Н е й т р и н н а я   с в я з ь. Сходная ситуация имеет место и в отношении нейтрино. Идея нейтринной связи была высказана польским физиком М. Суботовичем в 1967 г., а затем обсуждалась другими авторами (помимо научных работ, надо упомянуть замечательный роман С. Лема «Голос Бога» — в русском переводе «Голос Неба»), В качестве генератора нейтрино, по мысли Суботовича, можно использовать ускорители протонов с энергией в сотни гигаэлектронвольт. Такой ускоритель позволяет получить хорошо сфокусированный, направленный и достаточно интенсивный поток нейтрино с энергией 103 ÷ 107 эВ. Для кодирования информации можно использовать модуляцию потока по частоте (или энергии нейтрино).

Отличительной особенностью нейтрино является очень слабое взаимодействие их со всеми видами материи. Поэтому поток нейтрино может проходить гигантские расстояния от места генерации, где-то в удаленных областях Вселенной, до места обнаружения без всякого искажения. Это выгодно отличает нейтрино от электромагнитных волн. Последние испытывают поглощение в межзвездной среде, рассеяние на неоднородностях среды, вращение плоскости поляризации, влияние дисперсии, которое приводит к искажению сигнала. Выбором соответствующего диапазона электромагнитных волн можно добиться уменьшения этих эффектов, но полностью избавиться от них невозможно. Поток нейтрино практически не испытывает никаких взаимодействий и не искажается. Это очень ценное свойство для связи.

Но это же замечательное свойство нейтрино чрезвычайно затрудняет их обнаружение. Если бы нейтрино совсем не взаимодействовали с веществом, их невозможно было бы обнаружить. Но отдельные, очень редкие акты взаимодействия нейтрино с атомами на пути их следования все же происходят. И вот эти редкие акты и надо зарегистрировать. Несмотря на сложность задачи, первые нейтринные телескопы уже созданы. Детектор нейтрино представляет собой большой объем вещества (мишень), в котором регистрируются акты взаимодействия нейтрино с атомами мишени. Чем больше атомов содержит мишень, тем чаще происходят взаимодействия — тем выше чувствительность детектора. Чтобы исключить помехи от космических лучей, детектор помещается глубоко под землей или под водой.

В одном из первых нейтринных телескопов — телескопе Р. Девиса, построенном в 1967 г., мишень из тетрахлорэтилена С2Cl4 объемом 400 000 л размещается на глубине 1,5 км под землей, куда не проникают космические лучи, но свободно доходят нейтрино. При взаимодействии солнечных нейтрино с изотопом хлор-37 он превращается в радиоактивный изотоп аргон-37. Последний выделяется и регистрируется с помощью радиохимических методов. Детектор этого типа был предложен Бруно Понтекорво в 1946 г.

Рис. 1.11.2. Нейтринный телескоп Девиса. Резервуар объемом 400 м3, заполненный тетрахлорэтиленом, размешен под землей на глубине 1,5 км. При взаимодействии солнечных нейтрино с изотопом хлор-37 он превращается в радиоактивный изотоп аргон-37, который выделяется и регистрируется радиохимическим методом

Другой тип детектора для регистрации солнечных нейтрино предложен советским ученым В. А. Кузьминым в 1964 г. Он основан на взаимодействии нейтрино с редкоземельным элементом галлием, который при этом превращается в германий. Галлисвый детектор сооружен в 1984 г. на Баксанской нейтринной обсерватории в Приэльбрусье[51]. Он расположен в туннеле, вырытом в недрах горы, на расстоянии 3,5 км от устья штольни. Установка имеет 10 реакторов, содержащих 50 тонн металлического галлия, который используется в качестве мишени. Образующийся в результате реакции германий извлекается с помощью очень топких химических процедур. Можно представить себе трудность этой задачи, если учесть, что требуется извлечь 10-15 атомов германия из мишени, содержащей 1031 атомов.

Еще один действующий телескоп, предназначенный для регистрации солнечных нейтрино — Камиоканде II[52], вступил в строй в Японии в 1988 г. Детектор размещен в шахте на глубине около 1 км под землей, он представляет собой цилиндрическую цистерну объемом 3000 л, наполненную особо чистой водой. При взаимодействии нейтрино с атомами воды возникают потоки электронов, которые генерируют световые вспышки, регистрируемые высокочувствительными фотодетекторами, установленными на стенках цистерны. В отличие от предыдущих установок, нейтринный телескоп Камиоканде позволяет не только зафиксировать количество нейтрино, но и определить направление, откуда они приходят. Наблюдения на Камиоканде подтвердили, что источником регистрируемых нейтрино является Солнце. В 1996 г. вступил в строй новый более совершенный прибор Супер-Камиоканде, чувствительность которого в 100 раз превышает чувствительность прежнего детектора. Планируется с помощью этой установки исследовать не только солнечные нейтрино, но и нейтрино более высоких энергий от других астрофизических источников.

Для регистрации потоков нейтрино, возникающих при коллапсе массивных звезд (вспышки сверхновых — см. гл. 2), используется сцинтиляционный телескоп Баксанской нейтринной обсерватории. Он вступил в строй еще в 1978 г. Регистрирующая часть телескопа состоит из восьми слоев жидких сцинтиляционных детекторов; четыре горизонтальных слоя составлены в виде этажерки с расстояниями 3,5 м между «полками» этажерки (слоями), а четыре вертикальных слоя окружают «этажерку» с четырех сторон. Общие размеры установки 17×17×11,5 м, полное количество детекторов — 3150. Каждый детектор представляет собой алюминиевый контейнер размерами 70×70×30 см, заполненный жидким органическим сцинцилятором, в центре контейнера установлен фотоумножитель, регистрирующий заряженные частицы. Принцип действия телескопа состоит в следующем. При взаимодействии нейтрино, идущих из нижней полусферы Земли, с окружающим детектор веществом образуются заряженные частицы — мюоны. Проходя через сцитиляционный детектор, частица вызывает вспышку света, которая регистрируется фотоумножителем. Частица высокой энергии вызывает световые вспышки в детекторах, лежащих на ее траектории; это позволяет определять направление прихода частицы с точностью до 2°. К 2000 г. на установке зарегистрировано около 700 нейтрино, что составляет более половины всей мировой статистики.

Рис. 1.11.3. Лабораторный корпус Баксанской нейтринной обсерватории

Для регистрации нейтрино более высоких энергий (1012—1015 эВ) требуются телескопы нового поколения. Самый большой из разрабатываемых телескопов этого типа — ДЮМАНД (DUMAND — Deep Underwater Muon and Neutrino Detector — глубоководный детектор мюонов и нейтрино). В качестве мишени в нем используется морская вода. При столкновении высокоэнергичного нейтрино с атомным ядром возникает ливень заряженных частиц, который, двигаясь со скоростью, превышающей скорость света в воде (но, конечно, меньшей, чем скорость света в вакууме!), вызывает черенковское излучение, регистрируемое с помощью фотоумножителей. Согласно первоначальному проекту, детектор должен был содержать 30 тысяч фотоумножителей (в герметических контейнерах), которые образуют пространственную решетку с расстоянием между узлами порядка 30 м. Объем детектора 1×1×1 км, масса воды 109 тонн, предполагалось разместить его на глубине 5 км. В дальнейшем проект был видоизменен. В последнем десятилетии XX века разрабатывались три варианта ДЮМАНД меньшего масштаба[53]. Первый вариант, разрабатываемый американскими, японскими и европейскими институтами, предусматривает размещение детектора на