Ах да, мы забыли о мюоне — для чего он нужен, он же явно излишен в этой утилитарной схеме?
Но с конца 1940-х гг. новые частицы посыпались как из рога изобилия, к 1980-м их можно было считать чуть ли не сотнями. С нашей антропоцентрической (т. е. ставящей во главу угла существование человека) точки зрения, это явный перебор природы. И тут стали возникать разные идеи: рассматривать одни частицы как основные, а другие как составленные из них или их возбужденные состояния, придумать схемы их классификации и взаимозависимости — т. е. как-то упорядочить все это неожиданное обилие объектов и, если не целиком, сразу, то хоть по частям, свести их к определенным типам взаимодействия или к полям с соответствующими квантами взаимодействия.
Частицы, обнаруженные в таком количестве, стало даже как-то неудобно называть «элементарными» или «фундаментальными», поэтому эти названия постепенно вышли из употребления (иногда их называют субъядерными частицами). Остались только подразделения частиц на лептоны, мезоны, барионы, кванты калибровочных полей (в том числе фотон) и кварки[37], или по-иному: на частицы, участвующие в сильных, электромагнитных, слабых и гравитационных взаимодействиях (некоторые из этих типов можно еще подразделить).
Но четыре типа взаимодействия — это тоже слишком много: нельзя ли их как-нибудь объединить? Сумели же Эрстед и Ампер начать объединять электричество и магнетизм, а Максвелл успешно объединил электромагнетизм и оптику!
Но нужно сохранять последовательность изложения. Поэтому мы рассмотрим в этом разделе, как открывали частицы, а позже — типы их взаимодействий и возможности их объединения[38].
Еще в 1914 г. Дж. Чедвик, измерявший энергии электронов, вылетающих во время превращения радиоактивного изотопа висмута в полоний, пришел к очень странному результату: энергии этих электронов принимали все значения — от очень малого до некоторого самого высшего, причем с почти одинаковой вероятностью. Вначале, конечно, подумалось, что после вылета электрона и превращения ядра излишняя энергия излучится как гамма-квант, но их не обнаружили. Но тогда эта произвольная энергия должна была оставаться в самом ядре, а ведь в нем существуют только определенные уровни, т. е. могут оставаться только определенные порции энергии?
Положение казалось столь безвыходным, что Н. Бор с соавторами предположили, что в элементарных актах взаимодействия энергия сохраняется только «в среднем». Но тогда этот самый бета-электрон должен был бы иметь то меньшую энергию, то большую, а все измерения, начиная с опытов Чедвика, показывали, что есть верхний порог, максимальная энергия электронов распада.
В 1930 г. В. Паули предлагает, в противовес своему учителю Бору, другое объяснение: при бета-распаде помимо электрона испускается еще одна частица, она нейтральная, имеет спин ½ и, вероятно, очень малую массу, поэтому ее не замечают. (Это весьма еретическое предположение Паули не опубликовал, а послал письмом в адрес семинара по физике, на который не смог приехать — готовился к балу в своем университете. Сам он настолько скептически относился к собственной гипотезе, что даже заключил пари, что нейтрино никогда не будет обнаружено — признать свой проигрыш ему пришлось только через 25 лет.)
Однако гипотеза Паули очень понравилась Энрико Ферми — она спасала закон сохранения энергии, и он стал после открытия нейтрона называть эту гипотетическую частицу «нейтрино» (итальянское уменьшительно-ласкательное от «нейтрон»). А через два года после открытия нейтрона Ферми построил первую теорию бета-распада, по которой нейтрон испускает одновременно электрон и нейтрино и превращается в протон (n → р + е- + ν, нейтрино обозначают греческой буквой ν — «ню»). Заметим, что только при этом все в порядке со спинами: в начальном состоянии спин равен ½. а в конечном три фермиона с таким же спином, которые в сумме снова могут дать ½. Теперь, конечно, хотелось как-нибудь это нейтрино зафиксировать, но задача оказалась весьма не простой. Первый, и то не полный, успех был достигнут только в 1942 г. Д. Алленом: он исследовал, как ядро бериллия захватывает электрон и превращается в литий — при этом должно испускаться нейтрино и уносить с собой энергию и импульс. Соотношения энергия-импульс ядра лития и углов разлета показали, что, действительно, должно вылетать нейтрино, а масса его должна равняться нулю.
Следовательно, нейтрино, как и фотон, может двигаться только со скоростью света, но у нейтрино спин равен ½, а у фотона он равен единице, поэтому у них ничего общего, кроме скорости, нет. Поскольку нейтрино является фермионом, то оно должно описываться уравнением Дирака (или каким-нибудь его аналогом), и тогда помимо нейтрино должно существовать еще и антинейтрино (его обозначают добавочной черточкой над буквой «ню»: ͞ν). Поэтому принято писать, что при распаде нейтрона вылетают электрон и антинейтрино (n → р + е- + ͞ν), а при превращении протона в нейтрон внутри ядра из него должны вылетать позитрон и нейтрино (р → n + е+ + ν). Но чем еще антинейтрино может отличаться от нейтрино?
Трудности регистрации нейтрино связаны с тем, что оно очень слабо взаимодействует с веществом: нейтрино с характерной ядерной энергией в 3-10 МэВ (единицы энергии описаны в Приложении) «спокойно» пролетает Землю насквозь, а в веществе с плотностью воды его длина свободного пробега (до первого взаимодействия) составила бы 100 световых лет! (Трудности усугубляются тем, что, как будет рассказано ниже, существуют, по крайней мере, три разных типа нейтрино: обычное, мюонное и тау.)
Поэтому первая полная регистрация нейтрино произошла лишь через 23 года после выдвижения гипотезы Паули, когда появились мощные ядерные реакторы с их колоссальными потоками нейтрино. В 1953–1956 гг. Ф. Рейнес (1918–1998, Нобелевская премия 1995 г.) и К. Коуэн наблюдали такие реакции в огромном баке с водой, содержащей молекулы-сцинцилляторы.
Громадные потоки нейтрино должны, если справедлива теория термоядерного цикла реакций в звездах Г. Бете, вылетать из нашего Солнца — в этот цикл входят и реакции бета-распада. Для их поиска Реймонд Дэвис (1914–2006) создал принципиально новый детектор, огромный бак, заполненный 600 тоннами специальной жидкости и расположенный в глубокой шахте. В течение самого длинного в истории физики эксперимента, 30-летних (!) наблюдений, ему удалось, по реакциям превращения атомов хлора в атомы аргона, зарегистрировать около 2000 солнечных нейтрино. (Представьте себе задачу по вылавливанию атомов аргона в таком объеме: это почище поиска булавки в стоге сена величиной со всю Солнечную систему!) Наблюдения Дэвиса послужили прямым доказательством того, что в центре Солнца на самом деле идут термоядерные реакции. Однако количество нейтрино было меньше, чем требовали расчеты цикла Бете: проблема «солнечных нейтрино» надолго оставалась болезненной темой для теоретиков. Самый простой выход, возможность преобразования электронных типов нейтрино в мюонные или тау по пути через вещество звезды, требовал новых экспериментов.
Другой гигантский детектор нейтрино, названный «Камиоканде», был создан в Японии группой исследователей во главе с Масатоси Косиба (р. 1926), главным образом, для проверки результатов Дэвиса. Им, к счастью, не пришлось ждать 30 лет: вдруг, 23 февраля 1987 г., во время вспышки сверхновой звезды, обозначаемой как SN 1987А, этот детектор смог зарегистрировать поток нейтрино, пришедший к Земле из соседней галактики — Большого Магелланова Облака.
Детектор «поймал» 12 нейтрино из 1016 (десять миллионов миллиардов), прошедших сквозь него. (Взрыв сверхновой звезды сравним по мощности излучения с излучением триллионов нормальных звезд, поэтому поток его нейтрино и мог быть зарегистрирован на таком расстоянии. Взрывы эти, однако, абсолютно непредсказуемы, и потому их можно долго и очень долго ждать…)
Результаты группы Косибо подтвердили справедливость теории взрыва на втором, после Солнца, объекте. Их наблюдения показали также некоторую асимметрию потоков нейтрино, непосредственно попадающих на детектор и прошедших через толщу Земли. А это как раз и означает возможность преобразования одного типа нейтрино в другие, т. е. возможность нарушения законов сохранения лептонных зарядов по отдельности. (В 2001 г. в нейтринной обсерватории Садбери сумели измерить интенсивность солнечных нейтринных потоков всех трех типов: их соотношения оказались иными, чем в момент излучения. Таким образом была показана возможность их взаимных переходов.)
Работы Дэвиса и Косибо привели к неожиданным открытиям и создали новое поле деятельности для астрономов — нейтринную астрофизику, а они оба удостоены Нобелевской премии за 2002 год.
Но история нейтрино отнюдь не исчерпывается проблемой его регистрации.
Мы уже говорили о замечательной теореме Эмми Нётер[39], согласно которой неизменность системы при ее переносе как целого в пространстве, ее поворотах, сдвиге начала отсчета времени ведут к законам сохранения импульса, момента вращения и энергии. Но помимо таких непрерывных преобразований нужно рассмотреть и дискретные преобразования: отражение в зеркале (пространственная инверсия, обозначается символом Р), обращение времени (обозначается символом Т), зарядовое сопряжение, т. е. замена всех частиц на античастицы (обозначается символом С). Из очень общих соображений была установлена СРТ-теорема Людерса-Паули: если проделать все три операции над любой системой, то она должна вернуться в свое прежнее состояние.
Нарушение СРТ-инвариантности означало бы фактическое крушение основ современной физики, не менее значимое, чем, скажем