Вокруг Света 2005 № 10 (2781) - [19]

На стадии AMANDA-II, начатой в 1996 году, на глубину более 2 000 м было просверлено с помощью струй горячей (80°С) воды 19 вертикальных шахт диаметром 0,5 м. Эти шахты не замерзали в течение 35 часов (горячая вода продолжала в них циркулировать), и за это время нужно было успеть опустить туда струны из стальных тросов, в нижней части которых на специальных карабинных креплениях (схожих с альпинистскими) были закреплены устойчивые к давлению оптические модули размерами примерно с баскетбольный мяч. Каждый оптический модуль включал ФЭУ (фотоэлектрические умножители) и необходимую электронику – по существу мини-компьютер. Всего было использовано 677 оптических модулей, в среднем около 36 на одну струну. Детекторы перекрывали цилиндр с поперечником 200 м и высотой 500, начиная с глубины 1,5 км. Всю эту конструкцию можно сравнить с новогодней елкой, увешанной гирляндами лампочек. Правда, оптические модули не испускают, а принимают свет.

Проект AMANDA показал полную работоспособность ледяного нейтринного телескопа. Стабильность вмороженной в лед конструкции, постоянство ледовой среды (в Антарктике практически нет землетрясений), передача информации по оптоволоконным кабелям вполне отвечали задачам эксперимента. Также вполне успешной оказалась идея сориентировать световые приемники в сторону центра Земли и регистрировать отфильтрованный земным шаром поток нейтрино из северного небесного полушария. При этом эффективный объем детектора по сравнению с геометрическим объемом, занятым 677 оптическими модулями (примерно в 15 млн. м3 ), следует увеличить пропорционально возможному пробегу высокоэнергетических мю-мезонов, достигающих чувствительного объема. В массе льда и подстилающих скальных породах он может доходить до десятков километров. Однако даже эти мюоны высоких энергий не способны пронзать земной шар диаметром более 12 000 км. Поэтому все мюоны, приходящие из северной части небосвода, должны быть дочерними продуктами ядерных реакций мюонных нейтрино и давать сведения о том направлении, откуда они прилетели.

Недостающая частица

Почему же нейтрино получило репутацию «неуловимой» частицы? Оказывается, не только потому, что она обладает малой массой и не имеет электрического заряда. Главное в том, что реакции нейтрино с другими частицами идут через «слабые» взаимодействия (точнее, кванты слабого поля – бозоны). Для слабых сил даже размеры атомного ядра оказываются слишком большими. Их радиус действия в тысячу раз меньше диаметра ядра. Вот поэтому столкновение нейтрино с другими частицами материи маловероятно. Соответственно, нейтрино обладают совершенно фантастической длиной пробега. Например, 3 из 10 реакторных или солнечных нейтрино сравнительно невысокой энергии, возникающие в ходе реакций ядерного деления в реакторе или ядерного синтеза внутри Солнца, пройдут через стальную стенку толщиной в сотню световых лет (а до Земли от Солнца свет добирается всего за 8 минут). При высоких энергиях пробег нейтрино еще больше. Другой пример, иллюстрирующий ничтожную вероятность нейтринных реакций: за семьдесят лет, средний срок человеческой жизни, в его теле, скорее всего, произойдет лишь одна реакция с участием нейтрино. А ведь каждую секунду через квадратный сантиметр человеческого тела проходит 100 миллиардов только солнечных нейтрино. Поэтому объемы детекторов, в которых могут наблюдаться взаимодействия, нужно делать как можно больше, а уровень «шумов» (любых похожих сигналов, которые могли бы маскировать полезный сигнал) как можно меньше. Наконец, приходится планировать достаточно длительное время измерений. Помимо «высекания» заряженных частиц нейтрино можно обнаружить и с использованием других ядерных реакций.

Нейтринные вспышки

Еще задолго до полномасштабного ввода в строй описанных здесь нейтринных телескопов астрофизикам удалось зарегистрировать нейтрино из другой галактики. Это произошло 23 февраля 1987 года. Тогда в 9.30 по Гринвичскому времени в галактике Большое Магелланово облако астрономы заметили световую вспышку, которая свидетельствовала о взрыве сверхновой звезды. Нейтринных телескопов еще не было, однако действовал ряд других детекторов нейтрино. Один из них был построен американскими физиками (проект IMB) в соляной шахте в штате Огайо на глубине более 600 м под землей и был предназначен для определения временных границ стабильности протона. Черенковское излучение заряженных частиц регистрировалось стенками из ФЭУ в объеме 10 000 тонн чистейшей воды. Другой проект – «Камиоканде» был развернут в Японии вблизи Камиоки на глубине 1 000 м в шахте Мозуми прежде всего для исследований нейтрино, испускаемых нашим Солнцем. Детектор содержал 3 000 тонн очищенной воды и 1 000 фотоумножителей, расположенных по стенкам огромного цилиндрического бака.

После увиденной вспышки обе группы физиков сразу же провели анализ зарегистрированных черенковских следов. В США было обнаружено 8 нейтринных событий за 13 секунд (вместо типичной частоты – одно событие за несколько дней), а в Японии – 11. Обе нейтринные «вспышки» произошли в одно и то же время, в 7.35 по Гринвичу. Обратите внимание на то, что нейтрино добрались до нашей планеты на 2 часа быстрее, чем свет. При этом свету пришлось лететь до Земли 170 000 лет. Разница обусловлена тем, что нельзя считать межзвездную среду полным вакуумом: находящийся там газ тормозит распространение света. «Прозрачность» Вселенной для нейтрино заметно выше, чем для света, и никакие газовые облака не помеха нейтринному потоку. Анализ характеристик пойманных нейтрино позволил определить, что в недрах сверхновой звезды температура в 3 000 раз выше, чем в недрах нашего Солнца, и достигает 45 млрд. градусов.