До того, как мы открыли гравитационные волны, астрономия с несколькими посланниками начиналась со света и частиц, прибывающих в результате одного и того же события.
Ключевые выводы
- В 1970-х и 1980-х годах многие люди были убеждены, что следующая большая идея в теоретической физике будет исходить из теорий великого объединения, в которых объединились все три силы Стандартной модели.
- Одним из следствий этой идеи будет фундаментальная нестабильность протона: по прошествии достаточного времени он распадется, нарушив закон сохранения барионного числа.
- Но, насколько мы можем судить, протон стабилен. Тем не менее, аппарат, который мы построили для его исследования, был полезен для беспрецедентной цели: обнаружения космических нейтрино из-за пределов нашей собственной галактики!
Иногда самые продуманные эксперименты терпят неудачу. Эффект, который вы ищете, может даже не присутствовать, а это означает, что вы всегда должны быть готовы к возможному результату с нулевым результатом. Когда это происходит, эксперимент часто отвергают как неудачный, даже если вы никогда бы не узнали результаты, не проведя его. Хотя получение ограничений на существование или несуществование явления всегда ценно - иногда даже революционно, как в случае со знаменитым экспериментом Майкельсона-Морли - обычно разочаровывает, когда ваш поиск не дает результатов.
Тем не менее, время от времени созданный вами прибор может быть чувствителен к чему-то другому, кроме того, для чего вы его построили. Когда вы занимаетесь наукой по-новому, с новой чувствительностью или в новых, уникальных условиях, часто именно здесь делаются самые удивительные и счастливые открытия: когда вы способны исследовать природу за пределами известных границ. В 1987 году неудачный эксперимент по обнаружению распада протона впервые позволил обнаружить нейтрино не только из-за пределов нашей Солнечной системы, но и из-за пределов Млечного Пути. Это история о том, как родилась нейтринная астрономия.
В этом художественном представлении блазар ускоряет протоны, производящие пионы, которые при распаде производят нейтрино и гамма-лучи. Также производятся фотоны с меньшей энергией. Хотя наука нейтринной астрономии для нейтрино, генерируемых за пределами нашей Солнечной системы, началась только в 1987 году, мы уже продвинулись к тому, чтобы обнаруживать нейтрино на расстоянии миллиардов световых лет, начиная с блазара TXS 0506+056.
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 излучает фотон высокой энергии, оставаясь на том же месте в периодической таблице, но переходя в более стабильное состояние.
В любой реакции, по законам физики, какими бы ни были полная энергия и импульс исходных реагентов, энергия и импульс конечных продуктов должны совпадать: это закон сохранения энергии. Для альфа- и гамма-распадов энергия всегда сохранялась, поскольку энергия и импульсы как продуктов, так и реагентов точно совпадали. А для бета-распада? Они никогда этого не делали. Энергия всегда терялась, как и импульс.
Тяжелые, нестабильные элементы будут радиоактивно распадаться, обычно испуская либо альфа-частицу (ядро гелия), либо подвергаясь бета-распаду, как показано здесь, когда нейтрон превращается в протон, электрон и анти- -электронное нейтрино. Оба этих типа распада изменяют атомный номер элемента, образуя новый элемент, отличный от исходного, и приводят к меньшей массе продуктов, чем реагентов. Эти квантовые переходы являются спонтанными, но вероятностными и непредсказуемыми по своей природе, но всегда переводят всю систему в более стабильное состояние с более низкой энергией в целом.
Большой вопрос, конечно, почему. Некоторые, в том числе Бор, предположили, что сохранение энергии не является священным, а скорее представляет собой неравенство: энергию можно сохранить или потерять, но нельзя получить. Однако в 1930 году Вольфганг Паули выдвинул альтернативную идею. Паули выдвинул гипотезу о существовании новой частицы, которая могла бы решить эту 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 и крайне слабо.
После своего предложения, Паули не почувствовал себя уверенным и приподнятым, а пристыдился. «Я сделал ужасную вещь, я постулировал частицу, которую невозможно обнаружить», - заявил он. Но, несмотря на его оговорки, теория в конце концов, спустя поколение, будет подтверждена экспериментом.
В 1956 году нейтрино (или, точнее, антинейтрино) впервые были обнаружены непосредственно в составе продуктов ядерного реактора.
Ядерный реактор Пало-Верде, показанный здесь, вырабатывает энергию, расщепляя ядра атомов и извлекая энергию, высвобождаемую в результате этой реакции. Голубое свечение возникает из-за того, что испускаемые электроны текут в окружающую воду, где они движутся быстрее, чем свет в этой среде, и излучают синий свет: черенковское излучение. Нейтрино (или, точнее, антинейтрино), впервые выдвинутые Паули в 1930 году, были обнаружены в аналогичном ядерном реакторе в 1956 году.
Взаимодействие нейтрино с атомным ядром может привести к двум последствиям:
- они либо разлетаются и вызывают отдачу, как бильярдный шар, вбивающий в другие бильярдные шары,
- или они поглощаются, что приводит к испусканию новых частиц, каждая из которых будет иметь свою собственную энергию и импульс.
В любом случае вы можете построить специализированные детекторы частиц вокруг области, где вы ожидаете взаимодействия нейтрино, и искать эти критические сигналы. Именно так были обнаружены первые нейтрино: путем создания детекторов частиц, чувствительных к сигнатурам нейтрино, на краях ядерных реакторов. Всякий раз, когда вы реконструируете полную энергию продуктов, включая гипотетические нейтрино, вы обнаружите, что энергия в конце концов 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.
Homestake Gold Mine находится в горах в Лиде, Южная Дакота. Он начал свою работу более 123 лет назад, производя 40 миллионов унций золота из подземного рудника и мельницы глубиной 8000 футов. В 1968 году первые солнечные нейтрино были зарегистрированы здесь в ходе эксперимента, разработанного Джоном Бахколлом и Рэем Дэвисом.
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 с помощью этих методов были успешно обнаружены как солнечные, так 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.
Частицы высокой энергии могут сталкиваться с другими, создавая потоки новых частиц, которые можно увидеть в детекторе. Реконструируя энергию, импульс и другие свойства каждого из них, мы можем определить, что произошло изначально и что произошло в результате этого события.
Если бы протоны должны были распасться, мы уже знаем, что их время жизни должно быть чрезвычайно долгим. Самой Вселенной 13,8 миллиарда (или около ~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 1030лет, вы можете либо взять один протон и ждать столько же (плохая идея), либо взять 10 30 протонов и подождите 1 год (намного лучше и практичнее), чтобы увидеть, нет ли распада.
В литре воды содержится немногим более 1025 молекул, где каждая молекула содержит два атома водорода: протон, вращающийся вокруг электрон. Если протон нестабилен, достаточно большой резервуар с водой и большой набор детекторов вокруг него должны позволить вам:
- измерьте время жизни протона, что вы можете сделать, если у вас больше 0 событий распада,
- или наложите значимые ограничения на время жизни протона, если вы заметите, что ни один из них не распадается.
Схема устройства KamiokaNDE 1980-х годов. Для масштаба резервуар имеет высоту примерно 15 метров (50 футов).
В Японии в 1982 году они начали строить большой подземный детектор в шахтах Камиока, чтобы провести именно такой эксперимент. 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 более чем 1031протонами 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. Внезапно мы обнаружили, что наблюдаем самое близкое к нам событие сверхновой почти за 400 лет: с 1604 года.
Три разных детектора наблюдали нейтрино от SN 1987A, из которых KamiokaNDE был наиболее надежным и успешным. Переход от эксперимента по распаду нуклонов к эксперименту с детектором нейтрино проложит путь для развития нейтринной астрономии.
Но за несколько часов до прихода этого света в КамиокаНДЕ произошло нечто примечательное и беспрецедентное: в общей сложности 12 нейтрино прибыли в течение примерно 13 секунд. Две вспышки - первая, содержащая 9 нейтрино, и вторая, содержащая 3 - , продемонстрировали, что ядерные процессы, создающие нейтрино, действительно происходят в большом количестве в сверхновых. Теперь мы полагаем, что около 99% энергии сверхновой уносится в виде нейтрино!
Впервые мы обнаружили нейтрино из-за пределов нашей Солнечной системы. Наука нейтринной астрономии внезапно вышла за рамки нейтрино, созданных либо Солнцем, либо частицами, сталкивающимися с земной атмосферой; мы действительно регистрировали космические нейтрино. 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 замедляются не при движении от ядра коллапсирующей звезды к ее фотосфере, а электромагнитное излучение (то есть свет).
Даже сегодня, 35 лет спустя, мы можем исследовать этот остаток сверхновой и увидеть, как она эволюционировала.
Движущаяся наружу ударная волна материала от взрыва 1987 года продолжает сталкиваться с предыдущим выбросом из некогда массивной звезды, нагревая и освещая материал при столкновении. Сегодня множество обсерваторий продолжают получать изображения остатка сверхновой, отслеживая ее эволюцию.
Научную значимость этого результата невозможно переоценить. Это ознаменовало рождение науки нейтринной астрономии, так же как первое прямое обнаружение гравитационных волн от слияния черных дыр ознаменовало рождение гравитационно-волновой астрономии. Эксперимент, который был разработан для обнаружения распада протона - попытка, которая до сих пор не привела ни к одному положительному результату, - неожиданно обрела новую жизнь, обнаружив энергию, поток и местонахождение на небе нейтрино, возникающих в результате астрономического события.
Это также было рождением астрономии с несколькими вестниками, отметившей первый случай, когда один и тот же объект наблюдался как в электромагнитном излучении (свет), так и с помощью другого метода (нейтрино).
Это также была демонстрация того, чего можно достичь с астрономической точки зрения, построив большие подземные резервуары для обнаружения космических событий, что привело к появлению множества современных, превосходных детекторов, таких как Super-Kamiokande и IceCube. И это дает нам надежду на то, что когда-нибудь мы сможем провести окончательное «тройное» наблюдение: событие, в котором свет, нейтрино и гравитационные волны объединятся, чтобы научить нас всех работе объектов в нашей Вселенной.
Конечным событием для астрономии с несколькими посланниками было бы слияние либо двух белых карликов, либо двух нейтронных звезд, которое было бы достаточно близко. Если бы такое событие произошло достаточно близко к Земле, то можно было бы обнаружить нейтрино, свет и гравитационные волны.
В дополнение к очень умному перепрофилированию это привело к очень тонкому, но столь же умному 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 35 лет он много раз модернизировался, и по всему миру появилось множество подобных объектов.
Если бы сегодня взорвалась сверхновая из любой точки нашей собственной галактики, мы получили бы более 10 000 нейтрино, прибывающих в наш современный подземный детектор нейтрино. Все они, вместе взятые, еще более ограничивают время жизни протона, которое сейчас превышает примерно ~1035лет: немного тангенциальной науки, которая появляется бесплатно всякий раз, когда мы строим детекторы нейтрино. Всякий раз, когда происходит высокоэнергетический катаклизм, мы можем быть уверены, что он создает нейтрино, разлетающиеся по всей Вселенной. Мы даже обнаружили космические нейтрино на расстоянии миллиардов световых лет! С нашим современным набором онлайн-детекторов нейтринная астрономия жива, здорова и готова ко всему, что пошлет нам космос.