За нейтрино — в глубь океана

Как известно, нейтрино было теоретически предсказано в 1930 году Вольфгангом Паули и поводом для этого послужил эффект, который возникал в результате бета-распада: вместо дискретного, электроны имели непрерывный энергетический спектр. Паули предположил, что возникает ещё какая-то одна частица, которая уносит энергию при бета-распаде. Считается, что название для частицы было предложено Энрико Ферми («нейтрино» с итальянского можно перевести как «нейтрончик»).

Впервые идея об экспериментальной регистрации возникла в 1945 году. Её автором был Б.М. Понтекорво, который и предложил так называемый радиохимический метод регистрации нейтрино. Однако потребовалось ещё более 10-ти лет, прежде чем первые частицы (реакторные антинейтрино) были зарегистрированы. Тогда же было доказано, что нейтрино и антинейтрино — две разные частицы. В 1962 г. в опытах Л. Ледермана было открыто мюонное нейтрино и показано, что оно отличается от электронного. Совсем недавно, в 2000 г. был зарегистрирован и третий тип этих частиц — таонное нейтрино.

На настоящий момент мы знаем, что нейтрино представляет собой электрически нейтральную фундаментальную частицу со спином 1/2, относящуюся к классу лептонов, участвующую только в слабом и, возможно, в гравитационном взаимодействиях. Нейтрино разделяются на три типа: электронное нейтрино, мюонное нейтрино и тау-нейтрино. Возможно наличие у нейтрино ненулевой массы, однако точное значение массы пока остаётся неизвестным.

Нейтрино по своему происхождению можно разделить на несколько больших классов — реликтовые (или космологические) нейтрино, геонейтрино, солнечные нейтрино, атмосферные нейтрино, астрофизические нейтрино, а также нейтрино от искусственных источников — реакторов и ускорителей. В последнее время особое внимание исследователей обращено на нейтрино астрофизического происхождения, ведь именно они, за счёт малого (порядка 10-20 барн) сечения взаимодействия с веществом, обладают наивысшей по сравнению с другими частицами астрофизического происхождения, проникающей способностью, что даёт возможность получать информацию об удалённых космических объектах.

Одним из вопросов при исследовании астрофизических нейтрино является природа нейтрино сверхвысоких (порядка 1 ПэВ и выше) энергий. Существуют различные теоретические модели, прогнозирующие наличие космических ускорителей, способных разгонять частицы до энергий выше 1020 эВ, например, активные ядра галактик и вспышки гамма-излучения. За всё время наблюдения на Земле с помощью различных установок было зарегистрировано лишь несколько десятков событий, отвечающих энергиям выше 1020 эВ (максимальная энергия космической частицы, зарегистрированная на Земле, составляет 3·1020 эВ). Зарегистрированные космические частицы — это, главным образом, протоны и фотоны. Но если существуют объекты, которые способны разгонять протоны до столь высоких энергий, то поток протонов должен сопровождаться потоком нейтрино, рождённых в результате взаимодействия протонов с оболочкой объекта-источника, или с веществом и излучением в межзвёздном пространстве.

При энергиях, больших нескольких ТэВ, фотоны взаимодействуют с инфракрасным и микроволновым фоном, образуя электрон-позитронные пары. Протоны и электроны из-за наличия заряда подвержены влиянию магнитных полей в космическом пространстве, что не позволяет проследить их траекторию и установить их источник. Кроме того, космические магнитные поля настолько сложны и разнообразны, что распределение высокоэнергетических протонов вблизи Земли оказывается практически изотропным. При сверхвысоких энергиях заряженных частиц эта изотропность исчезает, но при этом с энергий порядка 1021 эВ они начинают взаимодействовать с микроволновым фоном, образуя пионы (эффект Грейзена-Зацепина-Кузьмина (ГЗК)).

Нейтрино же, имея сверхнизкое сечение взаимодействия, доносят информацию от удалённых источников с искажениями, которыми можно пренебречь — их направление остаётся практически неизменным, что выделяет нейтрино среди других элементарных частиц в качестве уникального носителя информации. Это является одним из самых значительных отличий нейтрино с точки зрения регистрации по сравнению с фотонами и протонами высоких энергий.

Нейтрино могут покидать экстремально плотные ядра возможных источников и, следовательно, доносить разнообразную информацию о процессах внутри них, в то время как с помощью оптической астрономии мы можем наблюдать только их поверхность. Также очень вероятно, что существуют высокоэнергетичные объекты, не излучающие фотоны и, следовательно, невидимые обычными телескопами. Именно поэтому изучению нейтрино и разработке всё более эффективных методов их регистрации сегодня придаётся такое большое значение. Потоки нейтрино, рожденные во вспышках сверхновых, дисках аккреции черных дыр, в квазарах и активных ядрах галактик, несут информацию об этих астрономических феноменах.

Однако малое сечение взаимодействия нейтрино с веществом является не только положительным фактором, позволяющим этим частицам успешно «пробираться» через тысячи световых лет, но и отрицательным, снижающими до минимума возможность обнаружения этих «вестников» нашими детекторами. По этой причине ещё в 1945 г. Понтекорво заметил, что основной проблемой, с которой столкнутся учёные, работающие в области физики нейтрино, станет необходимость в использовании детекторов очень большого объёма. Подобные детекторы, которые существуют для регистрации астрофизических нейтрино, имеют название «нейтринные телескопы». Все они основаны на регистрации черенковского излучения от вторичных заряженных частиц и основаны на помещении регистрирующих элементов детектора в плотную, но оптически прозрачную среду (воду или лёд).

Эффект Вавилова-Черенкова (черенковское излучение) объясняется когерентным излучением диполей, возникающих в результате поляризации атомов или молекул среды под влиянием движущейся в ней заряженной частицы. В результате действия электрического поля, создаваемого пролетающей заряженной частицей, электронное облако атома смещается относительно ядра, в результате чего атом поляризуется. После удаления частицы из данной области атом возвращается в нормальное состояние. Этот переход сопровождается излучением. Однако прохождение заряженной частицы через вещество не всегда сопровождается электромагнитным излучением. Если частица движется в среде сравнительно медленно, то поляризационный эффект, вызванный частицей в каждый данный момент времени, оказывается сферически симметричным относительно ее положения, и тогда излучение поляризованного атома будет гаситься излучением, испускаемым в противоположной фазе симметричным ему атомом. Поэтому черенковский эффект может наблюдаться только тогда, когда скорость света в веществе c/n (n — показатель преломления среды) оказывается меньше, чем скорость частицы, пролетающей в этой среде. Черенковский свет расходится конически вокруг траектории движения частицы, причём угол раствора определяется скоростью частицы. Физически это объясняется тем, что световой фронт образован путём интерференции света, испущенного соседними атомами. Время, которое проходит между их девозбуждением напрямую зависит от скорости возбудившей их частицы. Чем быстрее движется частица, тем ближе к её траектории проинтерферирует свет от атомов среды, и тем уже окажется конус.

Черенковский метод был предложен М.А. Марковым в 1967 г. Принцип регистрации нейтрино с помощью данного метода заключается в следующем. Нейтрино взаимодействуют в толще Земли или в объёме детектора, рождая мюон, который движется в среде со сверхсветовой скоростью и излучает черенковский свет под строго определенным углом, зависящим от энергии мюона. Регистрируя этот свет с помощью пространственной решетки из фотоэлектронных умножителей (ФЭУ), можно определить энергию и направление мюона, а значит, и родившего его нейтрино (так как мюоны при высоких энергиях с большой точностью сохраняют направление нейтрино). Главным недостатком черенковского метода является малая длина поглощения света (менее 50 м), поэтому ФЭУ должны располагаться в детекторе с довольно высокой плотностью.

Общая схема работы глубоководного нейтринного телескопа

Стандартный глубоководный нейтринный телескоп можно представить как систему пространственно разнесенных фотоприемников. Расстояние между фотоприемниками по порядку величины совпадает с длиной поглощения света. При высоких энергиях (> 100 ГэВ) направление движения мюона совпадает с траекторией нейтрино с хорошей точностью. Нейтрино и, соответственно, мюоны от нейтрино пересекают детектор со всех направлений, но отделить мюоны от нейтрино от мюонов, рожденных в распадах пионов и каонов, можно только с направлений из нижней полусферы (из-под Земли). Действительно, только нейтрино может пересечь земной шар и родить мюон вблизи поверхности.

Фотоприемники помещают в стеклянные сферы для защиты от внешнего давления воды. Фотоприемник с дополнительной необходимой для его работы электроникой, принято называть оптическим модулем (ОМ). Оптические модули крепятся к вертикальному тросу с буем на одном конце и якорем на другом. Трос с оптическими модулями принято называть гирляндой, или стрингом (от англ. string).

Первые нейтринные телескопы начали сооружаться в конце 80-х годов прошлого века. К числу уже не функционирующих проектов относятся нейтринные детекторы DUMAND, AMANDA и AMANDA-II. В настоящее время в мире функционирует несколько нейтринных телескопов большого объёма. Деятельность научной группы физфака-НИИЯФ МГУ связана с работой и сооружением средиземноморских нейтринных телескопов.

Нейтринный телескоп ANTARES — один из крупнейших водных детекторов, предназначенных для регистрации мюонных нейтрино от астрофизических источников высоких энергий.

Оптический модуль нейтринного телескопа

Детектор ANTARES расположен в водах Средиземного моря на глубине 2475 м, приблизительно в 42 км на юг от французского города Тулон. В данном проекте принимает участие около 150 инженеров, техников и физиков из научных центров Франции, Италии, Испании, Голландии, Германии, России и Румынии. Детектор, как и все подобные установки, направлен на регистрацию частиц, летящих снизу вверх, т.е. пролетающих планету насквозь, посредством того, что все фотоумножители в каждом модуле смотрят вниз под углом 45°. Главной задачей детектора является регистрация заряженных мюонов с энергиями выше 10 ГэВ, рождённых в вышеописанных реакциях, по черенковскому излучению. Существует вероятность, что этот мюон долетит до воды, не участвуя в реакциях с веществом Земли и при этом попадёт в область, охватываемую детектором (именно поэтому есть тенденция к увеличению объёмов таких телескопов). При этом он будет испускать черенковское излучение, которое и будет непосредственно регистрироваться фотоумножителями. Черенковский свет с длиной волны 450 нанометров образует конус с углом раствора 42°. Зная этот угол и последовательность «вспыхнувших» ФЭУ, можно с большой точностью восстановить трек исходного нейтрино.

В настоящий момент идут работы по сооружению в Средиземном море детектора следующего поколения — глубоководного телескопа с объёмом более 1 км3 (проект KM3Net). Данный проект может стать «ответной частью» для антарктического телескопа Ice Cube, с кубокилометровым объёмом, а также важным этапом в создании единой системы регистрации астрофизических нейтрино, так называемой Глобальной Нейтринной Обсерватории.

С 2005 года научная группа МГУ, состоящая из сотрудников, аспирантов и студентов физического факультета и сотрудников НИИЯФ МГУ, принимает участие в работах, связанных с проектированием, созданием и обработкой данных от нейтринных телескопов большого объёма. Первым проектом, в котором мы участвовали, был нейтринный телескоп NEMO, а с лета 2009 г. научная группа МГУ является официальным участником международной коллаборации ANTARES.

В июне 2011 г. очередное Совещание коллаборации ANTARES было проведено в Москве, на физическом факультете МГУ им. М.В.Ломоносова.

Основными направлениями работы научной группы МГУ в проектах, связанных с глубоководными нейтринными телескопами являются следующие:

? разработка и создание новых типов фотоумножителей для оптических модулей. Каждый из проводимых экспериментов по нейтринной астрофизике является одновременно и испытательной площадкой для выяснения качеств того или иного прибора, работающего в составе детектора с целью повышения его эффективности, что необходимо при критически малом числе событий, свойственных для подобных установок. В ходе проводимых работ были разработаны различные прототипы фотоумножителей, которые могут применятся для работы в составе глубоководных телескопов.

? решение проблемы биолюминисценции, свойственной детекторам, работающим в морской воде. Помимо полезной информации, фотоумножители, входящие в состав оптических модулей, получают также и фоновые сигналы, в число которых входят и световые сигналы от глубоководных живых организмов. В ходе проведённой работы удалось успешно создать несколько фильтров биолюминисценции, что позволило существенно ускорить расшифровку получаемых сигналов.

? разработка нового алгоритма поиска сверхновых, используемого для возможного обнаружения данного типа астрофизических объектов, являющихся источниками космических нейтрино. Данный алгоритм существенно улучшает так называемый «коэффициент качества» обработки информации при регистрации нейтринных потоков от возможных вспышек.

? выполнена работа по моделированию различных конфигураций оптических модулей для сооружаемого нейтринного телескопа с объёмом свыше 1 км3. Подобное моделирование позволяет не только повысить эффективность детектора, но и уменьшить затраты на его сооружение.

Выполнен анализ большого количества экспериментальных данных от детектора ANTARES за период 2008-2010 гг; опробованы несколько различных критериев отбора событий для анализа данных.

К числу самых последних работ научной группы МГУ можно отнести начатую совместно с LNS-INFN (Национальные лаборатории Юга Национального Института Ядерной Физики Италии) деятельность по возможному гидроакустическому обнаружению астрофизических нейтрино. Данный проект, в случае его успешного развития, может внести поистине революционные изменения в возможности регистрации астрофизических нейтрино, многократно повысив чувствительность глубоководных детекторов.

Студентка 5-го курса кафедры общей ядерной физики, стипендиат Правительства Российской Федерации Дария Бецис в научном центре LNS (г. Катания, Италия)

В настоящее время непосредственное участие в проекте принимает и студентка 5-го курса физического факультета, стипендиат Правительства Российской Федерации Дария Бецис. За время работы в лабораториях LNS на Сицилии она предложила оригинальный метод анализа акустического сигнала, вполне применимый к задачам проекта, что было высоко оценено нашими итальянскими коллегами. Это лишний раз подтверждает хорошую подготовку и профессионализм студентов физфака, от которых во многом зависит успешное развитие современных проектов в фундаментальной физике, как отечественных, так и международных.

Доцент Е.В.Широков, руководитель научной группы по нейтринной физике физического факультета НИИЯФ МГУ