НЕЙТРИННАЯ АСТРОНОМИЯ

Нейтринная астрономия - 1. Введение 2. Космологические нейтрино 3. Солнечные нейтрино 4. Нейтрино от коллапсов звёзд 5. Нейтрино высоких энергий 6. Нейтрино сверхвысоких энергий 1. Введение К Н. а. относятся методы детектирования (регистрации) космич. нейтрино. Процессы в космпч. объектах с участием нейтрино (Н) изучает нейтринная астрофизика. Среди всех известных элементарных частиц Н слабее всего взаимодействует с веществом: при энергиях Н, не превышающих 1 МэВ, Земля и почти все звезды для них прозрачны, и лишь при энергиях выше 1 ТэВ (1012 эВ) земной шар становится непрозрачным для Н. Свободный пробег Н в веществе (R) тем больше, чем меньше плотность вещества или число частиц в 1 см3 (n): . Коэфф. , измеряемый в см2, наз. сечением взаимодействия Н с веществом. Если на детектор (Д), содержащий N частиц, падает поток Н , то число взаимодействий f в Д, происходящих за 1 с, также определяется . Нейтринные сечения очень быстро растут с энергией - при малых энергиях ( 1ГэВ) как первая степень энергии. Поэтому в зависимости от энергии величина для космич. Н изменяется в очень широких пределах - от 10-44 см2 до 10-34 см2. Т.о., возможности Н. а. весьма неодинаковы в различных энергетич. диапазонах. 2. Космологические нейтрино Несмотря на относительно большую концентрацию реликтовых Н в "пустом" пространстве (300-400 в 1 см3), пока нет практически осуществимого метода их детектирования (определение терминов "реликтовые Н", "солнечные Н", "рр-нейтрино" и др. см. в ст. Нейтринная астрофизика). По-видимому, наиболее многообещающим явл. метод измерения давления на малые тела, возникающего при движении этих тел относительно газа реликтовых Н. 3. Солнечные нейтрино Энергетич. спектр солнечных Н, представленных исключительно электронными Н, простирается от почти нулевой энергии до 14 МэВ. Известно неск. ядерных реакций, с помощью к-рых можно измерять потоки Н в этом интервале энергий: (хлор-аргоновая реакция с пороговой энергией = 0,814 МэВ), (галлий-германиевая реакция с = 0,233 МэВ), (литий-бериллиевая реакция с = 0,862 МэВ). Общая для всех реакций методика регистрации солнечных Н состоит в создании громадного (от десятков до тысячи тонн) Д из вещества мишени (хлор, галлий, литий и др.), в расположении его глубоко под землёй для защиты от фона космических лучей и в извлечении хим. методами отдельных атомов (аргон, германий, бериллий), образующихся в мишени под действием солнечных Н. Наибольшей известностью пользуется хлор-аргоновый метод, предложенный в 1946 г. советским учёным Б.М. Понтекорво и осуществлённый в 1967 г. амер. учёным Р. Дейвисом. Поскольку сечение этой реакции растёт квадратично с энергией Н, осн. вклад в производство аргона дают наиболее высокоэнергетические борные Н (рождённые при распаде ядра 8В), в то время как рр-нейтрино не регистрируются совсем. Установка Дейвиса представляет собой бак объёмом 390 тыс. литров, заполненный 610 тоннами перхлорэтилена (C2Cl4). Д расположен в шахте на глубине 1480 м (штат Юж. Дакота, США). Сеанс облучения длится 3-4 мес. За это время ок. 40 ядер 37Cl, содержащихся в перхлорэтилене Д, превращаются в ядра радиоактивного 37Аr. Их извлекают из бака (пропуская пузырьки газа-носителя 36Аr) и переносят в пропорциональные счётчики, где по позитронам распада измеряют их количество. С 1967 г. на установке было проведено большое количество контрольных экспериментов, доказавших, что эффективность извлечения 37Аr из бака близка к 100%. Последние (1981 г.) результаты измерений дают величину скорости образования 37Аr, равную 1,8 0,3 SNU, тогда как теоретич. значение составляет 7,6 3,3 SNU. SNU - сокращение от Solar Neutrino Unit - солнечная нейтринная единица; 1 SNU соответствует потоку Н, при к-ром в Д с 1036 ядер 37Cl образуется одно ядро 37Аr в 1 с. Следует помнить, что измеряемой в ед. SNU величиной явл. не просто поток, а произведение потока на сечение, проинтегрированное по энергиям детектируемых Н. Наиболее вероятное объяснение этого расхождения состоит в периодическом небольшом понижении темп-ры в центре Солнца или в осцилляциях Н по пути от Солнца до Земли. Достоинством галлий-германиевого метода, предложенного в 1964 г. В.А. Кузьминым, явл. низкий энергетич. порог реакции Н с галлием. Благодаря этому галлиевый Д может регистрировать рр-нейтрино от Солнца, а значит проверить, что энерговыделение Солнца обязано реакции превращения четырёх протонов в ядро 4Не. Для осуществления этого эксперимента требуется 40-50 тонн галлия. Галлиевые Д разрабатываются в СССР и в США. На Северном Кавказе ведётся строительство Баксанской нейтринной обсерватории, в к-рой, в частности, в наиболее глубокой подземной лаборатории будет сооружён 3000-тонный хлорный Д, а в туннеле, ведущем к этой лаборатории, - 50-тонный галлиевый Д. Литиевый Д замечателен тем, что с высокой эффективностью может регистрировать рeр-нейтрино. Исследования литий-бериллиевого метода ведутся в СССР и США. В будущем измерения, проведённые с тремя описанными выше типами Д, позволят измерить потоки Н, рождаемые в трёх разных реакциях, чувствительных к различным параметрам моделей Солнца. 4. Нейтрино от коллапсов звёзд Потоки Н, генерируемые при гравитационных коллапсах звезд, отличаются от солнечных Н, во-первых, большими энергиями (ср. энергия 10-15 МэВ) и, во-вторых, наличием (солнечные Н представлены исключительно ). очень эффективно регистрируются в жидких сцинтилляцион-ных Д. благодаря образованию позитрона в реакции . Прохождение быстрого позитрона в жидком сцинтилляционном Д сопровождается световой вспышкой, регистрируемой фотоумножителями, обозревающими Д. Возможность регистрации Н от коллапсов звёзд впервые была указана Г.В. Домогацким и Г.Т. Зацепиным. Схема Баксанского нейтринного телескопа. Большими прямоугольниками показаны бетонные блоки, а узкими секционированными - стенки из сцинтилляционных счётчиков. Нейтрино от коллапсов звёзд вызывают вспышки света в отдельных счётчиках. Мюон большой энергии (его траектория показана на рисунке) производит световые вспышки в счётчиках, лежащих на его траектории (на рисунке они зачернены). В настоящее время в режиме непрерывного наблюдения работают два нейтринных Д, к-рые могут регистрировать от коллапсов звёзд в нашей Галактике. Один из них сооружён на Баксанской нейтринной обсерватории под руководством А.Е. Чудакова. Д состоит из 3150 сцинтилляционных счётчиков размером 0,7 м 0,7 м0,3 м каждый, заполненных 105 кг жидкого сцинтиллятора CH2. Каждый счётчик просматривается одним фотоумножителем, к-рый регистрирует световой сигнал от прохождения быстрой частицы. Счётчики расположены в виде 8 плоскостей, согласно схеме, изображённой на рисунке. Горизонтальные плоскости разделены бетонными блоками. В целом Д имеет вид параллелепипеда размером 16 м 16 м11 м с общей массой 330 т. При коллапсе звезды в центре нашей Галактики (с полной энергией испущенных Н эрг и ср. энергией отдельного Н 10-12 МэВ, см. Нейтринная астрофизика) Д зарегистрирует за время ок. 30 с более 200 световых вспышек в счетчиках. Другой Д нейтрино от коллапсов звёзд построен под руководством Г.Т. Зацепина и О.Г. Ряжской в соляной шахте в Артёмовске на глубине 600 м водного эквивалента. Д представляет собой цилиндр диаметром 5,6 м и высотой 5,6 м, заполненный 100 тоннами сцинтилляционной жидкости CH2 и просматриваемый 128 фотоумножителями. Как и в Баксанском сцинтилляционном Д, вспышка света вызывается позитроном, рождённым в реакции . Но помимо этого в Д регистрируется также сигнал от нейтрона, к-рый приблизительно через 170 с захватывается ядром водорода, и образовавшееся ядро дейтерия излучает гамма-квант с энергией 2,2 МэВ, вызывающий в свою очередь появление быстрого электрона или электрон-позитронной пары. Аналогичные Д сооружаются в Италии и США. Осн. проблема при детектировании Н от звёздных коллапсов связана с частотой таких событий в нашей Галактике. Оценки по частоте вспышек сверхновых звёзд и образованию нейтронных звёзд позволяют надеяться, что коллапсы звёзд в Галактике происходят не реже чем каждые 10-30 лет. 5. Нейтрино высоких энергий Задачи Н. а. высоких энергий (50-1000 ГэВ) сводятся исключительно к поиску точечных космич. источников; только при сверхвысоких энергиях ( 1000 ТэВ) Н. а. включает задачу измерения диффузного потока Н. Осн. возможность измерения нейтринного потока от точечного источника и определения его направления при высоких энергиях состоит в следующем. Мюонные Н и антинейтрино создают в грунте или в воде на большой глубине поток мюонов. Рождаясь в реакциях (N - нуклон, Х - остальные продукты реакции), мюоны при 50-1000 ГэВ сохраняют направление генерирующих их Н. При меньшей энергии угол вылета мюона относительно траектории Н возрастает, вследствие чего возрастает и фон внутри этого угла, создаваемый Н, генерируемыми космич. лучами в атмосфере Земли. Мюонный Д, расположенный на большой глубине, измеряет поток мюонов и направление их движения. Для создания гигантских мюонных Д можно использовать глубоководные озёра и океан. Траектория мюона высокой энергии в воде выглядит как светящийся жгут. Это происходит благодаря тому, что мюон вдоль своего пути порождает ядерно-электромагнитные ливни, к-рые испускают в воде черенковское излучение. Поэтому глубоководный нейтринный телескоп должен представлять собой просто пространств. решётку из фотоумножителей, регистрирующих свет от траектории мюона. Пробеги мюонов высоких энергий в веществе очень велики: напр., при энергии 500 ГэВ мюон проходит в воде расстояние, превышающее 1 км, т.е. пересекает всю установку даже при очень больших её размерах. Это позволяет довольно точно определять направление на источник. Нейтринным телескопом высокой энергии явл. описанный выше сцинтилляционный телескоп Баксанской нейтринной обсерватории. Он может регистрировать мюоны высокой энергии, генерированные в окружающем установку грунте. На рис. показана траектория мюона, пересекающего установку. Угловое разрешение телескопа 3o. Относительно небольшая эффективная площадь телескопа (150-200 м2) позволяет рассчитывать только на регистрацию Н высоких энергий от молодой оболочки сверхновой при вспышке в нашей Галактике. Географич. положение телескопа оказывается очень удобным для этой задачи: он "видит" центральные области Галактики (где вспышки сверхновых должны происходить наиболее часто) сквозь всю толщу земного шара, пересечь к-рую могут только Н. В отличие от Н низких энергий ( 10 МэВ) от вспышки сверхновой, направление полёта к-рых определить, по-видимому, невозможно, Н высоких энергий позволяют узнать расположение источника на небесной сфере. В 1979-81 гг. были разработаны и частично начали сооружаться неск. подземных Д, осн. целью к-рых явл. поиск распада протона. В программу исследований входят также задачи Н. а. Один из самых больших Д этого типа планируют расположить в подземной лаборатории на глубине 4500 м водного эквивалента в горном массиве Гран-Сассо-д'Италия. Размер Д - 18 м 18 м18 м, масса - 1250 тонн. Детальная регистрация продуктов взаимодействия Н с веществом внутри Д позволит производить измерения потоков Н и их траекторий при низких энергиях (вплоть до неск. ГэВ). Самый большой из проектируемых телескопов Н высоких энергий - это DUMAND (Deep Underwater Muon and Neutrino Detector - глубоководный детектор мюонов и нейтрино). Последний вариант этой установки (DUMAND G2, 1981 г.) предусматривает размещение в океане на глубине 5 км в виде ромбич. решётки 6615 герметич. модулей с фотоумножителями на расстоянии 50 м друг от друга. Объём Д при этом составляет 0,60 км3, эффективная площадь 0,87 км2, угловое разрешение для мюонов с энергией 5 ТэВ и выше 1. Установка DUMAND сможет регистрировать не только галактич. источники Н высоких энергий, но и наиболее мощные внегалактич. источники, такие, как активные ядра галактик. 6. Нейтрино сверхвысоких энергий При сверхвысоких энергиях ( эВ) возможна регистрация но только дискретных источников H, но и диффузного потока, т.к. фон атмосферных Н при таких энергиях значительно уменьшается. При эВ появляется ещё одна возможность детектирования Н глубоко под водой, связанная с генерацией акустич. сигнала (Г.А. Аскарьян и Б.А. Долгошеин, 1977 г.). Н в результате ядерного взаимодействия рождает ядерно-электромагнитный ливень (особенно эффективно в реакции адроны), ось к-рого при высоких энергиях совпадает с траекторией Н. Вдоль оси ливня возникает узкий (радиус неск. см) и длинный (неск. м) ионизац. канал, нагретый до высокой темп-ры. Быстрый нагрев этого канала создаёт резкое его расширение, в результате к-рого в перпендикулярном к оси ливня направлении начинает распространяться акустич. (звуковая) волна. В отличие от света, она очень медленно затухает в воде. Расположив гидрофоны в виде пространственной решётки, можно определить интенсивность и направление распространения волны. По оценкам, 100 тыс. гидрофонов в объёме 100 км3 воды могут регистрировать Н с энергией ок. 1016 эВ и выше. Гидрофоны, зарегистрировавшие звуковой сигнал, должны оказаться в объёме цилиндра, ось к-рого совпадает с траекторией Н. Акустич. телескоп объёмом 100 км3 сможет зарегистрировать нейтринный поток от активных ядер галактик. Лит. см. при ст. Нейтринная астрофизика. (В.С. Березинский)