До того, как появились гравитационные волны, астрономия с несколькими мессенджерами началась с нейтрино.
Иногда самые тщательно продуманные эксперименты терпят неудачу. Эффект, который вы ищете, может даже не наступить, а это означает, что нулевой результат всегда должен быть возможным результатом, к которому вы готовы. Когда это происходит, эксперимент часто отвергается как неудачный, даже несмотря на то, что вы никогда бы не узнали о результатах, не проведя его.
Тем не менее, время от времени устройство, которое вы создаете, может быть чувствительно к чему-то совершенно другому. Когда вы занимаетесь наукой по-новому, с новой чувствительностью или в новых, уникальных условиях, именно там часто делаются самые удивительные, судьбоносные открытия. В 1987 году в ходе неудачного эксперимента по обнаружению распада протонов впервые были обнаружены нейтрино не только из-за пределов нашей Солнечной системы, но и из-за пределов Млечного Пути. Так родилась нейтринная астрономия.
Нейтрино - одна из величайших историй успеха за всю историю теоретической физики. Еще в начале 20-го века были известны три типа радиоактивного распада:
Альфа-распад, при котором более крупный атом испускает ядро гелия, перескакивая на два элемента вниз по периодической таблице.
Бета-распад, при котором атомное ядро испускает электрон высокой энергии, перемещая один элемент вверх по периодической таблице.
Гамма-распад, при котором атомное ядро испускает фотон высокой энергии, оставаясь в том же месте периодической таблицы Менделеева.
В любой реакции, согласно законам физики, какими бы ни были суммарная энергия и импульс исходных реагентов, энергия и импульс конечных продуктов должны совпадать. Что касается альфа- и гамма-распадов, то так было всегда. Но что касается бета-распадов? Никогда. Энергия всегда терялась.
В 1930 году Вольфганг Паули предложил новую частицу, которая могла бы решить проблему: нейтрино. Эта маленькая нейтральная частица могла бы нести как энергию, так и импульс, но ее было бы чрезвычайно трудно обнаружить. Он не поглощал бы и не излучал свет и крайне редко взаимодействовал бы с атомными ядрами.
Услышав это предложение, Паули вместо уверенности и приподнятого настроения почувствовал стыд. “Я совершил ужасную вещь, я постулировал частицу, которая не может быть обнаружена”, - заявил он. Но, несмотря на его сомнения, теория была подтверждена экспериментом.
В 1956 году нейтрино (или, более конкретно, антинейтрино) были впервые непосредственно обнаружены как часть продуктов ядерного реактора. Когда нейтрино взаимодействуют с атомным ядром, могут произойти две вещи:
• они либо рассеиваются и вызывают отдачу, подобно бильярдному шару, ударяющемуся о другие бильярдные шары,
• либо вызывают испускание новых частиц, которые обладают своими собственными энергиями и импульсами.
В любом случае, вы можете построить специализированные детекторы частиц вокруг того места, где вы ожидаете взаимодействия нейтрино, и искать их. Именно так были обнаружены первые нейтрино: путем создания детекторов частиц, чувствительных к нейтринным сигнатурам, на краях ядерных реакторов. Если вы восстановили всю энергию продуктов, включая нейтрино, энергия, в конце концов, сохраняется.
Теоретически нейтрино должны образовываться везде, где происходят ядерные реакции: на Солнце, в звездах и сверхновых, а также всякий раз, когда входящий высокоэнергетический космический луч поражает частицу из атмосферы Земли. К 1960-м годам физики создавали детекторы нейтрино для поиска как солнечных (от Солнца), так и атмосферных (от космических лучей) нейтрино.
Большое количество материала, масса которого рассчитана на взаимодействие с находящимися внутри него нейтрино, было бы окружено этой технологией обнаружения нейтрино. Чтобы оградить детекторы нейтрино от других частиц, они были размещены глубоко под землей: в шахтах. Только нейтрино должны попасть в шахты; остальные частицы должны быть поглощены Землей. К концу 1960-х годов были успешно обнаружены как солнечные, так и атмосферные нейтрино.
Оказалось, что технология обнаружения частиц, разработанная как для экспериментов с нейтрино, так и для ускорителей высоких энергий, применима к другому явлению: поиску распада протона. В то время как стандартная модель физики элементарных частиц предсказывает, что протон абсолютно стабилен, во многих расширениях — таких как теории Великого объединения — протон может распадаться на более легкие частицы.
Теоретически, всякий раз, когда протон распадается, он испускает частицы меньшей массы с очень высокими скоростями. Если вы сможете определить энергии и импульсы этих быстро движущихся частиц, вы сможете восстановить, какова общая энергия, и посмотреть, исходила ли она от протона.
Если протоны распадаются, их время жизни должно быть чрезвычайно долгим. Самой Вселенной 101⁰ лет, но время жизни протона должно быть намного больше. Сколько еще? Главное - смотреть не на один протон, а на огромное количество. Если время жизни протона составляет 103⁰ года, вы можете либо взять один протон и ждать так долго (плохая идея), либо взять 103⁰ протона и подождать 1 год, чтобы увидеть, есть ли какой-либо распад.
В литре воды содержится немногим более 102⁵ молекул, где каждая молекула содержит два атома водорода: протон, вокруг которого вращается электрон. Если протон нестабилен, достаточно большой резервуар с водой и большой набор детекторов вокруг него должны позволить вам либо измерить, либо ограничить его стабильность / нестабильность.
В Японии в 1982 году они приступили к строительству большого подземного детектора в шахтах Камиока. Детектор получил название KamiokaNDE: Эксперимент по распаду нуклонов в Камиоке. Он был достаточно большим, чтобы вместить более 3000 тонн воды, с примерно тысячей детекторов, оптимизированных для обнаружения излучения, которое испускают быстро движущиеся частицы.
К 1987 году детектор работал уже много лет, и не было зафиксировано ни единого случая распада протона. Имея в этом резервуаре около 1033 протонов, этот нулевой результат полностью исключал самую популярную модель среди теорий Великого объединения. Протон, насколько мы могли судить, не распадается. Главной целью КамиокаНДЕ был провал.
Но потом произошло нечто неожиданное. 165 000 лет назад в галактике-спутнике Млечного пути массивная звезда достигла конца своей жизни и взорвалась сверхновой. 23 февраля 1987 года этот свет впервые достиг Земли.
Но за несколько часов до появления этого света в КамиокаНДЕ произошло нечто замечательное: в общей сложности 12 нейтрино прибыли в течение примерно 13 секунд. Два всплеска — первый, содержащий 9 нейтрино, и второй, содержащий 3, — продемонстрировали, что ядерные процессы, которые создают нейтрино, происходят в большом количестве в сверхновых.
Впервые мы обнаружили нейтрино из-за пределов нашей Солнечной системы. Наука нейтринная астрономия только зарождалась. В течение следующих нескольких дней свет от этой сверхновой, ныне известной как SN 1987A, наблюдался в огромном разнообразии длин волн рядом наземных и космических обсерваторий. Основываясь на крошечной разнице во времени полета нейтрино и времени прибытия света, мы узнали, что:
• нейтрино преодолели эти 165 000 световых лет со скоростью, неотличимой от скорости света,
• что их масса может составлять не более 1/30 000 массы электрона,
• и что нейтрино не замедляются при перемещении из ядра коллапсирующей звезды в ее фотосферу, как это происходит со светом.
Даже сегодня, более 30 лет спустя, мы можем исследовать этот остаток сверхновой и увидеть, как он эволюционировал.
Научную важность этого результата трудно переоценить. Это ознаменовало рождение нейтринной астрономии, точно так же, как первое прямое обнаружение гравитационных волн от сливающихся черных дыр ознаменовало рождение гравитационно-волновой астрономии. Это было рождение астрономии с несколькими мессенджерами, впервые один и тот же объект наблюдался как в электромагнитном излучении (свет), так и с помощью другого метода (нейтрино).
Это показало нам потенциал использования больших подземных резервуаров для обнаружения космических событий. И это заставляет нас надеяться, что когда-нибудь мы сможем сделать окончательное наблюдение: событие, в котором свет, нейтрино и гравитационные волны объединяются, чтобы рассказать нам все о функционировании объектов в нашей Вселенной.
Самым умным образом это привело к переименованию КамиокаНДЕ. Эксперимент с распадом нуклонов в Камиоке потерпел полный провал, поэтому КамиокаНДЕ выбыл из игры. Но впечатляющее наблюдение нейтрино с SN 1987A дало начало новой обсерватории: КамиокаНДЕ, эксперименту с детектором нейтрино в Камиоке! За последние 30 с лишним лет это сооружение неоднократно модернизировалось, и по всему миру появилось множество подобных объектов.
Если бы сегодня в нашей собственной галактике взорвалась сверхновая, мы бы получили более 10 000 нейтрино, поступающих в наш детектор. Все они, вместе взятые, еще больше ограничили время жизни протона, и теперь оно превышает примерно 103⁵ лет, но мы создаем их не для этого. Всякий раз, когда происходит высокоэнергетический катаклизм, нейтрино несутся по Вселенной со скоростью света. С нашими детекторами, подключенными к сети, нейтринная астрономия жива, здорова и готова ко всему, что посылает нам космос.
__________________________________________
