Бруно Понтекорво с женой Марианной. Париж. 1938 г.

Проблемам, связанным с массой нейтрино и нарушением лептонного заряда, я посвятил серию теоретических работ, в которых обсуждаются чрезвычайно маловероятные процессы, как, например, переходы мюоний — антимюоний, двойной бета-распад без испускания нейтрино (возможно, вызванный новым, сверхслабым, взаимодействием первого порядка, при котором леитонный заряд не сохраняется), процессы типа μ+ → e+ + γ, осцилляции между различными нейтринными состояниями. В моей работе «Мюоний и антимюоний» (1957 г.) впервые обсуждается возможность переходов (μ+e−) → (μ−e+), и эти рассуждения подтолкнули многих физиков к обсуждению различных форм, которые могло бы принять нарушение лептонного заряда. В той же работе я впервые рассматривал осцилляции между различными состояниями нейтрино, которые могут иметь место, если массы нейтрино не все тождественно равны нулю. Над проблемой нейтринных осцилляций, которой я посвятил много теоретических исследований, я продолжаю работать и сейчас. Исследования осцилляций нейтрино, выполненные либо только мной, либо в сотрудничестве с С. Биленьким и В. Грибовым, открыли новые области исследования в физике частиц и в астрофизике и привели к зарождению большого количества теоретических и экспериментальных поисков во всем мире, причем действующими лицами были как искусственные нейтрино, полученные с помощью мощных радиоактивных источников, ядерных реакторов и ускорителей, так и естественные нейтрино, солнечные и космические. Подчеркну два момента, представляющих большой интерес:

1) большую чувствительность метода осцилляций нейтрино для обнаружения исключительно маленькой разницы между массами нейтрино;

2) решающее значение, понятое мной уже в 1967 г., существования или отсутствия осцилляций нейтрино для интерпретации будущих наблюдений солнечных нейтрино.

Электронные нейтрино νe, выходящие из Солнца, могут на своем пути к Земле превратиться в «стерильные» нейтрино, которые невозможно обнаружить с помощью детектора νe, что приведет к кажущемуся ослаблению интенсивности солнечных нейтрино. Такое ослабление зависит от количества нейтрино, от их массы и от углов смешивания. Огромное расстояние от Солнца до Земли и относительно низкая энергия нейтрино, испущенных Солнцем, приводят к тому, что в благоприятных случаях кажущееся ослабление потока солнечных нейтрино может, в принципе, быть определено, даже если разность квадратов масс регистрируемых нейтрино всего лишь 10−12 эВ2!

Из своих исследований по астрофизике я хотел бы вспомнить следующие:

1. Работу «Универсальное взаимодействие Ферми и астрофизика», в которой я показал (1959 г.), что, благодаря упругому рассеянию νe + e → νe + e, это взаимодействие обязательно приводит к астрофизически важным следствиям: в частности, звезды с очень высокой температурой и плотностью должны испускать нейтрино-антинейтринные пары такой интенсивности, что на определенном этапе в эволюции звезды нейтринная светимость намного превзойдет светимость оптическую. Что касается нейтральных слабых токов, обнаруженных в 1973 г. в ЦЕРН, я раскрыл (1963 г.) их роль в астрофизике задолго до того, как они были экспериментально обнаружены.

2. Феноменологическое рассмотрение (1961 г., совместно с Я. Смородинским) «нейтринного моря», выполненное до того, как А. Пензиас и Р. Вильсон сделали великое открытие (1965 г.) микроволнового космического излучения, которое естественно предполагает существование «реликтовых нейтрино».

3. Предложенный мной в 1946 г. принцип наблюдения нейтрино, основанный на радиохимии и в особенности на хлор-аргонном методе, который и сегодня является единственным методом, позволяющим детектировать солнечные нейтрино. Вплоть до 1946 г. невозможность регистрировать нейтрино в свободном состоянии была общепризнанной. Как раз в том самом году, однако, я предложил тип эксперимента, который давал возможность детектировать эти частицы. В то время возможными источниками нейтрино были ядерные реакторы, очень мощные радиоактивные бета-источники и Солнце. Среди различных моих предложений, основанных на радиохимии, наиболее реалистичный так называемый хлор-аргонный метод состоит в облучении огромной массы хлора для наблюдения реакции νe + 37Cl → e− + 37Ar. 37Ar является радиоизотопом со средним временем жизни 30 суток, процесс K-захвата в котором, сопровождающийся испусканием рентгеновского излучения с энергией 2800 эВ, может быть зарегистрирован в счетчике Гейгера — Мюллера или в пропорциональном счетчике. Сам факт, что рассматриваемый радиоэлемент является благородным газом, позволяет относительно простыми средствами отделить от огромной массы хлора, облученного нейтрино в подземной лаборатории, те немногие атомы 37Ar, которые должны быть введены в счетчик. Большой успех в регистрации нейтрино, идущих от Солнца, является в основном заслугой Р. Дэвиса, который, применяя хлор-аргонный метод, ценой героического многолетнего труда достиг цели в середине семидесятых годов. Признаюсь, я испытываю некоторую гордость за свой личный вклад в зарождение нейтринной астрономии Солнца. Тем не менее по неизвестной мне причине, если судить по недоброжелательному отсутствию ссылок, моя работа игнорируется. Это несправедливо, поскольку все мои работы, теоретические и экспериментальные, относящиеся к нейтринной астрономии Солнца, собранные вместе, вне сомнения, оказали решающее влияние на развитие этой новой области исследований. Я прекрасно сознаю, что рискую выглядеть смешным, оставляя в стороне скромность, но я все равно попробую. В конце концов, я:

1) изобрел радиохимический принцип обнаружения нейтрино (1946 г.), примерами которого служат Cl-Ar-метод, а также развиваемый в настоящее время Ga-Ge-метод;

2) предложил конкретно Cl-Ar-метод, который заведомо является наиболее осуществимым радиохимическим методом регистрации нейтрино;

3) рассмотрел, начиная с самой первой работы, возможность регистрации солнечных нейтрино (1946 г.);

4) экспериментально доказал осуществимость Cl-Ar-метода, после того как осознал необходимость использования вместо счетчика Гейгера — Мюллера пропорционального счетчика, измерение амплитуд импульсов которого позволяет отделить от шумового фона истинные события K-захвата в 37Ar, образованном нейтрино в хлоре (1949 г.);

5) развил с этой целью технику пропорциональных счетчиков, используя их с огромным коэффициентом размножения в газе, так что достигнутая чувствительность была всего лишь несколько пар ионов;

6) создал пропорциональный счетчик с достаточно низким эффективным уровнем шума при регистрации нейтрино Cl-Ar-методом (1949 г.);

7) предложил измерять не только амплитуду, но и форму импульса пропорционального счетчика с целью дальнейшего уменьшения эффективного фонового шума (1968 г.);