Руководствуясь основополагающей идеей Б. Понтекорво, В. А. Кузьмин тщательно рассмотрел все возможности и в 1965 году предложил реакцию: 71Ga + n → 71Ge + e-.
Порог этой реакции 230 кэВ, то есть почти в два раза меньше максимальной энергии спектра нейтрино. Продуктом является 71Ge, который должен быть выделен из большой массы галлиевого детектора. Проблема нелегкая, но она уже решена: атомы германия удается выделить химическим методом. 71Ge радиоактивный с периодом полураспада 11,4 дня. Он переводится в GeH4 , и измеряется число атомов пропорциональным счетчиком, то есть вся идеология сохранена такой, как ее предложил Б. Понтекорво 50 лет назад.
В настоящее время функционируют в мире две крупные установки: русско-американская (с общей массой галлия в 60 т), расположенная в специальной низкофоновой лаборатории на Северном Кавказе на глубине 4 700 м водного эквивалента (фоновое излучение на которой такое же, как если бы детектор находился на глубине 4 700 м под водой), и подземная лаборатория Гран-Сассо (Италия) на глубине 3 300 м водного эквивалента, где проводят совместные эксперименты физики стран Западной Европы и США. Масса галлия в последней установке составляет 30т. Обе установки функционируют около пяти лет. Были неожиданности и сенсационные результаты. В настоящее время обе установки дают практически один и тот же результат. Средняя по двум установкам скорость реакции 71Ga + n → 71Ge + e- составляет 77 ± 10 СЕН (солнечных единиц нейтрино), что значительно ниже предсказания теории (132 ± 7 СЕН). Необходимо отметить, что вклад первой реакции p-p-цикла р + р → D + е+ + n вместе с сопутствующей р + р + е- → D + n, согласно теории, составляет 74 ± 10 СЕН. Таким образом, на долю нейтрино от реакций, связанных с 7Ве-, 8В- и CNO-циклами остается 30 ± 10 СЕН вместо 55 СЕН. Это оказалось очередным сюрпризом, преподнесенным экспериментом. С одной стороны, экспериментально подтверждено, что горючим является водород, однако как в экспериментах с хлорным детектором, так и в прямой регистрации нейтрино (Камиоканде) имеется дефицит. Получилась новая нейтринная загадка, и на первый план выдвигается эксперимент по регистрации нейтрино от реакции 7Ве + е- → 7Li + n .
Более четверти века назад Б. Понтекорво сформулировал очень смелую, далеко не стандартную идею. Он предположил, что нейтрино может иметь массу (пусть очень даже малую). Тогда на пути между Солнцем и Землей происходят специфические превращения нейтрино, различные типы нейтрино самопроизвольно могут переходить из одного состояния в другое. В настоящее время в ряде стран ведутся эксперименты по определению массы покоя нейтрино. Независимо от того, каков будет окончательный ответ, идея Б. Понтекорво была и будет эпохальной.
ПОДЗЕМНЫЕ ДЕТЕКТОРЫ НЕЙТРИНО
Появление больших подземных детекторов открыло новый этап в физике нейтрино. Такие детекторы, способные регистрировать нейтрино, рожденные в атмосфере, на Солнце и звездах, позволяют исследовать свойства этих частиц с очень высокой точностью. Недавние результаты, полученные на детекторе Супер-Камиокандэ (SK) в Японии, дающие богатую информацию для физики элементарных частиц и астрофизики, уже представили доказательство того, что нейтрино обладают ненулевой массой.
Детекторы сооружают на глубине от 500 до 2 000 м, чтобы заэкранировать от космических мюонов (частицы, подобные электронам, но гораздо более тяжелые, со временем жизни 2·10-6 с) и других вторичных частиц. SK – самый большой из современных подземных детекторов – имеет резервуар с высотой 42 м и диаметром 40 м, заполненный 50 кт воды. Детектор состоит из внутренней и наружной частей. Во внутренней части находятся 32 кт воды, объем которой просматривается 11 146 фотоумножителями, каждый с диаметром 50 см. Светочувствительная площадь фотоумножителя составляет 40% его внутренней поверхности.
Работа детектора основана на том, что заряженная частица, движущаяся в среде со скоростью, превышающей скорость света в этой среде, испускает свет (черенковское свечение); в воде это синее свечение, направленное под углом »42o к скорости. Каждая заряженная частица, приходящая на детектор извне, генерирует черенковский сигнал в наружной части детектора, поэтому их нетрудно отличить от нейтрино, которые родились в самом детекторе. Нейтрино не имеют заряда, зато при взаимодействии с веществом рождают мюоны и электроны с их черенковским свечением, причем по виду кольца можно отличить столкновение nm (с образованием мюонов) от nе (с образованием электронов).
SK, который начал набирать статистику с апреля 1996 г., в 1998 г. открыл осцилляции атмосферных нейтрино. Эти нейтрино, по определению, рождаются при прохождении космических лучей через атмосферу. Первичная компонента космических лучей (протоны, ядра гелия) образует в атмосфере, главным образом, пионы – короткоживущие элементарные частицы, участвующие в сильных взаимодействиях. При распаде пиона образуются два nm и один nе, поэтому отношение nm и nе можно предсказать точно, хотя абсолютные величины потоков измеряются не очень точно. Однако отношение nm/nе, измеренное на SK, оказалось на 35% меньше ожидаемого. Такие же результаты уже получались около десяти лет назад на малых детекторах.
Богатая статистика атмосферных нейтрино на SK позволила детально изучить зависимость потоков nm , nе от трассы между местом образования и детектором, связанной с зенитным углом. Угловое распределение электроно- и мюоноподобных событий измерялось в продолжение 1 144 дней детекторного времени. Это распределение должно быть симметрично относительно верха/низа, так как вследствие изотропности прихода космических лучей из Вселенной потоки нейтрино, направленные вверх и вниз, одинаковы. Распределение электроноподобных событий отвечало ожиданиям, а вот число m-подобных на больших зенитных углах оказалось вдвое меньше ожидаемого. Большие углы соответствуют большим расстояниям прохождения нейтрино через Землю (до 13 тыс. км). Вероятность нейтринной осцилляции, естественно, возрастает с указанным расстоянием, чем и обусловлена асимметрия m-подобных событий, которая служит косвенным доказательством, что нейтрино имеют конечную массу.
Нейтринные осцилляции можно наблюдать и другим методом. При взаимодействии жестких nm , приходящих на детектор снизу, с окружающей породой образуются мюоны, поток которых, направленный вверх, проходит через детектор. Правда, туда же приходит и множество космических мюонов, но те мононаправлены вниз, и поэтому их нетрудно отфильтровать. Детектор MACRO в тоннеле Гран Сассо (Италия) избирательно чувствителен к мюонам, направленным вверх. В данных SK и MACRO обнаруживается дефицит мюонов "вверх" вблизи вертикального направления, тогда как наблюдения горизонтальных потоков согласуются с ожиданиями. Еще одно доказательство получено на Soudan-2, детекторе-калориметре с железным заполнением, который отличается высоким разрешением треков и хорошей идентификацией частиц. Хотя по сравнению с SK время экспозиции Soudan-2 к настоящему времени меньше 10%, на этом детекторе уже зафиксирована асимметрия вверх/вниз у событий nm при симметричном распределении nе.
Таким образом, факт осцилляций атмосферных m-нейтрино можно считать установленным. Как обстоит дело с nе? Самым лучшим источником для изучения nе осцилляций служит Солнце, в ядре которого идут реакции термоядерного синтеза. Солнечные нейтрино регистрируются несколькими подземными детекторами. Первый детектор солнечных нейтрино собран в 1960-х г.г. Р. Дэвисом в старой шахте Хоумстейк (шт. Юж. Дакота). Его детектор содержал 615 т перхлорэтилена, в котором солнечные нейтрино образуют ядра радиоактивного аргона. Время от времени аргон извлекался из перхлорэтилена, где накапливается в виде газа, и количество его определялось низкофоновым счетчиком. Оно соответствовало скорости образования 0,5 атома/сутки, примерно, трети значения, вычисленного по Стандартной Модели Солнца (SSM). Второй эксперимент с солнечными нейтрино проводится на SK, где наблюдаются в реальном времени n-е рассеяния (так называют процесс, в котором нейтрино обдирают атомарные электроны); электроны рассеяния, мононаправленные от Солнца, отчетливо различаются над фоном. Величина измеренного потока составляет около половины того, что предсказывает SSM. В двух радиохимических экспериментах с применением галлия (SAGE и GALLEX), чувствительных к мягким солнечным нейтрино, дефицит подтвердился на уровне около 60% SSM.
Этот дефицит, известный под названием "проблемы солнечных нейтрино", по всей видимости, связан с nе-осцилляциями, хотя убедительных доказательств еще нет. Такими доказательствами могли бы стать: 1) искажение энергетического спектра солнечных нейтрино, 2) характер вариаций потока в цикле день/ночь и 3) отличие суммарного потока (nе + nm + nt ) от чистого потока nе. Сейчас проектируются детекторы, рассчитанные на эти возможности. SK регистрирует солнечные нейтрино по n-е рассеяниям с беспрецедентно хорошей статистикой: за три года зафиксировано 15 тыс. событий, их временные вариации и энергетические спектры. В 1999 г. началось поступление данных с SNO (Sudbery Neutrino Observatory), черенковского детектора на 1000 т тяжелой воды, расположенного в шахте Садбери (Канада). Теперь SNO измеряет поток nе по реакции nе + D ® е- + р + р. По завершении этой стадии в тяжелую воду поместят MgCl и счетчики 3Не и будут измерять суммарный поток нейтрино по реакции n + D ® n + n + p. В Гран Сассо строится детектор BOREXINO на 300 т жидкого сцинтиллятора для регистрации моноэнергетических солнечных нейтрино от 7Ве с началом работы в 2001 г. С учетом таких усилий следует ожидать, что проблема солнечных нейтрино будет решена в не столь отдаленном будущем.
Подземные детекторы способствовали прогрессу нейтринной физики, но исходная цель их сооружения была иной. Первоначальным назначением детекторов с большими массами рабочего вещества было обнаружение распада протонов, крайне редкого события, предсказываемого теорией Великого объединения. Однако ни в одном из больших детекторов, построенных за последние 20 лет, протонного распада не обнаружилось. Видимо, для физики элементарных частиц и астрофизики на следующем этапе понадобятся детекторы с еще большими массами.
Таблица
ПОДЗЕМНЫЕ ДЕТЕКТОРЫ НЕЙТРИНО
Детектор
Тип
Масса или размеры
Страна
Супер-Камиоканда
