилена. Сущность эксперимента состояла в оценке количества ядер радиоактивного изотопа 37Ar, которые образуются в емкости, наполненной перхлорэтиленом. 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 мы оценили величину 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, скорость образования в перхлорэтилене радиоактивных ядер 37Ar сильно зависит от модели солнечных недр.

Начиная с 1955 г. Дэвис. и его сотрудники упорно работали над повышением чувствительности перхлорэтиленового детектора нейтрино. В результате их усилий в этом направлении чувствительность детектора увеличилась к настоящему времени почти в 30 000 раз! В его современном виде нейтринный детектор представляет собой грандиозное сооружение (рис. 9.1). Гигантский резервуар, наполненный жидким перхлорэтиленом, имеет объем около 400 кубометров, что близко к объему нормального 25-метрового плавательного бассейна. Установка расположена на дне глубокой старой шахты, пробитой в скальном грунте. Глубина шахты превышает 1,5 км, что соответствует экранировке установки эквивалентным слоем воды толщиной около 4,5 км. 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.

Современная чувствительность нейтринного детектора определяется прежде всего величиной «космического» фона, приводящего к образованию описанным выше способом «паразитных» ядер 37Ar.

Некоторое понятие о чувствительности этой гигантской установки может дать тот факт, что из-за облучения солнечными нейтрино во всем огромном бассейне перхлорэтилена одновременно присутствуют всего лишь несколько десятков ядер радиоактивного изотопа 37Ar. Заметим в этой связи, что период полураспада этого изотопа около 35 дней.

Это ничтожное количество 37Ar удается выделить из «бассейна» путем «продувания» его гелием, после чего изотопы аргона выделяются из гелия химическим путем. Вся эта процедура, конечно, сопряжена с серьезными экспериментальными трудностями, которые Дэвис и его коллеги успешно преодолели.

Едва ли не самым парадоксальным следствием опытов Дэвиса и его коллег является неожиданно малое значение потока солнечных нейтрино. По состоянию вопроса на 1982 г. можно было утверждать, что количество поглощенных солнечных нейтрино за одну секунду, рассчитанное на один поглощающий атом хлора, равно (2,2 ± 0,4) 10-36 (заметим, что величина 10-36 получила специальное название «s. n. u.» — «единица солнечных нейтрино»). Между тем, если бы принятая в настоящее время модель солнечных недр была точной, эта величина должна была бы быть в три раза больше.

Это расхождение между ожидаемым результатом и данными наблюдений представляется довольно большим. Конечно, часть этого расхождения следует искать в несовершенстве теорий, как чисто физических, так и астрономических. Чисто физической является задача вычисления вероятности поглощения хлором солнечных нейтрино. Эта вычисленная вероятность, однако, подкрепляется результатами прямых лабораторных экспериментов, так что нет оснований сомневаться в ее правильности. Возможные ошибки здесь вряд ли превышают 10%. Более серьезным является вопрос о точности ныне принятой модели внутренних областей Солнца. Как мы уже упоминали выше, от этой модели зависит энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно, и количество образовавшихся в бассейне перхлорэтилена изотопов радиоактивного аргона. Например, скорость образования нейтрино при бета-распаде 8B (образующихся при одной из ветвей протон-протонной реакции; см. § 8) зависит от температуры T приблизительно как T13, т. е. очень сильно. Между тем перхлорэтиленовый детектор регистрирует преимущественно нейтрино, образовавшиеся при распаде 8B, так как они обладают наибольшей энергией ( 14 МэВ). Заметим, что количество таких нейтрино составляет ничтожную долю от полного нейтринного потока, который почти не зависит от модели Солнца.