Нейтрино слабо взаимодействуют с веществом, поэтому для их регистрации нужны детекторы больших размеров, особенно если речь идет о регистрации нейтрино высоких энергий (таких частиц мало). Самым перспективным подходом считается использование черенковских детекторов с рабочим телом в виде естественного объема воды. В рамках этого подхода, предусматривающего создание детектора объемом 1 км³, развиваются три направления: морские детекторы, пресноводные детекторы и детекторы в Антарктическом ледяном щите.
Для регистрации нейтрино высоких энергий создаются гигантские водные черенковские детекторы.
Пресноводный детектор реализуется в озере Байкал: на множестве тросов, опускаемых в воду, располагаются оптические модули с фотоумножителями, которые регистрируют вспышки черенковского излучения заряженных частиц. Этот принцип регистрации аналогичен другим водным черенковским детекторам (таким, например, как Super-Kamiokande). Преимуществом озерной пресной воды является низкий световой фон из-за небольшого количества микроорганизмов (биолюминисценция) и радиоактивности растворенных солей, а также более спокойная обстановка (отсутствие сильного волнения). Тем не менее установки можно строить и в морях: европейские ученые развивают несколько проектов, целью которых является создание километрового детектора в водах Средиземного моря.
В настоящее время крупнейший нейтринный детектор – IceCube («Ледовый куб»), работающий в Антарктиде. Он является развитием проекта AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array, Антарктический массив мюонных и нейтринных детекторов), и его объем составляет примерно кубический километр. В 2013 г. было объявлено о первой регистрации нескольких десятков событий, и, несмотря на то что установка IceCube позволяет определять направления прихода зарегистрированных нейтрино, происхождение этих частиц остается неясным.
Крупнейший нейтринный детектор IceCube зарегистрировал несколько десятков событий, связанных с нейтрино высоких энергий. Происхождение этих частиц остается загадкой.
Принцип работы IceCube аналогичен водным черенковским детекторам. Нейтрино взаимодействуют с молекулами воды, что приводит к появлению заряженных частиц (электронов, мюонов или тау-лептонов), движущихся с высокой скоростью и испускающих черенковское излучение (мюоны могут порождаться нейтрино и не в воде, а при взаимодействии частиц с Землей, но они тоже будут зарегистрированы). Для работы установки существенно, что при высоком давлении, достигаемом на глубине более километра, лед достаточно прозрачен для света. Сеть фотоумножителей, размещенных на кабелях, опускается в скважины во льду на глубину до 2,5 км. Детектор состоит из 86 таких кабелей, на каждом из которых размещено по 60 оптических модулей с фотоумножителями, расстояние между кабелями составляет 125 м, в результате просматривается объем порядка кубического километра.
Существует модификация водного черенковского детектора, чувствительная к нейтрино всех типов. Обсерватория Sudbury в Канаде использует детектор, содержащий около 1000 т тяжелой воды D2O (стоимость воды составила около трети миллиарда канадских долларов). Эта установка помогла не только окончательно решить проблему дефицита солнечных нейтрино, но и внесла ключевой вклад в изучение нейтринных осцилляций.
Наконец, существует еще один способ регистрации нейтрино высоких энергий, основанный на эффекте Аскарьяна, предложенном в 1962 г. и проверенном в самом конце XX в. в ускорительных экспериментах. Нейтрино, распространяясь с высокой скоростью в среде, порождают каскад частиц, которые становятся источниками излучения, подобного черенковскому. Только в случае нейтрино и, скажем, льда в качестве среды распространения испускаются в основном радиоволны. На этом принципе основано несколько установок по поиску нейтрино. Антенны детектора RICE (Radio Ice Cherenkov Experiment, Черенковский ледовый радиоэксперимент) были установлены над установкой AMANDA, планируется установка новых антенн на детекторе IceCube. А в случае детектора ANITA (Antarctic Impulsive Transient Antenna, Антарктическая импульсная антенна) антенны были расположены на аэростате, летавшем над Антарктикой. Такие детекторы чувствительны к нейтрино самых высоких энергий (выше 1015 эВ), однако пока они не зарегистрировали ни одного события.
Нейтринные установки позволили решить несколько задач в астрофизике и фундаментальной физике, а также поставили новые. Во-первых, благодаря регистрации солнечных нейтрино было подтверждено, что источником энергии Солнца являются именно термоядерные реакции. Более того, после решения проблемы солнечных нейтрино путем обнаружения существования нейтринных осцилляций (с помощью тех же нейтринных детекторов) и после регистрации нейтрино от pp-реакции мы имеем возможность напрямую изучать темп различных реакций в недрах Солнца. Во-вторых, регистрация нейтрино от сверхновой SN 1987А подтвердила модель коллапса ядра для объяснения этого явления. В-третьих, теперь мы знаем, что существуют космические нейтрино сверхвысоких энергий (хотя пока не знаем, что же является их источниками).
13.8. Детекторы космических лучей
Космические лучи – это потоки частиц (электронов, протонов и более тяжелых ядер, а также их античастиц), распространяющихся в космическом пространстве. Обычно к космическим лучам не относят частицы солнечного происхождения, нейтрино и фотоны высоких энергий. Частицы с энергиями до примерно 1016 эВ, вероятнее всего, ускоряются в остатках сверхновых нашей Галактики, а частицы более высоких энергий (это уже исключительно протоны, другие ядра и их антипартнеры) не могут долгое время удерживаться магнитным полем Галактики, а потому должны иметь по большей части внегалактическое происхождение.
Поток космических лучей довольно велик (они даже играют важную роль в динамике межзвездной среды и в происхождении некоторых легких элементов), однако с ростом энергии количество частиц быстро уменьшается. Если на относительно низких энергиях порядка нескольких гигаэлектронвольт космический детектор AMS-02 (Alpha Magnetic Spectrometer, Магнитный альфа-спектрометр), установленный на борту Международной космической станции, регистрирует по миллиарду частиц в месяц, то частицы самых высоких энергий регистрируются единицами в год на площади в сотню квадратных километров. Правда, и энергии у таких частиц гигантские, в сотни миллионов раз превосходящие достигнутые на Большом адронном коллайдере (это уже вполне макроскопические величины – такую энергию имеет летящий теннисный мяч, пущенный профессиональным спортсменом!). Поэтому частицы с энергиями до сотен гигаэлектронвольт (иногда даже до десятков тераэлектронвольт) можно изучать непосредственно с помощью космических аппаратов или в баллонных экспериментах (т. е. с помощью приборов, установленных на борту аэростатов), а на бóльших энергиях работают лишь косвенные методы наземной регистрации вторичных частиц и излучения. Многие методы регистрации космических лучей родственны применяемым для исследования гамма-лучей.
Космические лучи – потоки заряженных частиц, в основном протонов.
Для регистрации различных характеристик космических лучей (энергия, направление, заряд, масса) используют различные методы, многие из которых были изначально опробованы в физике элементарных частиц. Собственно, изначально именно исследования космических лучей были основным способом изучения элементарных частиц (и позитроны, и мюоны были открыты именно в результате таких наблюдений).
Максимальная энергия зарегистрированных частиц превышает 1020 эВ.
Первичные (космические) заряженные частицы практически не достигают поверхности Земли, поэтому для их прямой регистрации необходимо поднять приборы над плотными слоями атмосферы. Именно так, по итогам наблюдений с воздушного шара, Виктор Гесс (Victor Hess) и открыл в 1912 г. космические лучи, заметив, что по мере подъема поток частиц возрастает.
Космические (и баллонные) эксперименты имеют существенные ограничения по массам и размерам, зато они позволяют определять параметры частиц напрямую непосредственно в детекторе. Для измерения энергии частиц обычно используют сцинтилляторы: частица поглощается слоем вещества, а вся ее энергия переходит в оптическую вспышку, регистрируемую фотодетектором.
Частицы с энергией до 1014 эВ исследуют из космоса.
Для измерения заряда и массы лучше устанавливать постоянные магниты, как это сделано в экспериментах PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics, Нагрузка по исследованию антивещества и астрофизики легких ядер) на борту спутника «Ресурс-ДК» и AMS-02 на МКС. Заряженные частицы отклоняются магнитным полем: положительно заряженные – в одну сторону, отрицательно заряженные – в другую, кривизна трека (траектории) при этом зависит от массы частицы и величины заряда.
Измерения позволяют определить энергию, заряд и массу частицы, а также направление движения.
Для определения направления движения частиц разработано множество методов. В космических экспериментах используются детекторы, состоящие из большого количества слоев (решеток), реагирующих на пролет частицы элементов. Зная, какие элементы сработали и в каком порядке, можно восстановить траекторию движения частицы.
Частицы высоких энергий достаточно редки, и для их регистрации потребовались бы слишком большие космические аппараты. Поэтому их регистрируют иначе: рабочим телом детектора в этом случае является атмосфера Земли.
При попадании высокоэнергичного протона (или более тяжелого ядра) возникает каскад частиц, который называют широким атмосферным ливнем. Влетая в атмосферу, протон сталкивается с молекулами газов, в результате их взаимодействия в первую очередь рождаются нейтральные пионы – так называемые пи-мезоны (также рождаются К-мезоны – каоны, которые быстро распадаются на пионы). Они распадаются, давая рождение фотонам высоких энергий, которые, в свою очередь, рождают электрон-позитронные пары. Электроны и позитроны, взаимодействуя с заряженными частицами, испускают фотоны высоких энергий, кроме того, идет процесс ионизации атомов, что поставляет дополнительные электроны. В результате всех этих процессов возникает так называемый электромагнитный каскад, его фотонную составляющую можно наблюдать с помощью наземных детекторов.