До появления гравитационных волн мультиинформационная астрономия началась с нейтрино.
Иногда самые продуманные эксперименты терпят неудачу. Эффект, который вы ищете, может даже не произойти, а это означает, что нулевой результат всегда должен быть возможным результатом, к которому вы готовы. Когда это происходит, эксперимент часто отклоняют как неудачный, даже если вы никогда не узнали бы о результатах, не проведя его.
Тем не менее, время от времени устройство, которое вы создаете, может быть чувствительно к чему-то совершенно другому. Когда вы занимаетесь наукой по-новому, с новой чувствительностью или в новых, уникальных условиях, именно здесь часто делаются самые удивительные и счастливые открытия. В 1987 году неудачный эксперимент по обнаружению распада протона впервые обнаружил нейтрино не только из-за пределов нашей Солнечной системы, но и из-за пределов Млечного Пути. Так родилась нейтринная астрономия.
Нейтрино - одна из величайших историй успеха во всей истории теоретической физики. Еще в начале 20 века были известны три типа радиоактивного распада:
- Альфа-распад, при котором более крупный атом испускает ядро гелия, перемещаясь на два элемента вниз по таблице Менделеева.
- Бета-распад, при котором атомное ядро испускает высокоэнергетический электрон, перемещая один элемент вверх по таблице Менделеева.
- Гамма-распад, при котором атомное ядро испускает фотон с большой энергией, оставаясь на том же месте в периодической таблице.
В любой реакции, по законам физики, какими бы ни были полная энергия и импульс исходных реагентов, энергия и импульс конечных продуктов должны совпадать. Для альфа- и гамма-распадов так было всегда. А для бета-распада? Никогда. Энергия всегда терялась.
В 1930 году Вольфганг Паули предложил новую частицу, которая могла решить проблему: нейтрино. Эта маленькая нейтральная частица может нести как энергию, так и импульс, но ее будет чрезвычайно трудно обнаружить. Он не поглощал и не излучал свет, а взаимодействовал с атомными ядрами крайне редко.
После своего предложения, вместо уверенности и приподнятого настроения, Паули стало стыдно. «Я сделал ужасную вещь, я постулировал частицу, которую невозможно обнаружить», - заявил он. Но, несмотря на его оговорки, теория была подтверждена экспериментом.
В 1956 году нейтрино (или, точнее, антинейтрино) впервые были обнаружены непосредственно в составе продуктов ядерного реактора. Когда нейтрино взаимодействуют с атомным ядром, могут произойти две вещи:
- они либо разлетаются и вызывают отдачу, как бильярдный шар, вбивающий в другие бильярдные шары,
- или вызывают испускание новых частиц, которые имеют свои собственные энергии и импульсы.
В любом случае вы можете построить специализированные детекторы частиц вокруг того места, где вы ожидаете взаимодействия нейтрино, и искать их. Именно так были обнаружены первые нейтрино: путем создания детекторов частиц, чувствительных к сигнатурам нейтрино, на краях ядерных реакторов. Если вы реконструируете всю энергию продуктов, включая нейтрино, энергия все-таки сохраняется.
Теоретически нейтрино должны рождаться везде, где происходят ядерные реакции: на Солнце, в звездах и сверхновых, а также всякий раз, когда падающий высокоэнергетический космический луч сталкивается с частицей из атмосферы Земли. К 1960-м годам физики строили детекторы нейтрино для поиска как солнечных (от Солнца), так и атмосферных (от космических лучей) нейтрино.
Большое количество материала с массой, предназначенной для взаимодействия с нейтрино внутри него, будет окружено этой технологией обнаружения нейтрино. Чтобы защитить детекторы нейтрино от других частиц, их разместили глубоко под землей: в шахтах. В шахты должны попасть только нейтрино; остальные частицы должны быть поглощены Землей. К концу 1960-х были успешно обнаружены солнечные и атмосферные нейтрино.
Технология обнаружения частиц, которая была разработана как для экспериментов с нейтрино, так и для ускорителей высоких энергий, оказалась применимой к другому явлению: поиску распада протона. В то время как Стандартная модель физики элементарных частиц предсказывает, что протон абсолютно стабилен, во многих расширениях - таких как теории Великого объединения - протон может распадаться на более легкие частицы.
Теоретически, всякий раз, когда протон действительно распадается, он испускает частицы с меньшей массой на очень высоких скоростях. Если вы сможете определить энергии и импульсы этих быстро движущихся частиц, вы сможете реконструировать полную энергию и посмотреть, исходит ли она от протона.
Если протоны распадаются, их время жизни должно быть чрезвычайно долгим. Самой Вселенной 10¹⁰ лет, но время жизни протона должно быть намного больше. Сколько еще? Ключ в том, чтобы смотреть не на один протон, а на огромное их количество. Если время жизни протона составляет 10³⁰ лет, вы можете либо взять один протон и ждать так долго (плохая идея), либо взять 10³⁰ протонов и подождать 1 год, чтобы увидеть, не произойдет ли распад.
Литр воды содержит немногим более 10²⁵ молекул, где каждая молекула содержит два атома водорода: протон, вращающийся вокруг электрона. Если протон нестабилен, достаточно большой резервуар с водой и большой набор детекторов вокруг него должны позволить вам либо измерить, либо ограничить его стабильность/нестабильность.
В Японии в 1982 году они начали строительство большого подземного детектора в шахтах Камиока. Детектор был назван KamiokaNDE: Kamioka Nucleon Decay Experiment. Он был достаточно большим, чтобы вместить более 3000 тонн воды, и имел около тысячи детекторов, оптимизированных для обнаружения излучения, которое испускают быстро движущиеся частицы.
К 1987 году детектор работал уже много лет, и не было ни одного случая распада протона. С примерно 10³³ протонами в этом резервуаре этот нулевой результат полностью исключил самую популярную модель среди Теорий Великого Объединения. Протон, насколько мы могли судить, не распадается. Основной целью KamiokaNDE был провал.
Но тут случилось кое-что неожиданное. 165 000 лет назад в галактике-спутнике Млечного Пути массивная звезда достигла конца своей жизни и взорвалась сверхновой. 23 февраля 1987 года этот свет впервые достиг Земли.
Но за несколько часов до прихода этого света в KamiokaNDE произошло нечто замечательное: в общей сложности 12 нейтрино прибыли в течение примерно 13 секунд. Два всплеска - , первый из которых содержал 9 нейтрино, а второй содержал 3 - , продемонстрировали, что ядерные процессы, создающие нейтрино, происходят в большом количестве в сверхновых.
Впервые мы обнаружили нейтрино из-за пределов нашей Солнечной системы. Наука нейтринной астрономии только началась. В течение следующих нескольких дней свет от этой сверхновой, теперь известной как SN 1987A, наблюдался в огромном диапазоне длин волн рядом наземных и космических обсерваторий. Основываясь на крошечной разнице во времени полета нейтрино и времени прихода света, мы узнали, что нейтрино:
- проехал эти 165 000 световых лет со скоростью, неотличимой от скорости света,
- что их масса может быть не более 1/30000 массы электрона,
- и что нейтрино не замедляются, когда они движутся от ядра коллапсирующей звезды к ее фотосфере, как свет.
Даже сегодня, более 30 лет спустя, мы можем исследовать этот остаток сверхновой и увидеть, как она эволюционировала.
Научную значимость этого результата невозможно переоценить. Это ознаменовало рождение нейтринной астрономии, так же как первое прямое обнаружение гравитационных волн от слияния черных дыр ознаменовало рождение гравитационно-волновой астрономии. Это было рождение астрономии с несколькими вестниками, когда один и тот же объект впервые наблюдался как в электромагнитном излучении (свет), так и с помощью другого метода (нейтрино).
Это показало нам потенциал использования больших подземных резервуаров для обнаружения космических событий. И это заставляет нас надеяться, что когда-нибудь мы сможем сделать окончательное наблюдение: событие, в котором свет, нейтрино и гравитационные волны объединятся, чтобы рассказать нам все о работе объектов в нашей Вселенной.
Наиболее разумно это привело к переименованию KamiokaNDE. Эксперимент Камиока по распаду нуклонов потерпел полную неудачу, поэтому КамиокаНДЕ был исключен. Но захватывающее наблюдение нейтрино от SN 1987A дало начало новой обсерватории: KamiokaNDE, Kamioka Neutrino Detector Experiment! За последние 30 с лишним лет он много раз модернизировался, и по всему миру появилось множество подобных объектов.
Если бы сегодня взорвалась сверхновая, в нашей собственной галактике мы получили бы более 10 000 нейтрино, прибывающих в наш детектор. Все они, вместе взятые, еще больше ограничивают время жизни протона, которое сейчас составляет более 10³⁵ лет, но мы строим их не для этого. Всякий раз, когда происходит высокоэнергетический катаклизм, нейтрино мчатся по Вселенной. С нашими детекторами, подключенными к сети, нейтринная астрономия жива, здорова и готова ко всему, что пошлет нам космос.