Для нейтрино солнечного вещества как будто и не существует: они улетают с места возникновения по прямолинейной траектории, нигде и ничем не отклоняясь, многие из них достигают поверхности Земли, свободно пронзая земной шар. К счастью, существуют изотопы, с помощью которых можно устроить для нейтрино хоть и небольшое, но заметное препятствие. Наиболее известным из них является хлор-37. В тех редких случаях, когда нейтрино сталкивается с ядром атома хлора, это ядро испускает электрон и возникает атомное ядро радиоактивного аргона, которое распадается через 35 дней. Используя эту реакцию, можно построить детектор для солнечных нейтрино, который, чтобы компенсировать редкость таких столкновений, должен иметь большие размеры и находиться глубоко под землей для защиты от фонового излучения.
Первый эксперимент по обнаружению солнечных нейтрино с использованием этого метода был начат Р. Дэвисом в 1967 г. в золотой шахте в Хоумстейке (Южная Дакота, США). В контейнере каждый день в среднем один атом хлора должен превращаться в атом аргона под действием нейтрино. Если бы этот детектор обнаружил количество нейтрино, близкое к предсказанному теорией, то это стало бы подтверждением того факта, что Солнце нагревается за счет ядерных реакций превращения водорода в гелий.
К сожалению, эксперименты, проводившиеся в течение нескольких лет, показали, что одна такая реакция происходит в среднем раз в три дня. Из этого следовал вывод, что Солнце производит только треть ожидаемых нейтрино с высокими энергиями. В 1988 г. за дело взялись японские ученые на своем подземном детекторе Kamiokande-II, который расположен на глубине 1000 м. Их эксперимент принципиально отличался от эксперимента Дэвиса. Японцы использовали рассеяние солнечных нейтрино на атомах обычной воды. В результате столкновения нейтрино с каким-либо атомом, входящим в состав воды, ядро атома отскакивало, а электрон из атомной оболочки вылетал с огромной (сверхсветовой для данной среды) скоростью, создавая в воде свечение темно-голубого цвета, называемое излучением Черенкова.
Такая методика позволяет регистрировать все типы нейтрино, но максимально она чувствительна к электронным нейтрино. Ее достоинство заключается в том, что можно определить достаточно точно, откуда прибыло нейтрино, так как вылетевший электрон сохраняет направление движения нейтрино. Для того чтобы поймать нейтрино, использовались 3000 тонн чистейшей воды, помещенной в стальной цилиндрический резервуар. 1000 фотоумножителей, размещенных на внутренней поверхности резервуара, фиксировали черенковское излучение, свидетельствующее о появлении нейтрино. Но за тысячу дней наблюдений японские ученые тоже обнаружили только половину от ожидаемого потока таких нейтрино.
Необходимо же было еще обнаружить и низкоэнергетичные нейтрино, возникающие в результате чрезвычайно важных для Солнца реакций водородного цикла. Для этого можно было воспользоваться тем, что при воздействии низкоэнергетичных нейтрино на атом галлия образуется атом германия с периодом распада 11 дней. Однако галлий – редкий и очень дорогой металл, а для получения надежных результатов детектор должен был бы содержать примерно 40 тонн этого элемента. Поэтому галлиевые детекторы появились значительно позднее.
Российско-американский галлиевый эксперимент был проведен на Боксанской нейтринной обсерватории, расположенной на большой глубине в горах Кавказа в России. Почти 100 измерений потока солнечных нейтрино, проведенных в течение 1990–2000 гг., зафиксировали только половину потока нейтрино, который прогнозируется Стандартной Солнечной моделью.
Таким образом, все четыре солнечных нейтринных эксперимента показывают, что измеренный поток солнечных нейтрино на орбите Земли значительно меньше предсказанного. Это расхождение получило название «Проблемы солнечного нейтрино».
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 г., когда 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 было зарегистрировано 11 нейтринных и антинейтринных событий, хотя обычно в день регистрируется только несколько частиц.
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.
Задачи нейтринной астрономии высоких энергий сводятся в основном к поиску точечных источников излучения, которые не наблюдаются непосредственно.
Глубоководный нейтринный телескоп представляет собой просто пространственную решетку из фотоумножителей, регистрирующих свет от траектории мюонов высоких энергий, свидетельствующих о прохождении нейтрино. Длина пробегов мюонов в воде очень велика, что позволяет довольно точно определить направление на источник. Поэтому для создания огромных детекторов, которые могли бы зафиксировать высокоэнергетичные нейтрино, используют воды океана и глубоководные озера.
Результаты многолетних исследований показали, что Байкал – одно из наиболее подходящих мест на Земле для размещения глубоководных детекторов черенковского излучения, и с 1998 г. там работает нейтринный телескоп NT-200, один из крупнейших в мире.
Созданы и другие нейтринные телескопы: AMANDA, ANTARES, GALLEX, SNO.
1932
Открытие дейтерия и тяжелой воды*
1932 г. физики назвали «годом чудес». Одно за другим следовали выдающиеся открытия в области физики: были открыты нейтрон и позитрон, разработана протонно-нейтронная теория строения ядер и релятивистская квантовая механика, построен первый циклотрон и изобретен электронный микроскоп, проведена первая реакция ядерного синтеза, экспериментально измерена скорость движения молекул. В этом же году был открыт и второй изотоп водорода, названный дейтерием (от греч. deuteros – второй, символ D).
Открытие дейтерия может служить прекрасной иллюстрацией к парадоксальному на первый взгляд высказыванию французского физикохимика Анри Ле Шателье, обращенному к ученикам: «Ошибкой не только начинающих исследователей, но многих немолодых, весьма опытных и зачастую талантливых ученых является то, что они устремляют свое внимание на разрешение очень сложных проблем, для чего еще недостаточно подготовлена почва. Если вы хотите сделать нечто действительно большое в науке, если вы хотите создать нечто фундаментальное, беритесь за детальное обследование самых, казалось бы, до конца обследованных вопросов. Эти-то на первый взгляд простые и не таящие в себе ничего нового объекты и являются тем источником, откуда вы при умении сможете почерпнуть наиболее ценные и порой неожиданные данные».
Американский физик Гарольд Юри
Действительно, что можно было ожидать от исследования физических свойств обыкновенной воды – они были изучены, как говорится, вдоль и поперек еще в XIX веке. Вспомним, однако, что проведенные в 1893 г. рутинные определения плотности газообразного азота, полученного разными методами, привели к выдающемуся открытию – сначала аргона, а за ним и других благородных газов…
Можно ли было надеяться обнаружить нечто новое в обычной воде? В начале XIX века лондонский врач и химик Уильям Праут опубликовал гипотезу, согласно которой из самого легкого элемента – водорода – могли возникнуть все остальные элементы путем конденсации. В этом случае атомные массы всех элементов должны быть кратны массе атома водорода. Атомные массы оказались дробными, гипотеза не подтвердилась, и химики часто осмеивали ее как ненаучную. В 1917 г. немецкий ученый К. Шерингер предположил, что атомы разных элементов построены не только из протия (от греч. protos – первый), т. е. «легкого» водорода с атомной массой 1, а из разных изотопов водорода. К тому времени уже было известно, что один и тот же элемент может иметь изотопы с разной массой. Впечатляющих успехов в открытии большого числа изотопов нерадиоактивных элементов достиг английский физик Френсис Астон с помощью сконструированного им масс-спектрографа. В этом приборе изучаемые атомы или молекулы бомбардируются пучком электронов и превращаются в положительно заряженные ионы. Пучок этих ионов далее подвергается действию электрического и магнитного поля, и их траектории отклоняются от прямой. Это отклонение тем сильнее, чем больше заряд иона и чем меньше его масса.