Лов сонячних нейтрино історична ретроспектива • Олексій Левін • Новини науки на «Елементах

Нейтринний детектор Borexino. У центрі знаходиться сферичний нейлоновий контейнер із надчистим органічним люмінофором. Ближче до країв знімка видно сферу з нержавіючої сталі, на якій закріплені фотопомножувачі. Фото із сайту news.sciencemag.org

Примарна частка

Пошук сонячних нейтрино

Експеримент з пошуку сонячних нейтрино було запропоновано США в 1964 року і розпочато трьома роками пізніше. Його очолив Реймонд Девіс, разом з яким працював астрофізик Джон Бакал (John N. Bahcall). Метод Коуена і Рейнеса з метою не підходив, довелося шукати інший метод.

У чому полягала головна складність? Сонце генерує свою енергію за допомогою термоядерних реакцій, у ході яких водень перетворюється на основний ізотоп гелію, гелій-4. Деякі з цих реакцій супроводжуються народженням нейтрино, які проходять через сонячну речовину та розсіюються у просторі. З поверхні Сонця в космос щомиті йдуть 2 10 38 нейтрино, причому три десятимільярдні частки цього потоку падають на нашу планету. Це дає приблизно 60 мільярдів на секунду на квадратний сантиметр земної поверхні. Однак майже всі сонячні нейтрино народжуються на самому початку термоядерного циклу, в ході злиття двох протонів (pp-цикл), що призводить до народження ядра дейтерію, позитрону та електронного нейтрино. Енергія цих нейтрино лежить у діапазоні від нуля до 0,42 МеВ. У 1960-ті роки експериментатори не мали в своєму розпорядженні можливостей для реєстрації нейтрино настільки малих енергій.

Девіс і Бакал використовували ядерну реакцію, яку в 1946 році як засіб детектування нейтрино розглянув Бруно Понтекорво, а трьома роками пізніше Луїс Альвареc. Вона полягає в тому, що ядро хлору-37 поглинаєнейтрино і випромінює електрон, перетворюючись на ядро аргону-37. Цей ізотоп нестійкий і згодом знову перетворюється на хлор, проте його ядра в середньому живуть понад місяць. За цей час їх можна виділити хімічними методами та використовувати отриману інформацію для оцінки густини нейтринного потоку. Щоправда, ця реакція йде лише тому випадку, якщо енергія нейтрино перевищує 0,86 МеВ, отже сонячні нейрино першого покоління з її допомогою не можна виявити. Однак сонячні реакціїpp-циклу йдуть трьома різними шляхами, які прийнято позначати якppI,ppII тарpIII (рис. 2). На останньому етапі циклурpIII виникають позитрон, нейтрино і ядро берилію-8, яке відразу розпадається на два ядра гелію. Енергія цих нейтрино сягає 14 МеВ, а цього з надлишком вистачає перетворення хлору на аргон. Однак частка цих високоенергетичних частинок у загальному потоці сонячних нейтрино становить лише соту частку відсотка, що, природно, ускладнює їх детектування.

Мал. 2.Протон-протонний цикл перетворення водню на гелій у надрах зірок головної послідовності. Показано три основні гілки циклу. Схема із сайту ru.wikipedia.org

Проте гра коштувала свічок. Висновки групи Девіса виявилися не те що несподіваними, а прямо кажучи, сенсаційними. Виміряна щільність нейтринного потоку виявилася як мінімум удвічі меншою за величину, яка випливала із загальноприйнятої моделі внутрішньосонячних процесів. З часом нейтринні обсерваторії в Італії, СРСР та Японії не тільки підтвердили нестачу сонячних нейтрино, але з різним ступенем переконливості показали, що щільність їх потоку навіть не вдвічі, а приблизно втричі менша за розрахункову.

Виявлене протиріччя між теорією та експериментом намагалися інтерпретувати різними шляхами.Пояснення, яке зрештою перемогло, було засноване на гіпотезі, яку у 1969 році висунули Понтекорво та Володимир Грибов. Коли група Коуена та Рейнеса завершила свій експеримент, фізики вважали, що всі нейтрино однакові. Однак наприкінці 50-х років теоретики з СРСР, США та Японії припустили, що нейтрино, що супроводжують народження мюонів, відрізняються від тих, що супроводжують електронів та позитронів. Так виникла гіпотеза нового, мюонного нейтрино (звісно, і антинейтрино). У 1961-62 роках її підтвердили в Брукхейвенській національній лабораторії, і в 1988 Леон Ледерман, Мелвін Шварц і Джек Cтейнбергер отримали за це Нобелівську премію. Тож наприкінці 1960-х фізики вже знали, що нейтрино існують не в одній іпостасі, а як мінімум у двох. У надрах Сонця народжуються лише електронні нейтрино. Понтекорво з Грибовим припустили, що на шляху до Землі частина сонячних нейтрино перетворюється на нейтрино мюонного типу. Детектори, про які йшлося, їх не реєстрували (або майже не реєстрували), тож результати й виявилися заниженими.

Вже після висування цієї гіпотези з'ясувалося, що, крім мюонного нейтрино, є ще й тау-нейтрино. Існування трьох різних нейтрино якраз і пояснює, чому виміряна щільність сонячних нейтрино високих енергій виявилася приблизно втричі меншою за очікувану.

Взаємні перетворення нейтрино називаються нейтринними осциляціями. Вони можливі лише тому випадку, якщо нейтрино мають ненульову масу. Цей висновок свого часу вразив фізиків, оскільки вважалося, що нейтрино є безмасовими частинками і тому, подібно до фотонів, завжди рухаються зі швидкістю світла. Так що багаторічний експеримент Девіса не тільки виявив сонячні нейтрино і тим самим підтвердив теорію внутрішньосонячного термоядерного.горіння, але й призвів до фундаментального відкриття у сфері фізики елементарних частинок.

Нейтрино з енергіями трохи більше 0,42 МеВ, які народжуються першому етапі протон-протонного циклу, у принципі, можна відловити з допомогою детекторів, у яких робочою речовиною служить не хлор-37, а галій-71. Ядро цього ізотопу може поглинути електронне нейтрино і перетворитися на ядро германію-71, причому енергетичний поріг цієї реакції дорівнює всього 0,23 МеВ. Цей метод ще 1965 року запропонував фізик із ФІАН Володимир Кузьмін, проте через складність отримання великих кількостей чистого галію його вдалося застосувати лише за кілька десятиліть. Такі вимірювання проводилися з кінця 1980-х років на установках GALLEX та SAGE, але вони дозволили отримати лише непрямі оцінки щільності сонячних нейтрино першого покоління. Borexino, як говорилося, став першим приладом, який дозволив безпосередньо зареєструвати ці частинки.

Потужність сцинциляційних детекторів

Borexino працює на інших фізичних принципах, ніж прилади на хлорі та галії. На відміну від цих установок, він відловлює нейтрино, які не беруть участь у жодних ядерних реакціях. Детектирующим середовищем він служить органічна рідина, у якій під впливом проникаючих випромінювань виникають світлові спалахи. Речовини, що мають цю властивість, називаються сцинтиляторами, або люмінофорами. Нейтрино всіх трьох різновидів хоч і дуже рідко, але все ж таки можуть передавати частину своєї кінетичної енергії електронам речовини, через яку вони проходять. Якщо такою речовиною є люмінофор, її молекули збуджуються при зіткненнях з нейтрино, а потім повертаються до основного стану. При цьому вони випускають світлові кванти, які реєструються фоторозмножувачами. Перша така установка - KamLand- була запущена в Японії 2002 року.

Другим нейтринним детектором цього стала Borexino. Він містить 278 тонн надчистого органічного люмінофора, вміщеного у сферичний нейлоновий контейнер діаметром 8,5 метра. Контейнер розташований у центрі порожньої кулі з нержавіючої сталі діаметром 13,7 метра, на внутрішній поверхні якої розміщено 2012 фотопомножувачів. Простір між нейлоновим контейнером та цією поверхнею заповнено 889 тоннами несцинтилюючої рідини, яка захищає люмінофор від радіаційного фону, що створюється фоторозмножувачами. Сталева куля, у свою чергу, занурена в танк з 2100 тонн води, оснащена детекторами черенківського випромінювання. Ця зовнішня оболонка потрібна для реєстрації та сепарування космічних мюонів, які, хоч і в малому числі, але проникають до підземної лабораторії Гран-Сассо. Borexino реагує на нейтрино всіх трьох типів і має особливо високу чутливість до частинок з енергією менше 2 МеВ.

Цей аналіз дав інший важливий результат. Він дозволив підтвердити теоретичну модель, згідно з якою низькоенергетичні нейтрино при проходженні через сонячну речовину осцилюють значно повільніше, ніж нейтрино високих енергій. 64% нейтрино, детектованих у цьому експерименті, належать до електронного типу. Це майже вдвічі більше за частку електронних нейтрино, які супроводжують народження берилію-8. Оскільки максимальна енергія цих нейтрино, як говорилося, становить близько 14 МеВ, вони осцилируют набагато швидше, через що поблизу Землі приблизно дві третини цих частинок реєструються як мюонні нейтрино і тау-нейтрино.

Реєстрація основного потоку сонячних нейтрино стала першим результатом італійського детектора. У 2011 році члени колаборації повідомили про детектування нейтрино,що виникають у ході реакції, в якій ядро дейтерію виникає при злитті двох протонів і електрона (pep-реакція). На кожне ядро дейтерію, яке народжується таким шляхом у центрі Сонця, припадає приблизно 400 ядер, що з'являються при суто протонних зіткненнях, проте максимальна енергія нейтрино там у три рази більша — 1,44 МеВ. Тоді ж учасники колаборації оголосили про точний промір параметрів потоку ще одного рідкісного різновиду сонячних нейтрино, які виникають у гілкиppII в ході реакції, при якій берилій-7 поглинає електрон і перетворюється на літій-7 і нейтрино (перші і тоді ще приблизні результати цього роду були отримані командою Borexino у 2007 році.

Який же результат? Протягом півстоліття фізикам вдалося зареєструвати сонячні нейтрино, які народжуються всіма чотирма різними способами в ланцюжках ядерних перетворень, що починаються зі злиття двох протонів (реакціяpp) або двох протонів та електрона (реакціяpep). Нейтрино, які завдячують своїм народженням каналуppIII, були вперше виявлені ще на детекторі Девіса в шахті Homestake, а решта — на детекторі Borexino. Загальний баланс усіх цих каналів один і той же: на вході чотири протони, на виході — ядро гелію-4, два протони, два електронні нейтрино і 26,7 МеВ енергії. У цих реакціях генерується майже 99% усієї сонячної енергії.

А як щодо останнього відсотка? Температура у центрі сонячного ядра становить 15 мільйонів градусів. У цих умовах водень може перетворитися на гелій і в углеродно-азотно-кисневому циклі (CNO-цикл). На початку протон стикається з ядром вуглецю-12 і породжує ядро азоту-13 і квант гамма-випромінювання. Азот розпадається на ядро вуглецю-13, позитрон та електронне нейтрино. Ядро важкоговуглецю знов-таки стикається з протоном, з чого відбуваються азот-14 плюс гамма-квант. Азот заковтує третій протон, що призводить до народження гамма-кванту та ядра кисню-15, яке розпадається на ядро азоту-15, позитрон та ще одне нейтрино. Ядро азоту захоплює останній, четвертий протон і розколюється на ядро вуглецю-12 та ядро гелію-4. Сумарний баланс такий самий, як і в першому циклі - чотири протони на початку, ядро гелію, пара позитронів і пара нейтрино в кінці. Плюс, звичайно, такий самий вихід енергії, 26,7 МеВ. Щодо вуглецю-12, то він у цьому циклі взагалі не витрачається, оскільки зникає в першій реакції і знову з'являється в останній. Це не паливо, а каталізатор.

Нейтрино, які народжуються в реакціях CNO-циклу, поки що не виявлено. Учасники колаборації Borexino сподіваються вирішити і це завдання, можливо, вже протягом найближчих років. Так що полювання, що сильно затяглося, за сонячними нейтрино має шанси в найближчому майбутньому успішно закінчитися. Її завершення сильно розширить можливості нейтринної діагностики нашого світила, але це вже інша тема. Загалом, продовження слідує!

Джерело:Borexino Collaboration. Neutrinos from the primary proton–proton fusion process в the Sun //Nature. 2014. V. 512. P. 383-386. DOI:10.1038/nature13702