Эти результаты вызвали значительный интерес (опубликовано несколько сот статей). Известно, что поток нейтрино от распада 8В очень сильно зависит от температуры в центре Солнца.
Проблема дефицита солнечных нейтрино обнаружена не только на эксперименте Дэвиса, но и на всех других. Отсюда следует вывод, что причина недостатка солнечных нейтрино находится не в ошибках эксперимента, а в теории: либо в физике Солнца, либо в физике элементарных частиц (конкретно нейтрино). Несмотря на все усилия, проблема солнечных нейтрино до сих пор не решена. Таким образом, вопрос остается открытым...
Более сложной является проблема вариации потока нейтрино от распада 8В в течение времени. Гипотез предложено много. Представляется, что для окончательного вывода, во-первых, крайне важно иметь экспериментальные данные хотя бы за 3 – 4 цикла солнечной активности. Во-вторых, в настоящее время уже удается непосредственно детектировать нейтрино от распада 8В в прямом эксперименте по рассеянию нейтрино на электроне (эксперимент Камиоканде). Показано, что результаты двух различных экспериментов, выполненных за один и тот же интервал времени (1987 – 1990 годы), согласуются друг с другом. Поскольку в эксперименте Камиоканде детектируются только нейтрино от распада 8В, а в эксперименте с 37Cl – в основном нейтрино 8В, полученное согласие свидетельствует о том, что действительно поток 8В-нейтрино меньше предсказанного теорией значения.
В эксперименте Камиоканде впервые экспериментально было показано, что нейтрино идут именно от Солнца. Было даже показано, что характер энергетического спектра нейтрино согласуется с предсказаниями теории. Без сомнения, этот эксперимент можно считать эпохальным. Возможности нового эксперимента значительно шире с точки зрения как установления энергетического спектра нейтрино, так и значительного улучшения достоверности определения направления движения нейтрино.
Галлиевый эксперимент.
Согласно теоретическим представлениям, горючим в недрах звезд, подобных Солнцу, является водород. Первая реакция протон-протонного цикла (p + p - d + e+ + n) является самой медленной среди всех реакций цикла, поэтому скорость термоядерного выделения энергии определяется именно этой реакцией. Ясно, что для однозначного ответа на вопрос, является ли водород горючим в недрах Солнца или нет, требуется детектирование именно нейтрино от основополагающей первой реакции протон-протонного цикла. В этой реакции генерируются нейтрино с непрерывным спектром от нуля до 420 кэВ, поэтому нужны детектор с низким порогом и выполнение следующих условий: большая масса детектора, радиоактивность ядра – продукта реакции, возможность счета небольшого числа атомов. Разумеется, как и в случае с хлорным детектором, надо уметь из большой массы вещества выделить десятки атомов, образованных нейтринным излучением.
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.