Первый эксперимент по определению массы нейтрино был выполнен Б. Понтекорво в 1948 году с результатом mv < 1200 эВ. С тех пор, постепенно улучшая качество спектрометра и источника, понижая фон, экспериментаторы продвигают верхнюю границу массы нейтрино все к меньшим и меньшим значениям. Был момент (1980 год), когда показалось, что получен сигнал об изменении формы спектра, то есть указание, что масса нейтрино не меньше 14 эВ. С огромным энтузиазмом несколько групп в США, Швейцарии, Японии, Германии принялись за проверку, и оказалось, что за искажение формы спектра отвечает не масса нейтрино, а неучтенные особенности источника распадов. Самый точный эксперимент сейчас продолжается в Институте ядерных исследований под руководством В. Лобашова. Пока обнародован удивительный результат: если непосредственно (без дополнительных предположений) трактовать измеренный спектр, придется сделать вывод, что квадрат массы нейтрино отрицателен! Тут уж есть о чем задуматься и над чем поработать. А пока с уверенностью можно сказать, что в результате этого замечательного эксперимента получен рекордно низкий предел возможной массы электронного антинейтрино: mv < 4,5 эВ.
А что дают другие методы?
История поисков осцилляций тоже полна драматизма. Первым объявил в 1980 году о наблюдении осцилляций сам открыватель нейтрино Ф. Рейнес. Затем были и другие обнадеживающие результаты, но каждый раз последующие эксперименты на реакторных и ускорительных пучках нейтрино опровергали положительные сообщения. И до сих пор в многочисленных экспериментах не получен утвердительный ответ. Но есть нерукотворный источник нейтрино: это источник нашей жизни — Солнце.
Если бы удалось измерить поток солнечных нейтрино на Земле, то, воспользовавшись формулой для вероятности электронному нейтрино на пути от Солнца до Земли остаться самим собой, мы могли бы проверить гипотезу существования нейтринных осцилляций.
Захватывающие перспективы подвигли физиков на фантастический эксперимент. Первым был американец Дж. Дэвис. В штате Южная Дакота есть соляная шахта Хоумстейк глубиной 1455 м. Туда почти не проникают космические лучи, которые могут породить фоновые нейтрино, никакого отношения к Солнцу не имеющие. В этой шахте и помещается детектор солнечных нейтрино. Он представляет собой огромный бак, а в нем 615 тонн Сl4С2 (говорят, что это обычное моющее средство). Для захвата нейтрино служит та самая реакция, которая в 1956 году не шла у Дэвиса с антинейтрино от реактора. С нейтрино она должна идти, и сигналом взаимодействия с хлором будет образование атомов радиоактивного аргона. Все очень просто, пока мы не принялись за числа. Зная величину потока солнечных нейтрино, сечение слабого взаимодействия (=10-43 см2) и количество атомов хлора (2,16х1030), легко сосчитать, что за сутки в баке Дэвиса должно образоваться около двух атомов аргона! Давайте же почувствуем, насколько надо верить в разум, в предсказательную силу истинной науки и презирать досужую околонаучную болтовню о телекинезе, барабашках, «микролептонах», способных непредсказуемым образом утащить или добавить штуку-другую искомых атомов, чтобы не дрогнуть перед задачей достать и пересчитать полсотни атомов аргона из 1030 других атомов.
Дэвис со своей командой научились делать это и были вознаграждены. С 1970 года они получают стабильный результат: число зарегистрированных солнечных нейтрино оказалось в четыре раза меньше того, что предсказывают «солнечные теоретики». Куда же девались остальные 3/4? Может быть, часть образовавшихся атомов аргона теряется при сложной химической процедуре или не менее сложной процедуре их пересчета? За 29 лет эксперимента эти процедуры непрерывно улучшались и проверялись, но результат — 1/4 — существенно не изменился. Может быть, ошиблись теоретики в расчетах ожидаемого числа нейтрино?
Проверка этого предположения вызвала к жизни похожий, но принципиально иной эксперимент. Дело в том, что реакция с хлором идет, только когда энергия нейтрино превысит порог 0,814 МэВ. А это значит, что детектор Дэвиса чувствителен только к бериллиевым и борным нейтрино. Максимальная энергия нейтрино водородного протон-протонного цикла — 0,42 МэВ — слишком низка. Хорошо бы построить детектор, реагирующий именно на эти нейтрино: их много больше, и для них предсказания теоретиков значительно точнее.
Выход в 1966 году нашел молодой теоретик из Института ядерных исследований Вадим Кузьмин. Он указал на то, что реакция поглощения нейтрино изотопом галлия 71Ga с образованием радиоактивного германия идет с порогом всего лишь 0,233 МэВ, а следовательно, пригодна для регистрации и водородных, и всех иных нейтрино солнечного спектра. Только в 1991 году начал действовать российско-американский Ga-Ge детектор в Баксанской (Северный Кавказ) нейтринной лаборатории (эксперимент SAGE). Мишень для солнечных нейтрино из 57 тонн металлического галлия расположена в туннеле под горой. Чуть позже заработал аналогичный детектор в подземной лаборатории Гран-Сассо, содержащий 30 тонн галлия в виде раствора GaCl3 (эксперимент GALLEX). И в этих экспериментах предстояло извлекать накопившиеся в три месяца 30 атомов германия. Но чему удивляться после Дэвиса?..
Оба эксперимента дали согласующиеся результаты: число зарегистрированных солнечных нейтрино в 2 раза меньше ожидаемого. Опять меньше, опять пропажа и опять сомнения в процедурах извлечения. В физике сомнения разрешаются только экспериментально, иногда дорогой ценой. В данном случае цена была немалая. Обе группы создали земные источники нейтрино из накопленного радиоактивного изотопа хрома. Интенсивность каждого источника была подобна интенсивности солнечных нейтрино на поверхности Земли, но с точно рассчитанным ее значением.
Контрольные извлечения атомов германия, образованного «искусственным Солнцем», в обоих экспериментах подтвердили отсутствие ошибок в процедурах извлечения.
Последнюю точку в «проблеме солнечных нейтрино» — так она называлась с первых работ Дэвиса — поставил японский эксперимент «Камиокандэ» (см. «Наука и жизнь» № 12, 1998 г.). Физики этой группы пошли по иному пути. В огромном детекторе они регистрировали результат упругого рассеяния нейтрино на атомарных электронах. Тело детектора, расположенного в шахте Камиока, — 1000 тонн сверхчистой воды; сигнал — свет от черенковского излучения электронов отдачи дает информацию об энергии электронов и направлении движения. Последнее особенно важно, ибо позволяет судить о направлении движения налетающего нейтрино и отобрать только те события, в которых нейтрино летели в направлении Солнце — Земля. Еще одна особенность эксперимента «Камиокандэ» — он регистрирует только нейтрино борные. Последний результат: отношение экспериментального числа к ожидаемому — 0,42.
Все четыре солнечных эксперимента указывают на «исчезновение» нейтрино. Почему же физики не утверждают, что осцилляции открыты? Да потому, что не удается одним набором параметров описать полную совокупность данных всех четырех «солнечных» экспериментов. Вполне может быть, что Солнце ведет себя не так, как ему предписывает Стандартная солнечная модель. Проблема солнечных нейтрино еще ждет своего разрешения.
НЕЙТРИНО И СОЛНЦЕ
Без нейтрино не было бы жизни, потому что термоядерное горение водорода (Солнце — гигантский водородный шар) невозможно без участия нейтрино. Солнечные нейтрино в основном образуются в трех реакциях:
р + р —> d + е+ + ve, ЕvГр = 0,42 МэВ (водородные ve);
7Ве + е- — > 7Li + ve, Еv = 0,861 МэВ (бериллиевые ve);
8B —> 8Be + e+e+ ve, EEvГр = 14,06 МэВ (борные ve).