Ирина Радунская - Проклятые вопросы

Расскажем и о третьем сообщении. Оно поступило от группы, состоящей из 34 американских исследователей. Они представляли 14 организаций. С ними работали два англичанина и одна сотрудница Варшавского университета, стажировавшаяся в то время в США.

Они работали на черенковском детекторе, построенном совместно Калифорнийским университетом в Ирвине (Калифорния), Мичиганским университетом и Брукхэйвенской национальной лабораторией США.

Этот черенковский детектор тоже был предназначен для поиска распада протона. Он расположен в глубокой соляной шахте в штате Огайо.

Прямоугольный бак размерами 22,5Ѕ18Ѕ17 метров содержит около 8900 тонн очищенной воды. Внутренняя часть, содержащая 5000 тонн воды, является рабочим объёмом детектора. Однако в экспериментах по поиску распада протонов можно пользоваться только центральной частью детектора, содержащей 3300 тонн воды. Эта часть достаточно хорошо защищена от внешних воздействий.

В установке работают 2048 фотоумножителей, расположенных по углам квадратов со сторонами в 1 метр. В свою очередь эти квадраты образуют грани куба. Фотоумножители, каждый из которых имеет диаметр 20 сантиметров, «смотрят» внутрь детектора.

К сожалению, в течение семи часов, включающих момент наблюдения реакций, вызванных космическими нейтрино, часть источников высоковольтного напряжения, обслуживающих детектор, вышла из строя. Поэтому в наблюдениях не участвовала четвёртая часть фотоумножителей. Это было учтено ЭВМ при анализе результатов наблюдений.

ЭВМ обработала все события, зафиксированные в течение 6 часов и 24 минут, начиная ровно с пяти часов международного времени 23 февраля 1987 года. В течение шести секунд, расположенных в десятисекундном интервале, начавшемся в 7 часов 35 минут 40 секунд, зафиксировано восемь событий, надёжно идентифицированных как реакции космических антинейтрино с протонами воды. И в этом случае эксперимент подтвердил, что направление прихода нейтрино совпадало с положением Большого Магелланова Облака.

Анализ периода в 60 часов, охватывающего момент нейтринной вспышки, не показал больше ни одного случая, который можно было отождествить с реакцией, порождённой космическими антинейтрино.

Затем был более подробно проанализирован интервал от 2 часов 22 минут до 3 часов 22 минут, включающий момент, 2 часа 52 минуты, совпадающий с тем, когда наблюдалась вспышка сцинтилляторов в нейтронной обсерватории под Монбланом. Но при этом в памяти ЭВМ не было обнаружено аналогичное событие.

Сообщение Е. Н. Алексеева, Л. Н. Алексеевой, В. И. Волченко и И. В. Кривошеиной было опубликовано четвёртым. Они осторожно назвали свою статью «О возможной регистрации нейтринного сигнала на Баксанском подземном сцинтилляционном телескопе ИЯИ АН СССР».

Баксанский телескоп построен под руководством советского физика, академика А. Е. Чудакова, в штольне под горой Андрычи в Баксанском ущелье на Кавказе. Он ведёт непрерывные наблюдения за Галактикой с июня 1980 года. Телескоп состоит из 3156 стандартных детекторов. Каждый из них имеет размеры 70Ѕ70Ѕ30 кубических сантиметров, заполнен жидким сцинтиллятором и просматривается отдельным фотоумножителем. Общая масса вещества сцинтиллятора составляет 330 тонн.

Телескоп наиболее чувствителен к электронным антинейтрино, взаимодействующим с протонами, в результате чего рождается нейтрон и позитрон. Наряду с этим регистрируются и электронные нейтрино, которые взаимодействуют с ядрами углерода, входящего в состав сцинтиллятора. Один из продуктов этой реакции — электрон, вызывающий вспышку сцинтиллятора.

Энергия электронов и позитронов, рождающихся в этих реакциях, мала, поэтому, родившись в одном из детекторов, они не выходят за его пределы. Это определяет программу поиска сигналов от коллапсирующих звёзд. ЭВМ должна была отобрать события, при которых сработал один и только один детектор из 3156. При этом исключается большая часть мешающих процессов, при которых энергия электрона или позитрона столь велика, что он может вызвать практически одновременную вспышку в двух и более детекторах.

ЭВМ может работать в двух режимах. При первом масса сцинтиллятора составляет 130 тонн. Если же к обработке привлекаются сигналы внешних детекторов, окружающих внутренние, то полная масса сцинтиллятора составляет 200 тонн. За все пять с половиной лет работы телескопа в нём не было зарегистрировано ни одного события, при котором в интервале, не превышающем 20 секунд, количество сработавших детекторов превышало бы семь. Учитывая это, ЭВМ должна была выделить те события, при которых в интервале, равном 20 секундам, наблюдаются события с числом сигналов более четырёх.

ЭВМ выделила одну вспышку, происшедшую 23 февраля 1987 года в 2 часа 52 минуты 36 секунд международного времени. Это менее чем на 10 секунд отличалось от момента первой регистрации, зафиксированной под Монбланом. Данные двух установок не противоречат друг другу, если предположить, что средняя энергия нейтрино во время этой вспышки менее 10 Мэв, а это недостаточно для срабатывания Баксанского телескопа. Детектор же под Монбланом способен их регистрировать. Затем Баксанский телескоп зарегистрировал серию из пяти вспышек в течение интервала длительностью 20 секунд, середина которого соответствует 7 часам 36 минутам 15 секундам. Она сдвинута по времени на 30 секунд относительно японской установки и на 25 секунд относительно американской.

Но может быть, все-таки события, зафиксированные японской установкой и Баксанским телескопом, совпали во времени случайно? Оценка вероятности случайного совпадения показала, что такое возможно лишь раз на 2000 случаев. Ясно, что зафиксированные события имели общую причину.

Надеюсь, читатель не посетует на большое количество чисел в этом разделе. Ведь они лучше слов показывают, какие грандиозные по размерам и сложности установки сделали реальным новое «окно», через которое астрономы рассматривают Вселенную. Без таких установок невозможна нейтринная астрономия, а она позволяет наблюдать внутренние процессы, сопровождающие гравитационный коллапс массивных звёзд, проживших все стадии своей эволюции и израсходовавших все свои источники термоядерной энергии.

Внимательный читатель заметил, что, несмотря на достоверность наблюдений на всех четырёх установках, не все из них совпадают между собой. Так оно и было. При проверке выяснилось, в частности, что в службе времени установки Камиоканде II произошла неисправность. И моменты наблюдения событий, вызванных космическими антинейтрино, зафиксированные с точностью до долей секунды, в действительности отличаются от международного времени на целую минуту.

Несовпадения могли быть обусловлены и тем, что фотоумножители, являющиеся основой всех четырёх установок, не работают непрерывно. Они выключаются на короткое время после каждой зафиксированной вспышки света. Это могло привести к потере информации о событиях, происшедших во время выключения фотоумножителя.

Нужно учесть и то, что вероятность, с которой в рабочем объёме детектора происходит реакция с участием нейтрино или антинейтрино, очень мала. Поэтому, несмотря на то что во время коллапса сверхновой СН 1987А выделилось огромное число (около 1059) нейтрино и антинейтрино, а на квадратный сантиметр поверхности Земли их пришлось около 1018 (миллиард миллиардов), вероятность вступления одного из них в реакцию с протонами внутри детектора становится очень малой. Поэтому небольшие расхождения в показаниях детекторов не исключены.

Явление сверхновой звезды столь сенсационный факт, что он естественно привлёк внимание большого числа исследователей. Кроме публикаций, описанных выше, в научных журналах появились и многие другие. Вот самые интересные из них.

Уже 30 марта 1987 года группа сотрудников Радиоастрофизической лаборатории АН Латвийской ССР в Риге и Института теоретической и экспериментальной физики в Москве направила в печать глубокий анализ процессов, послуживших причиной появления сверхновой СH 1987А. Э. К. Грасберг, В. С. Имшенник, Д. К. Надеждин и В. П. Утробин провели анализ первых данных, полученных при наблюдении этой сверхновой. Они опирались на свои теоретические исследования, начатые ещё в 1964 году, когда Имшенник и Надеждин создали гидродинамическую модель взрыва компактных звёзд.

Исходным для них было быстрое, кратковременное (менее суток) увеличение блеска с последующим длительным медленным «разгоранием». Это «разгорание» не прекратилось и в середине мая, когда авторы получили корректуру своей статьи. Характерным для сверхновой СН 1987А является наличие ярких спектральных линий в её оболочке и весьма высокая скорость расширения этой оболочки, установленная по смещению спектральных линий к фиолетовому концу. Именно такими признаками обладают сверхновые типа II.