Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса

Проект DUMAND подразумевал установку большого массива этих фотодетекторов на дне океана, где фоновое космическое мюонное излучение минимально. В упомянутых в главе 11 экспериментах по регистрации распада протона Kamiokande и IMB также использовался этот метод: фотоэлектронные умножители устанавливались в больших цистернах с очень чистой водой на дне глубоких шахт.

Во время работы над проектом DUMAND в 1980-е я параллельно принимал участие еще в одном эксперименте, который, как мне казалось, должен был дать дополнительную информацию, полезную для проекта DUMAND. Рабочая группа под руководством Тревора Уикса из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики установила в обсерватории имени Уипла на горе Хопкинс в Аризоне очень недорогое зеркало диаметром 10 м, состоящее из плоских пластин, формирующих сферическую отражающую поверхность. В его фокусе было установлено несколько небольших фотоэлектронных умножителей.

Когда сверхвысокоэнергетический фотон гамма-излучения ударяется о верхнюю часть атмосферы, он генерирует ливень из тысяч электронов и других заряженных частиц, низвергающихся на Землю. Этот телескоп был спроектирован с целью обнаружить излучение Вавилова — Черенкова, возникающее в этом воздушном ливне.

В 1989 году, после того как я покинул проект на горе Хопкинс, чтобы поработать над аналогичным экспериментом ближе к дому, на горе Халеакала на острове Мауи, Уикс и его коллеги сообщили, что им удалось с высокой степенью статистической значимости обнаружить сигнал, идущий из Крабовидной туманности^{272}. Крабовидная туманность представляет собой остатки сверхновой, вспышку которой зафиксировали арабские, китайские, индийские и японские астрономы в 1054 году.

Крабовидная туманность всегда считалась очень перспективной, и мы внимательно наблюдали за ней. В 1968 году в центре этой туманности был обнаружен вращающийся пульсар, который определили как нейтронную звезду. Магнитное поле нейтронной звезды, имеющее очень высокую скорость вращения — один оборот за 33,5 мс, — может ускорять электроны до очень высоких энергий. Когда они сталкиваются с окружающим газом, то образуют фотоны гамма-излучения, а также, как я надеялся, нейтрино.

Крабовидная туманность находится в пределах нашей Галактики. В 1992 году Уикс с коллегами сообщили об обнаружении внегалактического источника, блазара Маркарян-421. Мы с моим ассистентом Питером Горхэмом также считали блазары перспективными источниками, поскольку их лучи направлены в сторону Земли.

Тем временем исследовательская группа из Германии установила на Канарских островах еще один телескоп, названный HEGRA (High Energy Gamma Ray Astronomy — «Высокоэнергетическая гамма-астрономия»). В 1996 году данные с этого телескопа подтвердили наличие источников, обнаруженных в обсерватории имени Уипла, а в 1997 году исследовательская группа сообщила об обнаружении еще одного блазара, Маркарян-501^{273}.

Итак, верхний предел энергетического спектра наблюдаемых космических сигналов сместился вверх еще на один порядок по сравнению с доступным комптоновскому гамма-телескопу высоких энергий (EGRET). Должен заметить, в денежном выражении это обошлось на много порядков меньше.

Но все же эти фотоны с энергией в триллионы электрон-вольт — на 18 порядков большей, чем фотоны радиоизлучения, обнаруженные с помощью антенной решетки со сверхдлинными базами (VLBA), — это не самые высокоэнергетические объекты во Вселенной. С тех пор как множество детекторов частиц заняли огромные территории на нашей планете, ученые наблюдают ливни из частиц, возникающие вследствие столкновения с атмосферой космических лучей, в том числе первичных космических лучей с энергией вплоть до 1 ЗэВ = 10²¹ эВ.

Однако существует предел энергии космических частиц, пересекающих Вселенную, названный пределом Грайзена — Зацепина — Кузьмина и равный 0,5 ЗэВ. Сверх этого предела они будут терять энергию в столкновении с частицами реликтового излучения. Таким образом, частицы с энергией порядка зептоэлектрон-вольт, вероятно, исходят из источников, относительно близких к Земле. Один из возможных источников — галактика М 87 в созвездии Девы, находящаяся «всего лишь» в 53 млн. световых лет от нас и имеющая активное ядро, в котором, по мнению ученых, имеется сверхмассивная черная дыра.

В то же время сверхвысокоэнергетические нейтрино не ограничены этим пределом, и только они позволяют наблюдать такие высокие энергии на больших расстояниях.

В момент написания этой книги «нейтринное окно» во Вселенную уже было открыто благодаря сверхновой 1987, а теперь появляются новые впечатляющие результаты наблюдений на значительно более высоких уровнях энергии. Однако, после того как были приложены огромные усилия, включая установку на дне океана множества очень сложных и дорогостоящих контрольно-измерительных приборов, проект DUMAND признали технически слишком сложным, и в 1995 году финансирующая организация — Министерство энергетики США — закрыла его. Тем не менее проект DUMAND послужил испытательным полигоном для самой идеи сверхвысокоэнергетической нейтринной астрономии, а на основании полученной информации был разработан ряд других похожих проектов. Как мы увидим в следующей главе, эти эксперименты начинают приносить плоды. В частности, в 2013 году появился отчет исследователей, работающих на Южном полюсе, о наблюдении 28 нейтрино с энергией свыше 30 ТэВ.

Масса нейтрино

В 1998 году заголовки все еще пестрели сообщениями о небесных нейтрино, когда в ходе эксперимента Super-Kamiokande были найдены первые убедительные свидетельства того, что нейтрино имеют массу. Мне удалось немного поучаствовать в этом эксперименте, который стал моим последним исследовательским проектом, до того как я вышел на пенсию в 2000 году. Однако я более двух десятилетий работал в области нейтринной физики и астрофизики, а использованный в этом открытии метод был предложен мной на состоявшемся в 1980 году семинаре, посвященном массе нейтрино, и его изложение опубликовано в сопутствующих материалах^{274}.

Предполагалось, что нейтрино с ненулевой массой должны иметь свойство, известное как нейтринные осцилляции. Перечисленные в табл. 11.1 три вида нейтрино и их античастицы возникают в результате реакций слабых распадов, таких как бета-распад:

n -> p + е + v^– _e,

где v^– _e — антинейтрино электронное. Однако у этих нейтрино нет определенной массы. Квантовое состояние каждого из них представляет собой комбинацию из трех других нейтринных состояний, при которых они имеют определенную массу, обозначаемых ₁, ₂, ₃. Их массы (энергии покоя) различаются, поэтому волновая функция, описывающая пучок нейтрино каждого из этих типов, будет иметь свою частоту. Из-за этой разницы со временем комбинация изменяется. Предположим, мы начнем с чистого пучка . Co временем комбинация изменится, так что, если мы обнаружим отдельное нейтрино, есть некоторая вероятность того, что это будет нейтрино другого типа: _e или . Нейтринные осцилляции не происходят при нулевой массе, поэтому факт наблюдения нейтринных осцилляции прямо свидетельствует о наличии у нейтрино массы.

Высокоэнергетические протоны космических лучей и другие ядра, сталкиваясь с атмосферой Земли, образуют множество короткоживущих пионов и каонов. Среди их продуктов распада значительное количество мюонов и электронных нейтрино и несколько меньшее количество тау-нейтрино. Чтобы достичь подземного детектора Super-Kamiokande, нейтрино, летящее прямо из верхнего слоя атмосферы, должно пролететь порядка 15 км. В то же время нейтрино, летящее прямо с противоположной точки Земли, преодолевает порядка 13 000 км, так что у него в запасе больше времени на осцилляции.

В ходе эксперимента Super-K была обнаружена асимметрия мюонных нейтрино, летящих «вверх» и «вниз», которая достигала почти 50% при самом высоком уровне энергии, равном 15 ГэВ. С точки зрения теории нейтринных осцилляции это означало, что между квадратами массы двух видов нейтрино существует разница ^{275} , находящаяся в диапазоне от 5•10^{– 4} до 8•10^{– 3} эВ².

В ходе дополнительных экспериментов было точно установлено, что нейтрино различаются по массе и что по меньшей мере один вид нейтрино имеет массу порядка 0,1 эВ. Для сравнения: масса электрона, ранее считавшегося самым легким среди частиц с ненулевой массой, равна 5,11•10⁵ эВ, что в 10 млн. раз больше [23] .

23

Поскольку три типа нейтрино стандартной модели находятся не в стационарном состоянии, но постоянно переходят друг в друга, они не имеют определенных масс и представляют собой скорее комбинации из трех нейтринных состояний: ₁, ₂ и ₃, которые являются стационарными. Формально этим трем состояниям соответствуют определенные массы.