«Многоканальная астрономия». Глава из книги

Об авторе

Сергей Вадимович Троицкий — доктор физико-математических наук, член-корреспондент РАН, профессор РАН, главный научный сотрудник Института ядерных исследований РАН.

Нейтринный канал

Источники и регистрация нейтрино

Введение

Нейтрино — одна из наименее изученных и наиболее удивительных элементарных частиц. Регистрация нейтрино — крайне нетривиальная экспериментальная задача; тем не менее, уже на протяжении полувека нейтринный канал информации активно используется в астрофизике. Относительно молодая нейтринная астрономия сейчас интенсивно развивается. В этой главе мы познакомимся с методами детектирования астрофизических нейтрино; с информацией, полученной с помощью нейтринного канала; с нерешёнными задачами и планами будущих исследований. Сначала обсудим (раздел 2), чем замечательна и почему интересна для астрономии эта частица — нейтрино. В разделах 3–5 мы расскажем о трёх важнейших результатах нейтринной астрономии — наблюдениях солнечных нейтрино, регистрации нейтринной вспышки от сверхновой 1987A и открытии астрофизических нейтрино высоких энергий. Эти наблюдательные результаты связаны с нейтрино разных энергетических диапазонов, для регистрации которых применялись разные экспериментальные подходы. В каждом из разделов 3–5 мы представим один из способов регистрации нейтрино (при этом надо помнить, что для каждой астрофизической задачи могут применяться, и на самом деле применялись, разные способы, а всё многообразие изощрённых и порой поражающих воображение методов поиска трудноуловимых астрофизических нейтрино далеко не исчерпывается этими тремя подходами). Мы не будем останавливаться на методах поиска нейтрино экстремально высоких энергий, которые пока не привели к положительному результату. Наконец, в разделе 6 мы обсудим некоторые нерешённые проблемы нейтринной астрофизики и будущие эксперименты, нацеленные на их решение.

Нейтрино как частица

В этом разделе мы обсудим, какие свойства нейтрино делают его особенным с точки зрения микромира — мира элементарных частиц — и почему эти особенности выделяют нейтрино как интересный и полезный инструмент познания макромира — астрофизических объектов.

Нейтрино в Стандартной модели частиц и взаимодействий

Развитие физики элементарных частиц высоких энергий, в последние годы прежде всего связанное с работой Большого адронного коллайдера (Large Hadron Collider, LHC), подтвердило триумф Стандартной модели (СМ) — теоретического описания частиц и их взаимодействий. Действительно, в экспериментах на LHC была открыта последняя из предсказываемых моделью частиц (бозон Хиггса) и не было обнаружено никаких значимых отклонений от предсказаний СМ. Жизнь физиков, занимающихся элементарными частицами, была бы скучна, если бы не результаты нейтринной астрономии, о которых речь пойдёт ниже.

Созданная уже в середине прошлого века, СМ включает в себя три важные составные части:

1. Описание трёх типов взаимодействия частиц.
2. Перечень частиц с указанием испытываемых ими взаимодействий.
3. Свободные параметры (19 чисел), которые не предсказываются моделью и определяются экспериментально.

Три типа взаимодействий включают:

• хорошо известное электромагнитное (сила взаимодействия падает с расстоянием между частицами степенным образом — закон Кулона);
• сильное (сила взаимодействия растёт с увеличением расстояния, что приводит к формированию нейтральных относительно этого взаимодействия частиц — адронов);
• слабое (сила падает с ростом расстояния экспоненциально, так что на всех экспериментально изученных масштабах это взаимодействие существенно слабее двух других)¹.

В состав частиц, считающихся в Стандартной модели элементарными, то есть точечными и не имеющими внутренней структуры, включают шесть сильно взаимодействующих кварков (в природе они встречаются связанными в адроны, например, протоны и нейтроны); шесть не испытывающих сильного взаимодействия лептонов (наиболее известный из них — электрон), сюда же относятся три нейтрино; античастицы кварков и лептонов, переносчики взаимодействий (например, для электромагнитного взаимодействия это фотон) и бозон Хиггса.

Кварки и лептоны можно условно объединить в три группы — так называемые поколения, — так что частицы внутри одного поколения отличаются испытываемыми взаимодействиями, а частицы одного типа, но разных поколений отличаются только массами.

Этой информации уже достаточно, чтобы понять, в чём состоит главная особенность нейтрино: в отличие от остальных частиц, нейтрино испытывают только слабое взаимодействие². (см. рис. 0) Другая особенность положения нейтрино в СМ состоит в том, что механизм, объясняющий происхождение масс всех других частиц за счёт взаимодействия с бозоном Хиггса, для них не работает: массы нейтрино в СМ в точности равны нулю. С этим фактом связан закон сохранения, запрещающий нейтрино одного из трёх поколений превращаться в нейтрино другого поколения.

Превращения и массы нейтрино

Самое интересное, что такие запрещённые в СМ превращения нейтрино наблюдались экспериментально, и самое первое наблюдение было связано именно с нейтринной астрономией (см. об этом в разделе о солнечных нейтрино). Результаты многочисленных и очень разных экспериментов доказали, что тип нейтрино может меняться в процессе распространения. Эти изменения связаны с существенно квантовым эффектом — осцилляциями нейтрино. Оказалось, что нейтрино трёх поколений (их называют электронным υ_e, мюонным υ_μ и тау-нейтрино υ_τ по аналогии с заряженными лептонами тех же поколений — электроном, мюоном и тау-лептоном), рождающиеся во взаимодействиях с другими частицами и прекращающие своё существование в регистрирующем их детекторе, не являются состояниями с определённой массой. Значит, по пути от источника к детектору распространяется некоторая смесь (линейная комбинация) этих частиц, а это означает, что рождая, к примеру, υ_e в источнике, зарегистрировать в детекторе мы сможем как υ_e, так и υ_μ или υ_τ — с некоторой вероятностью. Последняя является осциллирующей функцией пройденного расстояния, отсюда и название — осцилляции нейтрино. В большом количестве экспериментов с природными и искусственными источниками нейтрино было зарегистрировано как исчезновение нейтрино излучённого типа (поток частиц того же типа в детекторе меньше, чем должен был долететь от источника), так и появление нейтрино другого типа, которых в источнике не было.

Напомним еще раз, что изменение типа нейтрино запрещено законами сохранения СМ, поэтому открытие осцилляций явилось прямым экспериментальным подтверждением неполноты Стандартной модели.

Законы сохранения играют в физике частиц фундаментальную роль, так как они связаны с симметриями теории. Именно симметрии определяют возможные виды взаимодействий элементарных частиц, ограничивают их взаимные превращения. Законы сохранения лептонных чисел каждого из трёх поколений запрещают изменение типа (номера поколения) как заряженных лептонов, так и нейтрино: например, запрещенными оказываются простейший распад мюона на электрон и фотон, μ → e + γ, и превращения υ_μ ↔ υ_e. Осцилляции нейтрино говорят нам, что эти законы сохранения не выполняются в мире элементарных частиц, а значит, симметрии описывающей частицы теории отличаются от симметрий СМ.

Далее, вероятность перехода нейтрино из одного типа в другой определяется разностью квадратов масс состояний нейтрино, так что отличная от нуля вероятность означает отличие от нуля по крайней мере двух из трёх нейтринных масс. Стандартную модель надо расширять и дополнять, чтобы объяснить эти экспериментальные результаты. Может показаться, что введение масс двух или трёх нейтрино — небольшое, «безобидное» расширение СМ. Однако, из-за указанной проблемы с симметриями, для объяснения ненулевых масс нейтрино требуется введение новых частиц и взаимодействий, а каких именно — пока однозначно сказать нельзя. Отметим также, что значения нейтринных масс пока остаются неизвестными — осцилляционные эксперименты измеряют только разницы их квадратов, а не сами значения. Наиболее строгое экспериментальное ограничение сверху получено на установке Троицк-ню-масс ИЯИ РАН для электронного антинейтрино и составляет³ 2,1 эВ; для остальных типов нейтрино и антинейтрино ограничения значительно слабее. Разницы квадратов масс состояний нейтрино значительно меньше и составляют ~10⁻³  эВ² и ~10⁻⁵ эВ².

Потоки и взаимодействия

История с открытием нейтринных осцилляций — классический пример использования астрофизики для решения задач физики частиц, ведь основное экспериментальное подтверждение необходимости расширения Стандартной модели физики частиц было впервые получено из изучения Солнца (см. далее). Теперь вернёмся к решению задач астрофизики и посмотрим, чем примечательны нейтрино как носители информации об астрофизических объектах.

Главная необычность нейтрино с этой точки зрения — то, что оно участвует только в слабых взаимодействиях. Это приводит к чрезвычайно низкой вероятности для нейтрино провзаимодействовать с веществом, через которое оно пролетает. Можно привести оценку по порядку величины, основанную на достаточно грубом приближении для описания слабого взаимодействия. Как уже отмечалось, с увеличением расстояния между частицами сила слабого взаимодействия уменьшается экспоненциально, так что можно считать, что нейтрино сможет провзаимодействовать с другой частицей, только если пролетит к ней ближе некоторого расстояния R_w. Пролетая через мишень толщины L, нейтрино взаимодействует только с частицами, оказавшимися в объёме тонкого цилиндра с длиной L и поперечным сечением σ = πR_w², расположенного вдоль траектории (рис. 1). Величина σ называется сечением взаимодействия, она зависит от энергии нейтрино и от вещества мишени.

Каковы основные астрофизические источники нейтрино, сколько частиц на самом деле пролетает через нас каждую секунду, и какова вероятность их взаимодействия? Ответ на эти вопросы дают таблица 1, где приведены примерные величины энергий, потоков и сечений взаимодействия нейтрино различного происхождения, и рис. 2, на котором показан график зависимости сечения взаимодействия нейтрино с протоном от энергии (видно, что сечение, хотя и растёт с энергией, всегда остаётся очень малым).

В дальнейшем мы обсудим нейтринные потоки астрофизического происхождения более подробно, а пока заметим, что из таблицы видно, что главным источником нейтринного излучения (как и обычного фотонного) на Земле является Солнце. Считая, что площадь человека S ~ 1 м², найдём, что в секунду через каждого из нас пролетает приблизительно 3 · 10¹⁴ (триста триллионов) солнечных нейтрино! Сколько из них провзаимодействуют в нашем организме? Человек состоит в основном из воды, при нормальных условиях в каждом кубическом сантиметре ее содержится n ~ 3 · 10²² молекул. Сечение взаимодействия солнечных нейтрино с молекулами воды составляет σ ~ 10⁻⁴⁴ см². Примем для оценки, что длина пути нейтрино через человека (то есть «толщина человека») составляет L ~ 20 см. Тогда число частиц в цилиндрике, подобном изображённому на рис. 1, составит nσL ~ 6 · 10⁻²³ штук. Разумеется, число частиц не может быть нецелым, поэтому этот результат означает, что лишь одно из ~ 2 · 10²², то есть из примерно 20 000 000 000 000 000 000 000 попадающих в человека нейтрино провзаимодействует в его теле. Получается, что солнечные нейтрино взаимодействуют в человеке в среднем один раз за полтора года. В основном, это упругое рассеяние на электронах, а ядерная реакция происходит примерно один раз за жизнь человека. Вот почему мы не замечаем огромного потока частиц, постоянно пролетающих через нас.

Таблица 1. Потоки нейтрино различного происхождения. Типы детекторов: Р — радиохимические, С — сцинтилляторные, Ч — черенковские

С одной стороны, такая способность нейтрино проходить через вещество оказывается очень интересной, например, для астрофизики: нейтрино несут информацию о процессах, проходящих в областях пространства, откуда фотоны никогда не смогут до нас долететь из-за поглощения (например, из центральных областей Солнца и звёзд или из самой ранней Вселенной). С другой стороны, она создаёт кажущиеся на первый взгляд непреодолимыми трудности в экспериментальной регистрации нейтрино, — они пролетают сквозь экспериментальную установку не взаимодействуя, точно так же, как сквозь человека, Землю или Солнце. Согласно фольклору, теоретически предсказавший существование этой сверхпроникающей частицы В. Паули сказал своему другу астроному В. Бааде: «Я сделал нечто недостойное теоретика — я выдвинул гипотезу, которую никогда нельзя будет проверить», имея в виду невозможность регистрации нейтрино в лаборатории. А отечественному читателю могут быть знакомы слова из песни В. Высоцкого «Марш студентов-физиков», «не поймаешь нейтрино за бороду и не посадишь в пробирку». Тем не менее, развитие экспериментальных методов и специально создаваемые технологии уже много десятилетий позволяют надёжно регистрировать нейтрино, в том числе астрофизического происхождения.

Вероятность взаимодействия нейтрино с веществом, находящимся в детекторе, крайне мала, но не равна нулю. Это определяет следующие подходы, которыми руководствуются все экспериментаторы, ставящие перед собой задачу детектирования нейтрино:

1. подобрать вещество, в котором сечение взаимодействия нейтрино максимально, при этом обеспечивая возможность регистрации результатов взаимодействия;
2. максимально увеличить объём мишени, что даёт увеличение числа событий при фиксированном сечении взаимодействия;
3. разработать высокоточные методы, позволяющие выделять единичные события в большом объёме вещества;
4. максимально подавить фон событий, имитирующих искомые нейтринные взаимодействия.

На практике для всех нейтринных экспериментов, начиная с самых ранних, важнейшей задачей становилось подавление фона мюонов. Мюоны рождаются в широких атмосферных ливнях — каскадах, образующихся при взаимодействии заряженных космических частиц с атмосферой Земли. Единственное приемлемое решение этой задачи связано с защитой установки от мюонов толстым слоем земли, то есть создание глубоких подземных лабораторий. На рис. 3 показаны сравнительные заглубления действующих и планируемых подземных лабораторий для нейтринной физики. Для современных и будущих нейтринных экспериментов с высокой чувствительностью и низким энергетическим порогом важным становится также отсутствие техногенного фона от ядерных реакторов, что обеспечивается географической удалённостью от атомных электростанций; это также представлено на рис. 3. Видно, что оптимально расположенными для таких будущих экспериментов являются китайская лаборатория Jing Ping и российская Баксанская нейтринная обсерватория.

Солнечные нейтрино и радиохимический метод

Термоядерные реакции в центре Солнца

Как и в других звёздах, во внутренних областях Солнца идут термоядерные реакции, обеспечивающие выделение огромной энергии. В плотных и непрозрачных слоях, окружающих гигантский естественный термоядерный реактор, фотоны многократно перерассеиваются, и в конечном итоге горячий плазменный шар излучает энергию со своей поверхности в виде света. Таким образом, область, в которой идут ответственные за энергию Солнца реакции, остаётся для нас невидимой. Однако при термоядерных реакциях рождается большое количество нейтрино, которые свободно проходят через Солнце и достигают земных экспериментальных установок, напрямую принося информацию о невидимом источнике энергии, от которого зависит существование жизни на Земле. Именно регистрация основного потока солнечных нейтрино доказала, что мы правильно понимаем происхождение энергии Солнца.

В природном термоядерном реакторе в центральных областях Солнца энергия испускается в ходе процессов слияния четырёх ядер водорода, то есть протонов p, с образованием ядра гелия He, двух позитронов e⁺ и двух электронных нейтрино υ_e−. Этот процесс идёт всегда в несколько этапов, причём с определённой вероятностью реализуются различные пути. Интерес представляют два основных варианта.

Во-первых, 99% энергии испускается в реакциях первого типа — pp-цепочки. При этом два нейтрино, которые и будут нас интересовать, могут рождаться с некоторой вероятностью в разных реакциях и иметь разные энергии. Схема реакций pp-цепочки приведена на рис. 4, там же указаны вероятности реализации различных реакций. Видно, что основной канал (83%) рождения гелия-4 — реакция слияния ³He + ³He → ⁴He + p, при этом каждое из ядер ³He образовалось в результате распада ядра дейтерия ²H, родившегося (с вероятностью 99,8%) в слиянии p + p → ²H + e⁺ + υ_e, так что в 83% случаев оба нейтрино излучаются в первой pp-реакции. Более того, из оставшихся 17% в этой реакции излучается одно из двух нейтрино, так что суммарный поток солнечных нейтрино на 91,5% состоит из pp-нейтрино.

Во-вторых, около 1% солнечной энергии производится в процессах второго типа, в которых более тяжёлые элементы (углерод C, азот N, кислород O) выступают в качестве катализаторов для превращения водорода в гелий. Этот CNO-цикл включает как термоядерный синтез, так и бета-распады нестабильных ядер, причём нейтрино испускаются как раз в этих распадах (см. рис. 5). Обычно упоминают также похожий цикл с участием фтора, вклад которого в энерговыделение и в поток нейтрино, однако, значительно меньше.

На рис. 6 приведены потоки солнечных нейтрино, испускающихся в различных каналах, в зависимости от их энергии. Видно, что pp-нейтрино, составляющие основную часть потока, имеют при этом и наиболее низкие (< 420 МэВ) энергии. Сечение взаимодействия нейтрино с веществом растёт с энергией, а фон, связанный с естественной и техногенной радиоактивностью, наоборот, падает, поэтому несмотря на меньший поток оказалось легче зарегистрировать нейтрино ⁸B. Как уже отмечалось, полный поток солнечных нейтрино составляет порядка 6 · 10¹⁰ штук на кв. см в секунду, что приблизительно равно потоку нейтрино от работающего ядерного реактора мощной АЭС на расстоянии в несколько сотен метров.

Радиохимический метод: открытие и исследования солнечных нейтрино

В первых успешных экспериментах по регистрации солнечных нейтрино использовался метод, основанный на ядерных реакциях, вызываемых нейтрино при прохождении через вещество. Эти реакции приводят к превращению ядер одного химического элемента в ядра другого, и количество появившихся ядер нового типа может быть определено химическими методами. Первый радиохимический эксперимент по детектированию солнечных нейтрино был основан на реакции

υ_e + ³⁷Cl → ³⁷Ar + e⁻,

в которой хлор превращается в аргон в результате взаимодействия с нейтрино. Эту реакцию предложил использовать для регистрации нейтрино Б. Понтекорво ещё в 1946 г. Реакция идёт при энергиях нейтрино, превышающих пороговое значение в 814 кэВ, и потому таким способом не могут быть зарегистрированы pp-нейтрино. Интерес к этому методу, в приложении к солнечным нейтрино, возник в начале 1960-х годов, когда были уточнены величины потоков ⁸B-нейтрино, ранее предполагавшиеся пренебрежимо малыми. Конкретное техническое решение, предложенное Р. Дэвисом в 1964 г. и реализованное, в том числе, в эксперименте Homestake (работал с 1970 по 1994 г.), было основано на том, что получающийся изотоп ³⁷Ar радиоактивен. Химическими методами аргон извлекался из детектора, а затем низкофоновый счётчик фиксировал его радиоактивные распады, что позволяло определить количество образовавшихся ядер ³⁷Ar — несколько штук за месяц. Так были открыты солнечные нейтрино, но их поток оказался в три раза меньше предсказанного теоретически.

Чтобы понять, насколько серьёзна эта «проблема солнечных нейтрино», требовались новые эксперименты, чувствительные к основной части потока — pp-нейтрино. Действительно, ⁸B-нейтрино, в основном регистрировавшиеся в хлор-аргоновом эксперименте, составляют доли процента от всего потока нейтринного излучения. Нужен был экспериментальный метод, позволяющий регистрировать нейтрино более низкой энергии. Ещё в 1965 г. В. А. Кузьмин предложил использовать реакцию

υ_e + ⁷¹Ga → ⁷¹Ge + e⁻,

в которой вместо хлора и аргона используются галлий и германий. Эта реакция идёт при энергиях нейтрино больших 233 кэВ, а значит, основанные на ней эксперименты чувствительны к части потока pp-нейтрино. Такие эксперименты были проведены международными коллективами в России (Soviet-American Gallium Experiment — SAGE, с 1990 г.) и в Италии (GALLEX и SNO-30, с 1991 г.).

Для проведения экспериментов по регистрации нейтрино и других исследований, требующих предельно низкого радиоактивного фона, в Приэльбрусье была построена уникальная подземная лаборатория — Баксанская нейтринная обсерватория (БНО) Института ядерных исследований Академии наук. Днём рождения БНО считается 29 июня 1967 г., когда Совет министров СССР принял постановление о строительстве первой в мире подземной лаборатории, построенной специально для физики, а не использующей готовые шахты. Под горой Андырчи (высота 3 937 м) были построены два горизонтальных тоннеля, в конце которых — практически под вершиной горы, в 4 км от входа, — поток атмосферных мюонов ослаблен в десять миллионов раз по сравнению с поверхностью. Именно там был размещён галлий-германиевый нейтринный телескоп. В лабораторном зале в шести огромных контейнерах находится 50 тонн сверхчистого металлического галлия, свободного от радиоактивных примесей (в 1980-е годы для производства такого количества галлия потребовалось построить специальный завод!).

В течение месяца металл (плавящийся при +29,8℃) пребывает в контейнерах, а пролетающие сквозь него нейтрино изредка превращают ядра галлия в ядра германия. Затем весь объём галлия извлекается из контейнеров и подвергается сложной химической обработке, в результате которого из него выделяются и «пересчитываются» единичные атомы германия-71.

После месячной экспозиции извлекается примерно 15 атомов германия (а всего в 50 тоннах галлия около 4,2 · 10²⁹ атомов!). С учётом известной теоретически вероятности реакции количество получившегося германия определяет поток нейтрино, проходящих через установку. С учётом энергий нейтрино (выше порога реакции в 233 кэВ) получается, что более половины этого потока составляют pp-нейтрино. Измеренный поток оказался примерно в два раза меньше предсказанного солнечной моделью, что подтвердило «проблему солнечных нейтрино» для основной части потока и указало на зависимость величины дефицита числа нейтрино от энергии.

Галлиевые эксперименты SAGE и GALLEX, впервые зарегистрировавшие pp-нейтрино, тем самым доказали, что в Солнце действительно работает термоядерный реактор. Баксанский эксперимент SAGE, проводя измерения на протяжении более 25 лет, проверил неизменность потока солнечных нейтрино со временем: к счастью, этот термоядерный реактор работает стабильно.

В настоящее время (2018 г.) в той же лаборатории запускается новый эксперимент BEST, в котором тем же галлий-германиевым методом будут регистрироваться нейтрино от искусственного радиоактивного источника, размещённого непосредственно в лаборатории. Цель этого эксперимента — поиск дефицита потока нейтрино на расстояниях в несколько метров, который указывал бы на существование гипотетического нейтрино четвёртого типа (помимо υ_e, υ_μ, υ_τ).

«Проблема солнечных нейтрино» и её решение

Пионерские радиохимические эксперименты, поставившие проблему дефицита солнечных нейтрино по сравнению с теоретическими моделями, были далеко не единственными, исследовавшими солнечные нейтрино. В частности, окончательное решение этой проблемы было связано с экспериментами другого типа, о которых речь пойдёт чуть ниже. Недостатком радиохимического метода является то, что он позволяет оценить только общее количество нейтрино, пролетевших через детектор за длительный (порядка месяца или более) период. Остаются неизвестными времена прихода нейтрино, направления, с которых они прилетают, и энергии отдельных частиц.

Регистрация нейтрино в реальном времени возможна с помощью других методов, использующих сцинтилляторы или черенковское излучение; речь о таких экспериментах пойдёт в следующих разделах этой главы. Первым экспериментом, зарегистрировавшим нейтрино в реальном времени и подтвердившим, что наблюдаемый сигнал действительно идёт от Солнца, стал японский водный черенковский детектор Kamiokande (1986–1995). Детектор на тяжёлой воде SNO (1999–2006) поставил точку в вопросе о причинах дефицита солнечных нейтрино (см. ниже).

Наиболее точным на сегодняшний день детектором солнечных нейтрино является Borexino, работающий с 2007 г. в итальянской подземной лаборатории Gran Sasso. Он чувствителен к нейтрино низких энергий (≳200 кэВ), что позволило определить форму энергетического спектра (зависимости потока от энергии) нейтрино и выделить из него pp-компоненту в явном виде (галлиевые эксперименты измеряли суммарный поток нейтрино разных каналов, среди которых pp составляли около 55%).

На основе своих ранних (1957–1958) работ Б. Понтекорво в 1967 г. сформулировал предсказания теории, в которой нарушался закон сохранения лептонных чисел, запрещающий взаимные превращения нейтрино разных типов в Стандартной модели. В этой же работе, вышедшей до публикации первых измерений потоков солнечных нейтрино, он указал, что дефицит нейтрино от Солнца будет свидетельствовать о наличии нейтринных осцилляций. Вышедшая сразу после публикации первых результатов хлор-аргоновых экспериментов Р. Дэвиса, на тот момент лишь поставивших ограничение сверху на нейтринные потоки, работа В. Грибова и Б. Понтекорво (1968) определила красивое решение проблемы дефицита солнечных нейтрино, окончательно подтверждённое экспериментально лишь более чем через 30 лет.

Оно основано на наблюдении, что как рождающиеся в Солнце, так и вызывающие превращения ядер в радиохимических детекторах нейтрино — электронные (υ_e). Если часть родившихся в Солнце υ_e по дороге превратится в нейтрино другого типа (υ_μ или υ_τ), не регистрируемые в экспериментальной установке, то это объяснит низкий зарегистрированный поток υ_e, не подвергая сомнению надёжную модель Солнца, предсказывающую излучённый поток тех же частиц. Для проверки этого объяснения требовался детектор, чувствительный к солнечным нейтрино других типов.

Это было реализовано в эксперименте SNO, рабочий объём которого был заполнен тяжёлой водой D₂O. Ядро дейтерия D (или ²H) может взаимодействовать с нейтрино разными способами, причём одна из реакций идёт с любым нейтрино — υ_e, υ_μ, υ_τ. Уже в 2001 г. были опубликованы результаты одновременного независимого измерения потока электронных нейтрино и суммарного потока нейтрино всех типов (речь идёт о ⁸B-нейтрино, так как детектор был чувствителен только к нейтрино достаточно высокой энергии). В полном соответствии с ожиданиями теории, основанной на нейтринных осцилляциях, полный поток совпал с предсказаниями стандартной солнечной модели, а поток υ_e оказался примерно в 3 раза меньше⁴. Это подтвердило справедливость предположения о нейтринных осцилляциях и доказало нарушение законов сохранения Стандартной модели физики частиц, запрещающей превращения нейтрино, а тем самым и экспериментально определило необходимость расширения Стандартной модели.

В настоящее время превращения нейтрино надёжно зарегистрированы в самых разных экспериментах, использующих, помимо солнечных, нейтрино от других источников — атмосферные (рождённые во взаимодействиях космических частиц с атмосферой), реакторные (излучаемые в радиоактивных распадах, идущих в реакторах атомных электростанций) и ускорительные (получаемые при взаимодействии пучка с мишенью на ускорителях заряженных частиц). В отличие от солнечного, поток нейтрино в двух последних случаях создаётся искусственно и контролируем. Благодаря этой экспериментальной работе были измерены параметры, определяющие вероятности взаимных превращений нейтрино всех трёх типов. В 2002 г. Нобелевская премия была присуждена, в частности, Р. Дэвису, впервые зарегистрировавшему солнечные нейтрино в хлор-аргоновом эксперименте, и М. Кошибе, руководившему экспериментом Kamiokande, который подтвердил, что открытые нейтрино приходят именно от Солнца. Вторая связанная с солнечными нейтрино Нобелевская премия — за открытие нейтринных осцилляций — была поделена в 2015 г. между руководителем эксперимента SNO А. Макдональдом и руководителем SuperKamiokande Т. Кажитой.

Гелиосейсмология, элементный состав Солнца и «новая проблема солнечных нейтрино»

Присуждённые Нобелевские премии отразили устоявшееся мнение широкого круга физиков не только об открытии нейтринных осцилляций и о необходимости «новой физики» частиц за пределами Стандартной модели, но и — косвенно — о триумфальном экспериментальном подтверждении модели Солнца. Меж тем, как раз в 2000-е годы, уже после результата SNO, новые наблюдательные данные о Солнце потребовали уточнения имеющихся моделей. С одной стороны, внутреннее строение Солнца исследовалось методами гелиосейсмологии. Солнце как целое испытывает колебания относительно небольшой амплитуды, и регистрация скорости движения его поверхности в результате длительных и точных наблюдений привела к определению более чем трёх тысяч собственных частот этих колебаний. Знание частот позволяет изучить внутреннюю структуру колеблющегося тела: именно такой анализ проводил каждый, кто пытался найти полость в стене (например, в поисках провода скрытой электропроводки) с помощью простукивания. Таким образом, было установлено с хорошей точностью внутреннее устройство Солнца: зависимость плотности и скорости звука от расстояния от центра. Эти результаты прекрасно согласуются со стандартными моделями Солнца, с помощью которых вычислялись потоки солнечных нейтрино, совпавшие с наблюдавшимися экспериментально (в SNO и в других экспериментах).

С другой стороны, для построения солнечной модели оказывается важным точное знание химического состава Солнца, в частности, содержания более тяжёлых, чем водород и гелий, элементов. Так, уменьшение концентрации ядер этих элементов в солнечной плазме привело бы к значительным изменениям в поглощении и перерассеянии излучения на пути от центральных областей Солнца к его поверхности. В начале XXI века многочисленные спектроскопические наблюдения позволили существенно уточнить содержание химических элементов (прежде всего, C, N и O) во внешних слоях Солнца, которое оказалось существенно ниже, чем предполагавшееся при построении стандартных солнечных моделей. Уточнённые с учётом этих данных новые модели Солнца оказались несовместны с результатами гелиосейсмологии. На протяжении десятка лет не удалось найти решение этого противоречия.

Существенные продвижения на этом пути могут быть связаны с измерением потока солнечных CNO-нейтрино, напрямую связанного с концентрацией элементов тяжелее гелия в центральных областях Солнца, поэтому имеющееся противоречие иногда называют «новой проблемой солнечных нейтрино». Не исключено, что такое измерение не просто уточнит модель Солнца, а позволит получить указания на неизвестные физические явления и процессы, которые нужно учесть, чтобы разрешить противоречия. О перспективах определения потока CNO-нейтрино мы поговорим ниже.

Нейтрино от сверхновых и детекторы на жидких сцинтилляторах

В этом разделе речь пойдёт в основном об астрофизических нейтрино более высокой (десятки МэВ) энергии, рождающихся в сверхплотном веществе в момент взрыва сверхновой с коллапсирующим ядром. Нейтринная вспышка была зарегистрирована при взрыве сверхновой 1987A в Большом Магеллановом Облаке; помимо Солнца, это единственный достоверно известный источник астрофизических нейтрино.

Сверхновые с коллапсирующим ядром

Одним из ожидаемых источников астрофизических нейтрино являются сверхновые, взрыв которых связан с коллапсом ядра массивной звезды (сверхновые типов II, Ib и Ic), завершающей свою эволюцию. Во время такого взрыва происходит выделение энергии ~10⁵¹ эрг в звезде радиусом ~10¹⁴ см. Приблизительно 0,01% этой энергии испускается в виде излучения (этого оказывается достаточно, чтобы светимость звезды кратковременно сравнилась со светимостью целой галактики), ~1% идёт на кинетическую энергию разлетающейся оболочки, а остальная (то есть почти вся) энергия уносится нейтрино, которые и можно пытаться регистрировать на Земле.

За десятилетия работы нейтринных телескопов наблюдалась лишь одна достаточно близкая сверхновая — SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке, карликовом спутнике нашей Галактики; нейтринный сигнал от неё был успешно зарегистрирован.

Сверхновая с коллапсирующим ядром — это последняя стадия эволюции тяжёлой (более 10M_⊙) звезды. В центральных областях таких звёзд давление внешних слоёв очень велико, что создаёт условия для протекания термоядерных реакций не только между ядрами водорода (как в Солнце), но и между ядрами более тяжёлых элементов. В результате термоядерного синтеза в недрах звезды образуются последовательно всё более тяжёлые ядра. Этот процесс прекращается, когда в центре звезды формируется железное ядро: как известно, для ядер тяжелее железа энергетически выгодны реакции распада, а не синтеза. Хотя вокруг ядра термоядерные реакции продолжаются, в центре звезды источник энергии гаснет, так что сопротивляться давлению внешних слоёв и собственной гравитации становится нечему — ядро сжимается. Тепловые фотоны приводят к фотодиссоциации ядер железа, в результате которой возникает большое количество нейтронов. Сжатие ядра останавливается, когда плотность электронов становится столь велика, что занимать ещё более близкие друг к другу положения электронам запрещает принцип Паули: теперь гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа. Это, однако, продолжается недолго, поскольку в системе нарушается равновесие между прямыми и обратными бета-процессами. Например, наиболее известному бета-распаду нейтрона n,

n → p + e⁻ + ῡ_e, (βР)

в результате которого получаются протон p, электрон e⁻ и электронное антинейтрино ῡ_e, соответствует обратный процесс бета-захвата:

p + e⁻ → n + υ_e. (βЗ)

В обычной горячей плазме реакции (βР) и (βЗ) находятся в равновесии. Но в вырожденном газе процесс (βР) не идёт, так как рождающемуся в нём электрону не находится места из-за принципа Паули. Как следствие, процессы (βЗ) и аналогичные с участием более тяжёлых ядер приводят к интенсивному поглощению электронов. Уменьшение плотности электронов приводит к снятию вырождения — принцип Паули более не мешает электронам располагаться ближе друг к другу, гравитационному сжатию вещества ничто не противостоит — происходит коллапс. Вспомним, что к этому моменту из-за процессов типа (βЗ) электронов в веществе осталось немного, зато появилось много нейтронов. Нейтроны, как и электроны, подчиняются принципу Паули, только вырождение для них наступает при значительно более высоких плотностях (порядка 3 · 10¹⁴ г/см³). При достижении этой фантастически большой плотности резко включается давление вырожденного газа нейтронов, коллапс останавливается, и происходит отскок — наружу начинает распространяться ударная волна. Взаимодействие этой ударной волны с внешними слоями звезды, не участвовавшими в коллапсе ядра, приводит к сбросу оболочки, который и виден как яркая вспышка излучения — вспышка сверхновой. Отметим, что на сегодняшний день, несмотря на продолжающиеся не один десяток лет попытки, компьютерное моделирование не позволяет получить сброс оболочки — расчёты обычно предсказывают возникновение стоячей волны. Так, может быть, описанная картина неправильна? Нет, картина коллапса, по крайней мере в целом, справедлива, и знаем мы об этом благодаря регистрации нейтрино от сверхновой 1987А.

Нейтрино излучаются в ходе реакций типа (βЗ), и с точки зрения внешнего наблюдателя выделяются два периода. В первую секунду, когда начинается неравновесная нейтронизация вещества, плотность ядра составляет чуть более 10¹¹ г/см³; это сверхплотное ядро тем не менее оказывается прозрачным для нейтрино, которые вылетают из него такими, как они родились, — с энергиями ~(15–30) МэВ, нетепловым спектром, одновременно со всего объёма коллапсирующего ядра. После снятия вырождения электронного газа и продолжения коллапса уже при плотности ~ 3 · 10¹¹ г/см³ нейтрино начинают взаимодействовать внутри сверхплотной области, что приводит к их перерассеянию, диффузии и некоторым потерям энергии. В результате нейтрино излучаются только с поверхности ядра (значит, их поток меньше, чем в первую секунду), с несколько меньшими (5–10 МэВ) энергиями и с тепловым спектром. Продолжительность второй стадии составляет 10–20 секунд. Таким образом, ожидаемый нейтринный сигнал состоит из короткого (~1 с) пика и менее интенсивного «хвоста» продолжительностью ~(10–20) секунд. Как мы увидим ниже, примерно такая картина наблюдалась при вспышке сверхновой 1987А. Отметим, что нейтрино излучаются в момент, предшествующий максимальному сжатию ядра и отскоку, то есть за несколько часов до сброса оболочки. Поэтому наблюдение нейтринного сигнала проверяет модель коллапса, но имеет мало отношения к (пока неудачным) моделям сброса оболочки.

Сцинтилляторные детекторы нейтрино

Чтобы установить соответствие между зарегистрированными в детекторе событиями и взрывом сверхновой, требуется знать момент прихода нейтрино. Радиохимические детекторы для этой цели не подходят, так как один цикл набора данных занимает в них порядка месяца и измеряется только общее число зарегистрированных за месяц нейтрино. Кроме того, небольшое количество энергичных нейтрино от вспышки сверхновой в таком детекторе потерялось бы на фоне низкоэнергетических солнечных нейтрино. В этом разделе мы обсудим детекторы нейтрино на основе жидкого сцинтиллятора. Другой тип детекторов, позволяющий определять время прихода событий, — черенковские детекторы, — будет рассмотрен ниже.

Существуют вещества специального типа (сцинтилляторы), которые позволяют регистрировать пролетающие через них высокоэнергичные фотоны или заряженные частицы следующим образом. Частица взаимодействует с молекулой вещества, что приводит к переходу молекулы в возбуждённое состояние. Избыток энергии затем высвечивается в виде короткой (≲10⁻⁴ с) изотропной вспышки фотонов значительно меньшей энергии. Регистрируя такие вспышки светочувствительной аппаратурой, можно определять количество взаимодействий энергичных частиц с веществом и моменты времени, когда они происходили.

Нейтрино упруго взаимодействуют с электронами среды, передавая им свою энергию:

υ_e + e⁻ → υ_e + e⁻. (Р1)

Другая реакция, позволяющая детектировать антинейтрино, — взаимодействие с ядрами вещества-мишени с образованием электрона и ядра изотопа того же элемента, в простейшем случае (водород)

ῡ_e + p → n + e⁺. (Р2)

Получивший энергию электрон (в случае реакции (Р1)) или позитрон (Р2) взаимодействует с молекулой сцинтиллятора, а результирующая вспышка регистрируется фотоумножителями. Малость любых сечений взаимодействия нейтрино предполагает необходимость использования больших объёмов мишени, просматриваемых значительным количеством фотоумножителей. Вещество мишени должно быть прозрачным, чтобы вспышки света достигали фотоприёмников, и содержать сцинтиллирующие добавки, обеспечивающие высокую эффективность преобразования энергии в удобное для регистрации излучение. Кроме того, важно чтобы вещество мишени не содержало даже небольшой примеси радиоактивных ядер, продукты распада которых могут имитировать сигналы от нейтрино.

Идеальной чистоты и изоляции эксперимента от заряженных частиц, не связанных с астрофизическими нейтрино, добиться всё равно не удаётся, поэтому время от времени детектор срабатывает — регистрирует сцинтилляцию. Эти срабатывания достаточно равномерно распределены по времени, и сигналом регистрации нейтрино от вспышки сверхновой является детектирование группы событий в течение ~10 секунд. Детекторы на жидких сцинтилляторах используются и для решения других задач; например, наиболее чувствительный из них — Borexino в лаборатории Gran Sasso (Италия) — регистрирует солнечные нейтрино, а основная задача самого крупного — KamLAND (Япония) — состоит в детектировании нейтрино от ядерных реакторов. Именно с низкопороговыми и точно измеряющими энергию детекторами нового поколения с большими объёмами сверхчистого жидкого сцинтиллятора связаны перспективы регистрации солнечных CNO-нейтрино (см. ниже).

Почти детективная история, случившаяся 23 февраля 1987 года

Вспышки сверхновых в нашей Галактике, зарегистрированные в исторических хрониках, происходили редко — раз в несколько сотен лет. Есть все основания предполагать, что не все такие события наблюдаются, поскольку в богатых звёздами, а значит и кандидатами на вспышку, центральных областях Галактики поглощение видимого излучения на пыли и газе столь велико, что может экранировать даже мощное видимое (но не нейтринное!) излучение сверхновой. Интервалы между вспышками в Галактике могут составлять на самом деле не сотни, а несколько десятков лет. Не все сверхновые связаны с коллапсирующим ядром (сверхновые типа Ia имеют похожие наблюдательные проявления, но совершенно другой механизм взрыва), а чувствительность современных нейтринных детекторов позволяет зарегистрировать сигнал от сверхновой только в Галактике или её ближайшей окрестности. Поэтому соответствующие установки должны работать десятилетиями в режиме ожидания, постоянно готовые зафиксировать — раз в несколько десятков лет — десятисекундную вспышку.

23 февраля 1987 г. в таком режиме работали 4 нейтринных телескопа: два жидкосцинтилляторных — Liquid Scintillator Detector (LSD) в тоннеле под горой Монблан и Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп (БПСТ) в БНО, и два водных черенковских — Kamiokande (Япония) и IMB (США). К сожалению, был выключен детектор «Коллапс», расположенный в соляной шахте в украинском городе Артёмовск. История началась в 2 ч. 53 мин. по Гринвичу, когда LSD зарегистрировал всплеск из 5 событий в течение 7 секунд. Затем, приблизительно в 7 ч. 36 мин., всплески были отмечены тремя другими детекторами: 5 событий на БПСТ, 8 событий на IMB и 11 событий в Kamiokande. Примерно в 11 ч. 30 мин. была зарегистрирована вспышка в видимом диапазоне, отождествленная со взрывом массивной звезды в Большом Магеллановом Облаке на расстоянии около 50 кпк от Земли. Вспышка, таким образом, произошла не в нашей Галактике, а в её ближайшей окрестности, и из-за большого расстояния до сверхновой сигнал оказался на пределе чувствительности инструментов. Тем не менее, совокупные данные сработавших детекторов дали бесценную информацию как о взрыве сверхновой, так и о свойствах нейтрино.

Остановимся сначала на втором нейтринном сигнале, зарегистрированном в 7:36 тремя установками. Надо вспомнить, что в 1987 году не были повсеместно распространены спутниковые навигационные системы, позволяющие в числе прочего точного определять время, и часы трёх установок имели небольшие систематические расхождения между собой. Последующий совместный анализ опубликованных данных позволил определить наиболее вероятные относительные задержки часов. С учётом этих расхождений наблюдалось (см. рис. 7) блестящее согласие с ожиданиями из модели коллапса: половина событий пришла в течение первых полутора секунд (излучение из объёма сверхплотного ядра), а вторая половина растянулась на последующие ~25 с (вторичное излучение с поверхности ядра, ставшего непрозрачным для нейтрино). Энергии зарегистрированных частиц, их полное количество и временной зазор (несколько часов) до оптической вспышки также находятся в прекрасном согласии с обсуждавшейся выше моделью коллапса ядра массивной звезды, хотя, конечно, точность этого утверждения ограничена небольшим количеством событий.

Что касается первого сигнала в 2:52, то он кажется загадочным: забегая вперёд, скажем, что однозначного ответа на эту загадку нет до сих пор. Действительно, каково происхождение этих нейтрино? Почему сигнал в 2:52 не был зарегистрирован другими детекторами, а сигнал в 7:36, напротив, не был зарегистрирован LSD? Хотя некоторые объяснения всей совокупности данных были предложены, с самого начала во многих анализах первый нейтринный сигнал был просто проигнорирован: утверждалось, что он, вероятно, является флуктуацией. Теперь, по прошествии десятилетий, эта версия представляется маловероятной — вероятность случайного совпадения по времени пяти не связанных друг с другом фоновых событий ничтожно мала. Это подтверждается как теоретическими расчётами, так и тем, что за 15 лет работы LSD такой всплеск был зарегистрирован только один раз — и в этот день вспыхнула сверхновая!

Выводы из наблюдения нейтринной вспышки от сверхновой 1987А

Несмотря на небольшую статистику и оставшиеся открытыми вопросы, наблюдения нейтрино от сверхновой 1987А открыли новый этап в развитии астрофизики частиц — науки на стыке физики и астрономии, изучающей свойства элементарных частиц методами астрофизики и свойства астрономических объектов методами физики частиц. Некоторые специалисты в этой области считают день взрыва сверхновой, 23 февраля, своим профессиональным праздником.

Первая группа выводов, полученных из наблюдения вспышки, относится к свойствам нейтрино и не требует никаких дополнительных предположений, кроме того, что зарегистрированная в «правильный» момент нейтринная вспышка действительно связана со сверхновой. Расстояние до взорвавшейся звезды известно, и факт регистрации нейтрино от источника в 50 кпк от наблюдателя означает, что нейтрино стабильны (не распались за время пути), как и предсказывается в Стандартной модели (отметим, что в распоряжении физиков нет никакого другого эксперимента, чтобы это проверить). Далее, на своём пути частицы пролетали через магнитное поле нашей Галактики; если бы они были электрически заряжены, их траектории отклонились бы, а значит, время в пути у разных частиц было бы разным, и вспышка не была бы зарегистрирована.

Другие интересные ограничения связаны со скоростью распространения нейтрино. Скорость частицы с энергией E и массой m (в энергетических единицах) меньше скорости света на величину порядка m²/(2E²). Масса нейтрино очень мала (во всяком случае, для электронного антинейтрино m < 2,1 эВ), а энергии рождающихся при взрыве сверхновой нейтрино составляют десятки МэВ, так что скорость их должна быть очень близка к скорости света, составляя ~0,99999999999 её часть. Расстояние от Большого Магелланова Облака до Земли нейтрино от сверхновой пролетают всего на несколько секунд медленнее, чем свет. Наблюдение нейтринной и оптической вспышек в один день позволило получить независимое от лабораторных, хотя и не очень строгое, ограничение на массу нейтрино: тяжёлые частицы летели бы медленнее лёгких с той же энергией и достигли бы Земли с запозданием по отношению к оптической вспышке.

Хотя на сегодняшний день результаты всех экспериментов подтверждают справедливость специальной теории относительности (СТО), основанной на инвариантности относительно преобразований Лоренца и ограничивающей скорость распространения частиц и сигналов скоростью света, можно построить непротиворечивые и согласующиеся с экспериментальными данными модели, в которых допускаются крайне малые отклонения от СТО. Интерес к этим гипотетическим построениям был подогрет объявлением в 2011 году предварительных результатов эксперимента OPERA, в котором, в дополнение к основной задаче исследования осцилляций нейтрино, было измерено время распространения нейтрино от источника — ускорителя в CERN (Женева) до детектора в подземной лаборатории Gran Sasso в Италии. Точность измерения времени была столь высока, что использования GPS для этого было недостаточно, и из одной лаборатории в другую для синхронизации физически перевозили атомные часы. В результате был получен результат измерения скорости нейтрино — 299 800 км/с при скорости света 299 792 км/с. В 2012 году, после детальных проверок как в рамках OPERA, так и другими группами, было объявлено об ошибочности этого результата: основной причиной неправильного измерения явился плохо соединённый разъём между часами и GPS-приёмником, который задерживал распространение сигнала примерно на 70 наносекунд. Однако и до обнаружения конкретной ошибки большинство учёных относилось к результату скептически, в первую очередь основываясь на наблюдениях нейтрино от сверхновой 1987А: если бы скорость нейтрино, в соответствии с первоначальным результатом OPERA, превышала скорость света на тысячную долю процента, нейтрино от сверхновой на расстоянии 50 кпк прилетели бы на Землю не в день оптической вспышки, а больше чем за год до неё!

Следующая группа результатов основана на сравнении зарегистрированного количества нейтрино, их энергий и продолжительности вспышки с имеющимися моделями коллапса ядра массивной звезды. В рамках точности измерений результат нейтринных детекторов, зафиксировавших второй сигнал (БПСТ, Kamiokande, IMB), полностью согласуется со стандартной моделью коллапса, в которой практически вся энергия уносится нейтрино. Помимо подтверждения модели коллапса, это согласие позволяет поставить строгие ограничения на параметры гипотетических новых лёгких и очень слабо взаимодействующих частиц, которые предсказываются в некоторых расширениях Стандартной модели (например, аксионов). Если такие частицы существуют, их взаимодействие с обычным веществом и излучением должно быть пренебрежимо мало, иначе именно они (а не нейтрино) унесли бы основную часть энергии взрыва. Интересно, что эти ограничения оказываются заметно строже, чем полученные в лабораторных экспериментах.

Перейдём теперь к возможным объяснениям двойного нейтринного сигнала и выводам из его наблюдения. С астрофизической точки зрения, двойная нейтринная вспышка означает двойной коллапс, и соответствующие модели обсуждались в литературе. В некоторых из них предполагалось, что первый коллапс протекал обычным образом, а второй был связан с формированием объекта ещё более компактного, чем обычно остающаяся после вспышки такой сверхновой нейтронная звезда (это может быть гипотетическая «кварковая звезда» или чёрная дыра). Другой, более разработанный вариант предполагает быстрое вращение железного ядра в момент начала коллапса, что может привести к его разделению на две части, в результате чего формируется двойная нейтронная звезда. Компоненты последней быстро обращаются вокруг общего центра масс и за несколько часов теряют энергию (она уносится гравитационным излучением), сближаются до начала перетекания вещества с менее тяжёлой звезды на более тяжёлую, в результате чего лёгкая звезда взрывается, а более тяжёлая коллапсирует обычным образом (и даёт вторую нейтринную вспышку). Разница в порогах детектирования и в веществе мишени между LSD и другими детекторами позволяет, в этом сценарии, разрешить загадку двойного нейтринного сигнала. Интерес к моделям такого рода возрос в последние годы после появления наблюдательных указаний на асимметричность коллапса в сверхновой 1987А (из изучения разлетающейся оболочки) и свидетельств в пользу того, что звезда-прародитель этой сверхновой образовалась в результате слияния двух звёзд незадолго до взрыва. В то же время загадочным представляется отсутствие обнаружения — уже в течение 40 лет — нейтронной звезды, которая должна была остаться после взрыва сверхновой в стандартном сценарии: этот факт позволяет не забывать и об объяснении с чёрной дырой, рождающейся на второй стадии коллапса.

Каким образом можно наблюдательно проверить предложенные объяснения и разрешить загадки, связанные с нейтрино от сверхновой 1987А? Разумеется, самым лучшим способом было бы наблюдение ещё одной сверхновой с коллапсирующим ядром, причём в нашей Галактике. Оставив в стороне вопрос о том, когда это произойдёт (можно ждать десятилетиями, а быть может, вспышка случится ещё до выхода этой книги), отметим следующий неприятный факт. Согласно последним теоретическим исследованиям, быстро вращающиеся коллапсирующие ядра могут давать двойные протонейтронные звёзды (с последующим схлопыванием из-за гравитационного излучения) лишь в ~(0,1–1)% случаев, так что если такой механизм и объясняет двойной нейтринный сигнал, зарегистрированный в 1987 году, то, скорее всего, мы не увидим ничего подобного в следующий раз.

А как быть, если вспышки в Галактике не будет ещё много десятилетий? Или если новая вспышка, зарегистрированная современными детекторами, лишь добавит загадок, а не снимет уже имеющиеся — например, если следующая сверхновая окажется вновь необычной? Оказывается, есть способ изучить среднестатистическую сверхновую, не дожидаясь вспышки в Галактике. Дело в том, что во всей Вселенной сверхновые взрываются постоянно, и мы их не регистрируем только потому, что потоки нейтрино от далёких объектов малы. Тем не менее, излучённые в звёздных коллапсах нейтрино распространяются без поглощения, и мы можем наблюдать нейтринный фон от совокупности всех далёких вспышек, происходящих во Вселенной. Изучение энергетического спектра таких нейтрино может многое сказать о моделях коллапса. Для решения такой задачи потребуются высокочувствительные детекторы нового поколения, о которых речь пойдёт ниже в этой главе.

Астрофизические нейтрино высоких энергий и водные черенковские детекторы

Когда речь идёт о внеземных нейтрино высоких (выше ГэВ) энергий, в дополнение к обычным трудностям, связанным с малым сечением взаимодействия нейтрино с веществом детектора, добавляются две другие — фон от нейтрино, рождённых во взаимодействиях космических частиц с атмосферой Земли, и сильное падение ожидаемых потоков нейтрино с ростом энергии. Преодоление этих трудностей привело к созданию гигантских детекторов, в которых объём вещества мишени исчисляется кубическими километрами. В этом разделе мы обсудим нейтринную астрономию высоких энергий, эти огромные детекторы и их интригующие результаты.

Атмосферные нейтрино и поиск астрофизических сигналов

На верхние слои атмосферы Земли попадает непрерывный поток космических лучей — релятивистских протонов и ядер с зарегистрированными энергиями от ГэВ до ~10²⁰ эВ. При высоких энергиях взаимодействие космической частицы с ядром атома из атмосферы приводит к множественному рождению вторичных частиц, прежде всего π-мезонов. Заряженные π-мезоны распадаются, рождая, в том числе, высокоэнергичные нейтрино. К рождению нейтрино приводят также и распады более тяжёлых вторичных частиц. Вся совокупность рождающихся в этих процессах нейтрино называется атмосферными нейтрино. Потоки космических лучей достаточно низких (ГэВ–ТэВ) энергий очень велики, а источник нейтрино — земная атмосфера — находится в непосредственной близости, поэтому любые астрофизические нейтринные сигналы в этом диапазоне энергий оказываются задавленными атмосферным фоном. Поиски нейтрино от астрофизических источников в этом диапазоне подобны астрономическим наблюдениям в солнечный день.

Потоки космических лучей, однако, быстро падают с энергией, и, как следствие, падает и фон атмосферных нейтрино. При энергиях выше ~10 ТэВ задача поиска астрофизических нейтрино начинает напоминать наблюдения в лунную ночь, и лишь выше ~1000 ТэВ фон от атмосферных нейтрино становится пренебрежимо малым. К сожалению, теоретически ожидаемые потоки астрофизических нейтрино тоже падают с энергией, что приводит к необходимости существенного (на порядки) увеличения рабочего объёма детектора, чтобы иметь возможность зарегистрировать хотя бы несколько событий. Строить детекторы на жидких сцинтилляторах требуемых объёмов (≳0,1 км³) нет технической возможности, поэтому в нейтринной астрономии высоких энергий используются мишени естественные. Наиболее универсальными оказались черенковские детекторы, использующие большие объёмы природной воды или льда.

Черенковские детекторы с большим объёмом воды

В результате взаимодействия нейтрино высокой энергии с веществом рождаются релятивистские заряженные частицы, двигающиеся со скоростью, превышающей фазовую скорость распространения света в данном веществе. Распространение таких частиц сопровождается черенковским излучением, которое обладает характерным энергетическим спектром и узким распределением по углам относительно направления движения исходной частицы. Регистрация этого излучения фотоприёмниками позволяет определить направление движения заряженной частицы и, в конечном итоге, восстановить с некоторой точностью направление прихода нейтрино. Таким образом, по сравнению с детекторами на сцинтилляторах, регистрирующими только момент вспышки, черенковские инструменты являются телескопами в привычном смысле слова, а не счётчиками.

В 1960 г. М. Марков и И. Железных предложили использовать естественную чистую воду озёр и морей для регистрации нейтрино высоких энергий черенковским методом. Для этого на большую глубину погружается система фотоприёмников, просматривающих значительный объём воды. Верхние слои воды (речь идёт о километровых глубинах) играют роль естественной защиты от фона, аналогичной толще породы для подземных детекторов, обсуждавшихся выше. Кроме того, на такие глубины не проникает свет с поверхности, что важно для регистрации коротких и слабых вспышек черенковского излучения. При этом вода прозрачна, что позволяет размещать фотоприёмники достаточно редко. Примечательно, что большой объём воды не обязательно должен быть жидким, можно использовать лёд. Первый глубоководный нейтринный телескоп был создан в 1980-х годах на озере Байкал. Следующим стал детектор AMANDA, использующий в качестве мишени антарктический лёд. Детектор ANTARES был сооружён в Средиземном море.

В настоящее время эти три географически разнесённые площадки используются для масштабных экспериментов по поиску нейтрино. Первым из инструментов кубокилометрового масштаба заработал — и позволил получить интригующие результаты, на которых мы остановимся чуть ниже, — детектор IceCube на Южном полюсе. На Байкале развёрнуто строительство аналогичного по объёму телескопа Байкал-GVD, а для Средиземного моря разработан проект KM3NеT. Эти три гигантских инструмента будут дополнять друг друга в исследованиях астрофизических нейтрино высоких энергий в составе глобальной нейтринной сети.

Устроен водный черенковский детектор кубокилометрового масштаба следующим образом (см. рис. 8). В толще воды или льда помещены вертикальные струны, верхняя часть которых просто поддерживает кабели для питания и передачи данных, а к нижней, заглублённой не менее чем на километр, прикреплены в виде гирлянды фотоэлектронные умножители (ФЭУ), регистрирующие вспышки света в окружающем веществе и фиксирующие их время с высокой точностью. Весь рабочий объём просматривается, таким образом, решёткой ФЭУ, позволяющей реконструировать не только факт вспышки излучения, но и её пространственно-временное развитие, отражающее движение вызвавших вспышку релятивистских частиц (см. рис. Н9 на цветной вкладке). Информация со всей решётки собирается и анализируется в центре обработки данных на поверхности.

С практической точки зрения, конечно, детекторы с использованием воды и льда сильно отличаются друг от друга. Для установки гирлянды ФЭУ во льду проплавляется — на глубину нескольких километров — узкий вертикальный канал, в который опускается струна с ФЭУ. Затем вода в получившейся скважине замерзает, и гирлянда фотоумножителей остаётся работать во льду навсегда. Разумеется, это означает невозможность проведения каких-либо ремонтных работ, вышедшие из строя элементы детектора никак не восстанавливаются, а просто не учитываются при анализе данных. Напротив, установки, работающие в жидкой воде, обладают гибкостью как в части обслуживания, ремонта и замены ФЭУ и других элементов, так и в части возможного изменения конфигурации всей решётки. На Байкале работы проводятся ранней весной, когда толщина льда, покрывающего озеро, максимальна, так что автомобили и техника без труда по нему передвигаются. На протяжении весенней экспедиции устанавливаются новые струны с ФЭУ, а установленные ранее могут быть извлечены для обслуживания и ремонта.

С точки зрения регистрации черенковского излучения вода и лёд также ведут себя по-разному. С одной стороны, лёд несколько прозрачнее, то есть поглощение черенковских фотонов происходит на большем расстоянии по сравнению с водой. С другой — природный лёд содержит неоднородности, на которых излучение рассеивается. Этот факт определяет существенное преимущество детекторов с жидкой водой в точности определения направления прихода нейтрино.

Процессы взаимодействия нейтрино с веществом, в результате которых рождаются релятивистские частицы, регистрируемые по их черенковскому излучению, могут быть разными, и в результате в детекторе наблюдаются разные картины (см. на цветной вкладке). Два основных типа событий, наблюдаемых в экспериментах, — это «треки» и «каскады». При взаимодействии мюонного нейтрино с ядром мишени рождается мюон, который является относительно (по масштабам микромира) долгоживущей частицей: он пролетает через значительную часть объёма детектора до распада, оставляя узкий линейный след — «трек» черенковского излучения (рис. Н9а). Такие же мюоны рождаются при взаимодействии космических лучей в атмосфере, и, несмотря на достаточно большую глубину, часть таких событий достигает детектора. Для изучения мюонных треков, как правило, отбираются события, соответствующие движению частицы «из-под Земли», то есть рождённые прошедшими сквозь Землю нейтрино (мюоны, рождённые в атмосфере на противоположной стороне Земли, детектора не достигают). Трековые события не сопровождают взаимодействия υ_e и υ_τ, поскольку рождающиеся в них электроны быстро перерассеиваются, а τ-лептоны практически сразу распадаются.

Второй тип событий — «каскады» — связан с лавинообразным развитием многочастичных процессов, вызванных неупругим взаимодействием нейтрино с ядром. При высоких энергиях рождается сразу много частиц, каждая из которых также взаимодействует с окружающим веществом, и в результате формируется лавина релятивистских частиц, распространяющихся от точки взаимодействия. Все эти частицы также излучают черенковские фотоны, такое событие регистрируется детектором, однако выглядит совершенно иначе, чем мюонный трек: каскадное событие больше напоминает облако, нежели прямую линию (рис. Н9б). Точность определения направления оказывается хуже, чем у мюонного трека, зато каскады, начавшиеся и развивающиеся в детекторе, позволяют лучше измерить энергию исходного нейтрино. Каскадные события, вызванные тау-нейтрино наиболее высоких энергий (≳2 ПэВ), могут выглядеть иначе, так что их иногда выделяют в отдельный, третий тип событий — «двойной всплеск» (рис. Н9в). Энергичный тау-лептон распадается, лишь отлетев на некоторое расстояние от точки нейтринного взаимодействия, поэтому должны наблюдаться два каскада (от взаимодействия нейтрино с ядром и от распада тау-лептона), соединённые коротким треком (черенковское излучение самого тау-лептона). На сегодняшний день экспериментально такие события пока надёжно не зафиксированы.

Завершая обсуждение водных черенковских детекторов нейтрино, хотелось бы отметить, что их область применения не ограничивается поиском нейтрино самых высоких энергий. Черенковское излучение электронов, получивших энергию в процессе упругого рассеяния

υ_e + e⁻ → υ_e + e⁻,

использовалось в детекторе Kamiokande для регистрации и солнечных нейтрино, и нейтрино от сверхновой 1987А. Благодаря возможности реконструировать направление прихода было построено изображение Солнца в нейтринном канале, что доказало, что открытые радиохимическим методом нейтрино действительно приходят от Солнца. Детектор SNO, поставивший точку в объяснении «дефицита» солнечных нейтрино в терминах осцилляций, также использовал черенковское излучение для регистрации взаимодействий нейтрино, только сами эти взаимодействия были немного другими из-за использования тяжёлой, а не обычной воды.

Наблюдение астрофизических нейтрино высоких энергий

Анализ данных IceCube уже за первые годы работы выявил наличие нейтринных событий с высокими (выше 60 ТэВ) энергиями в количестве, заметно превышающем ожидания от достаточно хорошо известного фона атмосферных нейтрино. Астрофизическое происхождение избытка высокоэнергичных нейтрино подтверждалось распределением их по зенитным углам, с которых приходили события (также хорошо известным теоретически для атмосферного фона), и некоторыми другими анализами. Более того, уже в первых данных были найдены два события с энергиями выше ПэВ: количество атмосферных нейтрино столь высокой энергии пренебрежимо мало. В результате коллаборация IceCube заявила об открытии нейтрино высоких энергий астрофизического происхождения. На рис. 10 показаны результаты предварительного анализа событий, развитие которых началось внутри детектора (для них хорошо определяется энергия), с оцененными энергиями нейтрино выше 60 ТэВ (high-energy starting events, HESE) за 6 лет работы IceCube. Видно значительное превышение числа зарегистрированных событий над атмосферным фоном и радикальное отличие от фона в распределении их направлений прихода. Анализ событий с мюонными треками, начинающимися за пределами детектора, в целом согласуется с этими результатами.

Прежде чем обсуждать возможные астрофизические источники этих нейтрино, стоит остановиться на наиболее общем механизме происхождения нейтрино высоких энергий. Ранее мы обсуждали нейтрино (от Солнца и сверхновых), рождающиеся в ядерных реакциях — синтеза, распада и β-захвата ядер. Энергии таких нейтрино соответствуют характерным масштабам энергии ядерной физики — разности энергий связи ядер различных изотопов, температуре сверхплотного ядерного вещества и т. д., — и не превышают нескольких десятков МэВ. В этом разделе мы обсуждаем энергии нейтрино в миллион раз более высокие, и происхождение их должно быть совершенно другим. Наиболее естественным предположением является рождение нейтрино в результате распада нестабильных частиц, прежде всего π-мезонов, которые в свою очередь рождаются во взаимодействиях высокоэнергичных протонов и ядер (рис. 11). Действительно, существование космических протонов с энергиями вплоть до 10²⁰эВ подтверждено экспериментально (см. главу «Космические лучи»). При высоких энергиях взаимодействие протона с любой другой частицей практически всегда приводит к множественному рождению легчайших сильновзаимодействующих частиц — π-мезонов. Эти частицы нестабильны, основные каналы их распада показаны на схеме рис. 11. Видно, что распады заряженных π-мезонов, π⁺ и π⁻, сопровождаются рождением нейтрино, которые в данном случае уносят значительную часть энергии исходного протона. При этом мезоны трёх типов (π⁰, π⁺ и π⁻) рождаются примерно в равных количествах; основной канал распада π⁰ — на два фотона, поэтому излучение высокоэнергичных нейтрино в таком механизме всегда сопровождается излучением фотонов того же диапазона энергий. Таким образом, описанный процесс рождения нейтрино с необходимостью связывает потоки частиц в трёх различных каналах: космические лучи, нейтрино и гамма-излучение. Обычно результаты наблюдений нейтрино высоких энергий интерпретируются в рамках такого механизма, а значит, совместно с данными гамма-астрономии и физики космических лучей (так называемый мультимессенджерный или многоканальный подход).

Прежде чем говорить о конкретных источниках нейтрино, зарегистрированных IceCube, есть смысл посмотреть на карту неба, на которой нанесены направления прихода этих нейтрино (рис. 12). В соответствии со сказанным выше, бросается в глаза различие между двумя типами событий: для мюонных треков (в основном приходящих из Северного полушария, то есть для расположенного на Южном полюсе IceCube, — из-под земли) точность определения направлений прихода составляет порядка градуса. Для каскадных событий она гораздо хуже и может доходить до 15–20° (область на небе размером с большое созвездие). Даже для «точных» трековых событий в круге радиуса 1° находится много потенциальных источников, так что сказать «нейтрино пришло от данного объекта» невозможно, и для определения класса источников требуется совместный анализ всего ансамбля событий, обычно проводимый в совокупности с поиском сопровождающего гамма-излучения.

Далее, беглый взгляд на рис. 12 не позволяет выявить каких-либо общих крупномасштабных тенденций в распределении направлений прихода по небу, за исключением отсутствия событий из области Северного полюса, то есть прошедших через всю Землю — при обсуждаемых энергиях Земля становится непрозрачной даже для нейтрино, что связано с тем, что нейтринные сечения взаимодействия растут с энергией (см. рис. 2). В частности, отсутствует выраженная концентрация событий вдоль плоскости Млечного Пути, которая ожидалась бы для любых источников, связанных со звёздным населением, сконцентрированным в диске Галактики. Зрительное впечатление подтверждается детальным количественным анализом — направления прихода с доступной на сегодня точностью распределены изотропно. Это указывает либо на внегалактическое происхождение зарегистрированных нейтрино, либо на рождение их в Галактике в процессах, не связанных со звёздным населением (взаимодействие космических лучей с газом или распады частиц тёмной материи в гало Галактики, или же диффузные процессы в непосредственном окружении Солнечной системы, на расстояниях, меньших толщины галактического диска).

В рамках мультимессенджерного анализа все эти объяснения испытывают определённые трудности, и в результате на момент написания этого текста отсутствует удовлетворительное описание происхождения зарегистрированных IceCube нейтрино высоких энергий в терминах π-мезонного механизма, работающего в астрофизических источниках одного класса. Можно предложить модели, в которых менее энергичные нейтрино рождаются в одном классе объектов, а более энергичные — в другом, но тогда приблизительное совпадение потоков нейтрино, происходящих из двух различных и независимых типов источников, придётся считать случайностью.

Действительно, остановимся подробнее на использовании данных различных каналов получения астрофизической информации для ограничения моделей происхождения нейтрино высоких энергий. Прежде всего, следует отметить, что измеренные потоки нейтрино оказались большими — на верхней границе теоретических ожиданий. Обратим внимание на рис. 13, на котором схематически изображены потоки астрофизических нейтрино, восстановленные по данным IceCube, вместе с ограничениями сверху на поток нейтрино в простой модели внегалактических источников. Предположим, что все космические лучи сверхвысоких энергий, регистрируемые соответствующими детекторами, ускоряются в некоторых внегалактических источниках, и определим количество высокоэнергичных протонов исходя из измеренных потоков при энергиях ~10¹⁹ эВ (при таких энергиях космические лучи имеют гарантированно внегалактическое происхождение). Тот же механизм, что ускоряет некоторые протоны до самых высоких энергий, ускорит значительно большее количество протонов до меньших энергий ~(10¹⁶–10¹⁷) эВ. В отличие от самых энергичных, эти протоны не смогут покинуть источник, так как будут удерживаться его магнитным полем, и рано или поздно провзаимодействуют там с веществом или излучением, рождая π-мезоны. Штриховая линия на рис. 13 показывает поток нейтрино, который получится, если энергия всех таких протонов будет передана π-мезонам, распадающимся в фотоны и нейтрино. Очевидно, это ограничение сверху на потоки нейтрино (в реальности эта энергия может остаться в космических лучах или переизлучиться другими способами). Удивительно, что наблюдаемые потоки нейтрино по порядку величины близки к этому верхнему ограничению.

Ещё более примечательно ограничение сверху, показанное штрих-пунктирной линией. Оно получено без использования детальных предположений о конкретных источниках нейтрино, лишь бы они были внегалактическими и связаны с π-мезонами. Равномерный поток нейтрино от распадов π^± сопровождается аналогичным потоком фотонов от распадов π⁰, как описано выше. Нейтрино прилетают без поглощения со всей Вселенной, однако длина свободного пробега фотона с энергией около 100 ТэВ — порядка размера галактики: фотоны таких высоких энергий взаимодействуют с фотонами реликтового излучения, рождая электрон-позитронные пары. Таким образом, фотоны с энергией около 100 ТэВ от внегалактических источников до нас просто не долетают, однако энергия их передаётся электронам и позитронам. Релятивистские электроны и позитроны взаимодействуют с тем же фоновым излучением, отдавая свою энергию фотонам (обратный эффект Комптона). Получившиеся фотоны, каждый из которых имеет энергию уже несколько меньшую, чем исходный, вновь рождают электрон-позитронные пары, и продолжается электромагнитный каскад (рис. 14). После каждого цикла энергия исходного фотона перераспределяется между фотонами вторичными, так что средняя энергия фотонов в каскаде падает, хотя суммарная сохраняется. Так продолжается до тех пор, пока средняя энергия фотонов не упадёт до нескольких десятков ГэВ, после чего они продолжат движение через Вселенную беспрепятственно. Так вся энергия внегалактического диффузного гамма-излучения с энергиями фотонов выше 100 ТэВ, сопровождающего нейтрино IceCube, «перекачивается» в диапазон ~10 ГэВ.

Поток изотропного гамма-излучения в этом диапазоне измерен инструментом LAT на борту спутника Fermi, так что поток, полученный каскадированием сопутствующих фотонов от источников нейтрино, никак не может превышать эти измерения. Соответствующее ограничение сверху на однозначно связанный с потоком фотонов поток нейтрино и показано на рис. 13 штрих-пунктирной линией. Вновь замечаем, что потоки нейтрино, обнаруженные IceCube, находятся на уровне ограничений сверху, то есть самых высоких теоретических ожиданий. Разумеется, конкретные количественные ограничения зависят от деталей модели, но качественно картина указывает на то, что наблюдаемые потоки частиц в трёх каналах — космических лучей, нейтрино и фотонов, — согласованы друг с другом, то есть взаимодействия протонов играют важную роль в происхождении не только нейтрино, но и гамма-излучения высоких энергий. Последний факт является неожиданным, так как, в отличие от нейтрино, родить гамма-кванты можно и во многих других, в том числе более простых и распространённых при меньших энергиях процессах: например, с помощью уже упомянутого эффекта Комптона в облаке релятивистских электронов. До наблюдения IceCube именно с релятивистскими электронами связывали, как правило, происхождение основной части астрофизического гамма-излучения высоких энергий.

Теперь, видя качественное согласие данных трёх каналов, мы вплотную подошли к проблеме, из-за которой объяснить наблюдение IceCube в рамках одного класса источников не удаётся. Внимательный читатель, конечно, уже обратил внимание на две особенности нейтринных данных, приведённых на рис. 13: во-первых, там нарисованы две линии, изображающие нейтринный поток IceCube, причём эти линии не слишком хорошо согласуются друг с другом по наклону; во-вторых, одна из линий в области низких энергий выходит заметно выше ограничений сверху. Дело в том, что в анализе данных для поиска нейтрино высоких энергий используются события двух типов — HESE и мюонные треки. Этим двум выборкам и соответствуют две линии; при этом используемые в анализе треки, как правило, соответствуют более высоким (≳200 ТэВ) энергиям и направлениям из-под земли (Северное небесное полушарие), в то время как HESE-нейтрино выделяются и при более низких (от 60 ТэВ) энергиях и преимущественно со стороны Южного небесного полушария. Среди возможных объяснений разницы в наблюдаемой зависимости потока от энергии между двумя категориями событий можно предложить глобальную анизотропию: события из Северного полушария почему-то имеют, как говорят, более жёсткий спектр (то есть их поток медленнее падает с энергией). Это трудно согласовать с моделями происхождения в реальных внегалактических источниках, равномерно распределённых по небу. Вариант с систематической ошибкой в восстановлении спектра двумя различными методами проверялся в первую очередь и, по утверждению экспериментаторов IceCube, может быть отвергнут. Наиболее реалистичным выглядит объяснение, учитывающее две составляющие потока нейтрино (рис. 15): при высоких энергиях в основном заметна жёсткая составляющая, а ниже 100 ТэВ главный вклад даёт другая составляющая, поток которой быстро падает с энергией и на фоне жёсткой составляющей при E ≳ 200 ТэВ уже незаметен. Что касается HESE-нейтрино, то при высоких энергиях таких событий немного, что приводит к большим неопределённостям в оценке потока, который выше 200 ТэВ неплохо согласуется как с мягким, так и с жёстким спектром.

В этом сценарии более мягкая составляющая противоречит ограничениям сверху из наблюдений диффузного потока фотонов Fermi-LAT для сценария с внегалактическими источниками. Это противоречие усугубляется, если предположить, что спектр плавно продолжается в область более низких энергий, а не обрывается резко именно в том месте (60 ТэВ), ниже которого на IceCube затруднительно выделить астрофизические нейтрино на фоне атмосферных. Естественно предположить, что мягкая составляющая имеет галактическое происхождение, но тогда неясно, во-первых, почему она примерно такая же по величине, как внегалактическая (случайное совпадение?), а во-вторых, почему в распределении направлений прихода нейтрино не прослеживается галактический диск.

Многие обсерватории в мире участвуют в поиске возможных источников регистрируемых IceCube нейтрино, наблюдая области неба, соответствующие направлениям прихода нейтринных событий, в гамма-диапазоне. Для нейтрино, зарегистрированного 22 сентября 2017 г., эта работа привела к успеху: была обнаружена вспышка далекого, но яркого в гамма-лучах блазара, приблизительно совпадающая по времени и направлению с нейтринным событием. Этот результат вселяет надежды на будущий успех подобных программ, однако не стоит забывать, что еще для 41 аналогичного нейтринного события подобные сопутствующие гамма-вспышки зарегистрированы не были. Анализ всего ансамбля событий показывает, что даже если эта вспышка имеет отношение к нейтринному событию, не более нескольких процентов зарегистрированных IceCube астрофизических нейтрино могут рождаться во вспышках блазаров.

Хотя на сегодня имеются конкретные теоретические модели, объясняющие происхождение нейтрино IceCube непротиворечивым образом, следует признать, что пока единственный вывод из поисков источников астрофизических нейтрино высоких энергий получен с помощью мультимессенджерного подхода и говорит о вероятном доминировании протонных, а не электронных процессов в происхождении наиболее энергичного гамма-излучения во Вселенной. Получение ответа о конкретных источниках и механизмах происхождения зарегистрированных IceCube нейтрино — дело будущего.

Будущее нейтринной астрофизики

В предыдущих разделах настоящей главы упоминались некоторые нерешённые задачи, относящиеся к исследованию астрофизических нейтрино различных энергий и различного происхождения. В этом, заключительном, разделе мы обсудим, как решать их в ближайшем будущем, выделив в первую очередь конкретные экспериментальные подходы.

Средние энергии, большие детекторы

Говоря об астрофизических нейтрино с энергиями от долей МэВ до десятков МэВ (сюда относятся солнечные нейтрино и нейтрино от коллапсирующих звёзд), отметим наиболее фундаментальные задачи для детекторов следующего поколения.

• Измерение потока солнечных CNO-нейтрино. Требуется для определения химического состава центральных областей Солнца и разрешения противоречия между солнечными моделями, основанными на результатах гелиосейсмологии и на измерениях состава Солнца у его поверхности. Для решения необходимы инструменты с низким порогом (энергии CNO-нейтрино не превышают 1,8 МэВ) и максимальной защитой от фона, среди источников которого — нейтрино от ядерных реакторов и радиоактивных распадов в веществе самого детектора.
• Измерение совокупного потока нейтрино от сверхновых с коллапсирующим ядром, взрывающихся во всей Вселенной. Поможет пролить свет на загадки, связанные с такими сверхновыми (двойной нейтринный сигнал от сверхновой 1987А, механизм сброса оболочки и т. д.) даже при отсутствии взрыва сверхновой в Галактике в ближайшем будущем. Для решения необходим инструмент большого объёма, так как ожидаемая величина сигнала очень мала, защищённый от фона при энергиях порядка 10 МэВ и выше (глубокое залегание под землёй).

В настоящее время разрабатываются и реализуются несколько проектов детекторов большого объема, но не все они годятся для решения этих задач одновременно. Наиболее активно развиваются китайские эксперименты. После успеха эксперимента с регистрацией нейтрино от реакторов атомной электростанции Daya Bay, измерившего ранее неизвестные параметры нейтринных осцилляций с впечатляющей точностью, Китай объявил нейтринные исследования национальным приоритетом. Детектор на жидком сцинтилляторе JUNO будет предназначен для измерения параметров реакторных антинейтрино и потому будет расположен вблизи атомной электростанции, что закрывает возможности низкофоновых исследований, описанных выше. Гигантский детектор в лаборатории Jing Ping — самой большой и самой глубокой подземной лаборатории в мире — предполагается заполнить смесью воды и жидкого сцинтиллятора, что позволит использовать как сцинтилляционный, так и черенковский методы регистрации одновременно. Несмотря на удалённость от атомных электростанций, использовать этот инструмент для поиска CNO-нейтрино вряд ли будет реально, поскольку такой комбинированный метод регистрации предполагает достаточно высокий энергетический порог. Создатели этого инструмента планируют оптимизировать его для поиска совокупного сигнала от сверхновых. Та же задача может решаться и еще одним водным черенковским детектором большого объёма — Hyper-Kamiokande (Япония).

Учитывая высокую стоимость нейтринных детекторов, в особенности большого объёма, представляется разумным создание инструмента, способного решать обе основные астрофизические задачи, а заодно и проводить исследования в смежных областях — физике частиц и геофизике (здесь мы не касаемся интересных задач, ставящихся перед нейтринными детекторами в этих науках). Вероятно, оптимальным решением является детектор с большим объёмом жидкого сцинтиллятора, подобный Borexino, только примерно в десять раз больше. Разрабатывается проект такого инструмента — Нового баксанского нейтринного телескопа (НБНТ), который может быть размещён в наиболее глубоких лабораторных помещениях Баксанской нейтринной обсерватории (БНО) в Приэльбрусье. Удалённость БНО от ядерных реакторов и глубина залегания лаборатории обеспечат требуемое подавление внешнего фона, а использование специальных технологий очистки сцинтиллятора — как разработанных для Borexino, так и новых — позволит снизить фон внутренний. Предполагается использование 10 кт сцинтиллятора, для очистки которого придётся построить небольшой подземный завод: требуемая степень очистки столь велика, что в ходе транспортировки с поверхности в сцинтилляторе неизбежно появится недопустимое количество радиоактивных примесей. На момент написания этой главы для НБНТ идёт подготовка проекта, подбор конкретного жидкого сцинтиллятора и оптимальных механизмов его очистки, создание небольшого прототипа детектора для тестирования методов измерения. Проекты такого масштаба делаются долго: если всё пойдёт по плану, инструмент заработает в 2026 году, и ещё несколько лет работы потребуется, чтобы начать отвечать на астрофизические вопросы.

Высокие энергии, многоканальная астрономия

Наблюдение астрофизических нейтрино высоких энергий в эксперименте IceCube открыло новую страницу в истории нейтринной астрономии и одновременно поставило целый ряд вопросов перед исследователями. Каково происхождение этих астрофизических нейтрино? Чем вызвано различие в спектрах, полученных с помощью треков и HESE-событий — разницей между Северным и Южным полушарием? Систематической ошибкой в обработке данных разными методами? Наличием двух независимых составляющих — мягкой и жёсткой — в нейтринном потоке? Как объяснить, что при энергиях ~(60–100) ТэВ поток нейтрино превышает ограничения из диффузного гамма-излучения в случае их внегалактического происхождения, но при этом не наблюдается галактическая анизотропия направлений прихода?

Ответы на все эти вопросы потребуют серьёзных усилий как теоретиков, так и экспериментаторов. Прежде всего, важным представляется проведение независимых измерений потока нейтрино высоких энергий с помощью другого детектора: каждый инструмент, особенно с такой сложной процедурой отбора и анализа событий, обладает своими систематическими неопределённостями, которые могут в той или иной степени искажать реальную картину. Далее, этот независимый эксперимент желательно расположить в Северном полушарии: там мюонные треки будут приходить в основном из Южного полушария неба, а HESE-события — из Северного, так что можно будет определить, обусловлена ли разница в спектрах анизотропией или реконструкцией, и получить полное покрытие всего неба в наблюдении событий разных типов. Наконец, для идентификации возможных точечных источников нейтрино желательно, чтобы этот детектор использовал в качестве мишени жидкую воду, а не лёд: точность определения направления прихода нейтрино в каскадном событии составляет 3–4° для воды против 15–20° для льда. На сегодняшний день крупнейшим детектором после IceCube является Байкал-GVD, в котором работает часть запланированного объёма (к 2020 г. он будет доведён до 0,4 км³ и после нескольких лет набора данных должен будет дать ответ, отличается ли поток астрофизических нейтрино, измеренный этим детектором, от результата IceCube). Те же задачи будет решать детектор KM3NеT, строительство которого начинается в Средиземном море. Кроме того интенсивно обсуждается и увеличение рабочего объёма самого IceCube, что позволит увеличить статистику редких высокоэнергичных событий. Совместная работа этих трёх инструментов поможет достичь существенного продвижения в нейтринной астрофизике высоких энергий и, можно надеяться, приблизит нас к разрешению загадок, поставленных первыми наблюдениями IceCube. Тогда регистрация нейтрино высоких энергий начнёт приносить информацию об их источниках — астрофизических объектах.

Кое-что, однако, можно узнать и не дожидаясь запуска новых экспериментов и их многолетнего набора данных, и в этом — сила многоканальной астрономии. Обратимся к наиболее сложному вопросу о превышении потока нейтрино над ограничениями из диффузного гамма-излучения, полученными Fermi-LAT. Противоречия здесь легко избежать, если предположить галактическое происхождение нейтрино: в этом случае сопутствующие фотоны не успеют потерять энергию в электромагнитном каскаде, и исходный поток гамма-излучения с энергиями ≳50 ТэВ будет достигать нас наравне с нейтринным потоком. Проверить эту гипотезу может наблюдение фотонов таких энергий. Однако до открытия IceCube астрофизики мало интересовались этим диапазоном, и наблюдательных данных здесь практически нет — немногие работавшие ранее установки были недостаточно чувствительны. Новые инструменты, которые в короткие сроки смогут обнаружить фотоны с энергиями ~(100–1000) ТэВ и потоками порядка нейтринных потоков IceCube, — это небольшие наземные решётки детекторов, регистрирующие широкие атмосферные ливни (см. главу о космических лучах), снабжённые подземными детекторами большой площади, измеряющими количество мюонов в ливне. Примеров таких инструментов немного, среди них — «Ковёр» на Баксанской обсерватории и Grapes в Индии. Разумеется, более масштабные установки, создаваемые для целей гамма-астрономии максимально высоких энергий (например, TAIGA в Тункинской долине и LHAASO в Китае), также смогут подойти к решению этого вопроса, только за более длительное время. Этим примером, показывающим, как совместное использование разных каналов получения информации позволяет эффективно разрешать загадки современной астрономии высоких энергий, мы и закончим главу про нейтринную астрономию.

Литература для дополнительного чтения
1. Д. С. Горбунов, В. А. Рубаков. Введение в теорию ранней Вселенной: Теория горячего Большого взрыва. УРСС, приложение C — «Осцилляции нейтрино».
2. А. В. Дербин. Эксперименты с солнечными нейтрино // УФН, 184 (2014), 555–567.
3. В. Л. Дадыкин, Г. Т. Зацепин, О. Г. Ряжская. События, зарегистрированные подземными детекторами 23 февраля 1987 года // УФН, 158 (1989), 139–154.
4. О. Г. Ряжская. Нейтрино от гравитационных коллапсов звезд: современный статус эксперимента // УФН, 176 (2006), 1039–1050.
5. К. Шпиринг. Нейтринная астрономия высоких энергий: проблеск земли обетованной // УФН, 184 (2014), 510–523.
6. Ж.-А. М. Джилкибаев, Г. В. Домогацкий, О. В. Суворова. Черенковские детекторы в нейтринной астрофизике высоких энергий // УФН, 185 (2015), 531–539.
7. M. Ahlers, F. Halzen. Opening a New Window onto the Universe with IceCube. arxiv.org/abs/1805.11112.
8. A. Capone, P. Lipari, F. Vissani. Neutrino astronomy. In: «Multiple messengers and challenges in astroparticle physics» (Eds. R. Aloisio, E. Coccia, F. Vissani), Springer, p. 195–355.

---

¹ Гравитационное взаимодействие играет пренебрежимо малую роль в микромире и не описывается СМ.

² То же справедливо ещё и для одного из переносчиков слабого взаимодействия — Z-бозона, который, однако, нестабилен и распадается за доли секунды.

³ Масса частицы m связана с её энергией покоя E₀ однозначным соотношением E₀ = mc², где c — скорость света, поэтому в физике частиц массу обычно измеряют в энергетических единицах.

⁴ Энергетическая зависимость дефицита солнечных электронных нейтрино (~1/2 для pp, ~1/3 для ⁸B) предсказывается осцилляционной теорией с учётом резонансного усиления превращений нейтрино в веществе Солнца — эффекта Михеева — Смирнова — Вольфенштейна.