Существуют и другие методики регистрации вторичных частиц. Например, сцинтилляционные детекторы установки Tibet-III или счетчики с резистивными платами (resistive plate counters) установки ARGO-YBJ (Astrophysical Radiation with Ground-based Observatory at YangBaJing, Наземная обсерватория астрофизической радиации в Янбацзине). Однако пока они менее эффективны.
Отдельное место в гамма-астрономии занимают космические гамма-всплески. Они были открыты в 1967 г. c помощью американских спутников-разведчиков Vela (название происходит от испанского velar – нести дозор), предназначенных для слежения за ядерными испытаниями. Из-за плохого углового разрешения в гамма-диапазоне до 1997 г. не удавалось даже определить, на каких расстояниях они происходят. Одновременная регистрация гамма- и рентгеновского излучения от одного из всплесков приборами, установленными на борту итало-голландского спутника BeppoSAX (Beppo – в честь итальянского физика Джузеппе Оккиалини (Giuseppe Occhialini), Satellite per Astronomia a raggi X–Cпутник для рентгеновской астрономии), позволила определить достаточно точные координаты события. В результате удалось провести оптические наблюдения на крупных телескопах, был открыт транзиентный оптический источник в далекой галактике, и подтвердилась гипотеза космологического происхождения гамма-всплесков.
Космические гамма-всплески связаны со слияниями нейтронных звезд и со вспышками особого типа сверхновых.
Гамма-всплески делят на два типа. Короткие (обычно короче нескольких секунд) связывают со слияниями нейтронных звезд, а длинные (до нескольких часов) – со взрывами массивных звезд с быстро вращающимися ядрами. В год наблюдается несколько сотен гамма-всплесков, это одни из самых мощных взрывных процессов, происходящих в настоящее время во Вселенной.
Поиск аннигиляции частиц темного вещества – перспективная задача гамма-астрономии.
Хотя обычно основная энергия всплеска приходится на диапазон энергий до 1 МэВ, для некоторых всплесков были получены данные и на гораздо больших энергиях – вплоть до нескольких гигаэлектронвольт. Детали механизма излучения гамма-всплесков остаются неясными, поэтому здесь необходимы новые наблюдения, в том числе и на очень высоких энергиях.
Количество известных гамма-источников (не считая космических гамма-всплесков и солнечных вспышек) составляет сейчас несколько тысяч. Однако в основном они обнаружены спутником Fermi на энергиях ниже 300 ГэВ. С ростом энергии число известных источников уменьшается, среди них много неидентифицированных объектов. Большинство идентифицированных гамма-источников относится или к пульсарам, или к активным ядрам галактик, и дальнейшие наблюдения помогают лучше понять эти типы источников и механизмы генерации излучения в них. Возможно, самой перспективной задачей гамма-астрономии является обнаружение аннигиляционного сигнала от темного вещества. Во многих моделях предсказывается, что частицы, составляющие темную материю, могут аннигилировать друг с другом, порождая гамма-кванты. Обнаружение аннигиляционного гамма-сигнала было бы прямым доказательством существования этой составляющей нашей Вселенной.
13.7. Детекторы нейтрино
Нейтрино – это легкие незаряженные частицы, относящиеся к лептонам. Известно три типа нейтрино: электронные, мюонные и тау, все типы нейтрино имеют античастицы. Эти частицы относятся к самым фундаментальным – они входят в Стандартную модель элементарных частиц. С другой стороны, обнаружение массы у нейтрино и открытие нейтринных осцилляций (в некотором смысле превращение одного типа нейтрино в другой) является важнейшим доказательством неполноты Стандартной модели.
Нейтрино – фундаментальные элементарные частицы, участвующие в слабом взаимодействии.
Нейтрино очень плохо взаимодействуют с веществом, потому что не имеют электрического заряда, а также не участвуют в сильном ядерном взаимодействии. С одной стороны, это делает частицу трудноуловимой, с другой – позволяет ей беспрепятственно покидать области с высокой плотностью вещества или находящиеся внутри массивных объектов. Нейтрино в большом количестве возникают в термоядерных реакциях в недрах звезд (в том числе Солнца) и при вспышках сверхновых. Именно для регистрации таких нейтрино и создавались первые детекторы. Обе задачи – регистрация солнечных нейтрино и нейтрино от сверхновых – были успешно решены.
Нейтрино рождаются в термоядерных реакциях в недрах звезд и при вспышках сверхновых.
Впервые нейтрино были зарегистрированы в 1956 г. (впоследствии это было отмечено Нобелевской премией) в экспериментах на ядерном реакторе. Однако было ясно, что протекание термоядерных реакций в недрах Солнца делает его довольно мощным источником нейтрино. Рэй Дэвис, Джон Бакал (John Bahcall) и их коллеги, используя в качестве основы идею Бруно Понтекорво, создали первый детектор астрофизических нейтрино в 1968 г. За эту работу Рэй Дэвис как руководитель эксперимента в 2002 г. получил Нобелевскую премию по физике.
Идея детектора основана на реакции, в которой хлор-37 (37Cl) захватывает электронное нейтрино. В результате бета-распада один из нейтронов в его ядре превращается в протон с испусканием электрона, и хлор-37 превращается в аргон-37 (37Ar) – радиоактивный изотоп с периодом полураспада 35 дней. Для эксперимента берется большой объем хлорсодержащего вещества (в эксперименте Дэвиса это был перхлорэтилен), а спустя некоторое время из него извлекается аргон-37, количество которого соответствует прошедшим в объеме детектора взаимодействиям нейтрино с хлором. Чтобы избежать нежелательных фоновых событий, приводящих к появлению изотопа аргона-37, необходимо изолировать детектор от влияния космических лучей, для чего его устанавливают в глубокой шахте.
Эксперимент Дэвиса удался – в детекторе был обнаружен аргон-37. Однако его количество оказалось примерно втрое ниже ожиданий, основанных на модели Солнца, что породило проблему солнечных нейтрино. Эта проблема была решена через несколько десятков лет благодаря открытию процесса нейтринных осцилляций, в ходе которого нейтрино одного сорта (например, электронные), можно сказать, превращаются в другие сорта – мюонные и тау-нейтрино (подробнее о нейтринных осцилляциях см. раздел 1.2 «Реакции в Солнце. Нейтрино»).
Солнечные нейтрино были зарегистрированы в 1968 г.
Успех регистрации солнечных нейтрино и появление интереснейшей загадки их дефицита стимулировали создание нескольких установок для регистрации этих частиц. Основным циклом реакций синтеза гелия в Солнце является протон-протонная цепочка (pp-цикл), состоящая из нескольких реакций, некоторые из которых идут с испусканием нейтрино. Эксперимент Дэвиса был чувствителен в первую очередь к нейтрино с самой высокой энергией – несколько мегаэлектронвольт (так называемым борным, см. раздел 1.2 «Реакции в Солнце. Нейтрино»). Новые эксперименты чувствительны и к нейтрино меньших энергий, однако лишь в 2014 г. на установке Borexino («Борексино») были зарегистрированы солнечные нейтрино с самыми низкими энергиями, возникающие в самой первой реакции pp-цикла – взаимодействии двух протонов.
Существует несколько методов регистрации астрофизических нейтрино. Основными являются радиохимический, сцинтилляционный, черенковский, а также эффект Аскарьяна.
Borexino – подземный детектор, расположенный в национальной лаборатории Гран-Сассо в Италии. Его рабочий объем заполнен жидким органическим сцинтиллятором. Электронные нейтрино упруго рассеиваются на электронах, передавая им часть энергии, а движение электронов в сцинтилляторе приводит к излучению фотонов, которые можно зарегистрировать. Взаимодействие антинейтрино с протонами в ядрах может привести к обратному бета-распаду и рождению позитрона, который также регистрируется сцинтилляционным детектором. Есть и другие способы регистрации быстро движущихся заряженных частиц, которые применяются в различных нейтринных детекторах.
В детекторе Super-Kamiokande рабочим телом является вода, заполняющая огромную цистерну. Рассеиваясь на электронах, нейтрино передает им энергию, а электроны, двигаясь быстрее скорости света в воде, испускают черенковское излучение, которое регистрируется фотоумножителями, покрывающими стенки цистерны. По черенковскому излучению Super-Kamiokande может регистрировать и мюоны, порожденные взаимодействием мюонных нейтрино с веществом Земли (кстати, за открытие мюонных нейтрино в свое время также была присуждена Нобелевская премия). Это важно, например, для регистрации так называемых атмосферных нейтрино, возникающих при взаимодействии частиц космических лучей с нашей воздушной оболочкой, и изучения нейтринных осцилляций.
Super-Kamiokande может установить и направление прихода нейтрино, что дает возможность точно определить, что их источник – Солнце (источником мог бы быть и какой-то другой объект, например вспышка сверхновой в нашей Галактике или какие-то другие источники).
Правда, пока единственным (кроме Солнца) зарегистрированным астрофизическим источником нейтрино стала сверхновая SN 1987A, вспыхнувшая в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке. Несколько нейтрино от этого события были зарегистрированы с помощью установок Kamiokande II («Камиоканде II», предшественник Super-Kamiokande), другого водного черенковского детектора IMB (Irvine Michigan Brookhaven, США) и детектора SAGE (Soviet-American Gallium Experiment, Советско-американский эксперимент с галлием) Баксанской нейтринной обсерватории на Северном Кавказе (также на несколько часов раньше сработал сцинтилляционный детектор под Монбланом, однако до сих пор продолжаются дискуссии о природе этого «лишнего» нейтринного всплеска).
В 1987 г. были зарегистрированы нейтрино от вспышки сверхновой в Большом Магеллановом Облаке.
Баксанский детектор, как и эксперимент Дэвиса, использует радиохимический метод регистрации нейтрино, но рабочим элементом является не хлор, а галлий (71Ga). Взаимодействуя с нейтрино, галлий-71 превращается в радиоактивный германий-71 (71Ge), этот метод позволяет регистрировать нейтрино более низких энергий, чем в экспериментах с хлором. Германий можно выделить из рабочего тела химическими методами, и его распад позволяет точно измерить количество атомов, синтезированных в реакциях с нейтрино.