Охотники за нейтрино. Захватывающая погоня за призрачной элементарной частицей - читать онлайн книгу. Автор: Рэй Джаявардхана cтр.№ 20

Однако Бете и Критчфилд располагали недостаточно точными данными о температуре в ядре Солнца. Выведенная ими оценка скорости образования частиц оказалась гораздо выше, чем фактическая «производительность» Солнца. Но в марте 1938 г. Бете, будучи на научном собрании в Вашингтоне, узнал замечательные новости: оказалось, что, по последним расчетам астрофизиков, температура в недрах Солнца должна быть гораздо ниже, чем предполагалось ранее. Бете понял, что при новой оценке температуры его расчеты гораздо лучше согласуются с наблюдениями, и решил исследовать все различные варианты превращения водорода в гелий, происходящего в глубине звезд.

Вооружившись лишь ручкой и бумагой, Бете открыл альтернативную цепную реакцию, которая сегодня называется «CNO-цикл». «CNO» – химические символы углерода, азота и кислорода. Эта реакция хорошо вписывалась в наблюдаемую картину. Позже Бете вспоминал: «Рассказывают, что я догадался об углеродном цикле, когда ехал домой из Вашингтона на поезде. Это не так. Но, вернувшись в Итаку, я действительно стал размышлять о том, как образуется энергия в массивных звездах». Не прошло и двух недель после окончания конференции в Вашингтоне, как Бете уже разработал этот цикл в деталях. Цикл начинается с атома углерода, поглощающего ряд протонов (иными словами, ядер водорода). В результате углерод превращается в азот, а азот – в кислород. Ядро кислорода, в свою очередь, испускает ядро гелия, в результате чего кислород вновь становится углеродом. Этот способ превращения водорода в гелий, сопровождающийся выделением энергии, очень изящен, причем углерод в данном случае играет роль катализатора. В ходе ядерных реакций, состоящих из CNO-циклов, также образуются нейтроны. Вся проблема заключается в том, что для устойчивого CNO-цикла требуются температуры выше 20 млн градусов. Таким образом, он описывает образование энергии в более массивных и горячих звездах, чем Солнце. Бете заключил, что сияние звезд-гигантов обусловлено CNO-циклом, а такие звезды, как Солнце, светят благодаря протонно-протонному циклу.

Если теория Бете об образовании солнечной энергии была верна, то Солнце должно было представлять собой обильный источник нейтрино. Но в статье «Источники энергии звезд» (Energy Production in Stars), опубликованной в 1939 г., Бете не упомянул, что для проверки этой теории можно было бы попытаться отловить солнечные нейтрино. В тот период нейтрино еще воспринимались как теоретический конструкт, поэтому неудивительно, что Бете предпочел о них умолчать. Даже в пророческом докладе Понтекорво от 1946 г. солнечные нейтрино упоминаются лишь вскользь. Однако возможность заглянуть в недра Солнца, изучив солнечные нейтрино, распалила любопытство Рэя Дэвиса.

На самом деле Дэвис пытался обнаружить солнечные нейтрино еще в ходе эксперимента, поставленного в Брукхейвене. Детектор, который он использовал, и близко не обладал чувствительностью, которая для этого требовалась, однако Дэвис вычислил ориентировочное максимальное количество нейтрино, ежесекундно прилетающих к нам от Солнца, и указал эти данные в своей публикации. Один физик решительно отверг предложенную Дэвисом оценку, заявив: «Не могу себе представить научную статью, автор которой описал бы такой эксперимент: физик забирается на гору, оттуда пытается дотянуться рукой до Луны. Ему это не удается, из чего физик делает вывод, что расстояние от вершины до Луны больше двух с половиной метров». Такой скепсис не смутил отважного экспериментатора. Да, первый опыт Дэвиса был очень малым шагом, но тем не менее очень важным.

Самая большая сложность, с которой столкнулся Дэвис, заключалась в следующем: большинство нейтрино, образующихся в ходе протон-протонного цикла, обладали слишком малой энергией, поэтому не могли достаточно сильно ударить атом хлора и превратить его в аргон. Таким образом, обнаружить их в эксперименте Дэвиса было невозможно. Однако Дэвис не оставлял надежды, полагая, что не все нейтрино одинаковы и некоторые должны обладать достаточной энергией, чтобы детектор на них отреагировал. В частности, он знал, что время от времени третий этап протон-протонного цикла протекает «не по правилам»: вместо столкновения двух ядер гелия-3 (с образованием гелия-4) происходит столкновение гелия-3 и гелия-4, в результате чего образуется бериллий-7. В свою очередь, бериллий-7 может прореагировать с протоном и стать бором-8. Изотоп бор 8 нестабилен; он распадается в бериллий-8 и при этом испускает позитрон и нейтрино. Именно такой нейтрино должен обладать достаточной энергией, чтобы его можно было зафиксировать в эксперименте Дэвиса. К радости Дэвиса, в 1958 г. физики из Научно-исследовательской лаборатории ВМС США в Вашингтоне установили, что такая альтернативная реакция происходит в тысячу раз чаще, чем предполагалось ранее. Двое астрофизиков – Вилли Фаулер из Калифорнийского технологического института и Аластер Кэмерон, в тот период работавший в канадской лаборатории на реке Чок-Ривер, – осознали всю важность этого открытия для отслеживания солнечных нейтрино и предупредили Дэвиса, что его шансы на успех возросли.

Воодушевившись добрыми новостями, Дэвис в конце 1959 г. вновь решил поохотиться на солнечные нейтрино. На этот раз он установил детектор в известняковой шахте Барбетон в штате Огайо. Глубина шахты составляла более 700 м, поэтому Дэвис рассчитывал, что ему удастся избавиться от надоедливых космических лучей, которые в иных условиях перекрывали сигналы нейтрино. Первые оценки Дэвиса относительно разрешающей способности этого эксперимента были скорее оптимистическими: Дэвис полагал, что сможет ежедневно регистрировать хотя бы несколько солнечных нейтрино. Но ему предстояло испытать еще одно разочарование: проверив детектор, он не нашел никаких следов неуловимых солнечных посланцев. Вскоре после этого Дэвису довелось узнать и о другом неприятном факте. По данным ученых из лаборатории ВМС, синтез бериллия-7 был достаточно простой реакцией. Однако другие исследователи обнаружили, что следующий этап реакции – превращение бериллия-7 в бор-8 (с поглощением протона) – случается гораздо реже. Таким образом, количество высокоэнергетических солнечных нейтрино должно быть очень низким, и эксперимент Дэвиса не позволяет их зарегистрировать. В 1960 г. Фред Рейнес резюмировал ситуацию так: «Даже при опыте с огромными детекторами, содержащими тысячи или сотни тысяч галлонов ^[23] [тетрахлорида углерода], вероятность успеха столь невелика, что, пожалуй, экспериментаторам стоит оставить такие попытки». Большинству физиков ситуация казалась безнадежной. Некоторые ученые, не столь упорные, как Дэвис, просто решили смириться и заняться чем-нибудь другим. Однако Дэвис решил провести более масштабный эксперимент, увеличив свою установку в 100 раз. Новый резервуар был сравним по объему с олимпийским плавательным бассейном. Соответственно, такой детектор был гораздо чувствительнее предыдущих моделей.

Тут в нашей истории появляются два новых героя – ученые, познакомившиеся по счастливой случайности. Удивительно, как часто подобные стечения обстоятельств влияют на развитие науки – вспомнить хотя бы вынужденную посадку самолета, на котором летели Рейнес и Коуэн. В истории, которую мы сейчас обсудим, редактор журнала невольно стал посредником между двумя учеными, ранее не знавшими друг друга. Одним из этих исследователей был Вилли Фаулер, приятель Дэвиса. Фаулеру удалось доказать, что протекающие в звездах ядерные реакции порождают все легкие химические элементы – от углерода до железа, – тогда как начинаются эти реакции с водорода и гелия, элементов, образовавшихся еще при Большом взрыве. Вторым героем этой истории стал блестящий молодой теоретик по имени Джон Бакал. Бакал вырос в Луизиане, отлично играл в теннис, а в старших классах был чемпионом по дебатам. В юности он планировал изучать философию и стать раввином. Проучившись год в Луизианском государственном университете, он отправился на летние курсы в Калифорнийский университет города Беркли. Бакалу там понравилось, и он остался в Калифорнии писать работу по философии на соискание степени бакалавра благодаря одному родственнику, согласившемуся покрыть расходы на обучение.