Звезды: их рождение, жизнь и смерть

В 1931 г. швейцарский физик-теоретик Вольфганг Паули, исходя из твердого убеждения в выполнении законов сохранения для элементарных процессов и анализируя тогда во многом еще не ясное явление -распада, выдвинул смелую гипотезу о существовании новой элементарной частицы. Эта частица, получившая название «нейтрино», должна иметь весьма удивительные свойства. Будучи электрически нейтральной, она должна обладать массой покоя ничтожно малой, скорее всего, даже нулевой. По этим причинам нейтрино должны обладать совершенно исключительной способностью проникать через огромные толщи вещества. Подсчитано, что без заметного поглощения пучок нейтрино с энергией в миллион электронвольт может пройти через стальную плиту, толщина которой в сотню раз превосходит расстояние от Земли до ближайших звезд! Ясно, что для таких частиц пройти «насквозь» через любую звезду, как говорится, «пустое дело»... Но столь удивительно слабая способность нейтрино взаимодействовать с веществом имеет и свою «обратную сторону». Потребовалось 25 лет после гениального теоретического предсказания Паули, чтобы эта необычайная частица была обнаружена в лабораторном эксперименте и тем самым из разряда гипотетических перешла в разряд вполне реальных элементарных частиц.

После этого открытия физика нейтрино значительно продвинулась вперед. Как и всякая «порядочная» элементарная частица, нейтрино обладает «двойником» — античастицей, получившей название «антинейтрино». Выдающийся советский физик академик Б. М. Понтекорво теоретически предсказал существование двух «сортов» нейтрино — «электронных» и «мюонных». Очень скоро это предсказание блестяще оправдалось на опыте. Б. М. Понтекорво был также первым, кто указал на важность нейтрино для изучения звездных и в первую очередь солнечных недр.

Теория термоядерных реакций, происходящих в центральных областях Солнца, основы которой были изложены в § 8, позволяет довольно надежно оценить величину потока солнечных нейтрино на Земле. В самом деле, как уже неоднократно подчеркивалось выше, суть термоядерных реакций, происходящих в недрах нашего светила, сводится к тому, что четыре протона объединяются в одну альфа-частицу. При этом испускаются два нейтрино. При каждом таком «объединении» выделяется около 25 МэВ энергии, которая в конечном результате выделяется в межзвездное пространство, обеспечивая светимость Солнца. Поэтому полное количество нейтрино, образующихся в недрах Солнца, N = 2L/25 МэВ = 10³⁹ с^-1, а поток их на Земле N/4r² = 10¹¹ см^-2 с^-1. Это огромная величина. Мы буквально «купаемся» в потоке солнечных нейтрино.

Однако ничтожно малая вероятность взаимодействия солнечных нейтрино с веществом делает эксперименты по их обнаружению исключительно трудными. Идея такого эксперимента была предложена еще в 1946 г. Б. М. Понтекорво. Обнаружение нейтрино может быть основано на реакции

(9.1)

где ³⁷Cl — устойчивый изотоп хлора, а ³⁷Ar — радиоактивный изотоп аргона. Эта реакция называется «обратный бета-распад». Хотя вероятность поглощения нейтрино изотопом хлора весьма мала, все же на практике она оказывается пока единственно возможной для обнаружения солнечных нейтрино. В качестве «рабочего вещества», достаточно богатого изотопом «хлор-37», начиная с 1955 г. используется прозрачная жидкость перхлорэтилен (или «четыреххлористый углерод»), химическая формула которой C₂Cl₄. Эта довольно дешевая жидкость широко используется в «бытовой» химии как средство очистки поверхностей. Первые опыты по обнаружению нейтрино этим методом были «нацелены» отнюдь не на Солнце, а на ядерные реакторы, излучающие огромное количество нейтрино. Задачей этих опытов, поставленных выдающимся американским физиком-экспериментатором Дэвисом, было «научиться» различать нейтрино и антинейтрино. Последние изотопом ³⁷Cl не поглощаются. В качестве детектора Дэвис использовал сравнительно небольшую емкость в 3900 литров перхлорэтилена. Сущность эксперимента состояла в оценке количества ядер радиоактивного изотопа ³⁷Ar, которые образуются в емкости, наполненной перхлорэтиленом. Такая оценка производится методами современной радиохимии.

Хотя основная цель эксперимента и не имела отношения к астрономии, тем не менее, как «побочный продукт», Дэвис впервые получил оценку верхней границы потока солнечных нейтрино, которая, конечно, была еще слишком груба. Чувствительность первого эксперимента Дэвиса была примерно в тысячу раз ниже ожидаемого потока солнечных нейтрино в том диапазоне энергии, который поглощается изотопом ³⁷Cl.

Рис. 9.1: Детектор нейтринного излучения (схематически).