Продолжение (начало см. в №300-301, 3 ноября 2015)
	(Нобелевская премия по физике 2015) Часть 2 Краткая история нейтринных исследований
	На фоне сенсационной публикации Коуэна и Райнеса практически незамеченным остался еще один эксперимент по поиску нейтрино. Он был поставлен примерно в то же время другим американским физиком, Р. Дэвисом. Нейтринным источником в нем тоже был реактор, но регистрация велась другим способом, который предложил Б.Понтекорво еще в 1946 году (заметим, что использование обратного бэта-распада впервые предложено им же). Под действием нейтрино ядро изотопа хлора должно было испустить электрон и превратиться в ядро аргона, одного из благородных газов. Накопление аргона и было бы свидетельством реальности нейтрино. Но результат оказался отрицательным, аргон не возник. Чтобы понять, в чем тут дело, отвлечемся на минуту. Электрон, очевидно, отличается от своей античастицы, позитрона, хотя бы знаком заряда. Но у нейтрино нет заряда, и в 1937 году Этторе Майорана показал теоретически, что нейтрино могло бы совпадать с антинейтрино (такое нейтрино называют майорановским). Но они могут и различаться. Оставшийся малоизвестным эксперимент Дэвиса, вместе с известным экспериментом Коуэна и Райнеса, фактически ответил на этот вопрос: нейтрино и антинейтрино различны. При этом атомный реактор испускает именно антинейтрино, которые обеспечили обратный бэта-распад у Коуэна и Райнеса, а Дэвису для получения сигнала нужны были нейтрино. От неудачи Дэвис не отчаялся, а стал искать нейтринный источник. И нашел-таки. Очень сильный, именно нейтринный поток излучают Солнце и другие звезды при термоядерных реакциях превращения водорода в гелий (в отличие от ядерных реакций деления в реакторе, где образуются антинейтрино). Конечно, лишь малая часть нейтринного потока достигает Земли. Поэтому Дэвис взял даже не бак, а большую цистерну на 390 тысяч литров, заполненную четыреххлористым углеродом, и разместил ее в старой шахте на глубине более километра под землей (тоже для защиты от космических лучей). Измерения начались в конце 1960-х, и через некоторое время Дэвис уже смог заявить о наличии сигнала. Тем самым было открыто новое направление в науке – нейтринная астрономия. Но одновременно Дэвис столкнулся с «загадкой солнечных нейтрино»: сигнал оказался раза в три меньше ожидавшегося. Дэвис годами проверял и перепроверял свои данные; тем временем теоретики искали, нет ли ошибки в представлениях о структуре Солнца и об идущих в нем процессах, или в ядерно-физических расчетах этих процессов. После 25 лет работы ошибки так и не нашлись, а несогласие осталось. Ниже мы еще вернемся к этой проблеме. Убедившись, что нейтрино – это вполне реальные частицы, физики задумались, как можно было бы с ними работать. Реактор дает большой нейтринный поток, но он сильно размазан по направлениям и по энергии, да и энергия частиц невелика. А хотелось бы получить нейтринные пучки с контролируемыми свойствами, подобно пучкам заряженных частиц от ускорителей. Оказалось, что сделать это можно, хотя и непросто. Сейчас технология уже отработана. Сначала ускоренным пучком протонов обстреливают ядра, чтобы родить заряженные пи-мезоны (они же пионы, частицы, связанные с силами, удерживающими протоны и нейтроны в ядрах). Из пионов электрическими и магнитными полями формируют узконаправленный пучок с нужной энергией и направляют его в вакуумную трубу. Там пионы в полете распадаются на нейтрино и заряженные мюоны (эти частицы, открытые еще в 1936 году, аналогичны электронам, но в 210 раз тяжелее; электроны, мюоны и нейтрино объединяют общим названием – лептоны). Потом заряженные частицы, мюоны и не распавшиеся пионы, застревают в массивном поглотителе, а нейтрино летят дальше в направлении пионного пучка. Такая схема была впервые реализована на двух ускорителях, запущенных примерно одновременно в 1960 году в Женеве (Швейцария) и в Брукхейвене (США). Первой целью нейтринных пучков стал вопрос, заданный Понтекорво: одинаковы ли нейтрино в бэта-распаде (родившееся в связке с электроном) и нейтрино в распаде пиона (в связке с мюоном)? И ответ был получен на обоих ускорителях уже к 1962 году: нейтринный пучок от распада пионов, взаимодействуя с мишенью, порождал мюоны, но не электроны (это открытие отмечено Нобелевской премией 1988 года). Стало ясно, что есть нейтрино двух разных типов (или, как теперь говорят, двух флейворов). В дальнейшем был открыт еще один лептон – тау-лептон, который почти вдвое тяжелее протона. Ему тоже соответствует своя разновидность нейтрино. Так что сегодня известны уже три разных нейтрино (и, конечно, три антинейтрино). Интересно отметить, что дальнейшему развитию нейтринной физики поспособствовали «житейские обстоятельства». Как известно, после 2-й мировой войны Япония очень быстро развивалась благодаря покупке лицензий и выпуску качественной лицензионной продукции. Но к 70-м годам, достигнув определенного уровня, японцы поняли, что такой подход обрекает их на роль «вечно вторых». Чтобы иметь возможность, хотя бы в перспективе, завоевать первые позиции, нужно было развивать собственную науку, в том числе такую высокотехнологичную, как физика элементарных частиц. Однако конкурировать в строительстве и использовании ускорителей Япония тогда не могла, и было решено сосредоточиться на неускорительных исследованиях физики частиц. В рамках этой программы был, в частности, построен детектор для поиска распада протона, который предсказывался некоторыми теориями. Это был очень большой бак, размещенный под землей и заполненный 3000 тонн воды. Распад протона на нейтральный пион и позитрон породил бы световую вспышку черенковского излучения. Для ее регистрации весь объем бака просматривали около 1000 фотоумножителей. Детектор был назван Камиоканде (от «Kamioka» – название местной общины и «nde» - сокращение от английского «nucleon decay experiment», т.е. «эксперимент по распаду нуклона»). Работа началась в 1983 году. Обнаружить распад протона так и не удалось, но этот детектор оказался очень хорош для проведения нейтринных исследований. Черенковская вспышка возникала при взаимодействии нейтрино с электронами воды. В частности, таким образом был обнаружен импульс нейтринного излучения при вспышке сверхновой звезды в 1987 году. Кроме того, удалось наблюдать солнечные нейтрино, а также и так называемые атмосферные нейтрино. Они образуются примерно так же, как ускорительные нейтрино, но вместо ускоренных протонов здесь работают заряженные частицы космических лучей, а роль мишени играет атмосфера Земли. Следует подчеркнуть, что атмосферные нейтрино, несмотря на название, порождаются космическими лучами и в этом смысле имеют внеземное происхождение. Благодаря высокой энергии космических лучей под их воздействием образуются не только пионы, но и другие мезоны, так что атмосферные нейтрино содержат две компоненты, и мюонную, и электронную. От солнечных нейтрино (только электронных) они отличаются и более высокой энергией. В результате в детекторе Камиоканде оказалось возможным разделить события, вызванные солнечными, атмосферными электронными и атмосферными мюонными нейтрино. Солнечный сигнал и здесь оказался ослабленным. А вот атмосферные нейтрино задали новую загадку. Электронная компонента соответствовала ожиданиям, а мюонная была подавлена раза в два. Таким образом, было подтверждено, что нейтринная физика содержит серьезные проблемы, требующие детального изучения. Работа группы Дэвиса и коллаборации Камиоканде была отмечена Нобелевсекой премией 2002 года «за пионерский вклад в астрофизику, в частности, за детектирование космических нейтрино». Супер Камиоканде Следует отметить существенную разницу между двумя детекторами. В эксперименте Дэвиса индивидуальные случаи взаимодействия нейтрино с мишенью не наблюдались, сигналы от них «сваливались в общую кучу», и фиксировался лишь накопленный результат. По этому же образцу построено еще несколько установок, использующих вместо хлора другие ядра (один из них, галлиевый детектор, расположен в России в Баксанском ущелье). В отличие от этого, в Камиоканде регистрировалось каждое отдельное событие, и можно было определять его характеристики. Благодаря успешности работы Камиоканде новые нейтринные детекторы в дальнейшем стали планировать в основном с расчетом именно на такую возможность. Японцы же решили, что сам детектор Камиоканде исчерпал свои возможности. На замену ему стали строить другую установку, аналогичную, но еще большего размера. Ее назвали СуперКамиоканде (СК). Новый бак вмещает 50 тысяч тонн воды, которую просматривают более 11 тысяч фотоумножителей. Зрительное представление об этой установке дает приведенная здесь фотография, сделанная во время заполнения бака свежей водой. На это время включают верхний свет (в рабочем режиме он, конечно, выключен), так что фотоумножители выглядят сверкающими точками, которые видны и прямо на стенке бака, и по отражению в воде. Справа видна надувная лодка, которую физики используют в процессе заполнения для осмотра фотоумножителей. Лодка и люди в ней задают масштаб для оценки огромных размеров установки. СК начала работу в 1996 году. Благодаря большим размерам удалось накапливать события быстрее, чем это получалось раньше. Поэтому новая установка довольно быстро подтвердила результаты Камиоканде по «недостаче» потоков как солнечных, так и атмосферных нейтрино. Я. И. Азимов Продолжение следует