Байкальский нейтринный телескоп Baikal Neutrino Telescope

В 1920-х гг. было обнаружено, что при некоторых радиоактивных распадах не выполняется закон сохранения энергии. Спустя десять лет швейцарский физик Вольфганг Паули предположил, что недостающую энергию уносит неизвестная нейтральная частица, обладающая высокой проникающей способностью, впоследствии получившая название нейтрино.

Паули считал, что совершил нечто недостойное физика-теоретика: постулировал существование гипотетического объекта, который никому не удастся обнаружить, поспорив даже со своим другом, астрономом Вальтером Бааде, что нейтрино никогда не будет зарегистрировано экспериментально. Паули повезло, он проиграл спор: в 1956 г. американские физики К. Коуэн и Ф. Райнес «поймали» неуловимую частицу.

Что дает использование нейтринного телескопа? Зачем прилагать неимоверные усилия для поимки неуловимых частиц, если огромное количество информации на Землю доставляют обычные электромагнитные волны?

Все небесные тела не прозрачны для электромагнитного излучения, и если ученые хотят заглянуть в недра Солнца, Земли, галактического ядра (именно там происходят самые интересные процессы), то помочь в этом могут только нейтрино.

Подавляющее большинство таких частиц попадает к нам из Солнца, где они рождаются во время термоядерного превращения водорода в гелий, поэтому все нейтринные телескопы XX в. были ориентированы на изучение нашего светила.

Начальный этап исследований солнечных нейтрино завершен, и уже делаются первые шаги по изучению потока и спектра частиц, идущих к нам из недр Земли, где они рождаются при распаде урана, тория и других радиоактивных элементов. Характерная энергия подобных процессов – сотни тысяч и миллионы электронвольт на одну частицу.

В 1960 г. советский физик-теоретик, академик М.А. Марков предложил использовать для поимки неуловимых частиц естественные водные резервуары. Все вещество нашей планеты есть гигантский детектор для регистрации нейтрино. Прилетая к нам из космоса, некоторые из них взаимодействуют с отдельными атомами Земли, передавая им часть своей энергии, а заодно и ценную информацию о процессах, происходящих в различных уголках Вселенной. Нужно только суметь ее «увидеть», и проще всего это сделать, наблюдая большие объемы океанской воды.

В 1970-е гг. американские, советские и японские физики, астрономы, инженеры и океанографы проводили оценку потенциально пригодных мест на дне океана, изучали способы размещения глубоководной аппаратуры, испытывали различные типы оптических приемников. В результате многолетних исследований было выбрано оптимальное место – район Тихого океана вблизи Гавайских островов, где глубина превышает 5 км. Проект получил название DUMAND (Dеeр Underwater Muon and Neutrino Detector, глубоководный детектор мюонов и нейтрино).

Начало работ по погружению научной аппаратуры на океанское дно было запланировано на весну 1981 г. Но оказалось, что не так просто опустить на многокилометровую глубину тысячи оптических приемников, сохранить их в рабочем состоянии и при этом принимать и обрабатывать поступающие с них сигналы. К сожалению, по техническим причинам проект так и не был реализован.

Однако в 1990-е гг. ученые все же увидели следы высокознергичных неуловимых частиц, оставленных ими под километровой толщей воды. Произошло зто событие не посреди Тихого океана, а в Сибири, на юге Иркутской области.

В конце 1970-х гг. советский ученый, академик, доктор физико-математических наук А.Е. Чудаков предложил использовать для детектирования нейтрино озеро Байкал. Этот уникальный природный резервуар пресной воды, как оказалось, оптимально подходит для решения такой задачи. Во-первых, из-за его глубины, которая превышает 1 км; во-вторых, из-за прозрачности чистейшей воды, составляющей примерно 22 м; в-третьих, из-за того, что на большой глубине в течение всего года температура остается постоянной – 3,4^o С; и самое главное, зимой озеро покрывается толстым слоем льда, с которого очень удобно опускать под воду научную аппаратуру.

Еще в 1946 г. Бруно Понтекорво предложил первый проект телескопа для регистрации солнечных нейтрино. В то время мало кто верил, что его можно будет осуществить на практике, т.к. для «поимки» хотя бы одной частицы масса детектора должна составлять десятки тонн

Строительство телескопа началось в 1990 г., а в 1994 г. было зарегистрировано первое в мире подводное нейтрино. Сегодня в этом международном проекте участвуют научные сотрудники Института ядерных исследований РАН, Иркутского государственного университета, Научного исследовательского института ядерной физики МГУ, Объединенного института ядерных исследований, Санкт-Петербургского государственного морского технического университета, Нижегородского технического университета, Российского научного центра «Курчатовский институт», Акустического института им. А.А. Андреева, Исследовательского центра «Немецкий электронный синхротрон» (DESY). Руководит проектом заведующий лабораторией нейтринной астрофизики высоких энергий Института ядерных исследований РАН, доктор физико-математических наук Григорий Владимирович Домогацкий.

Основу нейтринного телескопа составляют специально созданные для него фотоумножители, помещенные в стеклянные сферы, выдерживающие давление свыше 100 атм. Они попарно крепятся на специально разработанный для данного эксперимента грузонесущий кабельтрос и опускаются через прорубь в воду. Длина троса превышает километр. Снизу он фиксируется при помощи тяжелых якорей, а вверх его тянут буи (гигантские «поплавки»). В результате вся эта «гирлянда» принимает строго вертикальное положение, при этом самые верхние буи находятся на глубине 20 м. Синхронизация работы фотоумножителей осуществляется с помощью лазерного источника света, который через определенные промежутки времени «засвечивает» байкальскую воду внутри детектора. Такое периодическое импульсное освещение играет роль своеобразных «меток» времени при анализе информации, поступающей с фотоумножителей. Кроме того, на дне на расстоянии 600 м от центра детектора закреплены акустические датчики, которые просвечивают весь его объем звуковыми волнами и фиксируют малейшие колебания фотоумножителей.

Сооружение имеет модульный характер; добавляя новые гирлянды к уже имеющимся, можно наращивать рабочий объем детектора. На сегодняшний день работает 11 гирлянд, и эффективная масса детектора составляет примерно 20 Мт. К 2012 г. планируется увеличить ее до 300 Мт, а в 2016 г. телескоп должен достичь своей проектной мощности, близкой к 1 Гт, что соответствует объему в 1 км'. Таким образом, проект прошлого века превращается в реальность.

Как же происходит регистрация нейтрино? Во-первых, частица может вступить в реакцию с веществом, находящимся внутри объема, окруженного гирляндами (правда, вероятность такого события очень мала). Во-вторых, она может взаимодействовать с ядром какого-нибудь атома, расположенного в радиусе нескольких километров от детектора (в воде или в грунте под установкой), и породить высокоэнергичный мюон, который затем пролетит вблизи гирлянд. При этом эффективный объем детектора возрастает в десятки раз, но появляется проблема: как отличить нейтринные мюоны от атмосферных, возникающих под действием космических лучей?

Когда космические лучи достигают Земли, они взаимодействуют с ядрами атомов, находящимися в верхних слоях атмосферы. При этом рождаются ливни так называемых вторичных космических лучей, в основном нестабильных элементарных частиц. Все они быстро распадаются – за исключением мюонов, которые обладают высокой проникающей способностью, живут 1 мкс и за это время успевают пролететь несколько километров толщи земли, создавая помехи в работе подземных лабораторий.

На первый взгляд это кажется странным, т.к. двигаясь со скоростью света, мюон за одну миллионную долю секунды сможет пролететь не более 300 м. Но дело в том, что при высоких скоростях вступают в силу законы специальной теории относительности. Мюон живет 1 мкс и пролетает 300 м в собственной системе отсчета, а в лабораторной системе отсчета он может прожить несколько микросекунд и пролететь несколько километров.

Наблюдение таких нестабильных частиц на километровой глубине есть прямое подтверждение релятивистского замедления времени, однако пролететь десятки километров горных пород мюон не способен. Поэтому существует надежный способ отличить нейтринные мюоны от атмосферных.

Фотоумножители, работа которых синхронизируется лазером, регистрируют попадающий на них свет. Затем компьютер расшифровывает полученную информацию и в результате восстанавливает треки частиц, породивших этот свет. Траектории, идущие сверху вниз или даже горизонтально, отбрасываются. Принимаются во внимание только мюоны, пришедшие из-под горизонта. Существует единственное объяснение этим процессам: высокоэнергичное нейтрино, пролетая сквозь Землю, взаимодействует с ядром какого-либо атома, находящегося в пределах нескольких километров от детектора, при этом рождается высокоэнергичный мюон. Именно он долетает до детектора и, двигаясь в воде с релятивистской скоростью, излучает черенковские фотоны. Как показали наблюдения, примерно на 2 млн мюонов, прилетающих сверху, приходится только один, вылетающий из-под горизонта.

За все время работы Байкальского телескопа было зарегистрировано около 400 событий, порожденных высокоэнергичными нейтрино, но почти все они – атмосферные. В связи с этим нужно было выделить из множества событий те, которые принадлежат нейтрино, прилетевшим из дальнего космоса, т.к. именно они представляют наибольший научный интерес.

Полвека назад регистрация атмосферных нейтрино в глубоких индийских шахтах была выдающимся научным достижением, однако в подводном детекторе они представляют фон, мешающий наблюдениям. Атмосферные нейтрино, в обилии порождаемые космическими лучами в верхних слоях атмосферы, несут информацию только о космических лучах, а ученым интересно узнать об источниках нейтрино, расположенных за пределами Солнечной системы.

Мюон движется почти в том же самом направлении (в пределах одного градуса), что и породившее его высокознергичное нейтрино. Определение траектории внутри детектора происходит с ошибкой 1 – 2^o. В результате телескоп определяет место на небесной сфере, из которого вылетело нейтрино, с общей погрешностью около 3^o.

Атмосферные нейтрино прилетают к нам в среднем равномерно со всех сторон, но где-то во Вселенной должны быть локальные источники космических нейтрино. Это могут быть квазары, активные ядра галактик, расширяющиеся с огромной скоростью оболочки сверхновых звезд. Загадочные гамма-всплески также способны быть подобными источниками.

Одна из главных задач Байкальского телескопа – выделить из фона космические источники нейтрино, определить их местоположение на небе и затем постараться отождествить с оптическими объектами, которые можно изучать с помощью обычных телескопов. Чтобы решить зту задачу, нужно зарегистрировать достаточно большое число нейтрино и определить точки на небесной сфере, откуда они прилетели. В тех областях, где расположены объекты, активно излучающие нейтрино, будет наблюдаться локальное повышение потока этих частиц по сравнению с фоном.

Пока никто не знает, каковы мощность и плотность таких источников. На этот счет существуют только гипотезы и предположения. Тем и интересен Байкальский телескоп, что он может дать экспериментальный ответ на подобные вопросы.

Сильные и слабые локальные источники высокоэнергичных космических нейтрино, находящиеся на различных расстояниях от нас, должны порождать так называемый диффузный поток частиц. Неизвестно, чему равняется его плотность и непонятно, как ее теоретически рассчитать. Экспериментальное определение величины диффузного потока – также одна из основных задач Байкальского телескопа.

На первый взгляд может показаться, что сделать это невозможно. Как выделить на сильном фоне атмосферных нейтрино слабый сигнал частиц, равномерно прилетающих к нам со всех точек небесной сферы? И есть ли в действительности такой сигнал?

В 1931 г. Поль Дирак ввел в физику необычную частицу – магнитный монополь. Английский ученый смог доказать, что существование хотя бы одного магнитного заряда сразу бы объяснило непонятный факт квантования электрического заряда. До сих пор все усилия обнаружить экзотическую частицу заканчивались неудачей. Но если магнитный заряд все-таки существует, то, двигаясь в веществе, он будет излучать электромагнитные волны. И если это редкое событие произойдет вблизи Сибирского детектора, то монополь будет обнаружен

Откуда-то из удаленных уголков Вселенной нас достигают космические лучи сверхвысоких энергий. Ясно, что они рождаются не в абсолютно пустом пространстве: их источники находятся в какой-то среде. Взаимодействуя с ее атомами, высокоэнергичные космические лучи порождают нейтрино сверхвысоких энергий. Затем частицы разлетаются по всему космическому пространству, двигаясь в том числе и к Земле.

Космические лучи сверхвысоких энергий взаимодействуют с реликтовыми фотонами и не могут долететь до Земли, сохранив свою энергию. На такое способны только нейтрино. Поэтому, если к нам прилетают протоны с энергией 10¹⁹ эВ, то нейтрино способны прилететь с еще большей энергией, но с какой конкретно, пока неизвестно.

Чтобы решить эту задачу с помощью подводного детектора, нужно измерять величину полного потока всех падающих на Землю нейтрино в зависимости от их энергии. Если она составляет тысячи и миллионы ГэВ, то в нем будут заметно преобладать атмосферные нейтрино. При больших энергиях их количество начнет резко уменьшаться, т.к. они порождаются космическими лучами, интенсивность которых быстро падает с увеличением энергии, стремясь к нулю при энергиях выше 10¹⁹. Соответственно, будет стремиться к нулю и поток атмосферных нейтрино.

Параметры космических лучей известны, поэтому можно рассчитать спектр порождаемых ими атмосферных нейтрино. Сравнивая его со спектром частиц, наблюдаемых с помощью Байкальского телескопа, можно определить их разницу, которая и будет характеризовать величину космического диффузного нейтринного потока. В настоящее время определен спектральный состав нейтрино вплоть до энергий 10¹⁴ эВ. Он практически полностью совпадает с атмосферным, и, следовательно, диффузный космический фон в этом диапазоне пренебрежимо мал. При дальнейшем повышении энергии (а это станет возможным, когда объем детектора увеличится в несколько раз) поток атмосферных нейтрино должен стать намного меньше диффузного космического фона. Но при каких энергиях это случится – 10¹⁵ эВ или больше – и предстоит выяснить ученым.

Сегодня большинство астрономов уверено, что основная масса Вселенной приходится на так называемую темную материю. Она никак «не выдает» себя, т.к. не принимает участия ни в каких взаимодействиях, кроме гравитационного. Поэтому предполагается, что это некие неизвестные науке стабильные слабовзаимодействующие частицы, обладающие достаточно большой массой. В противном случае их давно бы обнаружили на современных ускорителях. Если это так, то подобные частицы должны «скапливаться» в сильных гравитационных полях – вблизи и внутри массивных тел. Например, их должно быть много внутри Земли, где они могут свободно двигаться сквозь вещество, практически не взаимодействуя с ним. В этом случае иногда может происходить аннигиляция частицы и античастицы. В результате должны рождаться нейтрино и антинейтрино, обладающие высокой энергией. Задача Байкальского телескопа – зарегистрировать сигнал от таких событий, либо установить верхний предел для плотности темной материи.

Неудача международного проекта DUMAND вызвала пессимизм среди ученых. Казалось, что сооружение гигантских подводных детекторов наталкивается на непреодолимые технические трудности. Заработавший Байкальский телескоп не оставил и следа от подобных опасений. Стало ясно, что нейтрино сверхвысоких энергий, прилетающие к нам из дальнего космоса и несущие с собой «эксклюзивную» информацию, можно регистрировать, используя для этого естественные водные резервуары.

Во второй половине 1990-х гг. по инициативе американских ученых был сооружен нейтринный детектор AMANDA в Антарктиде, вблизи Южного полюса. Его новизна в том, что фотоумножители устанавливаются на большой глубине не в воде, а во льду. Во-первых, как оказалось, прозрачность антарктического льда достигает 100 м, что стало приятной неожиданностью для ученых. Во-вторых, чрезвычайно низкий тепловой шум фотоумножителей при температуре -50^o С резко улучшает условия регистрации очень слабых световых сигналов. Первое подледное нейтрино было зарегистрировано в 1996 г. На очереди создание на Южном полюсе детектора ICE CUBE с чувствительным объемом, близким к 1 км³.

Таким образом, к настоящему времени уже работают два гигантских детектора по изучению нейтрино сверхвысоких энергий. Кроме того, и европейские страны решили обзавестись собственными глубоководными телескопами. Сооружение детектора ANTARES с рабочим объемом, сравнимым с действующими Байкальским и Антарктическим детекторами, должно завершиться в этом году вблизи берегов Франции. Все это вселяет уверенность, что через 10-20 лет нейтринная астрофизика сверхвысоких энергий станет мощным инструментом для изучения Вселенной.

Космический нейтринный поток – это новый канал, по которому мы можем принимать информацию об устройстве Вселенной. Пока в нем открыто только малое окно шириной в несколько МэВ. Сейчас происходит открытие нового окна в области высоких и сверхвысоких энергий. Что мы через него увидим в ближайшее время – неизвестно, но наверняка оно принесет нам немало сюрпризов.