Велике полювання за реліктовими нейтрино

Підтвердивши існування цих реліктових частинок, наука отримає безцінні відомості про зовсім юний космос.

У статті «В океані плазми» («ПМ» № 5, 2010) ми розповіли, наскільки важливо для астрономії визначення спектральних характеристик фонового мікрохвильового випромінювання, яке несе інформацію про стан світобудови у віці 400 000 років. Однак теоретична астрофізика і космологія стверджують, що задовго до того, як космічний простір виявився прозорим для цих фотонів, він став повністю проникним для нейтрино, які теж перестали розсіюватися на більш важких частинках і пустилися подорожувати по Всесвіту. Ця епохальна подія мала місце, коли після Великого вибуху пройшло лише близько однієї секунди. Зображення: «Популярна механіка»

Вивчення майже невловимих частинок-нейтрино вже давно привертає увагу вчених. Для їх виявлення глибоко під землею або під льодом будуються гігантські споруди — нейтринні обсерваторії. Одна з них, нейтринна обсерваторія Седбері (Sudbury Neutrino Observatory, SNO), призначалася для дослідження нейтрино, породжених ядерними реакціями на Сонце. Її детектуючий комплекс був розміщений на глибині близько 2 км в колишній шахті в Седбері в канадській провінції Онтаріо. Він являв собою 1000-кубометровий акриловий шаровий контейнер діаметром 12 м, наповнений важкою водою D₂O, що містить розчин кухонної солі NaCl. Контейнер з усіх боків оточували 9522 фотоумножителі, змонтовані на 17-метровій решітчастій сфері з нержавіючої сталі. Весь детектор був занурений в циліндричну ємність висотою 30 м, видовбану в скельній породі і наповнену звичайною водою. Двокілометровий шар скельних порід захищав детектор від космічних променів, які могли б «затьмарити» слабкі сигнали від сонячних нейтрино.

Установка SNO з рівним успіхом реєструвала як електронні нейтрино, так і мюонні і тау-нейтрино. Настільки універсальна чутливість стала можливою завдяки вимірюванню параметрів ядерних реакцій двох різних типів. У реакції першого типу електронне нейтрино з дуже малою, але все ж ненульовою ймовірністю взаємодіє з нейтроном в ядрі дейтерію, перетворюючи його на протон і електрон, через що ядро розпадається на електрон і два протони. Електрон забирає майже всю кінетичну енергію нейтрино і тому набуває швидкості, що перевищує швидкість світла у важкій воді. В результаті він породжує черенківське випромінювання, яке відловлюється фотоумножителями.

У глибині канадських руд Нейтринна обсерваторія SNO розташована в нікелевій шахті «Крейтон» (Creighton mine) неподалік від Седбері в канадській провінції Онтаріо. Для розміщення детектора було обрано рівень 6800 футів (2070 м). Понад 2 км скельного ґрунту захищають чутливий детектор від космічних променів (це еквівалентно приблизно 6 км води). В даний час у зв’язку із закінченням експерименту SNO перетворена на найглибшу в світі підземну лабораторію SNOLAB. Зображення: «Популярна механіка»

Другий тип реакцій — коли нейтрино «розвалює» дейтрон на протон і нейтрон, причому на цю реакцію в рівній мірі здатні нейтрино всіх трьох типів. Вивільнений повільний (як кажуть фізики, тепловий) нейтрон поглинається або іншим дейтроном, який перетворюється на ядро тритію, або ядром хлору-35, яке дає початок хлору-36. В обох випадках випускаються гамма-кванти, які іонізують сусідні атоми. В результаті іонізації знову-таки виникають швидкосувні електрони, які теж реєструються фотоумножителями по їх черенківському випромінюванню. Поварена сіль була додана через те, що ядра хлору куди краще поглинають повільні нейтрони порівняно з ядрами дейтерію.

Падаючі нейтрино можуть взагалі не помітити ядра дейтерію і замість цього зазнати розсіювання на електронних оболонках. У цій реакції теж беруть участь нейтрино всіх типів, хоча електронні вступають до неї в шість разів частіше за інших. Однак вона не дає чітко вираженого характерного спектру і до того ж виробляє в десять разів менше спостережуваних подій (приблизно 3 на добу замість 30), тому в роботі детектора практично не використовувалася.

Проблиски у темряві «

Очі» детектора — це надзвичайно чутливі фотоелектронні множники. Майже 9600 таких трубок закріплені на геодезичному каркасі, що оточує акрилову ємність з важкою водою. Сонячні нейтрино при потраплянні у важку воду викликають ряд реакцій, що ведуть до появи електронів, що рухаються швидше швидкості світла у воді. Це веде до появи черенківського випромінювання, яке і засікають фотоумножителі. Зображення: «Популярна механіка»

Обсерваторія Седбері приступила до роботи в травні 1999 року. Спочатку вона працювала на чистій важкій воді; хлористий натрій був доданий через два з гаком роки, після завершення попередньої серії вимірювань. Навесні 2002 року експериментатори оголосили, що щільність потоку сонячних нейтрино, обчислена на основі детектування продуктів реакції другого типу, склала 5,09 млн на квадратний сантиметр і приблизно втричі перевищила її значення (1,75 млн на 1см²), підраховане на базі виходу реакції першого типу. Це значення з хорошою точністю збіглося з результатами, передбаченими на основі стандартної моделі сонячного термояду. Так було вперше безпосередньо доведено, що на Сонці народжується теоретично вирахувана кількість електронних нейтрино, третина з яких по шляху до Землі перетворюються на мюонні, а ще третина — в тау-нейтрино (подібні переходи називаються нейтринними осциляціями). Пізніше для контролю отриманих результатів був використаний інший метод детектування, який застосовувався аж до припинення експерименту в листопаді 2006 року. Після цього нейтринний телескоп Седбері був модифікований і зараз використовується в нових дослідницьких проектах.

Якщо завдання виявлення сонячних нейтрино складне, але здійсненне, то виявлення реліктових нейтрино являє собою справжню проблему. Справа не в тому, що реліктових нейтрино мало, — їх щільність практично збігається з щільністю реліктових фотонів, які відмінно ловляться радіотелескопами в мікрохвильовому діапазоні. Біда в тому, що кінетична енергія таких нейтрино абсолютно нікчемна. У момент їх вивільнення вона становила близько мільйона електрон-вольт, але відтоді зменшилася в 10 млрд разів! Згадаймо, з якою працею і за допомогою яких дорогих гігантських установок фізики реєструють нейтрино, народжені в ядерних реакторах і в надрах Сонця, — адже їх енергії вимірюються багатьма кілоелектрон-вольтами. Не випадково майже всі фахівці вважають створення апаратури для детектування реліктових нейтрино справою дуже далекого майбутнього. Професор астрономії і космології Віргінського університету Марк Віттл і космолог з Fermilab Скотт Доделсон в бесіді з «ПМ», не змовляючись, висловили впевненість, що такі нейтринні телескопи не з’являться в нинішньому столітті.

Проте в Массачусетському технологічному інституті розгорнуто дослідницьку програму, мета якої полягає саме в реєстрації реліктових нейтрино. Про цей проект в ексклюзивному інтерв’ю «ПМ» розповів один з його головних учасників, професор Джозеф Формажіо.

«Всі сучасні методи детектування нейтрино перестають працювати, якщо кінетична енергія цих частинок виявляється меншою від нижнього порогу, — говорить професор Формажіо. — Наприклад, у канадській підземній обсерваторії Седбері сонячні нейтрино або безпосередньо» розколочують «ядра дейтерія на складові їх нейтрони і протони, або змушують внутрішньоядерні нейтрони трансформуватися в протарони, взаємодіючи з. Енергетичний поріг цих реакцій незмірно вищий за енергію реліктових нейтрино. Однак є реакція, вільна від такого обмеження, — бета-розпад тритію, найбільш важкого ізотопу водню. Ядро цього радіоактивного елемента мимоволі розпадається на ядро гелію-3, електрон і електронне антинейтрино. Аналогічно нейтрино може зіткнутися з ядром тритію і змусити його перетворитися на електрон і легкий ізотоп гелію. А оскільки ядра тритію самі по собі нестабільні, для запуску цієї реакції придатні нейтрино будь-яких наскільки завгодно малих енергій, в тому числі і реліктові, розсіяні по космічному простору «.

Але як же відрізнити розпади, стимульовані ударами нейтрино, від спонтанних розпадів цих же ядер, які набагато частіше зустрічаються, виявляється, для вирішення цієї проблеми можна з успіхом використовувати закон збереження енергії. Оскільки при спонтанному розпаді ядра тритію антинейтрино забирає частину його вихідної енергії, сумарна кінетична енергія обох заряджених кінцевих частинок, тобто електрона і ядра гелію-3, виявляється трохи меншою, ніж при розпаді ядра після захоплення нейтрино. Якщо порівняти енергетичні спектри кінцевих продуктів бета-розпаду ядер тритію, серед них можна виділити саме ті, що обумовлені захопленням реліктових нейтрино.

Тритій отримують в атомних реакторах, він надзвичайно дорогий, а його загальні запаси обчислюються всього лише десятками кілограмів. Скільки ж потрібно цього ізотопу для виявлення реліктових нейтрино? За словами Джозефа Формажіо, розрахунки показують, що для цілком достатньої для цілей космології щорічної реєстрації десяти реліктових нейтрино цілком вистачить 100 г тритію. Однак для аналізу спектрів розпаду необхідні прилади, що володіють роздільною здатністю порядку маси спокою нейтрино. Створення такої апаратури — виключно складне завдання, так як, за останніми даними, маса спокою нейтрино лежить в діапазоні від 0,05 до 2 еВ. «Наша група якраз зараз веде розробки, результати яких можуть лягти в основу створення таких високочутливих спектрометрів, — говорить професор Формажіо. — Ми думаємо, що це цілком можливо, хоча робота може розтягнутися на кілька десятиліть. Але мені всього 36 років, і попереду ще багато часу. Хоча, звичайно, справжні нейтринні телескопи з’являться набагато пізніше «.

Хронологія юного Всел

  ^{Одна секунда здається маленьким терміном. Однак для Всесвіту секунда, що пройшла з моменту Великого вибуху, — це величезний термін, за який встигло статися безліч подій. У міру розширення і остигання Всесвіту фундаментальні взаємодії починають розділятися. Відразу ж після планківського моменту (10-43} с) відокремлюється гравітаційна взаємодія. Сильна, слабка і електромагнітна взаємодії до моменту 10^-36 з являють собою єдине (це епоха Великого об’єднання взаємодій). Після цього відокремлюється сильна взаємодія. І нарешті, електрослаба взаємодія поділяється на слабку і електромагнітну. Зображення: «Популярна механіка»

А до чого взагалі займатися складним і дорогим виловом реліктових нейтрино? Справа в тому, що ці частинки колись зіграли воістину гігантську роль у формуванні матеріального складу нашого світу. Якби вони не розстикувалися зі своїми більш масивними партнерами саме тоді, коли вони це зробили, еволюція Всесвіту пішла б зовсім інакше. На чому заснований такий прогноз? До того часу, коли вік Всесвіту перейшов за позначку в 10 мікросекунд, в ньому не залишилося вільних кварків, які злилися в частинки сімейства барионів — протони і нейтрони (кварки об’єднувалися також в дуже нестабільні мезони, але ті швидко розпалися і, так би мовити, зникли з обігу). Крім протонів і нейтронів, в тодішньому Всесвіті в достатку були електрони і позитрони (останніх було трохи менше, і тому до кінця десятої секунди вони повністю зникли внаслідок анігіляції), а також фотони і нейтрино, число яких майже в мільярд разів перевищувало число баріонів. Поки матерія залишалася досить щільною і гарячою, нейтрино інтенсивно взаємодіяли з протонами і нейтронами і змушували їх перетворюватися один в одного (аналогічні процеси характерні для бета-розпаду атомних ядер). Але Всесвіт розширювався і в результаті цього охолов настільки, що нейтрино припинили розсіюватися на баріонах і пішли у вільний політ. Сталося це незабаром після того, як її вік досяг однієї секунди. З цього моменту космічний простір став прозорим для нейтрино і залишається таким досі.

Розпаровування нейтрино і барионів залишило після себе неоднакові кількості протонів і нейтронів. Оскільки нейтрон дещо важчий за протон, для перетворення на протон йому було потрібно енергетичне підживлення з боку нейтрино. До тих пір, поки щільність і температура матерії не стали нижче певної межі, нейтринне середовище підтримувало щільність протонів і нейтронів практично на одному і тому ж рівні. Однак до моменту, коли нейтрино перестали розсіюватися на баріонах, енергетично вигідний процес переходу нейтронів у протони сильно обігнав зворотний процес народження нейтронів з протонів. Після того як нейтрино вийшли з гри, співвідношення протонів і нейтронів виявилося рівним 6:1. Завдяки цьому у Всесвіті незабаром почався синтез гелію, і він придбав хімічний склад, який зберігається і до теперішнього часу (правда, пізніше зірки переробили близько двох відсотків водню і гелію в більш важкі елементи, але левова частка їх ядер все одно збереглася).

Спробуємо уявити, що б сталося, якби нейтрино перестали взаємодіяти з баріонами дещо раніше або дещо пізніше. Припустимо, це сталося, коли вік Всесвіту становив одну десяту секунди. У той момент у ній була практично однакова кількість протонів і нейтронів. Це означає, що пізніше всі вони об’єдналися б в ядра основного ізотопу гелію (два протони і два нейтрони) і у Всесвіті практично не залишилося б вільного водню. В принципі, гелієві хмари могли б з часом зазнати гравітаційної конденсації і дати початок зіркам, частина з яких обзавелися б планетними системами. Однак на цих планетах не було б водню і, отже, води, без якої ми не мислимо зародження життя.

Тепер розглянемо зворотний випадок. Припустимо, що нейтрино відстикувалися від баріонів, коли їхня енергія вже сильно впала порівняно з тією, якою вона була, коли це насправді сталося, — скажімо, коли вік Всесвіту дійшов до 100 секунд. Тоді на кожні 100 млн протонів припадав би всього один нейтрон. Але це означає, що у Всесвіті не було б гелію і аж до появи перших зірок вона залишалася б чисто водневою. Правда, зіркам для початкового підпалу гелій і не потрібен, так що вони все одно б виникали і народжували більш важкі елементи, але все ж це був би зовсім інший Всесвіт.

Існування реліктових нейтрино випливає із загальноприйнятої космологічної моделі еволюції Всесвіту. Тому реєстрація цих частинок і визначення їх кінетичної енергії дозволять безпосередньо перевірити один з ключових висновків цієї моделі (що напевно буде винагороджено Нобелівською премією). Картування нейтринного небосводу дасть можливість виявити кореляції між коливаннями щільності нейтринного потоку і нинішнім розподілом галактик і галактичних скупчень, що саме по собі стане величезним науковим досягненням. І нарешті, детектування реліктових нейтрино дозволить уточнити масу цієї частинки, яка поки відома лише дуже приблизно. А якщо надії Джозефа Формажіо та інших фізиків, які займаються пошуком реліктових нейтрино, виправдаються, то таких відкриттів дочекаємося і ми самі, а не тільки наші онуки і правнуки.