Надежды ледяной «АМАНДЫ»

Обычный телескоп, сделанный из стекла и металла, смотрит в небо. Нейтринный, состоящий из кубического километра льда и множества фотоэлементов, напротив, направлен к центру Земли. Дело в том, что для него земной шар служит лишь легкой «крышкой», не слишком густым фильтром, отсекающим сигналы, которые мешают исследовать потоки особых элементарных частиц, падающих на Землю из космоса. Эти частицы — нейтрино преодолевают гигантские расстояния и доставляют на Землю уникальную информацию о процессах, происходящих в квазарах, активных галактиках, сверхновых объектах и «черных дырах». Для этих частиц проницаемо все и вся, но обнаружить их самих и определить, откуда они прилетели, можно только нейтринным телескопом, представляющим собой цепь детекторов-регистраторов с колоссальным объемом чувствительного вещества.

 

 

Возведение куба

В начале 2003 года на интернет-сайте американской компании Raytheon Polar Services было помещено объявление о том, что для работы на Южном полюсе требуются десятки самых разных специалистов — от физиков и инженеров-компьютерщиков до парикмахеров и поваров, включая строителей разного профиля. Хотя никаких особо выгодных условий не предлагалось, вакансии заполнились очень быстро. Желающих не испугали ни морозы, достигающие –80°С, ни ветры со скоростью 300 км/ч, ни высота в 3 км над уровнем моря, ни долгая полярная ночь, ни оторванность от родных и близких.

В результате на американской полярной станции «Амундсен— Скотт», расположенной на Южном полюсе, уже третий год идет строительство самого грандиозного в истории науки нейтринного телескопа «Ледовый куб» (IceCube). После завершения работ, по планам в 2010 году, в хрустально чистый лед Антарктиды на глубине двух километров «вмонтируются» 4 800 прозрачных шаров-детекторов черенковского излучения вместе с проводной и оптоволоконной кабельной сетью. Полученные данные будут передаваться этой сетью вначале на центральный узел станции «Амундсен—Скотт», а затем по большому оптоволоконному кабелю длиной 1 670 км на французскую полярную станцию «Конкордия». Оттуда колоссальный поток информации пойдет через геостационарные спутники в сеть Интернет и далее — в лаборатории США и Европы.

Организация высокоскоростной линии связи обойдется «малой кровью». Оптический кабель, проложенный без всяких хитростей по поверхности ледника, в первую же зиму будет засыпан снегом и вмерзнет в лед. Сложнее справиться с доставкой вполне материальных предметов: тяжелого оборудования, горючего, приборов, питания и прочих вещей, необходимых полярникам. Сейчас «Амундсен—Скотт» снабжается исключительно по воздуху. За год американские транспортные самолеты «Геркулес» совершают на станцию по 250 рейсов. Когда же по мере развертывания строительства «Ледового куба» расходы на воздушные перевозки станут чрезмерными, будет проложена дорога от большой прибрежной американской базы «Мак-Мердо» до базы «Амундсен—Скотт». Она пройдет примерно тем же маршрутом, каким на Южный полюс в январе 1912 года пришла экспедиция Роберта Скотта: от базы «Мак-Мердо» по шельфовому леднику Росса, потом — подъем по трудному леднику Бирдмор через Трансантарктические горы (там участники экспедиции Скотта были вынуждены пристрелить своих пони и дальше тащить сани на себе) и наконец по полярному плато на высоте 3 000 м над уровнем моря до самого Южного полюса. Всего 1 600 км.

Строительство дороги во льдах, затраты на которое оцениваются в 12 млн. долларов, будет состоять прежде всего в расчистке снега, выравнивании неровностей и засыпании ледниковых трещин, в особенности в горной части пути. Каждую весну, в сентябре–октябре, придется проверять, не появились ли в леднике новые трещины, и засыпать их подручными снегом и льдом. Самая большая из обнаруженных к сегодняшнему дню трещин была 34 м глубиной и 8 м шириной. По новой дороге пойдут конвои из гусеничных тракторов, которые и будут доставлять на станцию ежегодную тысячу тонн топлива. Время в пути от береговой базы до Южного полюса займет 20 дней, а обратно — всего 10. Назад конвой пойдет почти порожняком и «с горки». На каждое лето (декабрь, январь, февраль) планируется по три конвоя. Строители надеются сдать дорогу в эксплуатацию в 2005 году.

В 2004-м американцы истратили на работы, связанные с телескопом, 60 млн. долларов. А всего по просьбе Национального научного фонда США власти выделили около 240 млн. долларов на строительство и ввод в эксплуатацию нейтринного телескопа. В проекте, сделав вклад в 30 млн. долларов, также участвуют Германия, Швеция и Бельгия.

Сети для невидимки

Нейтрино — электрически нейтральная стабильная элементарная частица с массой покоя, близкой к нулю. Главная ее особенность состоит в том, что она, достаточно легко рождаясь в самых разнообразных ядерных реакциях, категорически не хочет умирать, вступая во взаимодействие с другими элементарными частицами. А без превращения нейтральной частицы, летящей практически со скоростью света, во что-то более «визуальное» обнаружить нейтрино невозможно. Вариантов такой «визуализации» невидимки теоретически достаточно много, но на практике все оказывается сложнее.

Первый тип реакций с участием нейтрино зарегистрировали ученые Рейнес и Коуэн в 1956 году. Это был «обратный» бета-распад, где реакторное антинейтрино, взаимодействуя с протоном, порождало нейтрон и позитрон. Созданная для исследований установка «Полтергейст» состояла из чередующихся баков с водой (200 л) и жидким сцинтиллятором (1 400 л). Ноу-хау метода состояло в том, что сначала регистрировали аннигиляцию позитрона и электрона, а вместе с ней через несколько микросекунд реакцию с участием нейтрона. Другие события не давали такой «сдвоенной» картинки. Так удалось добиться «отсечения» фона и обнаружить частицу, введенную Вольфгангом Паули в число элементарных еще в 1930 году.

Второй тип реакций для регистрации нейтрино предложил в 1946 году, еще до своего переезда в СССР, итальянец Бруно Понтекорво. В качестве мишени для нейтрино он рекомендовал жидкость, содержащую атомы хлора-37. При взаимодействии с нейтрино хлор должен был превращаться в аргон-37, который можно обнаружить по его радиоактивному распаду. Американский ученый Реймонд Дэвис, нобелевский лауреат 2002 года, первым применил этот метод в экспериментах с реакторными и солнечными нейтрино.

Позднее физики стали использовать реакцию превращения галлия-71 в германий-71 при взаимодействии с нейтрино. Германий также был радиоактивен с достаточно коротким периодом полураспада в 11 дней. Для осуществления эксперимента, например, на российской астрофизической станции на Кавказе в Баксанском ущелье, вблизи Эльбруса, потребовались десятки тонн чрезвычайно дорогого галлия.

Естественным кандидатом на роль среды-детектора стала вода, начиная со специально очищенной — в искусственных бассейнах и баках и заканчивая Мировым океаном. Идея подводной регистрации нейтрино по черенковскому излучению в естественных водоемах быстро завоевала сторонников и в СССР, и в США. В период «оттепели» 70-х годов интенсивно начались совместные работы. Американцы решили использовать глубокие воды Тихого океана вблизи острова Гавайи, а отечественные ученые — уникальную пресноводную жемчужину — глубокие воды озера Байкал. К сожалению, наметившееся тесное сотрудничество советских и американских физиков по нейтринным телескопам на основе эффекта Вавилова — Черенкова прервалось после ввода советских войск в Афганистан.

Почему же детекторы нужно было разместить достаточно глубоко — не менее чем на 1 км? Во-первых, следовало уменьшить помехи от космических лучей, во-вторых, защититься от солнечного света, в-третьих, уйти из зоны активной подводной жизни (например, от люминесцирующих организмов), которая также способна создавать помехи для измерений. Большие опасения в тот начальный период вызывал вопрос: достаточна ли прозрачность воды для наблюдений черенковского излучения на больших расстояниях? Оказалось, что прозрачность океанских глубин в 4 раза больше, чем ожидалось. Также благополучно разрешилась проблема прозрачности и для Байкала. Любопытно, что тогда, в середине 70-х годов, никто не стал рассматривать возможность использования ледяного детектора, так как все были уверены, что его прозрачность будет недостаточной.

Затянувшееся пари
Нейтрино появилось в науке как умозрительное дитя физика-теоретика Вольфганга Паули. Он ввел в обиход нейтрино, пытаясь «спасти» закон сохранения энергии при бета-распаде. Причем «умозрительность» нейтрино, которое не должно было иметь ни электрического заряда, ни массы (так же, как и фотон), была настолько мучительной для самого автора открытия, что он признался своему другу астроному В. Бааде: «Сегодня я сделал нечто кошмарное. Физику-теоретику непозволительно так поступать ни в коем случае. Я выдумал частицу, которую никогда нельзя будет обнаружить экспериментально». Действительно, шансы зарегистрировать частицу, не имеющую ни заряда, ни массы, тогда, в 1930 году, казались минимальными. Тем не менее Бааде предложил другу пари на бутылку шампанского, что еще при их жизни нейтрино можно будет увидеть. И он выиграл это пари. В 1956 году американцы Ф. Рейнес и К. Коуэн во время эксперимента «Полтергейст» на реакторе ядерного комплекса «Саванна Ривер Сайт» в Южной Каролине сумели достоверно зарегистрировать одну из разновидностей нейтрино. Телеграмма с известием об этом была отправлена Паули в Европу. Угощая друзей шампанским, В. Паули, нобелевский лауреат 1945 года, еще не знал, что пьет и за здоровье будущего нобелевского лауреата 1995 года Ф. Рейнеса, премированного именно за экспериментальное открытие нейтрино. К. Коуэн, к сожалению, не дожил до этого дня.

Морские проекты

Практические работы по проекту нейтринного телескопа первыми начали американцы в 1976 году, окрестившие его звучным именем DUMAND (Deep Underwater Muon And Neutrino Detector). Океанская площадка для проекта была подобрана в 30 километрах от гавайского берега на глубине 4 800 м вблизи мыса Кихоул Пойнт. С конца 70-х годов на площадке начались обширные океанографические исследования. Ведь подводные течения или частые штормы могли существенно осложнить эксперимент.

По окончательным планам проекта DUMAND, от дна к поверхности океана планировалось поднять девять «гирлянд», или «струн», а на них, словно елочные шары, разместить «оптические модули» — фотоумножители с необходимой обслуживающей электроникой. Энергия должна была подаваться с берега по металлическим кабелям, а обмен информацией идти по кабелям оптоволоконной связи. Струны образовывали восьмиугольную конструкцию (одна из струн в центре) с площадью сечения около 20 000 м². Все дальнейшие большие нейтринные телескопы так или иначе придерживались этой общей конструкции.

К сожалению, до конца проект DUMAND не довели. Были проведены только настроечные опыты с короткими струнами-прототипами. Заготовленные оптические модули передали новой программе по нейтринной астрономии в Средиземном море вблизи берегов Греции — проекту NESTOR (Neutrino Extended Submarine Telescope with Oceanographic Research), который стал прямым наследником и продолжателем проекта DUMAND.

Исследования нейтрино с помощью другого наследника DUMAND — проекта ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch), базируются во Франции. Площадку для этого проекта подобрали недалеко от Тулона, там, где глубина Средиземного моря составляет около 2 400 м. Сейчас проводится обширный цикл измерений прозрачности воды, оптического фона, биологического обрастания оптических поверхностей, силы течений и других океанографических характеристик. Сама конструкция нейтринного телескопа примерно та же, что и в проекте DUMAND: десять вертикальных струн с тысячью оптических модулей каждая, которые располагаются на площади в 0,1 км². Ближайшие ко дну модули помещаются на высоте около 100 м, а вся «активная» зона телескопа занимает 300 м по высоте. Следовательно, объем, в котором находятся оптические приемники, составит около 30 млн. м³. Как и в DUMAND, питание и связь осуществляются с берега. «Боевое» применение ANTARES и сбор реальных экспериментальных данных начались с 2004 года.

В исследованиях, проводимых с помощью отечественного нейтринного телескопа НТ-200, расположенного около южного берега Байкала, немалую позитивную роль сыграл лед, причем не как оптическая среда для наблюдений, а как стабильная рабочая площадка, с которой удобно монтировать и заменять оборудование. Место для телескопа было выбрано в 3,6 км от берега на глубине 1,1 км. Зимой во льду вырубали полынью, через которую поднимали и опускали «гирлянды» с оптическими модулями. Работы на Байкале начали с 1980 года, и сейчас они проводятся прежде всего силами физиков МГУ, Института ядерных исследований, Иркутского университета и немецкими учеными из Цойтена (DESY, Общество Гельмгольца). В настоящее время установлены 8 струн со 192 оптическими модулями, которые связаны с берегом тремя кабелями. Эффективный объем детектора (около 200 000 м3) еще недостаточен для регистрации редких нейтринных событий, но уже разработаны планы его стократного увеличения. В 1996 году НТ-200 первым из телескопов, использующих природные среды в качестве детектора, зарегистрировал ряд нейтринных событий, хотя они и не относились к внеземным объектам. «Морские» и «озерные» нейтринные телескопы пока не дали астрофизических результатов, но оказались вполне пригодными для изучения, например, мюонных потоков космических лучей и атмосферных нейтрино. Отметим также, что описанные проекты расположены в Северном полушарии и через «фильтр» земного шара будут смотреть на южное звездное небо.

Сквозь венецианское стекло

Интересы астрофизиков-экспериментаторов сегодня сместились от «подводной» ловли нейтрино к ловле «подледной». Идею «ледяного детектора» стали всерьез разрабатывать только в 90-х годах. Местом проведения экспериментальных работ по проекту AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array) выбрали 3-километровый ледяной панцирь Антарктиды вблизи Южного полюса на американской полярной станции «Амундсен—Скотт», где прежде всего проверили опасения насчет оптических свойств ледяной среды. Лед просверлили до глубины 800—1 000 м. Худшие ожидания подтвердились: вмерзшие в лед воздушные пузырьки оказались в 50 раз больше по размеру, чем ожидали, к тому же они были повсюду. Это обстоятельство создавало такое рассеяние света, что ни о какой приемлемой дистанции передачи светового импульса не могло быть и речи. Однако проект AMANDA-I не прекратили и решили изучить ситуацию на более глубоких ледяных горизонтах — от 1 500 до 2 000 м. Упорство исследователей было сполна вознаграждено: ниже 1 400 м лед был, как венецианское стекло, — без единого пузырька. Вместо характерной ожидаемой дистанции для распространения голубого света черенковского излучения около 8 м свет проникал на 100 м. Прозрачность льда и степень рассеяния на этих горизонтах во много раз перекрывали необходимый набор характеристик оптической среды для успешной работы детектора.

На стадии AMANDA-II, начатой в 1996 году, на глубину более 2 000 м было просверлено с помощью струй горячей (80°С) воды 19 вертикальных шахт диаметром 0,5 м. Эти шахты не замерзали в течение 35 часов (горячая вода продолжала в них циркулировать), и за это время нужно было успеть опустить туда струны из стальных тросов, в нижней части которых на специальных карабинных креплениях (схожих с альпинистскими) были закреплены устойчивые к давлению оптические модули размерами примерно с баскетбольный мяч. Каждый оптический модуль включал ФЭУ (фотоэлектрические умножители) и необходимую электронику — по существу мини-компьютер. Всего было использовано 677 оптических модулей, в среднем около 36 на одну струну. Детекторы перекрывали цилиндр с поперечником 200 м и высотой 500, начиная с глубины 1,5 км. Всю эту конструкцию можно сравнить с новогодней елкой, увешанной гирляндами лампочек. Правда, оптические модули не испускают, а принимают свет.

Проект AMANDA показал полную работоспособность ледяного нейтринного телескопа. Стабильность вмороженной в лед конструкции, постоянство ледовой среды (в Антарктике практически нет землетрясений), передача информации по оптоволоконным кабелям вполне отвечали задачам эксперимента. Также вполне успешной оказалась идея сориентировать световые приемники в сторону центра Земли и регистрировать отфильтрованный земным шаром поток нейтрино из северного небесного полушария. При этом эффективный объем детектора по сравнению с геометрическим объемом, занятым 677 оптическими модулями (примерно в 15 млн. м³), следует увеличить пропорционально возможному пробегу высокоэнергетических мю-мезонов, достигающих чувствительного объема. В массе льда и подстилающих скальных породах он может доходить до десятков километров. Однако даже эти мюоны высоких энергий не способны пронзать земной шар диаметром более 12 000 км. Поэтому все мюоны, приходящие из северной части небосвода, должны быть дочерними продуктами ядерных реакций мюонных нейтрино и давать сведения о том направлении, откуда они прилетели.

Недостающая частица
Почему же нейтрино получило репутацию «неуловимой» частицы? Оказывается, не только потому, что она обладает малой массой и не имеет электрического заряда. Главное в том, что реакции нейтрино с другими частицами идут через «слабые» взаимодействия (точнее, кванты слабого поля — бозоны). Для слабых сил даже размеры атомного ядра оказываются слишком большими. Их радиус действия в тысячу раз меньше диаметра ядра. Вот поэтому столкновение нейтрино с другими частицами материи маловероятно. Соответственно, нейтрино обладают совершенно фантастической длиной пробега. Например, 3 из 10 реакторных или солнечных нейтрино сравнительно невысокой энергии, возникающие в ходе реакций ядерного деления в реакторе или ядерного синтеза внутри Солнца, пройдут через стальную стенку толщиной в сотню световых лет (а до Земли от Солнца свет добирается всего за 8 минут). При высоких энергиях пробег нейтрино еще больше. Другой пример, иллюстрирующий ничтожную вероятность нейтринных реакций: за семьдесят лет, средний срок человеческой жизни, в его теле, скорее всего, произойдет лишь одна реакция с участием нейтрино. А ведь каждую секунду через квадратный сантиметр человеческого тела проходит 100 миллиардов только солнечных нейтрино. Поэтому объемы детекторов, в которых могут наблюдаться взаимодействия, нужно делать как можно больше, а уровень «шумов» (любых похожих сигналов, которые могли бы маскировать полезный сигнал) как можно меньше. Наконец, приходится планировать достаточно длительное время измерений. Помимо «высекания» заряженных частиц нейтрино можно обнаружить и с использованием других ядерных реакций.

Нейтринные вспышки

Еще задолго до полномасштабного ввода в строй описанных здесь нейтринных телескопов астрофизикам удалось зарегистрировать нейтрино из другой галактики. Это произошло 23 февраля 1987 года. Тогда в 9.30 по Гринвичскому времени в галактике Большое Магелланово облако астрономы заметили световую вспышку, которая свидетельствовала о взрыве сверхновой звезды. Нейтринных телескопов еще не было, однако действовал ряд других детекторов нейтрино. Один из них был построен американскими физиками (проект IMB) в соляной шахте в штате Огайо на глубине более 600 м под землей и был предназначен для определения временных границ стабильности протона. Черенковское излучение заряженных частиц регистрировалось стенками из ФЭУ в объеме 10 000 тонн чистейшей воды. Другой проект — «Камиоканде» был развернут в Японии вблизи Камиоки на глубине 1 000 м в шахте Мозуми прежде всего для исследований нейтрино, испускаемых нашим Солнцем. Детектор содержал 3 000 тонн очищенной воды и 1 000 фотоумножителей, расположенных по стенкам огромного цилиндрического бака.

После увиденной вспышки обе группы физиков сразу же провели анализ зарегистрированных черенковских следов. В США было обнаружено 8 нейтринных событий за 13 секунд (вместо типичной частоты — одно событие за несколько дней), а в Японии — 11. Обе нейтринные «вспышки» произошли в одно и то же время, в 7.35 по Гринвичу. Обратите внимание на то, что нейтрино добрались до нашей планеты на 2 часа быстрее, чем свет. При этом свету пришлось лететь до Земли 170 000 лет. Разница обусловлена тем, что нельзя считать межзвездную среду полным вакуумом: находящийся там газ тормозит распространение света. «Прозрачность» Вселенной для нейтрино заметно выше, чем для света, и никакие газовые облака не помеха нейтринному потоку. Анализ характеристик пойманных нейтрино позволил определить, что в недрах сверхновой звезды температура в 3 000 раз выше, чем в недрах нашего Солнца, и достигает 45 млрд. градусов.

Эффект Вавилова — Черенкова
Физический эффект, на котором основан принцип работы ледяного телескопа, был открыт в 1934 году в Москве С.И. Вавиловым и П.А. Черенковым. В то время Вавилов поручил Черенкову, своему аспиранту, изучить механизм люминесценции урановых солей, возбуждаемых жесткими гаммалучами. Но удивительным образом, даже без растворенной в воде урановой соли, слабое голубое свечение в ней наблюдалось под действием гамма-лучей. Уже в первой опубликованной работе «О возможных причинах синего гамма-свечения жидкостей» ученые пришли к выводу, что голубое свечение вызывается не самими гамма-лучами, а свободными электронами, выбитыми из молекул воды под их воздействием.

Классическую теорию явления в 1937 году разработали И.Е. Тамм и И.М. Франк. Согласно этой теории любая заряженная частица, движущаяся в воде или любой другой среде со скоростью, превосходящей скорость света в этой среде (а она равна, как известно, скорости света в вакууме, деленной на коэффициент преломления света средой), будет испускать излучение Вавилова — Черенкова. Движущаяся заряженная частица вызывает возбуждение молекул и атомов среды, которое распространяется со скоростью, равной скорости света в данной среде. Но так как скорость движения самой частицы больше скорости света в среде, то световое поле будет «отставать» и иметь форму конуса, в вершине которого располагается частица. Наблюдая полет сверхзвукового истребителя, легко понять аналогию между создаваемой истребителем звуковой волной и черенковским излучением. Самолет приближается к наблюдателю бесшумно, и только после того, как он пролетел мимо, до наблюдателя доходит ударная звуковая волна, протянувшаяся за самолетом. В эффекте Вавилова — Черенкова вместо звуковой распространяется световая волна и образуются не звуковые, а световые конусы. Ось такого светового конуса совпадает с направлением движения заряженной частицы.

К 1937 году соответствие теории и эксперимента выглядело вполне убедительным, и П.А. Черенков направил статью об эффекте в английский журнал «Нейчур». Однако слишком осторожные редакторы ведущего научного журнала статью не опубликовали. О чем горько пожалели потом. Вскоре после войны черенковские счетчики стали одним из мощнейших инструментов ядерной физики.

Исполинские детекторы

Сегодня AMANDA трансформирована в новый проект — «Ледовый куб» (IceCube). По существу, на той же площадке вблизи полярной станции «Амундсен— Скотт» предстоит пробурить с помощью горячей воды еще 80 двухкилометровых шурфов и опустить туда еще 80 струн, на которых будут подвешены 4 800 цифровых оптических модулей. В результате образуется ледяной детектор с километровыми размерами (и с объемом ледового пространства, в котором размещены оптические модули размерами с кубический километр). В результате получится грандиозный телескоп-компьютер, передающий потребителям, где бы они ни находились, весь набор получаемых экспериментальных данных.

В 2010 году ледяной телескоп должен заработать в полную силу. Однако на открытие точечных внеземных источников нейтрино можно рассчитывать и до этого срока. Пищу для анализа дают результаты уже действующего проекта AMANDA. В феврале 2004 года в одном из ведущих физических журналов появилась подписанная более чем сотней авторов статья «Поиски внеземных точечных источников нейтрино с помощью телескопа AMANDA-II». Так, в 2000 году удалось зарегистрировать 1 555 частиц. Все они попали на детектор телескопа из северной части небосвода и так или иначе по длинным или коротким путям прошли сквозь земной шар. Это определенно нейтрино, так как проделать такой путь могут только они. Однако зарегистрированные нейтрино имеют скорее всего земное происхождение и относятся к классу «атмосферных», возникших в результате бомбардировки воздуха космическими лучами. Учеными были специально проанализированы наблюдения за некоторыми внеземными объектами, где, по их мнению, можно было бы ожидать нейтринные потоки. Однако никакого статистически достоверного превышения потока нейтрино над средним с этих направлений обнаружено не было. Распределение нейтрино по северному небосводу выглядело равномерным.

Найти точечные непрерывные источники нейтрино на небосводе пока не удалось даже с учетом данных, накопленных в 2001—2002 годах. Строительство «Ледового куба» позволит многократно увеличить рабочий объем детектора и даст новые шансы астрофизикам. В январе 2005 года на глубину 2,5 км был пробит первый из шурфов «Ледового куба» и в него опущена струна с 60 цифровыми оптическими модулями. Если обнаружатся нейтрино от объектов, возникших на ранней стадии Вселенной, то, быть может, удастся узнать, почему материя в нашем мире преобладает над антиматерией. Можно также надеяться, что исследование потоков позволит решить и самые важные вопросы: какова судьба нашей Вселенной? Продолжит ли она стремительное расширение, начавшееся во времена Большого взрыва, или перейдет из фазы расширения в фазу сжатия? Ответить на них возможно, подсчитав общую массу Вселенной. Ведь существует, как известно, критическая масса, в случае превышения которой расширение Вселенной должно смениться сжатием. Видимые звезды составляют, по современным оценкам, менее одного процента массы Вселенной. Остальная материя остается невидимой. Невидимка нейтрино — самая распространенная из элементарных частиц, имеющая к тому же массу покоя. Следовательно, от величины этой массы зависит, будет ли пройден критический предел. Таким образом, исследования нейтрино позволят предсказать будущее нашей Вселенной.

Успех в решении загадки солнечных нейтрино позволил с новой надеждой приступить к поискам высокоэнергетических нейтрино из далеких галактик и других объектов космоса. Предполагается, что в ядрах галактик, включая и нашу собственную — Млечный Путь, находятся черные дыры, которые являются таким сосредоточением материи, что удерживают даже кванты света. А соседние звезды и пылевая материя просто всасываются черной дырой. В феврале 2004 года немецкие астрофизики сообщили о «предсмертной» вспышке звезды, разорванной на части и «съеденной» черной дырой в галактике RXJ 1242-1119 в миллиарде световых лет от нас. Однако для так называемых активных ядер галактик, которые, по-видимому, возникли на более ранней фазе развития нашей Вселенной, подобное «хищничество» вполне заурядно. Ядра активных галактик примерно в 100—1 000 раз массивнее ядра нашей Галактики. Словно водяная воронка, дыра затягивает звезды и космическую пыль. Грандиозные массы вещества «падают» по спирали внутрь черной дыры, чтобы исчезнуть там навеки. При этом вещество нагревается и возникают чудовищные ударные волны. На фронтах этих волн идут ядерные реакции, в том числе приводящие к рождению высокоэнергетических нейтрино. Изучить их свойства — значит заглянуть в лабораторию черных дыр, активных ядер галактик, сверхновых звезд и таких до сих пор весьма таинственных объектов, как квазары (квазизвездные объекты). Наконец, изучение нейтрино высоких энергий может пролить свет на давнюю для физиков загадку космических лучей. Откуда в них берутся протоны с энергией, в 10 миллионов раз большей, чем та, которую может обеспечить даже самый современный ускоритель? И еще один вопрос: а какова реальная плотность нейтрино во Вселенной? Возможно, что создаваемые нейтринные телескопы-исполины в скором будущем помогут найти на них ответы.