Наличие нейтрино можно распознать по кольцам излучения Черенкова, появляющимся на вакуумных лампах фотоэлектронных умножителей, расположенных на стенах детектора. Это наблюдение демонстрирует успех методологии нейтринной астрономии. На этом изображении видно сразу множество событий.

Иногда даже наиболее удачно разработанные эксперименты проваливаются. Разыскиваемый вами эффект может не произойти, поэтому всегда нужно быть готовым к нулевому результату. В таких случаях эксперимент отметают как неудачный, хотя, не проведя его, вы бы никогда не узнали о его результатах.

И всё же иногда построенный вами агрегат может оказаться чувствительным к чему-то совсем иному. Занимаясь наукой новым способом, с новой чувствительностью или при новых, уникальных условиях, мы часто совершаем самые неожиданные и удачные открытия. В 1987 году неудавшийся эксперимент по обнаружению распада протонов впервые обнаружил нейтрино, пришедшие не только из нашей Солнечной системы, но и снаружи Млечного Пути. Так родилась нейтринная астрономия.


Превращение нейтрона в протон, электрон и антиэлектронное нейтрино – именно такую гипотезу выдвинул Паули, чтобы решить проблему не сохраняющейся в бета-распаде энергии

Нейтрино – одна из величайших историй успеха теоретической физики. В начале XX века было известно три типа радиоактивного распада:

1. Альфа-распад, в котором крупный атом испускает ядро гелия, и перепрыгивает на два элемента вниз по периодической таблице.
2. Бета-распад, в котором атомное ядро испускает высокоэнергетический электрон, перемещаясь на один элемент вверх по периодической таблице.
3. Гамма-распад, в котором атомное ядро испускает энергетический фотон, оставаясь в своей ячейке периодической таблицы.

В любой реакции по законам физики изначальные энергия и импульс реагентов должны совпадать с итоговыми энергией и импульсом продуктов реакции. И в случае альфа-распада и гамма-распада так и было. Но при бета-распаде это правило не соблюдалась: энергия всегда терялась.


V-образный след, скорее всего, оставил мюон, распадающийся на электрон и два нейтрино. Высокоэнергетический след с переломом свидетельствует о распаде частицы в полёте. Такой распад, если не включать в него нейтрино, нарушит закон сохранения энергии.

В 1930-м Вольфганг Паули предложил ввести новую частицу, которая решит эту проблему: нейтрино. Эта малая нейтральная частица может уносить с собой энергию и импульс, но её чрезвычайно сложно будет засечь. Она не поглощает и не испускает свет, и взаимодействует только с ядрами атомов, к тому же, чрезвычайно редко.

Внеся это предложение, Паули чувствовал себя не уверенным и радостным, а смущённым. «Я сделал нечто ужасное, я заявил о существовании частицы, которую невозможно обнаружить», — объявил он. Но, несмотря на его отговорки, теория была подтверждена экспериментально.


Экспериментальный ядерный реактор RA-6, демонстрирующий характерное излучение Черенкова, вызываемое движущимися быстрее света в воде частицами. Нейтрино (или, точнее, антинейтрино), гипотезу о существовании которых впервые выдвинул Паули в 1930-м, были обнаружены в сходном ядерном реакторе в 1956.

В 1956 нейтрино (или, точнее, антинейтрино), впервые были напрямую обнаружены в качестве продуктов работы ядерного реактора. Нейтрино могут взаимодействовать с атомным ядром двумя способами:

• они либо рассеиваются, отскакивая на манер бильярдного шара, врезающегося в кучу других,
• либо вызывают испускание новых частиц, со своими энергиями и импульсами.

В любом случае можно построить детекторы частиц там, где вы ожидаете взаимодействий с нейтрино, и искать их. Именно так и были найдены первые нейтрино: учёные построили детекторы, чувствительные к признакам присутствия нейтрино, по краям ядерных реакторов. И если воссоздать всю энергию продуктов реакции, включая нейтрино, окажется, что энергия всё-таки сохраняется.


Схематическая иллюстрация ядерного бета-распада в массивном атомном ядре. Только учтя энергию и импульс нейтрино, можно удовлетворить законам сохранения

В теории, нейтрино должны появляться в любой ядерной реакции: в Солнце, в звёздах и сверхновых, при столкновении высокоэнергетических космических лучей с частицами атмосферы Земли. К 1960-м физики уже создавали детекторы нейтрино в поисках солнечных и атмосферных нейтрино.

В этих детекторах нейтрино содержалось большое количество материала, с которым должны были взаимодействовать нейтрино. Чтобы заслонить детекторы от других частиц, их располагали глубоко под землёй: в шахтах. В шахты должны проникать только нейтрино; другие частицы должны быть поглощены Землёй. К концу 1960-х солнечные и атмосферные нейтрино были успешно обнаружены.


Золотая шахта Хоумстейк вгрызлась в горы города Лид Южной Дакоты. Она открылась более 123 лет назад, и выдала более 1100 тонн золота с глубины в 2400 м. В 1968 году здесь были обнаружены первые нейтрино, в эксперименте, разработанном Джоном Баколлом и Рэем Дэйвисом.

Технология обнаружения частиц, разработанная для экспериментов с нейтрино и ускорителей высоких энергий, оказалась подходящей и для другого явления: поиска распада протонов. Хотя Стандартная модель физики частиц предсказывает полную стабильность протона, во многих её расширениях – например, в Теориях великого объединения – протон может распадаться на более лёгкие частицы.

Теоретически при распаде протона он должен испускать частицы малой массы на больших скоростях. Если обнаружить энергии и импульсы этих быстро движущихся частиц, то можно воссоздать их общую энергию и понять, был ли это протон.


Частицы с высокой энергией могут сталкиваться с другими, вызывая ливни новых частиц, которые можно засечь на детекторе. Воссоздав энергию, импульс и другие свойства каждой из них, мы можем определить, что именно изначально столкнулось, и что появилось в этом событии

Если протоны распадаются, то их время жизни должно быть чрезвычайно большим. Самой Вселенной всего 10¹⁰ лет, но время жизни протона должно быть гораздо больше. Но насколько больше? Ключ к разгадке состоит в том, что надо следить не за одним протоном, а за огромным их количеством. Если время жизни протона составляет 10³⁰ лет, можно либо взять один протон и ждать так долго (плохая идея), или же взять 10³⁰ протонов и подождать год, наблюдая, не распался ли какой-то из них.

В литре воды содержится чуть больше 10²⁵ молекул, а в каждой молекуле есть два атома водорода: протон с электроном на орбите. Если протон нестабилен, то достаточно большой резервуар с водой с большим количеством детекторов вокруг должен помочь вам либо измерить его стабильность/нестабильность, либо ограничить её.


Схема детектора Камиоканде 1980-х годов. Высота бака – около 15 метров.

В Японии в 1982 году в шахтах Камиока начали строительство большого подземного детектора. Его назвали KamiokaNDE: Kamioka Nucleon Decay Experiment (эксперимент по распаду ядра Камиока). Он был настолько большим, что вмещал более 3000 тонн воды и порядка 1000 детекторов, оптимизированных так, чтобы обнаружить излучение, испускаемое быстро движущейся частицей.

К 1987 детектор работал уже несколько лет, без единого случая распада протона. В баке содержалось порядка 10³³ протонов, и нулевой результат полностью опроверг наиболее популярную теорию среди Теорий великого объединения. Насколько мы можем судить, протон не распадается. Главная цель Камиоканде не была достигнута.


Взрыв сверхновой обогащает окружающую её межзвёздную среду тяжёлыми элементами. Внешние кольца появляются из предыдущего материала, выброшенного задолго до главного взрыва. Также при взрыве испускается огромное разнообразие нейтрино, некоторые из которых доходят и до Земли

Но затем случилось нечто неожиданное. За 165 000 лет до этого в галактике-спутнике Млечного Пути, массивная звезда дошла до конца своей жизни и взорвалась, породив сверхновую. 23 февраля 1987 года этот свет впервые дошёл до Земли.

А за несколько часов до прихода этого света, на Камиоканде произошло нечто замечательное: туда прибыло 12 нейтрино с разницей в 13 секунд. Две вспышки – первая содержала 9 нейтрино, вторая 3 – показали, что в сверхновых происходит довольно много ядерных реакций, порождающих нейтрино.


Три различных детектора наблюдали нейтрино от SN 1987A, и наиболее надёжным и успешным это наблюдение провёл Камиоканде. Превращение из детектора распада нуклонов в детектор нейтрино проложило дорогу к разработке такой науки, как нейтринная астрономия

Впервые мы обнаружили нейтрино, пришедшие из-за пределов Солнечной системы. Началась нейтринная астрономия. В следующие несколько дней свет от этой сверхновой, сейчас известной как SN 1987A, наблюдали на огромном диапазоне длин волн на многих наземных и космических обсерваториях. На основе крохотной разницы во времени перелёта между нейтрино и светом, мы узнали, что нейтрино:

• прошли эти 165 000 световых лет со скоростью, неотличимой от скорости света;
• что их масса не может быть большей, чем 1/30 000 массы электрона;
• что нейтрино не замедляются во время своего путешествия из ядра сжимающейся звезды до её фотосферы, как это происходит со светом.

И даже сегодня, более чем 30 лет спустя, мы можем изучить остатки сверхновой и посмотреть, как она развивалась.


Движущаяся наружу взрывная волна от взрыва 1987 года продолжает сталкиваться с предыдущим выброшенным материалом когда-то массивной звезды, разогревая и подсвечивая его в процессе. Множество обсерваторий продолжают получать изображения останков сверхновой и сегодня.

Научную важность этого результата невозможно переоценить. Он отметил зарождение нейтринной астрономии, точно так же, как первое обнаружение гравитационных волн от слияния чёрных дыр отметило рождение гравитационно-волновой астрономии. Тогда родилась многоканальная астрономия, отметив первый раз, когда за одним и тем же объектом наблюдали как в электромагнитном диапазоне (свет) так и посредством другого метода (нейтрино).

Он показал нам потенциал использования крупных подземных баков для обнаружения космических событий. И он заставляет нас надеяться, что когда-нибудь мы сможем провести окончательное наблюдение: событие, в котором свет, нейтрино и гравитационные волны придут все вместе, и научат нас всем принципам работы объектов Вселенной.


Окончательным событием многоканальной астрономии было бы слияние двух белых карликов или двух нейтронных звёзд, произошедшее недалеко от нас. Если такое событие случится вблизи Земли, мы сможем одновременно обнаружить нейтрино, свет и гравитационные волны.

И благодаря этому результату, эксперимент Камиоканде был хитроумно переименован. Поскольку Kamioka Nucleon Decay Experiment провалился, то KamiokaNDE был отменён. Но потрясающее наблюдение нейтрино от SN 1987A породило новую обсерваторию: KamiokaNDE, Kamioka Neutrino Detector Experiment (эксперимент по обнаружению нейтрино Камиока)! И за последние 30 с лишним лет его много раз обновляли, а по всему миру построили несколько сходных сооружений.

Если бы сверхновая взорвалась сегодня, в нашей Галактике, нам бы посчастливилось зарегистрировать до 10 000 нейтрино, прибывающих в наш детектор. Все вместе они бы ещё сильнее ограничили бы время жизни протона, которое, как считается сегодня, превышает 10³⁵ лет – но мы строим их не для этого. После каждого катаклизма высокой энергии нейтрино спешат разлететься по Вселенной. И с работающими детекторами нейтринная астрономия живёт, чувствует себя хорошо, и готова к тому, что посылает нам космос.