От огромного зоопарка элементарных частиц нейтрино отличает то, что оно обладает огромной проникающей способностью. Если заполнить пространство от Земли до ближайшей к нам звезды, до Проксимы Центавра, свинцом, вы все равно не сможете остановить нейтрино: оно пролетит это расстояние насквозь через этот свинец, потому что очень слабо взаимодействует с веществом. Вторая очень интересная особенность нейтрино — их сверхмалая масса. Нейтрино — это единственная частица, массу которой мы до сих пор не знаем. Но именно эксперименты с солнечными нейтрино позволили нам сначала заподозрить более сложную природу нейтрино, чем мы предполагали раньше, а потом и непосредственно в этом убедиться.
Интерес к исследованиям солнечных нейтрино носит чисто фундаментальный характер: мы хотим знать, почему светит Солнце, что является источником его энергии. Только в 30-х годах XX века Бете и Вайцзеккер, опираясь на ранние догадки Эддингтона, предположили, что в звездах могут проходить термоядерные реакции в виде протон-протонной цепочки и CNO-цикла.
Протон-протонная цепочка — это последовательность ядерных реакций, которая начинается с реакции слияния двух протонов. Именно по этой реакции ее и называют протон-протонной цепочкой, pp-цепочкой. Когда два протона сливаются, у нас образуется дейтрон — это ядро изотопа водорода, а также позитрон и нейтрино. Вот эти нейтрино называют pp-нейтрино. Дальше, поскольку в этой реакции образовался дейтрон, уже становятся возможными реакции с участием дейтрона. То есть протон сливается с дейтроном, образуется гелий-3 и так далее. В процессе этих реакций будут нарабатываться различные легкие изотопы, легкие ядра, которые потом тоже смогут участвовать в ядерных реакциях. В пяти реакциях протон-протонной цепочки образуются нейтрино. Рр-цепочка заканчивается образованием альфа-частицы, ядра гелия.
Температура Солнца такова, что при ней в основном идет именно протон-протонная цепочка. Хотя в более массивных и более горячих, чем Солнце, звездах должен протекать CNO-цикл — тоже последовательность реакций, но идущая через другие реакции с участием других ядер. В пределах CNO-цикла на некоторых этапах образуются бета-радиоактивные ядра, которые, распадаясь, образуют CNO-нейтрино.
Как доказать, что в звездах протекают именно эти последовательности термоядерных реакций? Ведь известно, что тот свет, который долетает до нас от Солнца, либо долетает с поверхности, либо, если он родился в недрах Солнца, то это произошло несколько тысяч лет назад. Вещество Солнца очень плотное, плотность Солнца составляет 150 грамм на кубический сантиметр. Фотоны, которые там родились, начинают рассеиваться на ядрах, блуждать на электронах. Им нужно очень много времени, чтобы выбраться из недр Солнца. Соответственно, потеряв эту память, они не несут никакой информации о глубинных процессах, которые там происходили.
Протоны, легкие ядра, электроны тоже вылетают с поверхности — это происходит, например, во время солнечных вспышек. Но это тоже не дает нам никакой информации о том, что происходит внутри. И тут на помощь приходят нейтрино и их удивительная проникающая способность. Они вылетают из солнечных недр, покидают Солнце и долетают до Земли через восемь с половиной минут — именно столько им необходимо, чтобы пролететь почти со скоростью света 150 миллионов километров от Солнца до Земли, где мы их регистрируем.
В истории экспериментальных исследований нейтрино от Солнца было три поколения детекторов. На каждом этапе ставились разные задачи. В конце 60-х годов прошлого века, когда строился хлор-аргоновый эксперимент, стояла амбициозная для того времени, но весьма скромная для наших дней задача — зарегистрировать нейтрино от Солнца, то есть просто показать, что на Солнце действительно происходит горение водорода. Этот этап завершился блестящим триумфом. Первый хлор-аргоновый эксперимент Дэвиса — это та самая первая Нобелевская премия, которые получила нейтринная физика за исследования солнечных нейтрино.
В дальнейшем у нас возникла загадка солнечных нейтрино, которая заключалась в том, что измеренный этим детектором поток нейтрино от Солнца оказался в три раза меньше того, который предсказывался, и это невозможно было объяснить. Тогда появилось второе поколение детекторов, которые были нацелены на разрешение этой загадки и проверку гипотезы о существовании нейтринных осцилляций, перехода нейтрино из одного типа в другой. Этот этап также завершился успешно. За открытие нейтринных осцилляций была присуждена вторая в исследованиях солнечных нейтрино Нобелевская премия.
На третьем этапе мы смогли наиболее полно поставить вопросы изучения Солнца при помощи нейтрино, не отказываясь от продолжения изучения фундаментальных свойств самого нейтрино. В первую очередь речь здесь пойдет об эксперименте Борексино.
Я должен рассказать, что такое стандартная солнечная модель. Для экспериментальной физики нейтрино важно то, что потоки нейтрино предсказываются по стандартной солнечной модели. Благодаря этим вычислениям мы узнаем, какими должны быть потоки нейтрино от той или иной родительской реакции на Солнце, какими должны быть их спектры. Стандартная солнечная модель — это эволюционная модель звезды. Представьте, что в момент времени t0 вы создаете некую математическую модель звезды, которая имеет определенную массу, радиус и концентрацию элементов в себе. Потом вы запускаете счетчик времени и говорите этой модели: «Живи. Начинай эволюционировать». Начинается реакция горения водорода, наработка новых легких ядер. В каждый момент времени вы знаете, как у вас меняются параметры: светимость Солнца, концентрация элементов и др. Но через четыре с половиной миллиарда лет — а это время жизни Солнца — мы должны получить модель, имеющую такие параметры, которые Солнце имеет сегодня. Тогда мы сможем назвать ее успешной.
В модель закладывается больше двадцати параметров, какие-то из них мы знаем достаточно хорошо, а какие-то — не очень. В зависимости от значения параметров, заложенных в стандартную солнечную модель, мы можем получить на выходе отличающиеся потоки нейтрино. Это очень актуальная задача, которая возникла буквально в последние годы. Как раз с недавних измерений концентрации тяжелых элементов на Солнце — а тяжелыми элементами в астрофизике и космологии называют все, что тяжелее гелия, — начались исследования проблемы металличности Солнца.
Измерения концентрации тяжелых элементов на Солнце показали, что эта концентрация, по-видимому, меньше, чем мы думали раньше. Тогда астрофизики заложили новые значения этих концентраций в солнечную модель и для определенных реакций получили потоки, довольно сильно отличающиеся от тех, которые мы получали раньше. Таким образом, если у нас будет детектор, который сможет довольно точно измерять нейтрино от конкретных родительских реакций на Солнце, то мы сможем помочь астрофизикам разрешить проблему металличности на Солнце.
Согласно стандартной солнечной модели нейтрино, которые вылетают с Солнца, имеют энергии в области от 0 до примерно 18 МэВ. Чтобы понять, много это или мало, могу сказать, что энергии, которые сегодня развивают протоны на Большом адронном коллайдере, в 100 тысяч раз больше этих энергий. Но полный поток нейтрино, которые летят от Солнца, колоссален: каждую секунду через один квадратный сантиметр поверхности пролетает 60 миллиардов нейтрино. Их очень много, и они почти совсем не взаимодействуют.
Таким образом, если термоядерные реакции на Солнце протекают так, как нам их предсказали Бете и Вайцзеккер, в виде протон-протонной цепочки и в очень редком числе случаев в виде CNO-цикла, то стандартная солнечная модель предсказывает нам, какими должны быть потоки нейтрино от конкретных родительских реакций на Солнце и какие они имеют спектры.
