Все эксперименты классической физики выполнялись за относительно короткие сроки — максимум месяцы, но не многие годы. Речь не идет о сериях однотипных измерений, которые могли растягиваться и на бóльшие сроки — скажем, Лоранд Этвеш с 1899 по 1908 год проверял равенство гравитационной и инертной массы разных тел, раз за разом получая все новые подтверждения этого фундаментального принципа, который Эйнштейн положил в основу своей теории тяготения. Важно, что ученые той золотой поры никогда не планировали исследований, направленных на поиск чрезвычайно редких событий с заранее просчитанной почти что нулевой вероятностью. Эта тенденция в целом сохранялась и в физике двадцатого столетия вплоть до шестидесятых годов. Но с тех пор ситуация изменилась.
Поиск солнечных нейтрино
Первый многолетний эксперимент в истории физики был предложен в 1964 году и начат тремя годами позже. Его возглавил Рэймонд Дэвис, вместе с которым работал блестящий теоретик астрофизики Джон Бакалл. Их цель формулировалась просто — зарегистрировать солнечные нейтрино. Конкретно, речь шла о нейтрино, которые рождаются в ходе реакций термоядерного синтеза в центральной зоне нашего светила и, разлетаясь по космическому пространству, попадают на Землю.
На первый взгляд, это вроде бы не особо сложная задача — согласно астрофизическим расчетам, с поверхности Солнца в космос ежесекундно уходят 2•1038 нейтрино, причем три десятимиллиардные доли этого потока падает на нашу планету. Иначе говоря, каждую секунду на квадратный сантиметр земной поверхности приходится 60 млрд нейтрино.
Проблема в том, что нейтрино практически не взаимодействуют с обычным веществом, из-за чего их очень трудно зафиксировать. К тому же почти все солнечные нейтрино рождаются в самом начале термоядерного цикла, в ходе слияния двух протонов, которое приводит к рождению ядра дейтерия, позитрона и электронного нейтрино. Кинетическая энергия этих нейтрино не превышает 0,42 МэВ — слишком мало для тех методов детектирования, которыми располагали экспериментаторы в начале 1960-х годов. Нейтрино и вообще-то удалось впервые зарегистрировать только в 1956 году, но, во-первых, то были частицы энергией порядка 10 МэВ, рожденные в активной зоне мощного ядерного реактора на реке Саванна в Южной Каролине, и, во-вторых, плотность нейтрино в том эксперименте была неизмеримо выше — 10 трлн на квадратный сантиметр.
50 лет назад единственным известным способом обнаружить нейтрино с энергией меньше 1 МэВ была ядерная реакция, которую в 1946 году исследовал Бруно Понтекорво, а тремя годами позже (и совершенно независимо) Луис Альварец. В ходе этого процесса ядро хлора-37 поглощает нейтрино и испускает электрон, превращаясь в ядро аргона-37. Этот изотоп неустойчив и со временем вновь превращается в хлор, однако его ядра в среднем живут больше месяца, и за это время их в принципе можно обнаружить. Однако и эта реакция идет только в том случае, если энергия нейтрино превышает 0,86 МэВ. К счастью для земных физиков, очень малая часть солнечных нейтрино испускаются в ходе превращения бора в бериллий. Их максимальная энергия доходит до 14 МэВ, а этого с избытком хватает для преображения хлора в аргон.
Команде Дэвиса пришлось преодолеть великое множество технических трудностей. Рабочим веществом их детекторов послужил перхлорэтилен, жидкость с химической формулой C2Cl4. Контейнер с 380 тыс. л этой жидкости был установлен на глубине полутора километров в шахте в штате Южная Дакота. Он содержал примерно 1030 ядер хлора, одно из которых каждые двое суток превращалось в ядро аргона. И эти фантастически редкие превращения благодаря изобретательности экспериментаторов все же удалось обнаружить! Хотя первые предварительные результаты были опубликованы уже в 1968 году, неудивительно, что эксперимент в целом растянулся на двадцать с лишним лет.
Однако игра стоила свеч. Выводы группы Дэвиса оказались сенсационными: измеренная плотность нейтринного потока оказалась, как минимум, вдвое меньше величины, которая вытекала из общепринятой модели внутрисолнечных процессов. Со временем нейтринные обсерватории в Италии, СССР и Японии не только подтвердили нехватку солнечных нейтрино, но с разной степенью убедительности показали, что плотность их потока даже не вдвое, а примерно втрое меньше расчетной.
Предлагались разные объяснения выявленному противоречию между теорией и экспериментальными данными. Версия, ставшая в конце концов общепринятой, была основано на гипотезе, которую в 1969 году выдвинули Понтекорво и Владимир Грибов. К тому времени уже было понятно, что эксперимент Дэвиса выявил ощутимый дефицит солнечных нейтрино. Понтекорво с Грибовым предположили, что рождающиеся в недрах Солнца электронные нейтрино по пути к Земле частично меняют свою природу и превращаются в нейтрино мюонного типа. Детекторы, о которых шла речь, их не регистрировали (или почти не регистрировали), поэтому результаты и оказались заниженными. Уже после выдвижения этой гипотезы выяснилось, что, помимо мюонного нейтрино, есть и третья разновидность этой частицы — тау-нейтрино. Существование трех разных нейтрино как раз и объясняет, почему измеренная плотность нейтринного потока в эксперименте Дэвиса оказалась меньше ожидаемой. До Земли в среднем добирается только треть солнечных электронных нейтрино, прочие же по пути превращаются в мюонные нейтрино и тау-нейтрино. Эти процессы, которые называются нейтринными осцилляциями, возможны лишь в том случае, если нейтрино имеют ненулевую массу. Такой вывод в свое время поразил физиков, поскольку считалось, что нейтрино не имеют массы и потому движутся со скоростью света, подобно фотонам. Так что многолетний эксперимент Дэвиса не только обнаружил солнечные нейтрино и тем подтвердил теорию внутрисолнечного термоядерного горения, но и привел к фундаментальному открытию в области физики элементарных частиц.
Нейтрино с энергиями не более 0,42 МэВ, которые рождаются на первом этапе протон-протонного цикла, в принципе можно отловить с помощью детекторов, в которых рабочим веществом служит не хлор-37, а галлий-71. Ядро этого изотопа может поглотить электронное нейтрино и превратиться в ядро германия-71, причем энергетический порог этой реакции равен всего 0,23 МэВ. Стоит отметить, что этот метод еще в 1965 году предложил физик из ФИАН Владимир Кузьмин, однако из-за дороговизны галлия его практическая реализация сильно задержалась.
Такие измерения проводились с конца 1980-х годов на установках GALLEX и SAGE, но они позволили получить только косвенные оценки плотности низкоэнергетических нейтрино. Первая прямая регистрация этих частиц было выполнена только на действующем с 2007 года итальянском детекторе Borexino, который может обнаруживать солнечные нейтрино всех трех типов. Они рассеиваются на электронах жидкого органического сцинтиллятора, который служит рабочим веществом. В результате таких столкновений электроны наращивают кинетическую энергию и заставляют сцинтиллятор испускать фотоны, которые регистрируются фотоумножителями. Первое сообщение о результатах этого эксперимента было опубликовано в конце августа 2014 года.
Постхиггсовская физика
Отлов солнечных нейтрино в Южной Дакоте стал первой ласточкой в цепочке новых экспериментов, в ходе которых осуществлялся многолетний поиск чрезвычайно редких событий. В качестве примера можно привести хотя бы проект LIGO (Light Interferometer Gravitational Waves Observatory), направленный на обнаружение гравитационных волн, приходящих из глубокого космоса. Его подготовка заняла десять лет (1992–2002), осуществление — восемь. Для этих измерений были построены две обсерватории — в штате Вашингтон на Тихоокеанском побережье США и в Луизиане неподалеку от Мексиканского залива. Измерения велись с помощью трех лазерных интерферометров с плечами четырехкилометровой длины. Эти приборы должны были зафиксировать колебания поверхности отражающих зеркал с амплитудой порядка одной миллиардной доли нанометра, вызванные проходящими волнами тяготения. В 2010 году эксперимент был прекращен за отсутствием значимых результатов. Он обошелся в 365 млн долларов (по ценам 2002 года) и вошел в историю как самый дорогостоящий проект, получивший финансирование от Национального научного фонда США.
Другой проект, о котором нельзя не упомянуть, стал самой затратной исследовательской программой во всей истории физики. Он привел к открытию бозона Хиггса, которое обошлось в 9 млрд долларов. Интересно, что эта гигантская сумма оплатила вполне ожидаемое подтверждение Стандартной модели субатомных частиц. Теперь на повестку дня встал отлов событий, которые эта модель не предсказывает, а то и запрещает. Для решения этой задачи будет задействован не только Большой адронный коллайдер, но и ускорители нового поколения (если найдутся средства на их постройку).
Hе исключено, что такие события удастся выявить и без особых затрат. Наиболее известная программа такого рода нацелена на доказательство нестабильности протона. Однако пока все эксперименты лишь увеличивали время его существования. По первым прикидкам, оно составляло 1017 лет, а по последним данным — превышает 1034 лет. Эта оценка была опубликована пять лет назад и с тех пор не обновлялась.
Однако у физиков есть в запасе и другие идеи. В частности, они надеются найти новый тип радиоактивности, предсказанный три четверти века назад. Это открытие может стать достижением такого же масштаба, как и долгожданная встреча с бозоном Хиггса. И здесь-то имеются совсем свежие результаты.
Бета-распад с нейтрино и без
В конце XIX века была открыта бета-радиоактивность атомных ядер, при которой заряд ядра изменяется на единицу, а его масса практически сохраняется. У природных изотопов наблюдается только электронный бета-распад, при котором один из нейтронов ядра превращается в протон с испусканием электрона и электронного антинейтрино (у искусственных бывает и позитронный). В 1935 году будущий лауреат Нобелевской премии Мария Гёпперт-Майер теоретически доказала, что возможен бета-распад с возникновением двух электронов и двух антинейтрино. Ее прогноз подтвердили в 1987 году физики из Калифорнийского университета в Ирвайне, которые обнаружили превращение селена-82 в криптон. Столь долгие поиски двойного бета-распада объясняются исключительной стабильностью нуклидов, у которых он наблюдается. Все они (общим числом 11) имеют период полураспада порядка 1020 лет, что в миллиарды раз больше возраста Вселенной.
Теперь экспериментаторы ищут еще одну разновидность двойного бета-распада, предсказанную в 1939 году американским физиком-теоретиком Уэнделлом Фарри. Он исходил из теории, предложенной итальянцем Джулио Рака, которая базировалась на очень красивой гипотезе Этторе Майорана, сотоварища Рака по кружку учеников Энрико Ферми. Она разрешает существование фермионов, — частиц с полуцелым спином, — которые являются своими собственными античастицами. Майорана допускал, что такими частицами могут быть электроны и позитроны, однако Рака показал, что в эту модель вписывается только нейтрино. Фарри пришел к выводу, что в этом случае один из нейтронов, задействованных в двойном бета-распаде, может поглотить антинейтрино, испущенное другим нейтроном. В результате оба нейтрона превратятся в протоны, но за пределы ядра вылетят одни электроны. Такой процесс называется двойным безнейтринным бета-распадом.
В чем интрига?
Реальный интерес к теории Фарри возник в середине 1980 годов, когда физики всерьез задумались о выходе за рамки Стандартной модели. В этом отношении двойной безнейтринный бета-распад сулит много интересного. Во-первых, он нарушает принцип сохранения лептонного числа — один из краеугольных камней СМ. И в обычном, и в двойном бета-распаде одновременно возникают и лептоны, и антилептоны — электроны и антинейтрино. Рождение электрона изменяет лептонное число на единицу, рождение антинейтрино — на минус единицу, так что сумма остается неизменной. А бета-распад по Фарри увеличивает лептонное число на две единицы, что явно противоречит СМ. Считается, что наша Вселенная после Большого Взрыва была заполнена как веществом, так и антивеществом, а к настоящему времени сохранила первое, но начисто лишилась второго. Одна из наиболее убедительных теорий, объясняющих исчезновение антивещества, основана на гипотезе несохранения лептонного числа. Поэтому наблюдение двойного безнейтринного бета-распада может раскрыть одну из главных загадок нашего мира.
Оно сулит и дополнительный приз. Подобные распады возможны лишь при ненулевой массе нейтрино, причем их вероятность тем выше, чем эта масса больше. Если их обнаружат, эту массу можно будет измерить напрямую, чего пока никто не умеет.
А что дальше?
В принципе, эту задачу решить несложно. Вылетевшие при распаде частицы получают энергию за счет разницы между массами покоя начального и конечного ядер. За отсутствием нейтрино вся энергия приходится на электроны. Следовательно, нужно искать такие двойные бета-распады, где суммарная энергия пары электронов в точности равна этой разнице. Однако на практике для этого нужны высокочувствительные детекторы, способные очень точно регистрировать треки электронов, испущенных при двойном бета-распаде. Для подавления радиоактивного и теплового фона их нужно поместить глубоко под землей, окружить многослойными экранами и сильно охладить.
Физики ищут двойной безнейтринный бета-распад больше двадцати лет. В 2001 году немецкие ученые даже заявили о его регистрации, но их результаты подверглись серьезной критике и остались неподтвержденными. Так что эксперименты продолжаются.
Далее, очень активна международная коллаборация EXO-200. Ее детектор установлен на глубине 665 м в бывшей соляной шахте около Карлсбада в штате Нью-Мексико, США. Это цилиндрическая камера диаметром 40 см и высотой 44 см, заполненная жидким ксеноном-136, ядра которого нестабильны по части двойного бета-распада. Прибор собрали в сверхчистых условиях в Стэнфордском университете и в 2007 году доставили на место назначения. Чтобы максимально снизить загрязнение космическими частицами и избавиться от вибраций, контейнер с прибором транспортировали не самолетом, а грузовиком с мягкой подвеской, который без остановок вели двое шоферов.
В июне 2014 года группа EXO-200 опубликовала отчет о наблюдениях за два года. Ученые пока не обнаружили ядер ксенона, испускавших одни электроны, однако пришли к выводу, что с 90-процентной вероятностью время их жизни превышает 1,1х1025 лет. Эти результаты свидетельствуют, что масса электронного антинейтрино не превышает 0,2-04 эВ. Конечно, эта оценка верна только в том случае, если электронное антинейтрино является майорановской частицей.
Сейчас уже понятно, что если двойной безнейтринный бета-распад существует, он случается неизмеримо реже обычного двойного распада, хотя Фарри полагал, что дело обстоит как раз наоборот. Члены коллаборации планируют обновить электронные системы детектора и возобновить эксперимент. Они также конструируют еще более чувствительный прибор, который рассчитывают разместить в шахте поглубже.
Подобные эксперименты проводят и другие группы. В частности, три детектора, построенные разными командами, установлены в итальянской подземной лаборатории Гран Сассо. Один из них, на котором коллаборация GUORE пытается обнаружить двойной безнейтринный распад теллура-130, заключен в трехсантиметровую свинцовую броню, экранирующую посторонние излучения. Однако проблема с недавно добытый свинцом в том, что он сохраняет слабую природную радиоактивность и потому служит источником помех. Поэтому физики прибегли к помощи древнеримских металлургов, воспользовавшись металлом, снятым с римского судна, две тысячи лет назад затонувшим у берегов Сардинии и обнаруженным аквалангистами в 1988 году. Этот корабль вез свыше тысячи свинцовых слитков, предназначенных для изготовления военной аммуниции. Итальянский Национальный институт ядерной физики выделил около 200 тыс. долларов на подъем груза и получил взамен десять тонн нерадиоактивного свинца. Быть может, этот союз физики и археологии принесет долгожданную удачу.
В целом, современная фундаментальная наука в лице физики и астрофизики, а в последнее время и космологии, все сильнее залезает в самую сердцевину процессов, определяющих устройство нашей Вселенной (быть может, и не только нашей). Так что можно не сомневаться, что эксперименты того типа, о котором шла речь в этой статье, будут продолжаться и наверняка принесут немало сюрпризов.
Фото превью: Калифорнийский технологический институт / Массачусетский технологический институт / Лаборатория LIGO
