Рефераты по точным наукам

Генерация нейтрино в недрах Солнца

Проблема солнечных нейтрино

Эксперименты по обнаружению нейтрино

Подземные детекторы нейтрино

Существует ли проблема солнечных нейтрино

Список использованной литературы

До начала 30-х годов прошлого столетия никто не подозревал о существовании нейтрино. Они родились на кончике пера швейцарского физика-теоретика В. Паули в 1931 году в трудной и неясной ситуации, царившей в физике в то время. А ситуация была такая: эксперименты показали, что при испускании электронов атомными ядрами либо не соблюдается известный всем закон сохранения энергии, либо куда-то уносится энергия. Чтобы пояснить всю остроту положения, достаточно сказать, что даже сам Н. Бор допускал возможность нарушения закона сохранения энергии в микромире. Однако Паули нашел объяснение этому парадоксу, допустив существование нейтрино – частицы, являющейся, как выяснилось позже, главным действующим лицом во многих ядерных спектаклях, происходящих как на Земле, так и в космосе. Благодаря нейтрино недостаток энергии, обнаруженный в опытах по бета-распаду, легко объяснялся: энергию уносили нейтрино. Тем самым краеугольный камень физики – закон сохранения энергии – был спасен. "Крестным отцом" нейтрино стал известный итальянский физик Э. Ферми: именно он дал новой частице имя, означающее по-итальянски "малая нейтральная частица", "маленький нейтрон". Он же предсказал ряд ее свойств.

Около четверти века нейтрино существовали только в формулах теоретической физики. Впервые их зарегистрировали американские ученые Ф. Райнес и К. Коуэн в экспериментах 1953 – 1956 гг., поместив сложную экспериментальную установку под "град" нейтрино, источником которых был мощный ядерный реактор. Уже первые эксперименты подтвердили свойства этих частиц, предсказанные теорией. Нейтрино перестали быть мифом и теперь являются полноправными элементарными частицами. Бурное развитие техники физического эксперимента за последние несколько десятков лет сделало возможными эксперименты по регистрации нейтрино, рожденных в естественных условиях, возникла новая область науки – нейтринная астрофизика. Первым объектом изучения стало наше Солнце.

Нейтрино обозначается буквой n, является электрически нейтральной частицей со спином 1/2, то есть фермионом. Принадлежит к классу лептонов, то есть, к легким частицам. Возможно, нейтрино имеют нулевую массу. К настоящему времени известно шесть лептонов, три из которых имеют отрицательный заряд: электрон, мюон и t-лептон, и три соответствующих аромата (сорта) нейтрино: электронное n _e , мюонное n _m и тау-нейтрино n _t , а также шесть антилептонов. Выдающийся физик, академик Б. М. Понтекорво теоретически предсказал существование двух сортов нейтрино – “электронных” и ”мюонных”. Очень скоро это предсказание блестяще оправдалось на опыте. Вскоре было открыто также тау-нейтрино. Понтекорво был также первым, кто указал на важность нейтрино для изучения звездных и, в первую очередь, солнечных недр.

Важнейшим отличительным свойством нейтрино является их огромнейшая проникающая способность. Сечение взаимодействия нейтрино с веществом растет с ростом энергии нейтрино. Общее количество фоновых нейтрино неизвестно, и оно может быть так же велико, как и количество фотонов. Нейтрино образуются при превращениях атомных ядер: в Земле в процессах распадов, в атмосфере при бомбардировке космическими лучами, в Солнце и в звездах.

В первой реакции p-p цикла при столкновении двух протонов образуются ядро дейтерия и позитрон. Вероятность этой реакции очень мала, поскольку для совершения процесса требуется выполнение двух крайне редких условий. Во-первых, в момент столкновения протонов энергия одного из них должна быть намного больше средней тепловой энергии, чтобы преодолеть кулоновские силы отталкивания. Таких частиц очень мало. Во-вторых, необходимо, чтобы за короткое время (~ 10 ^-21 с) один из протонов превратился в нейтрон, позитрон и нейтрино. Нейтрон соединяется с протоном с образованием дейтрона, нейтрино покидает звезду, а позитрон аннигилирует с электроном с образованием гамма-квантов, которые поглощаются в звездном веществе. Особое внимание к первой реакции протон-протонного цикла обусловлено тем, что скорость энерговыделения в недрах Солнца задается именно ею, поэтому она определяет и темп жизни Солнца, и особенности процессов, происходящих в глубоких его недрах. Сечение этой реакции столь мало, что в ближайшем будущем вряд ли удастся в лабораторных условиях его измерить. Это сечение вычисляется теоретически.

Дейтрон, возникший в первой реакции, быстро (секунды или доли секунды, в зависимости от температуры) превращается в изотоп ³ Не, соединяясь с протоном. Дальнейшее развитие цикла протекает по различным каналам, в зависимости от температуры и химического состава звездного вещества. Установлено, что при Т ₁ < 15Д 10 ⁶ К, при 15Д 10 ⁶ < T ₂ < 25Д 10 ⁶ К и при T ₃ > 25Д 10 ⁶ К преобладает соответственно один из трех различных вариантов реакций.

Какой бы из циклов ни осуществлялся, конечный итог один: четыре протона превращаются в ядро гелия-4. При этом неизбежно образуются два нейтрино и гамма-кванты, а также два позитрона, которые впоследствии, соединяясь с электронами, тоже дают гамма-излучение. При образовании одного ядра гелия-4 из четырех протонов выделяется энергия 26,7 МэВ, равная разности энергии покоя четырех протонов и энергии покоя ядра ⁴ Не. Эта энергия уносится электромагнитным излучением и нейтрино.

В рассмотренных выше ядерных реакциях возникают гамма-кванты, которые распространяются в солнечном веществе по всем направлениям. На своем пути они взаимодействуют с атомами среды, ионами и электронами. В среднем такое взаимодействие имеет место на пути в 1 см, в то время как радиус Солнца составляет 7Д 10 ¹⁰ см. При каждом столкновении фотоны гибнут, порождая новые. В результате энергия фотонов постепенно уменьшается. Проходят сотни тысяч лет, прежде чем "дальним родственникам" рожденных в недрах Солнца гамма-квантов удается выбраться наружу. Но, к сожалению, они мало чем похожи на своих "предков": в ядерных реакциях рождаются гамма- и рентгеновские кванты, а выходят из Солнца фотоны оптического и ультрафиолетового диапазона. Это излучение никак не отражает свойств среды, в которой первоначально возникли кванты.

Иное дело – нейтрино. Для того чтобы покинуть Солнце, им нужно всего 2 с. Важно и то, что, пройдя сквозь огромную толщу солнечного вещества, нейтрино сохраняют всю ту информацию, какую они получили в термоядерных реакциях. Даже ночью солнечные нейтрино приходят к нам, проходя через толщу Земли, совершенно не замечая ее существования.

Ежесекундно в недрах Солнца сгорает 3,6Д 10 ³⁸ протонов. Поскольку при превращении четырех протонов в ядро гелия-4 рождаются два нейтрино, в недрах Солнца должны ежесекундно генерироваться 1,8Д 10 ³⁸ нейтрино. Если теперь эту величину разделить на 4πR ² , где R = 150Д 10 ⁶ км – расстояние от Земли до Солнца, то получим величину полного потока нейтрино на Земле – 6,6Д 10 ¹⁰ нейтрино на 1 см ² в 1 с. Важно отметить, что полный поток солнечных нейтрино слабо зависит от конкретных физических условий, реализуемых в глубоких недрах нашего светила. В то же время потоки отдельных групп нейтрино сильно зависят от состояния вещества в центральной части Солнца. Так, например, при изменении температуры от 12Д 10 ⁶ до 14Д 10 ⁶ К поток нейтрино, возникающих от распада ⁸ В, меняется более чем в 15 раз, а поток нейтрино углеродно-азотного цикла – более чем в 10 раз. Это обстоятельство является исключительно важным, так как по мере удаления от центра Солнца скорость генерации нейтрино при распадах ⁸ В, ¹⁵ N и ¹⁵ О падает настолько сильно, что их можно не учитывать. Таким образом, измерение даже одного потока нейтрино от распада ⁸ В позволяет судить о температуре в центральной области Солнца.

Основными реакциями, происходящими в недрах Солнца, являются ( Stockman, Jan. 12th, 1997 ):

p + p а d + е ⁺ + n
p + p + e а d + n
d + p а ³ He + g
³ He + ³ He а p + p + ⁴ He

³ He + ⁴ He а ⁷ Be + g
⁷ Be + е ^- а ⁷ Li + n
⁷ Li + p а ⁴ He + ⁴ He

⁷ Be + p а ⁸ B + g
⁸ B а ⁸ Be* + е ⁺ + n
⁸ Be* а ⁴ He + ⁴ He.

Нейтрино, рождающиеся в этих реакциях, имеют разные энергии. Так p-p нейтрино имеют энергии около 420 кэВ, бериллиевые и борные нейтрино имеют энергии в среднем выше 814 кэВ. Ниже показан спектр нейтрино, рассчитанный ведущими физиками в этой области John Bahcall и Pinsonneault, 1998.

Для регистрации солнечных нейтрино осуществлены несколько нейтринных экспериментов. Каждый эксперимент работает в своем диапазоне энергий нейтрино. Каждый эксперимент откалиброван с помощью нейтрино земного происхождения и должен давать правдоподобный результат. Однако все существующие эксперименты указывают на большой недостаток потока нейтрино. Как будто от Солнца идет лишь 25-60% нейтрино от того количества, которое дает общепринятая теория. Значение нейтринного дефицита сильно зависит от метода работы конкретного нейтринного эксперимента.

В настоящее время имеются четыре серии экспериментальных данных по регистрации различных групп солнечных нейтрино. В течение 30 лет ведутся радиохимические эксперименты на основе реакции ³⁷ Cl + n → ³⁷ Ar + e ^- . Согласно теории, основной вклад в эту реакцию должны внести нейтрино от распада ⁸ В в редкой ветви протон-протонного цикла. Исследования по прямой регистрации нейтрино от распада ⁸ В с измерением энергии и направления движения нейтрино выполняются в эксперименте KAMIOKANDE с 1987 года. Радиохимические эксперименты по реакции ⁷¹ Ga + n → ⁷¹ Ge + e ^- ведутся последние несколько лет двумя группами ученых ряда стран. Важной особенностью этой реакции является ее чувствительность в основном к первой реакции протон-протонного цикла p + p → ² D + e ⁺ + n . Темп этой реакции определяет скорость энерговыделения в термоядерной печи Солнца в реальном масштабе времени.

Во всех экспериментах наблюдается дефицит в потоках солнечных нейтрино по сравнению с предсказаниями Стандартной солнечной модели (ССМ).

В эксперименте KAMIOKANDE установлено, что зарегистрированные нейтрино идут от направления на Солнце и что их энергетический спектр согласуется с предсказаниями теории по спектру нейтрино от распада ⁸ В ( ⁸ В-нейтрино). Измеренный поток нейтрино составляет (2,7 ± 0,5)Д 10 ⁶ см ^-2 с ^-1 . Сравнение этой величины с предсказаниями ССМ показывает, что на опыте имеется двукратный дефицит потока нейтрино. Используя полученную величину потока ⁸ В-нейтрино, можно вычислить скорость реакции для радиохимического эксперимента ³⁷ Cl(n , e ^- ) ³⁷ Ar. Она оказывается в пределах от 4 до 5 СЕН. В хлорном эксперименте за время функционирования эксперимента KAMIOKANDE для скорости той же реакции было получено значение 4,2 ± 0,12 СЕН. Таким образом, можно заключить, что результаты двух различных по принципу работы экспериментов хорошо согласуются. В "галлиевом" радиохимическом эксперименте основной вклад в скорость реакции должны внести нейтрино от первой реакции протон-протонного цикла (р-р-нейтрино). Согласно теории, вклад р-р-нейтрино составляет 71 СЕН. С учетом всех групп нейтрино полная скорость равна 127 СЕН. По экспериментальным данным, скорость реакции ⁷¹ Ga + n → ⁷¹ Ge + e ^- всего 77 ± 10 СЕН, что значительно ниже величины, предсказанной теорией. Таким образом, и в этом эксперименте имеется дефицит нейтрино.

Какова же природа этого дефицита?

Таким образом, если рассмотренный вариант отражает реальность, то должен быть наибольший дефицит нейтринного потока от распада ⁸ В и несколько меньший дефицит потока р-р-нейтрино. Поток ⁷ Ве нейтрино почти не меняется по сравнению с предсказаниями теории ССМ, а поток hер-нейтрино ( ³ He + p → ⁴ He + e ⁺ + n _е ) несколько возрастает. Все это реально проверяемо экспериментально.

Хотелось бы отметить, что рассмотренные выше загадки связаны с удивительным и интересным изотопом ³ He. Изотопы гелия хорошо известны своими нестандартными свойствами. Может оказаться, что в условиях больших давлений и температур (недра Солнца) изотопы гелия преподнесут нам очередной сюрприз.

Возможность объяснения отрицательного результата опытов по обнаружению солнечных нейтрино состоит в пересмотрении основных представлений о природе нейтрино. Так, например, существует гипотеза, что нейтрино – нестабильная частица. Эта гипотеза требует признания у нейтрино хотя и малой, но конечной массы покоя. Если предположить, что период полураспада нейтрино меньше сотен секунд, то ясно, что образовавшиеся нейтрино просто не дойдут до Земли. Разновидностью этого типа гипотез является “гипотеза осцилляций”, предложенная Б. М. Понтекорво. Суть этой гипотезы сводится к тому, что испущенные Солнцем “электронные” нейтрино могут превращаться в “мюонные”, на которые детектор Дэвиса не реагирует.

Совершенно другой подход к проблеме содержится в гипотезе Фаулера, высказанной еще в 1972 году. Он предположил, что несколько миллионов лет назад во внутренних слоях Солнца произошло сравнительно быстрое, скачкообразное перемешивание вещества. Таким образом, в течение последних нескольких миллионов лет недра Солнца находятся в необычном, как бы переходном состоянии. Через несколько миллионов лет физические условия в недрах Солнца вернутся к первоначальному состоянию.

Причиной такого внезапного перемешивания солнечных недр может быть постепенное накопление некоторой "неустойчивости", которая, дойдя до определенного предела, как бы "сбрасывается". Например, эта причина может быть связана с циркуляцией вещества солнечных недр в меридиональном направлении, которая будет как бы "транспортировать" вращательный момент Солнца от его периферических слоев к центру. В результате центральные области Солнца начнут вращаться значительно быстрее, чем периферия. Такая ситуация должна приводить к неустойчивости, которая будет сбрасываться перемешиванием.

Вся суть гипотезы Фаулера состоит в том, что поток солнечных нейтрино определяется "мгновенным" состоянием солнечных недр. Это означает, что если по какой-нибудь причине температура солнечных недр изменится, то это сразу же отразится на выходящем из Солнца потоке нейтрино. Совсем по-другому будет вести себя поток фотонного излучения от Солнца. Как уже было отмечено, образовавшимся фотонам внутри Солнца требуется миллионы лет, чтобы просочиться наружу и выйти в межзвездное пространство. Таким образом, в принципе, возможна такая ситуация: внезапно температура в центре Солнца падает, сразу же резко падает поток солнечных нейтрино, в то время как светимость Солнца остается неизменной.

Трудность эксперимента по детектированию солнечных нейтрино обусловлена не только необходимостью использования большого количества вещества, но и сложностью регистрации продуктов реакции. Экспериментатор должен в сотнях тонн вещества мишени заметить всего лишь десятки частиц, появившихся в результате реакции. Это подобно поиску иголки в стоге сена. Но если иголка магнитная, то проблема нахождения иголки не так уж и сложна. Следовательно, физикам для регистрации нейтрино необходимо было подобрать такой "магнит". И это удалось сделать.

Уникальные особенности этой реакции и определили ее приоритет. В чем они заключаются? Порог реакции относительно низкий (0,814 МэВ), то есть, за исключением p-p-нейтрино, все другие группы способны превратить ³⁷ Cl в ³⁷ Ar. Используется жидкий детектор – перхлорэтилен C ₂ Cl ₄ , относительно дешевое вещество (обычная жидкость для химической чистки одежды).

Принципиально важным является то, что ³⁷ Ar – благородный газ, он не вступает в химические реакции, поэтому образующиеся атомы ³⁷ Ar не прилипают ни к молекулам C ₂ Cl ₄ , ни к примесным молекулам, содержащимся в перхлорэтилене. Химические методы извлечения десятков атомов благородных газов из жидкости хорошо разработаны. ³⁷ Ar радиоактивен, захватывает один из атомарных электронов с К- или L-оболочки и опять превращается в хлор. На освободившиеся вакансии в оболочках падают электроны с удаленных оболочек. Разность энергий связи оболочек в атоме идет либо на испускание рентгеновского излучения, либо на выброс одного из электронов внутренних оболочек атома. Такой электрон называется оже-электроном в честь ученого (Auger), открывшего этот эффект. Путем регистрации рентгеновского излучения и оже-электронов и проводится счет атомов ³⁷ Ar. Энергия, излученная в виде рентгеновского излучения или оже-электронов, мала – 280 эВ, что хватает для создания всего десяти пар электронов и ионов в газе. Задача регистрации таких редких событий в области низкой энергии очень сложна. Однако в начале 60-х годов эту проблему успешно решили в России и США. Были разработаны низкофоновые установки на основе миниатюрных пропорциональных счетчиков, обеспечивающих детектирование нескольких штук атомов ³⁷ Ar.

Таким образом, идея нейтринного эксперимента заключается в следующем. Глубоко под землей (что необходимо для уменьшения фона космических лучей) в течение нескольких месяцев экспонируются предварительно очищенные от примеси воздушного аргона и загрязнений, создающих фон, несколько сот тонн C ₂ Cl ₄ . Затем вся система продувается гелием, проводится отделение аргона от гелия и, наконец, производится счет нескольких десятков атомов ³⁷ Ar. Количество образовавшихся атомов ³⁷ Ar и позволяет вычислить поток солнечных нейтрино.

Хотя основная цель эксперимента и не имела отношения к астрономии, тем не менее, как “побочный продукт”, Дэвис впервые получил оценку верхней границы потока солнечных нейтрино, которая, конечно, была еще слишком груба. Чувствительность первого эксперимента Дэвиса была примерно в тысячу раз ниже ожидаемого потока солнечных нейтрино в том диапазоне энергии, который поглощается изотопом ³⁷ Cl.

Последняя оговорка весьма существенна. Выше была оценена величина ожидаемого полного потока солнечных нейтрино. Однако перхлорэтиленовый детектор способен поглощать далеко не все солнечные нейтрино с одинаковой эффективностью. Между тем энергетический спектр солнечных нейтрино весьма чувствительным образом зависит от физических условий в недрах Солнца, т.е. от температуры, плотности и химического состава. Другими словами, энергетический спектр солнечных нейтрино, а следовательно и скорость образования в перхлорэтилене радиоактивных ядер ³⁷ Ar, сильно зависят от модели солнечных недр.

Начиная с 1955 г,. Дэвис и его сотрудники упорно работали над повышением чувствительности перхлорэтиленового детектора нейтрино. В результате их усилий чувствительность детектора увеличилась к почти в 30000 раз! В его современном виде нейтринный детектор представляет собой грандиозное сооружение. Гигантский резервуар, наполненный жидким перхлорэтиленом, имеет объем около 400 кубометров. Расположение детектора глубоко под землей диктуется необходимостью свести к минимуму помехи, приводящие к образованию радиоактивных изотопов аргона без поглощения ядрами хлора нейтрино. Указанные помехи вызываются проникающей компонентой космических лучей. Мю-мезоны, входящие в состав этой компоненты, взаимодействуя с веществом, порождают быстрые протоны, которые, сталкиваясь с ядрами хлора, образуют радиоактивный изотоп ³⁷ Ar.

Из-за облучения солнечными нейтрино во всем огромном бассейне перхлорэтилена одновременно присутствуют всего лишь несколько десятков ядер радиоактивного изотопа ³⁷ Ar, период полураспада которого около 35 дней.

Это ничтожное количество ³⁷ Ar удается выделить из “бассейна” путем “продувания” его гелием, после чего изотопы аргона выделяются из гелия химическим путем.

За прошедшие десятилетия Р. Дэвис с сотрудниками выполнил более ста циклов измерений и установил следующие закономерности:

1. Средняя скорость реакции значительно ниже предсказания теории.

2. Имеется убедительное свидетельство того, что скорость реакции меняется в зависимости от солнечной активности: с ростом активности она уменьшается и наоборот.

Эти результаты вызвали значительный интерес (опубликовано несколько сот статей). Известно, что поток нейтрино от распада ⁸ В 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 ⁸ В 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 ⁸ В 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 ⁸ В, а в эксперименте с ³⁷ Cl – в основном нейтрино ⁸ В, полученное согласие свидетельствует о том, что действительно поток ⁸ В-нейтрино меньше предсказанного теорией значения.

Руководствуясь основополагающей идеей Б. Понтекорво, В. А. Кузьмин тщательно рассмотрел все возможности и в 1965 году предложил реакцию: ⁷¹ Ga + n → ⁷¹ Ge + e ^- .

Порог этой реакции 230 кэВ, то есть почти в два раза меньше максимальной энергии спектра нейтрино. Продуктом является ⁷¹ Ge, который должен быть выделен из большой массы галлиевого детектора. Проблема нелегкая, но она уже решена: атомы германия удается выделить химическим методом. ⁷¹ Ge радиоактивный с периодом полураспада 11,4 дня. Он переводится в GeH ₄ , 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 ⁷¹ Ga + n → ⁷¹ Ge + 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 ⁷ Ве-, ⁸ В- 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 ⁷ Ве + е ^- → ⁷ Li + n .

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 ”42 ^o 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 n _m (с образованием мюонов) от n _е (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 n _m и один n _е, поэтому отношение n _m и n _е можно предсказать точно, хотя абсолютные величины потоков измеряются не очень точно. Однако отношение n _m /n _е , 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 n _m , _{n е} 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.

Этот дефицит, известный под названием "проблемы солнечных нейтрино", по всей видимости, связан с n _е -осцилляциями, хотя убедительных доказательств еще нет. Такими доказательствами могли бы стать: 1) искажение энергетического спектра солнечных нейтрино, 2) характер вариаций потока в цикле день/ночь и 3) отличие суммарного потока (n _е + n _m + n _t ) от чистого потока n _е . Сейчас проектируются детекторы, рассчитанные на эти возможности. SK регистрирует солнечные нейтрино по n-е рассеяниям с беспрецедентно хорошей статистикой: за три года зафиксировано 15 тыс. событий, их временные вариации и энергетические спектры. В 1999 г. началось поступление данных с SNO (Sudbery Neutrino Observatory), черенковского детектора на 1000 т тяжелой воды, расположенного в шахте Садбери (Канада). Теперь SNO измеряет поток n _е по реакции n _е + D ® е ^- + р + р. По завершении этой стадии в тяжелую воду поместят MgCl и счетчики ³ Не и будут измерять суммарный поток нейтрино по реакции n + D ® n + n + p. В Гран Сассо строится детектор BOREXINO на 300 т жидкого сцинтиллятора для регистрации моноэнергетических солнечных нейтрино от ⁷ Ве с началом работы в 2001 г. С учетом таких усилий следует ожидать, что проблема солнечных нейтрино будет решена в не столь отдаленном будущем.

Подземные детекторы способствовали прогрессу нейтринной физики, но исходная цель их сооружения была иной. Первоначальным назначением детекторов с большими массами рабочего вещества было обнаружение распада протонов, крайне редкого события, предсказываемого теорией Великого объединения. Однако ни в одном из больших детекторов, построенных за последние 20 лет, протонного распада не обнаружилось. Видимо, для физики элементарных частиц и астрофизики на следующем этапе понадобятся детекторы с еще большими массами.