Нейтрино

Не путать с нейтроном или нейтралино. Для других целей см. раздел нейтрино (устранение двусмысленности).

А нейтрино (/НuːˈтрiːНофис/ или /Нью-ДжерсиuːˈтрiːНофис/) (обозначается греческой буквой ν) представляет собой фермион (является элементарной частицей со спином 1/2), который взаимодействует только через слабую субатомную силу и гравитацию. Нейтрино названо так потому, что оно электрически нейтрально и потому, что его масса покоя настолько мала (-ino), что долгое время считалось, что она равна нулю. Масса нейтрино намного меньше массы других известных элементарных частиц. Слабая сила имеет очень короткий диапазон, гравитационное взаимодействие чрезвычайно слабо, и нейтрино не участвуют в сильном взаимодействии. Таким образом, нейтрино обычно проходят через нормальную материю беспрепятственно и незамеченными.

Слабые взаимодействия создают нейтрино в одном из трех лептонных ароматов: электронные нейтрино

(

ν

e), мюонные нейтрино (

ν

μ) или тау-нейтрино (

ν

τ) в ассоциации с соответствующим заряженным лептоном.[5] хотя долгое время считалось, что нейтрино не имеют массы, теперь известно, что существуют три дискретные массы нейтрино с различными крошечными значениями, но они не соответствуют однозначно трем ароматам. Нейтрино, созданное с определенным вкусом, имеет связанную с ним специфическую квантовую суперпозицию всех трех массовых состояний. В результате нейтрино колеблются между разными вкусами в полете. Например, электронное нейтрино, полученное в реакции бета-распада, может взаимодействовать в дальнем детекторе как мюонное или тау-нейтрино. хотя по состоянию на 2019 год известны только различия между квадратами трех значений массы, космологические наблюдения предполагают, что сумма трех масс должна быть меньше одной миллионной массы электрона.]

Для каждого нейтрино также существует соответствующая античастица, называемая антинейтрино, которая также имеет спин 1/2 и никакого электрического заряда. Антинейтрино отличаются от нейтрино противоположными знаками лептонного числа и правосторонней, а не левосторонней хиральностью. Чтобы сохранить общее число лептонов (при ядерном бета-распаде), электронные нейтрино появляются только вместе с позитронами (антиэлектронами) или электронными антинейтрино, тогда как электронные антинейтрино появляются только с электронами или электронными нейтрино.

Нейтрино создаются различными радиоактивными распадами; следующий список не является исчерпывающим, но включает некоторые из этих процессов:

бета-распад атомных ядер или адронов,
естественные ядерные реакции, подобные тем, что происходят в ядре звезды
искусственные ядерные реакции в ядерных реакторах, ядерных бомбахили ускорителях частиц
во время сверхновой звезды
во время спина-вниз нейтронной звезды
когда космические лучи или ускоренные пучки частиц ударяют по атомам.

Большинство нейтрино, которые обнаруживаются вокруг Земли, являются результатом ядерных реакций внутри Солнца. На поверхности Земли поток составляет около 65 миллиардов (6,5×1010) солнечных нейтринов секунду на квадратный сантиметр. нейтрино можно использовать для томографии недр земли.

Исследования интенсивны в охоте за выяснением сущностной природы нейтрино, с надеждой найти их:

три значения массы нейтрино
степень нарушения ЦП в лептонном секторе (что может привести к лептогенезу)
доказательства физики, которые могли бы нарушить Стандартную модель физики элементарных частиц, такие как двойной бета-распадбез нейтрино, который был бы доказательством нарушения сохранения лептонного числа.

История[править]

Предложение Паули[править]

Нейтрино[а] было впервые постулировано Вольфгангом Паули в 1930 году , чтобы объяснить , как бета-распад может сохранять энергию, импульси угловой момент (спин). В отличие от Нильса Бора, предложившего статистическую версию законов сохранения для объяснения наблюдаемых непрерывных энергетических спектров при бета-распаде, Паули выдвинул гипотезу о необнаруженной частице, которую он назвал "нейтроном", используя то же самое окончание, используемое для обозначения как протона, так и электрона. Он считал, что новая частица испускается из ядра вместе с электроном или бета-частицей в процессе бета-распада.[16][b]

Джеймс Чедвик открыл гораздо более массивную нейтральную ядерную частицу в 1932 году и назвал ее также нейтроном, оставив два вида частиц с одинаковым названием. Ранее (в 1930 г.) Паули использовал термин "нейтрон" как для нейтральной частицы, которая сохраняет энергию при бета-распаде, так и для предполагаемой нейтральной частицы в ядре; первоначально он не рассматривал эти две нейтральные частицы как отличные друг от друга. Слово "нейтрино" вошло в научный лексикон благодаря Энрико Ферми, который использовал его во время конференции в Париже в июле 1932 года и на конференции Solvay в октябре 1933 года, где Паули также использовал его. Название (итальянский эквивалент "маленького нейтрального") было шутливо придумано Эдоардо Амальди во время беседы с Ферми в Институте физики ВИА Панисперна в Риме, чтобы отличить эту легкую нейтральную частицу от тяжелого нейтрона Чедвика.[17]

В теории бета-распада Фермибольшая нейтральная частица Чедвика могла распадаться на протон, электрон и меньшую нейтральную частицу (теперь называемую электронным антинейтрино):

   n0
   →
   p+
   +
   e-
   +
   ν
   e

Работа Ферми, написанная в 1934 году, объединила нейтрино Паули с позитроном Поля Дирака и нейтронно-протонной моделью Вернера Гейзенберга и дала прочную теоретическую основу для будущей экспериментальной работы. Журнал Nature отклонил статью Ферми, заявив, что теория "слишком далека от реальности". Он представил статью в итальянский журнал, который принял ее, но общее отсутствие интереса к его теории в тот ранний период заставило его переключиться на экспериментальную физику.

К 1934 году появились экспериментальные доказательства против идеи Бора о том, что сохранение энергии недопустимо для бета-распада: на Сольвеевской конференции того же года были проведены измерения энергетических спектров бета-частиц (электронов), показавшие, что существует строгий предел энергии электронов от каждого типа бета-распада. Такой предел не ожидается, если сохранение энергии недопустимо, и в этом случае любое количество энергии будет статистически доступно по крайней мере в нескольких распадах. Естественное объяснение спектра бета-распада, впервые измеренного в 1934 году, состояло в том, что было доступно только ограниченное (и сохраненное) количество энергии, и новая частица иногда забирала различную долю этой ограниченной энергии, оставляя остальное для бета-частицы. Паули воспользовался случаем, чтобы публично подчеркнуть, что все еще не обнаруженное "нейтрино" должно быть реальной частицей.

Прямое обнаружение[править]

В 1942 году Ван Ганчан впервые предложил использовать бета-захват для экспериментального обнаружения нейтрино.В выпуске журнала Science от 20 июля 1956года Клайд Коуэн, Фредерик Рейнс, Ф. Б. Харрисон, Х. В. Круз и А. Д. Макгуайр опубликовали подтверждение того, что они обнаружили нейтрино, результат, который был вознагражден почти сорок лет спустя Нобелевской премией 1995года.]

В этом эксперименте, теперь известном как нейтринный эксперимент Коуэна-Рейнса, антинейтрино, созданные в ядерном реакторе бета-распадом, взаимодействовали с протонами, образуя нейтроны и позитроны:

   ν
   e +
   p+
   →
   n0
   +
   e+

Позитрон быстро находит электрон, и они аннигилируют друг с другом. Два результирующих гамма-излучения (γ) можно обнаружить. Нейтрон может быть обнаружен путем его захвата на соответствующем ядре, высвобождая гамма-луч. Совпадение обоих событий-аннигиляции позитрона и захвата нейтрона – дает уникальную сигнатуру антинейтринного взаимодействия.

В феврале 1965 года первое нейтрино, обнаруженное в природе, было идентифицировано на одном из золотых приисков Южной Африки группой, в которую входил Фридель Селлшоп. Эксперимент проводился в специально подготовленной камере на глубине 3 км в шахте ЭРПМ близ Боксбурга. Мемориальная доска в главном здании увековечивает это открытие. В экспериментах также реализовывалась примитивная нейтринная астрономия и рассматривались вопросы нейтринной физики и слабых взаимодействий.

Нейтринный ароматизатор[править]

Антинейтрино, открытое Коуэном и Рейнсом, является античастицей электронного нейтрино.

В 1962 году Леон М. Ледерман, Мелвин Шварц и Джек Стейнбергер показали, что существует более одного типа нейтрино, впервые обнаружив взаимодействия мюонного нейтрино (уже гипотетического под названием neutretto)[26], что принесло им Нобелевскую премию по физике 1988года .

Когда третий тип лептона, Тау, был открыт в 1975 году в Стэнфордском центре линейных ускорителей, он также должен был иметь ассоциированное нейтрино (тау-нейтрино). Первые доказательства существования этого третьего типа нейтрино были получены в результате наблюдения недостающей энергии и импульса в Тау-распадах, аналогичных бета-распаду, ведущему к открытию электронного нейтрино. Первое обнаружение тау-нейтринных взаимодействий было объявлено в 2000 году коллаборацией пончиков в Фермилабе; его существование уже было подтверждено как теоретической последовательностью, так и экспериментальными данными из Большой Электронно-Позитронный Коллайдер.]

Проблема солнечных нейтрино[править]

Основная статья: Проблема солнечных нейтрино

В 1960-х годах знаменитый ныне эксперимент Хоумстейка впервые измерил поток электронных нейтрино, поступающих из ядра Солнца, и обнаружил величину, которая была между одной третью и половиной числа, предсказанного стандартной Солнечной моделью. Это несоответствие, которое стало известно как проблема солнечных нейтрино, оставались нерешенными в течение примерно тридцати лет, в то время как возможные проблемы как с экспериментом, так и с солнечной моделью были исследованы, но ни одна из них не была найдена. В конце концов выяснилось, что оба они на самом деле верны, и что расхождение между ними объясняется тем, что нейтрино более сложны, чем предполагалось ранее. Было выдвинуто предположение, что три нейтрино имеют ненулевую и слегка различающуюся массу и поэтому могут колебаться в неопределимых ароматах во время полета к Земле. Эта гипотеза была исследована с помощью новой серии экспериментов, тем самым открыв новую крупную область исследований, которая все еще продолжается. Окончательное подтверждение феномена нейтринных колебаний привело к двум Нобелевским премиям: Рэймонду Дэвису-младшему, который задумал и возглавил эксперимент Хоумстейка , и Арту Макдональду, который возглавил эксперимент SNO, который смог обнаружить все ароматы нейтрино и не обнаружил дефицита[28].]

Колебание[править]

Основная статья: Нейтринные колебания

Практический метод исследования нейтринных колебаний был впервые предложен Бруно Понтекорво в 1957 году по аналогии с каоновыми колебаниями; в последующие 10 лет он разработал математический формализм и современную формулировку вакуумных колебаний. В 1985 году Станислав Михеев и Алексей Смирнов (развивая работу Линкольна Вольфенштейна 1978года ) отметили, что вкусовые колебания могут быть изменены, когда нейтрино распространяются через материю. Это так называемый эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна (Эффект ТБО) важно понять, потому что многие нейтрино, испускаемые термоядерным синтезом на Солнце, проходят через плотную материю в солнечном ядре (где по существу происходит весь солнечный синтез) на своем пути к детекторам на Земле.

Начиная с 1998 года, эксперименты начали показывать, что солнечные и атмосферные нейтрино меняют вкус (см. Super-Kamiokande и Sudbury Neutrino Observatory). Это решило проблему солнечных нейтрино: электронные нейтрино, произведенные на Солнце, частично изменились в другие ароматы, которые эксперименты не смогли обнаружить.

Хотя отдельные эксперименты, такие как набор экспериментов с солнечными нейтрино, согласуются с неосцилляторными механизмами преобразования нейтринного аромата, взятые в целом, нейтринные эксперименты подразумевают существование нейтринных колебаний. Особенно актуальны в этом контексте реакторный эксперимент Камланда и ускорительные эксперименты типа Миноса Эксперимент Камланда действительно идентифицировал колебания как механизм преобразования нейтринного аромата, участвующий в солнечных электронных нейтрино. Точно так же Минос подтверждает колебание атмосферных нейтрино и дает лучшее определение расщепления массы в квадрате. Такааки Кадзита из Японии и Артур Б. Макдональд из Канады получили Нобелевскую премию по физике за 2015 год за их эпохальное открытие, теоретическое и экспериментальное, что нейтрино могут изменять вкус.

Космические нейтрино[править]

Рэймонд Дэвис-младший и Масатоси Кошиба были совместно удостоены Нобелевской премии по физике 2002года . Оба провели новаторские работы по обнаружению солнечных нейтрино, и работа Кошибы также привела к первому наблюдению в реальном времени нейтрино от сверхновой SN 1987A в соседнем Большом Магеллановом Облаке. Эти усилия положили начало нейтринной астрономии.]

SN 1987A представляет собой единственное верифицированное обнаружение нейтрино от сверхновой. Однако многие звезды во Вселенной превратились в сверхновые, оставив теоретически рассеянный нейтринный фон сверхновой.

Свойства и реакции[править]

Нейтрино имеют полуцелый спин (1⁄2ħ), поэтому они являются фермионами. Нейтрино - это лептоны. Было замечено, что они взаимодействуют только через слабое взаимодействие, хотя предполагается, что они также взаимодействуют гравитационно.

Вкус, масса и их смешивание[править]

Слабые взаимодействия создают нейтрино в одном из трех лептонных ароматов: электронные нейтрино

(

ν

e), мюонные нейтрино (

ν

μ) или тау − нейтрино (

ν

τ), связанные с соответствующими заряженными лептонами, электроном (

e−

), мюоном (

μ−

) и тау (

τ-

) соответственно.]

Хотя долгое время считалось, что нейтрино не имеют массы, теперь известно, что существует три дискретных нейтринных массы; каждое нейтринное состояние вкуса представляет собой линейную комбинацию трех дискретных собственных состояний массы. Хотя по состоянию на 2016 год известны только различия квадратов трех значений массы, эксперименты [8] показали, что эти массы малы по величине. Из космологических измерений было вычислено, что сумма масс трех нейтрино должна быть меньше одной миллионной массы электрона.

Более формально, собственные состояния вкуса нейтрино (комбинации создания и аннигиляции) не совпадают с собственными состояниями массы нейтрино (просто обозначенными "1", "2" и "3"). По состоянию на 2016 год неизвестно, кто из этих трех является самым тяжелым. По аналогии с иерархией масс заряженных лептонов конфигурация с массой 2 легче массы 3 условно называется "нормальной иерархией", в то время как в "перевернутой иерархии" будет иметь место противоположное. В настоящее время предпринимается несколько крупных экспериментальных усилий, чтобы помочь установить, что является правильным.]

Нейтрино, созданное в определенном вкусовом собственном состоянии, находится в связанной специфической квантовой суперпозиции всех трех собственных состояний массы. Это возможно потому, что три массы отличаются настолько мало, что их невозможно экспериментально различить в пределах любой практической траектории полета из-за принципа неопределенности. Было обнаружено, что доля каждого массового состояния в произведенном чистом вкусовом состоянии сильно зависит от этого аромата. Связь между собственными состояниями вкуса и массы кодируется в матрице PMNS. Эксперименты установили значения для элементов этой матрицы.]

Ненулевая масса позволяет нейтрино, возможно, иметь крошечный магнитный момент; если бы это было так, нейтрино взаимодействовали бы электромагнитно, хотя такого взаимодействия никогда не наблюдалось.

Колебания вкуса[править]

Основная статья: Нейтринные колебания

Нейтрино колеблются между различными ароматами в полете. Например, электронное нейтрино, полученное в реакции бета-распада, может взаимодействовать в удаленном детекторе как мюонное или тау-нейтрино, что определяется вкусом заряженного лептона, полученного в детекторе. Это колебание происходит потому, что три компонента массового состояния производимого ароматизатора движутся с несколько различными скоростями, так что их квантово-механические волновые пакеты развивают относительные фазовые сдвиги это меняет то, как они объединяются, чтобы произвести различную суперпозицию трех ароматов. Каждый компонент аромата, таким образом, колеблется по мере движения нейтрино, причем ароматы варьируются в относительной силе. Относительные пропорции аромата, когда нейтрино взаимодействует, представляют относительные вероятности того, что этот аромат взаимодействия произведет соответствующий аромат заряженного лептона.

Существуют и другие возможности, при которых нейтрино могло бы колебаться, даже если бы они были безмассовыми: если бы симметрия Лоренца не была точной симметрией, нейтрино могли бы испытывать колебания, нарушающие Лоренц.]

Эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна[править]

Основная статья: Эффект Михеева–Смирнова–Вольфенштейна

Нейтрино, проходящие через материю, в общем случае подвергаются процессу, аналогичному свету, проходящему через прозрачный материал. Этот процесс не является непосредственно наблюдаемым, поскольку он не производит ионизирующего излучения, но порождает эффект ТБО. Только небольшая часть энергии нейтрино передается материалу.

Антинейтринос[править]

Для каждого нейтрино также существует соответствующая античастица, называемая антинейтрино, которая также не имеет электрического заряда и полуцелого спина. Они отличаются от нейтрино наличием противоположных признаков лептонного числа и противоположной хиральности По состоянию на 2016 год никаких доказательств каких-либо других различий обнаружено не было. Во всех наблюдениях до сих пор лептонных процессов (несмотря на обширные и продолжающиеся поиски исключений) никогда не происходит никакого изменения общего числа лептонов; например, если общее число лептонов равно нулю в исходном состоянии, электронные нейтрино появляются в конечном состоянии вместе только с позитронами (антиэлектронами) или электронно-антинейтрино, а электронные антинейтрино с электронами или электронными нейтрино.

Антинейтрино образуются при ядерном бета-распаде вместе с бета-частицей, при котором, например, нейтрон распадается на протон, электрон и антинейтрино. Все антинейтрино, наблюдаемые до сих пор, обладают правой спиральностью (то есть только одно из двух возможных спиновых состояний когда-либо было замечено), в то время как нейтрино являются левосторонними. Тем не менее, поскольку нейтрино имеют массу, их спиральность зависит от фрейма, поэтому здесь уместно связанное с ней независимое от фрейма свойство хиральности.

Впервые антинейтрино были обнаружены в результате их взаимодействия с протонами в большом резервуаре с водой. Он был установлен рядом с ядерным реактором в качестве управляемого источника антинейтрино (см.: нейтринный эксперимент Коуэна–Рейнса). Исследователи во всем мире начали изучать возможность использования антинейтрино для мониторинга реакторов в контексте предотвращения распространения ядерного оружия.

Майорана масса[править]

Смотрите также: Механизм качелей

Поскольку антинейтрино и нейтрино являются нейтральными частицами, вполне возможно, что они являются одной и той же частицей. Частицы, обладающие этим свойством , известны как частицы Майораны, названные в честь итальянского физика Этторе Майораны, который первым предложил эту концепцию. Для случая нейтрино эта теория приобрела популярность, так как ее можно использовать в сочетании с механизмом качелей, чтобы объяснить, почему массы нейтрино так малы по сравнению с массами других элементарных частиц, таких как электроны или кварки. Майоранские нейтрино обладали бы тем свойством, что нейтрино и антинейтрино можно было бы отличить только по хиральности; то, что эксперименты наблюдают как разницу между нейтрино и антинейтрино, могло бы просто быть связано с одной частицей с двумя возможными хиральностями.

По состоянию на 2019неизвестно , являются ли нейтрино частицами Майораны или Дирака. Это свойство можно проверить экспериментально. Например, если нейтрино действительно являются частицами Майораны, то процессы, нарушающие лептонное число, такие как двойной бета-распад без нейтринов, будут разрешены, в то время как они не будут разрешены, если нейтрино являются частицами Дирака. Для поиска этого процесса было проведено и проводится несколько экспериментов, например GERDA, EXO, и SNO+. Космический нейтринный фон также является зондом того являются ли нейтрино частицами Майораны, поскольку должно быть различное число космических нейтрино, обнаруженных либо в случае Дирака, либо в случае Майораны.

Ядерные реакции[править]

Нейтрино могут взаимодействовать с ядром, превращая его в другое ядро. Этот процесс используется в радиохимических нейтринных детекторах. В этом случае для оценки вероятности возникновения взаимодействия необходимо учитывать энергетические уровни и спиновые состояния в ядре мишени. В общем случае вероятность взаимодействия возрастает с увеличением числа нейтронов и протонов внутри ядра.

Очень трудно однозначно идентифицировать нейтринные взаимодействия среди естественного фона радиоактивности. По этой причине в ранних экспериментах для облегчения идентификации был выбран специальный реакционный канал-взаимодействие антинейтрино с одним из ядер водорода в молекулах воды. Ядро водорода-это единственный Протон, поэтому одновременные ядерные взаимодействия, которые произошли бы в более тяжелом ядре, не нужно рассматривать для эксперимента по обнаружению. В пределах кубометра воды, помещенного непосредственно за пределами ядерного реактора, можно регистрировать лишь относительно небольшое количество таких взаимодействий, но в настоящее время эта установка используется для измерения скорости производства плутония в реакторе.

Индуцированное деление[править]

Очень похоже на то , что нейтроны делают в ядерных реакторах, нейтрино могут вызывать реакции деления внутри тяжелых ядер. до сих пор эта реакция не была измерена в лаборатории, но предсказано, что она произойдет внутри звезд и сверхновых. Этот процесс влияет на обилие изотопов, наблюдаемых во Вселенной. нейтринное деление ядер дейтерия было замечено в нейтринной обсерватории Садбери, которая использует детектор тяжелой воды.

Типы[править]

Существует три известных типа (ароматизаторов) нейтрино: электронное нейтрино

Нейтрино в Стандартной модели элементарных частиц

ν

e, мюонное нейтрино

ν

μи тау-нейтрино

ν

τ, названные в честь их партнеров лептонов в Стандартной модели (см. таблицу справа). В настоящее время лучшее измерение числа типов нейтрино происходит от наблюдения распада Z-бозона. Эта частица может распадаться на любое легкое нейтрино и его антинейтрино, и чем больше доступных типов легких нейтрино, тем короче время жизни Z-бозона. Измерения времени жизни Z показали, что три легких нейтринных аромата соединяются с Z. Соответствие между шестью кварками в Стандартной модели и шесть лептонов, среди которых три нейтрино, подсказывают интуиции физиков, что должно быть ровно три типа нейтрино.

Исследование[править]

Существует несколько активных областей исследований, связанных с нейтрино. Некоторые из них связаны с проверкой предсказаний поведения нейтрино. Другие исследования сосредоточены на измерении неизвестных свойств нейтрино; особый интерес представляют эксперименты, определяющие их массы и скорости нарушения CP, которые не могут быть предсказаны с помощью современной теории.

Детекторы вблизи искусственных источников нейтрино[править]

Международные научные коллаборации устанавливают большие детекторы нейтрино вблизи ядерных реакторов или в пучках нейтрино от ускорителей частиц, чтобы лучше ограничить массы нейтрино и значения величины и скорости колебаний между ароматами нейтрино. Эти эксперименты, таким образом, ищут существование нарушения CP в секторе нейтрино; то есть независимо от того, по-разному ли законы физики трактуют нейтрино и антинейтрино.

Эксперимент KATRIN в Германии начал получать данные в июне 2018года для определения величины массы электронного нейтрино, с другими подходами к этой проблеме на этапах планирования.[1]

Гравитационные эффекты[править]

Несмотря на свои крошечные массы, нейтрино настолько многочисленны, что их гравитационная сила может влиять на другую материю во Вселенной.

Три известных аромата нейтрино являются единственными установленными кандидатами элементарных частиц для темной материи, особенно горячей темной материи, хотя обычные нейтрино, по-видимому, по существу исключаются как существенная доля темной материи, основанная на наблюдениях космического микроволнового фона. Все еще кажется вероятным, что более тяжелые , стерильные нейтрино могут составлять теплую темную материю, если они существуют.]

Стерильные нейтринные поиски[править]

Другие усилия направлены на поиск доказательств стерильного нейтрино-четвертого нейтринного аромата, который не взаимодействует с материей, как три известных нейтринных аромата. На возможность стерильных нейтрино не влияют измерения распада Z-бозона, описанные выше: если их масса больше половины массы Z-бозона, они не могут быть продуктом распада. Следовательно, тяжелые стерильные нейтрино будут иметь массу не менее 45,6 ГэВ.

На существование таких частиц фактически намекают экспериментальные данные из эксперимента LSND. С другой стороны, проводимый в настоящее время эксперимент MiniBooNE предположил, что стерильные нейтрино не требуются для объяснения экспериментальных данных, хотя последние исследования в этой области продолжаются, и аномалии в данных MiniBooNE могут позволить использовать экзотические типы нейтрино, включая стерильные нейтрино.Недавний повторный анализ данных эталонных электронных спектров Института Лауэ-Ланжевена также намекнул на четвертое, стерильное нейтрино.

Согласно анализу, опубликованному в 2010 году, данные микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона космического фонового излучения совместимы либо с тремя, либо с четырьмя типами нейтрино.

Поиск безнейтринного двойного бета-распада[править]

Другая гипотеза касается "безнейтринного двойного бета-распада", который, если бы он существовал, нарушил бы сохранение числа лептона. Поиски этого механизма ведутся, но доказательств этому пока не найдено. Если бы это было так, то то, что сейчас называют антинейтрино, не могло бы быть истинными античастицами.

Космический луч нейтрино[править]

Эксперименты с нейтрино космических лучей обнаруживают нейтрино из космоса, чтобы изучить как природу нейтрино, так и космические источники, производящие их.]

Скорость[править]

Основная статья: Измерения скорости нейтрино

До того, как было обнаружено колебание нейтрино, считалось, что они не имеют массы и распространяются со скоростью света. Согласно специальной теории относительности, вопрос о скорости нейтрино тесно связан с их массой: если нейтрино не имеют массы, они должны двигаться со скоростью света, а если они имеют массу, то не могут достичь скорости света. Из-за их малой массы прогнозируемая скорость чрезвычайно близка к скорости света во всех экспериментах, и текущие детекторы не чувствительны к ожидаемой разнице.

Кроме того, некоторые нарушающие Лоренца варианты квантовой гравитации могут позволить нейтрино быстрее света. Всеобъемлющей основой для нарушений Лоренца является расширение Стандартной модели (МСП).

Первые измерения скорости нейтрино были сделаны в начале 1980-х годов с использованием импульсных Пучков пионов (производимых импульсными пучками протонов, поражающих цель). Пионы распадались с образованием нейтрино, и нейтринные взаимодействия, наблюдаемые в течение временного окна в детекторе на расстоянии, были согласованы со скоростью света. Это измерение было повторено в 2007 году с использованием детекторов MINOS, которые обнаружили, что скорость нейтрино 3 ГэВ находится на 99% доверительном уровне в диапазоне от 0,999976 c до 1,000126 c. Центральное значение 1.000051 c она выше скорости света, но, с учетом неопределенности, также согласуется со скоростью ровно с или немного меньше. Это измерение установить верхний предел массы мюонного нейтрино на 50 МэВ с 99% уверенностью. после детекторов для проекта были модернизированы в 2012 году, Минос усовершенствовали свой первоначальный результат и договорились со скоростью света, с разницей в время прибытия нейтрино и свет -0.0006% (±0.0012%).

Аналогичное наблюдение было сделано, но в гораздо большем масштабе, со сверхновой 1987A (SN 1987A). 10 МэВ антинейтрино от сверхновой были обнаружены в течение временного окна, которое соответствовало скорости света для нейтрино. До сих пор все измерения скорости нейтрино были согласованы со скоростью света.

Сверхсветовой нейтринный Глюк[править]

Основная статья: Аномалия нейтрино быстрее света

В сентябре 2011 года оперное сотрудничество выпущены расчеты, показывающие скорости 17 ГэВ и 28 ГэВ нейтрино, превышающие скорость света в их экспериментах. В ноябре 2011 года OPERA повторила свой эксперимент с изменениями, чтобы скорость можно было определить индивидуально для каждого обнаруженного нейтрино. Результаты показали ту же самую скорость, превышающую скорость света. В феврале 2012 года появились сообщения о том, что результаты, возможно, были вызваны свободным волоконно-оптическим кабелем, прикрепленным к одному из атомных часов, которые измеряли время вылета и прибытия нейтрино. Самостоятельное воссоздание эксперимента Икара в той же лаборатории не было обнаружено заметной разницы между скоростью нейтрино и скоростью света.

В июне 2012 года ЦЕРН объявил, что новые измерения, проведенные всеми четырьмя экспериментами Гран-Сассо (OPERA, ICARUS, Borexino и LVD), обнаружили согласие между скоростью света и скоростью нейтрино, окончательно опровергнув первоначальное утверждение OPERA.]

Масса[править]

Нерешенная проблема в физике:
Можно ли измерить массу нейтрино? Следуют ли нейтрино статистике Дирака или Майораны?
(еще нерешенные проблемы в физике)

Стандартная модель физики элементарных частиц предполагает, что нейтрино не имеют массы.[цитата необходима] Экспериментально установленный феномен осцилляции нейтрино, который смешивает нейтринные ароматические состояния с нейтринными массовыми состояниями (аналогично смешиванию CKM), требует, чтобы нейтрино имели ненулевые массы.Массивные нейтрино были первоначально задуманы Бруно Понтекорво в 1950-х годах. Расширение базовой структуры для размещения их массы просто путем добавления правого Лагранжиана.

Обеспечение массы нейтрино может быть сделано двумя способами, и некоторые предложения используют оба:

Если, подобно другим фундаментальным частицам Стандартной модели, масса генерируется механизмом Дирака, то структура потребует синглета SU(2). Эта частица будет иметь взаимодействия Юкавы с нейтральным компонентом дублета Хиггса, но в противном случае не будет иметь взаимодействий со стандартными модельными частицами, поэтому называется "стерильным" нейтрино.[требуется разъяснение]
Или масса может быть произведена механизмом Майораны, который требует, чтобы нейтрино и антинейтрино были одной и той же частицей.

Самый сильный верхний предел масс нейтрино исходит из космологии: модель Большого Взрыва предсказывает, что существует фиксированное соотношение между числом нейтрино и числом фотонов в космическом микроволновом фоне. Если бы суммарная энергия всех трех типов нейтрино превышала в среднем 50 эВ на нейтрино, то во Вселенной было бы так много массы, что она бы коллапсировала.[65] Этот предел можно обойти, предположив, что нейтрино нестабильно, но в рамках Стандартной модели существуют ограничения, которые затрудняют это. Гораздо более жесткие ограничения возникают в результате тщательного анализа космологических данных, таких как космическое микроволновое фоновое излучение, исследования галактики леса Лайман-альфа. Они указывают на то, что суммарные массы трех нейтрино должны быть меньше 0,3 эВ.[66]

Нобелевская премия по физике 2015 года была присуждена Такааки Каджите и Артуру Б. Макдональду за их экспериментальное открытие нейтринных колебаний, которое демонстрирует, что нейтрино имеют массу.

В 1998 году результаты исследований на детекторе нейтрино Super-Kamiokande определили, что нейтрино могут колебаться от одного аромата к другому, что требует, чтобы они имели ненулевую массу.Хотя это показывает, что нейтрино имеют массу, абсолютная шкала масс нейтрино все еще не известна. Это происходит потому, что колебания нейтрино чувствительны только к разнице квадратов масс.[70] по состоянию на 2020 год наиболее подходящим значением разности квадратов масс собственных состояний масс 1 и 2 является |Δm2

21| = 0,000074 эВ2, в то время как для собственных состояний 2 и 3 оно равно |Δm2

32| = 0,00251 эВ2. С |Δm2

32/ - это разность двух квадратов масс, по крайней мере одна из которых должна иметь значение, равное по крайней мере квадратному корню из этого значения. Таким образом, существует по крайней мере одно собственное состояние массы нейтрино с массой не менее 0,05 эВ.]

В 2009 году данные линзирования скопления галактик были проанализированы, чтобы предсказать массу нейтрино около 1,5 эВ. это удивительно высокое значение требует, чтобы три массы нейтрино были почти равны, с колебаниями нейтрино порядка миллиэлектронвольт. В 2016 году он был обновлен до массы 1,85 эВ. он предсказывает 3 стерильных[требуется уточнение] нейтрино той же массы, что связано с планковской фракцией темной материи и отсутствием наблюдения нейтринного двойного бета-распада. Массы лежат ниже верхней границы Майнца-Троицка 2,2 эВ для электронного антинейтрино.[75] Последний тестируется с июня 2018 года в эксперименте KATRIN, который ищет массу между 0,2 ЭВ и 2 эВ.

В настоящее время предпринимается ряд усилий для непосредственного определения абсолютной массы нейтрино в лабораторных экспериментах. Применяемые методы включают ядерный бета-распад (Катрин и Маре).

31 мая 2010 года исследователи OPERA наблюдали первое событие-кандидата тау-нейтрино в пучке мюонных нейтрино, впервые наблюдая это превращение в нейтрино, предоставляя дополнительные доказательства того, что они обладают массой.

В июле 2010 года, в 3-Д MegaZ DR7 галактики опроса сообщили, что они измерили предел суммарная масса нейтрино трех сортов будет меньше, чем 0.28 эВ. жесткий верхний предел на сумму масс, 0.23 эВ, сообщалось в марте 2013 года планка сотрудничестве, , тогда как в феврале 2014 года в результате оценки сумма как 0.320 ± 0.081 EV на основе расхождения между космологические последствия, связанные с Планка детальные измерения космического микроволнового фона и предсказания, вытекающие из наблюдения других явлений, в сочетании с предположением, что нейтрино ответственны за наблюдаемое более слабое гравитационное линзирование, чем можно было бы ожидать от безмассовых нейтрино.

Если нейтрино является частицей Майораны, то ее массу можно вычислить, найдя период полураспада безнейтринного двойного бета-распада некоторых ядер. Текущий самый низкий верхний предел массы Майораны нейтрино был установлен Камланд-Дзеном: 0,060-0,161 эВ.]

Размер[править]

Нейтрино стандартной модели-это фундаментальные точечные частицы, не имеющие ни ширины, ни объема. Поскольку нейтрино является элементарной частицей, оно не имеет размера в том же смысле, что и обычные объекты.Свойства, связанные с обычным "размером", отсутствуют: между ними нет минимального расстояния, и нейтрино не могут конденсироваться в отдельное однородное вещество, занимающее конечный объем.

Хиральность[править]

Основная статья: Стерильное нейтрино

Экспериментальные результаты показывают, что в пределах погрешности все произведенные и наблюдаемые нейтрино имеют левосторонние спирали (спины, антипараллельные моментам), а все антинейтрино имеют правосторонние спирали.В безмассовом пределе это означает, что для каждой частицы наблюдается только одна из двух возможных хиральностей. Это единственные хиральности, включенные в Стандартную модель взаимодействия частиц.

Вполне возможно, что их аналоги (правосторонние нейтрино и левосторонние антинейтрино) просто не существуют. Если это так, то их свойства существенно отличаются от наблюдаемых нейтрино и антинейтрино. Предполагается, что они либо очень тяжелые (по шкале порядка кишечника—см. Механизм качелей), либо не участвуют в слабом взаимодействии (так называемые стерильные нейтрино), либо и то и другое вместе.

Существование ненулевых масс нейтрино несколько усложняет ситуацию. Нейтрино образуются в слабых взаимодействиях как собственные состояния хиральности. Хиральность массивной частицы не является константой движения; спиральность есть, но оператор хиральности не разделяет собственные состояния с оператором спиральности. Свободные нейтрино распространяются как смеси левосторонних и правосторонних состояний спиральности с амплитудами смешения порядка mν⁄E Это не оказывает существенного влияния на эксперименты, поскольку участвующие в них нейтрино почти всегда ультрарелятивистские, и поэтому амплитуды смешения исчезающе малы. Фактически, они путешествуют так быстро, а время проходит так медленно в их рамках покоя, что у них нет достаточно времени, чтобы изменить любой наблюдаемый путь. Например, большинство солнечных нейтрино имеют энергии порядка 0,100 МэВ–1 МэВ, поэтому доля нейтрино с "неправильной" спиральностью среди них не может превышать 10-10.]

Аномалия GSI[править]

Основная статья: Аномалия GSI

Неожиданная серия экспериментальных результатов для скорости распада тяжелых высокозарядных радиоактивных ионов, циркулирующих в накопительном кольце, вызвала теоретическую активность в попытке найти убедительное объяснение. Наблюдаемое явление известно как аномалия GSI, поскольку накопительное кольцо является объектом в Центре исследований тяжелых ионов GSI Helmholtz в Дармштадте , Германия.

Было обнаружено , что скорости слабого распада двух радиоактивных видов с периодом полураспада около 40 секунд и 200 секунд имеют значительную колебательную модуляциюс периодом около 7 секунд.[85] Поскольку процесс распада приводит к образованию электронного нейтрино, некоторые из предложенных объяснений наблюдаемой скорости колебаний предлагают новые или измененные свойства нейтрино. Идеи, связанные с колебаниями вкуса, были встречены скептически. Более позднее предложение основано на различиях между собственными состояниями массы нейтрино.]

Источники[править]

Искусственный[править]

Реакторные нейтрино[править]

Ядерные реакторы являются основным источником нейтрино, генерируемых человеком. Большая часть энергии в ядерном реакторе генерируется путем деления (четырех основных делящихся изотопов ядерные реакторы 235

и U

, 238

U в

, 239

плутония

и 241

Пу

), полученные нейтронно-избыточных нуклидов дочь быстро проходят дополнительное бета-распадов, каждый преобразования одного нейтрона на протон и электрон и освобождения электрона антинейтрино (

п

→

р

+

е−

+

ν

е). Включая эти последующие распады, среднее ядерное деление высвобождает около 200 МэВ энергии, из которых примерно 95,5% удерживается в ядре в виде тепла, а примерно 4,5% (или около 9 МэВ)[88] излучается в виде антинейтрино. Для типичного ядерного реактора с тепловой мощностью 4000 МВт общая выработка энергии от делящихся атомов составляет фактически 4185 МВт, из которых 185 МВт излучаются в виде антинейтринного излучения и никогда не появляются в технике. Это означает, что 185 МВт энергии деления теряется из этого реактора и не появляется в виде тепла, доступного для запуска турбин, так как антинейтрино проникают во все строительные материалы практически без взаимодействия.

Антинейтрино энергетического спектра зависит от степени, в которой сжигается топливо (плутоний-239 деления антинейтрино в среднем чуть больше энергии, чем из урана-235 деление), но вообще, обнаружить антинейтрино от деления есть пик энергии между примерно 3,5 и 4 МэВ, с максимальной энергией около 10 МэВ.[89] не существует экспериментальная методика для измерения потоков низкоэнергетических антинейтрино. Только антинейтрино с энергией выше порога 1,8 МэВ могут вызвать обратный бета-распад и таким образом быть однозначно идентифицированы (см.§ Обнаружение ниже). По оценкам, 3% всех антинейтрино из ядерного реактора несут энергию выше этого порога. Таким образом, средняя атомная электростанция может генерировать более 10-20 антинейтрино в секунду выше этого порога, но также и гораздо большее число (97%/3% ≈ 30 раз больше этого числа) ниже энергетического порога, который не может быть замечен с помощью современной детекторной технологии.

Ускоритель нейтрино[править]

Основная статья: Ускоритель нейтрино

Некоторые ускорители частиц использовались для создания пучков нейтрино. Метод состоит в том, чтобы сталкивать протоны с неподвижной мишенью, производя заряженные пионы или каоны. Эти нестабильные частицы затем магнитно фокусируются в длинном туннеле, где они распадаются во время полета. Из-за релятивистского ускорения распадающейся частицы нейтрино образуются в виде пучка, а не изотропно. В настоящее время ведутся работы по созданию ускорительной установки, в которой нейтрино образуются в результате распада мюонов.Такая установка обычно известна как" нейтринная фабрика".

Ядерное оружие[править]

Ядерное оружие также производит очень большое количество нейтрино. Фред Райнес и Клайд Коуэн является обнаружение нейтрино от бомбы до их выдаче для реакторных нейтрино; ядерный реактор рекомендовали как лучшую альтернативу по Лос-Аламосе физики руководитель дивизиона Ж. М. Б. Келлогг. осколочного оружия производят антинейтрино (от процесса деления), и термоядерного оружия производить нейтрино (от термоядерных процессов) и антинейтрино (от инициирующего ядерного взрыва).

Геологический[править]

Основная статья: Geoneutrino

Нейтрино образуются вместе с естественным фоновым излучением. В частности, цепи распада 238

U

и 232

Th

изотопов , а также40

K

, включают бета-распады, которые испускают антинейтрино. Эти так называемые геонейтрино могут дать ценную информацию о недрах Земли. Первое указание на геонейтрино было найдено в эксперименте Камланда в 2005 году, обновленные результаты были представлены Камландом[92] и Борексино. Основным фоном в геонейтринных измерениях являются антинейтрино, поступающие из реакторов.

Солнечные нейтрино (Протон-протонная цепь) в стандартной Солнечной модели

Атмосферное давление[править]

Атмосферные нейтрино возникают в результате взаимодействия космических лучей с атомными ядрами в атмосфере Земли, создавая ливни частиц, многие из которых нестабильны и производят нейтрино при распаде. Сотрудничество физиков элементарных частиц из Института фундаментальных исследований Тата (Индия), Осакского Городского университета (Япония) и Даремского университета (Великобритания) зафиксировало первое взаимодействие космических лучей с нейтрино в подземной лаборатории на золотых месторождениях Колар в Индии в 1965 году.]

Солнечная[править]

Основная статья: Солнечное нейтрино

Солнечные нейтрино возникают в результате ядерного синтеза, питающего Солнце и другие звезды. Детали работы Солнца объясняются стандартной Солнечной моделью. Короче говоря: когда четыре протона сливаются в одно ядро гелия, два из них должны превратиться в нейтроны, и каждое такое превращение высвобождает одно электронное нейтрино.

Солнце посылает во все стороны огромное количество нейтрино. Каждую секунду около 65 миллиардов (6,5×1010) солнечных нейтрино проходят через каждый квадратный сантиметр со стороны Земли, ортогональной направлению солнца. поскольку нейтрино незначительно поглощаются массой Земли, площадь поверхности на стороне Земли, противоположной Солнцу, получает примерно такое же количество нейтрино, как и сторона, обращенная к Солнцу.

Сверхновые звёзды[править]

В 1966 году Колгейт и Уайт вычислили, что нейтрино уносят большую часть гравитационной энергии, высвобождаемой при коллапсе массивных звезд, событий, которые теперь классифицируются как сверхновые типа Ib и Ic и типа II . Когда такие звезды коллапсируют, плотность вещества в ядре становится настолько высокой (10-17 кг/м3), что вырождение электронов оказывается недостаточным, чтобы помешать протонам и электронам объединиться в нейтрон и электронное нейтрино. Вторым и более обильным источником нейтрино является тепловая энергия (100 миллиардов кельвинов) новообразованного нейтронного ядра, которое рассеивается за счет образования нейтрино-антинейтринных пар всех вкусов.]

Теория Колгейта и Уайта о производстве нейтрино сверхновой была подтверждена в 1987 году, когда были обнаружены нейтрино из сверхновой 1987А. Детекторы на водной основе Kamiokande II и IMB обнаружили 11 и 8 антинейтрино (лептонное число = -1) теплового происхождения соответственно ,в то время как сцинтилляторный Баксанский детектор обнаружил 5 нейтрино (лептонное число = +1) либо теплового, либо электронного происхождения, в виде всплеска длиной менее 13 секунд. Нейтринный сигнал от сверхновой прибыл на Землю за несколько часов до прибытия первого электромагнитного излучения, как и следовало ожидать из очевидного факта, что последнее возникает вместе с ударной волной. Исключительно слабое взаимодействие с нормальной материей позволяло нейтрино проходить сквозь бурлящую массу взрывающейся звезды, в то время как электромагнитные фотоны замедлялись.

Поскольку нейтрино так мало взаимодействуют с веществом, считается, что излучение нейтрино сверхновой несет информацию о самых внутренних областях взрыва. Большая часть видимого свет возникает в результате распада радиоактивных элементов, вызванного ударной волной сверхновой, и даже свет от самого взрыва рассеивается плотными и турбулентными газами и, таким образом, задерживается. Ожидается, что нейтринный взрыв достигнет Земли раньше любых электромагнитных волн, включая видимый свет, гамма-лучи или радиоволны. Точное время задержки прихода электромагнитных волн зависит от скорости ударной волны и толщины внешнего слоя звезды. Для сверхновой типа II астрономы ожидают, что поток нейтрино будет выпущен через несколько секунд после коллапса звездного ядра, в то время как первый электромагнитный сигнал может появиться через несколько часов после того, как ударная волна взрыва успеет достичь поверхности звезды. Проект системы раннего предупреждения о сверхновых использует сеть нейтринных детекторов для мониторинга неба на предмет возможных событий сверхновых; нейтринный сигнал обеспечит полезное предварительное предупреждение о взрыве звезды в Млечном Пути.

Хотя нейтрино проходят через внешние газы сверхновой без рассеяния, они дают информацию о более глубоком ядре сверхновой с доказательством того, что здесь даже нейтрино рассеиваются в значительной степени. В ядре сверхновой плотность равна плотности нейтронной звезды (которая, как ожидается, будет сформирована в этом типе сверхновой),[97] становится достаточно большим, чтобы влиять на длительность нейтринного сигнала, задерживая некоторые нейтрино. 13-секундный нейтринный сигнал от SN 1987A длился гораздо дольше, чем потребовалось бы для беспрепятственного прохождения нейтрино через генерирующее нейтрино ядро сверхновой, которое, как ожидается, будет иметь диаметр всего 3200 километров для SN 1987A.

Количество подсчитанных нейтрино также соответствовало общей энергии нейтрино 2,2×1046 джоулей, которая, по оценкам, составляла почти всю общую энергию сверхновой.]

Для средней сверхновой высвобождается приблизительно 1057 (октодециллион) нейтрино, но фактическое число, обнаруженное на земном детекторе N {\displaystyle N} Н, будет намного меньше, на уровне

   N ∼ 10 4 ( M 25 k t o n ) ( 10 k p c d ) 2

где M {\displaystyle M} Ммасса детектора (например, Суперкамиоканде с массой 50 ктон) и d {\displaystyle d} драсстояние до сверхновой.[98] следовательно, на практике можно будет обнаружить только нейтринные всплески от сверхновых в пределах или вблизи Млечного Пути (нашей собственной галактики). В дополнение к обнаружению нейтрино от отдельных сверхновых, должно быть также возможно обнаружить рассеянный фон нейтрино сверхновых, который исходит от всех сверхновых во Вселенной.

Остатки сверхновой[править]

Энергия нейтрино сверхновых колеблется от нескольких до нескольких десятков МэВ. Предполагается, что участки, где космические лучи ускоряются, производят нейтрино, которые по меньшей мере в миллион раз более энергичны, производимые из турбулентных газовых сред, оставшихся после взрывов сверхновых: остатки сверхновых. Происхождение космических лучей было приписано сверхновым Вальтером Бааде и Фрицем Цвикки; эта гипотеза была уточнена Виталием Л. Гинзбургом а Сергей Игоревич Сыровацкий, приписывавший происхождение остаткам сверхновой, подкрепил свое утверждение критическим замечанием о том, что потери космических лучей Млечного Пути компенсируются, если эффективность ускорения в остатках сверхновой составляет около 10 процентов. Гипотеза Гинзбурга и Сыровацкого подтверждается специфическим механизмом "ускорения ударной волны", происходящим в остатках сверхновых, что согласуется с оригинальной теоретической картиной, нарисованной Энрико Ферми, и получает поддержку из данных наблюдений. Нейтрино очень высоких энергий еще предстоит увидеть, но эта отрасль нейтринной астрономии находится только в зачаточном состоянии. Основными существующими или предстоящими экспериментами, направленными на наблюдение нейтрино очень высоких энергий из нашей галактики, являются Байкал, Аманда, ледяная труба, Антарес, Немо и Нестор. Соответствующая информация предоставляется очень высокоэнергетическими гамма-обсерваториями, такими как VERITAS, HESS и MAGIC Действительно, предполагается, что столкновения космических лучей порождают заряженные пионы, распад которых дает нейтрино, а также нейтральные пионы, распад которых дает гамма-лучи: среда остатка сверхновой прозрачна для обоих типов излучения.

Еще более высокоэнергетические нейтрино, возникающие в результате взаимодействия внегалактических космических лучей, можно было наблюдать с помощью обсерватории Пьера Оже или специального эксперимента под названием "Анита".

Теория Большого Взрыва[править]

Основная статья: Космический нейтринный фон

Считается , что, подобно космическому микроволновому фоновому излучению, оставшемуся после Большого взрыва, в нашей Вселенной существует фон низкоэнергетических нейтрино. В 1980-х годах было высказано предположение, что это может быть объяснением существования темной материи во Вселенной. У нейтрино есть одно важное преимущество перед большинством других кандидатов в темную материю: они, как известно, существуют. Эта идея также имеет серьезные проблемы.

Из экспериментов с частицами известно, что нейтрино очень легкие. Это означает, что они легко движутся со скоростью, близкой к скорости света. По этой причине темную материю, полученную из нейтрино, называют "горячей темной материей". Проблема в том, что, будучи быстро движущимися, нейтрино, как правило, равномерно распределялись во Вселенной, прежде чем космологическое расширение сделало их достаточно холодными, чтобы собираться в сгустки. Это привело бы к тому, что часть темной материи, состоящей из нейтрино, была бы размазана и не смогла бы вызвать большие галактические структуры, которые мы видим.

Эти самые галактики и группы галактик, по-видимому, окружены темной материей, которая недостаточно быстра, чтобы вырваться из этих галактик. По-видимому, эта материя обеспечивала формирование гравитационного ядра . Это означает, что нейтрино не могут составлять значительную часть общего количества темной материи.

Исходя из космологических аргументов, реликтовые фоновые нейтрино, по оценкам, имеют плотность 56 каждого типа на кубический сантиметр и температуру 1,9 к (1,7×10-4 эВ), если они безмассовые, гораздо холоднее, если их масса превышает 0,001 эВ. Хотя их плотность довольно высока, они еще не наблюдались в лабораторных условиях, так как их энергия ниже пороговых значений большинства методов обнаружения и обусловлена чрезвычайно низкими поперечными сечениями взаимодействия нейтрино при энергиях ниже эВ. В отличие от этого, бор-8 солнечные нейтрино, излучаемые с более высокой энергией, были обнаружены окончательно, несмотря на то, что плотность пространства ниже плотности реликтовых нейтрино примерно на 6 порядков.

Обнаружение[править]

Основная статья: Детектор нейтрино

Нейтрино как таковые не могут быть обнаружены непосредственно, потому что они не ионизируют материалы, через которые они проходят (они не несут электрический заряд и другие предлагаемые эффекты, такие как эффект ТБО, не производят прослеживаемое излучение). Уникальная реакция для идентификации антинейтрино, иногда называемая обратным бета-распадом в применении Рейнса и Коуэна (см. ниже) требуется очень большой детектор для обнаружения значительного числа нейтрино. Все методы обнаружения требуют, чтобы нейтрино несли минимальную пороговую энергию. До сих пор не существует метода обнаружения низкоэнергетических нейтрино в том смысле, что потенциальные нейтринные взаимодействия (например, эффект ТБО) нельзя однозначно отличить от других причин. Детекторы нейтрино часто строятся под землей, чтобы изолировать детектор от космических лучей и других фоновых излучений.

Антинейтрино были впервые обнаружены в 1950-х годах вблизи ядерного реактора. Рейнс и Коуэн использовали две мишени, содержащие раствор хлорида кадмия в воде. Рядом с кадмиевыми мишенями были установлены два сцинтилляционных детектора. Антинейтрино с энергией выше порога 1,8 МэВ вызывали заряженные токовые взаимодействия с протонами в воде, производя позитроны и нейтроны. Это очень похоже

на β+

распад, где энергия используется для преобразования Протона в нейтрон, испускается позитрон (

e+

) и электронное нейтрино (

ν

e) :

Из известного

β+

распада:

   Энергия +
   p
   →
   n
   +
   e+
   +
   ν
   e

В эксперименте Коуэна и Рейнса вместо исходящего нейтрино вы получаете входящее антинейтрино ( ν e) из ядерного реактора:

   Энергия (>>1,8 МэВ) +
   p
   +
   ν
   e →
   n
   +
   e+

В результате аннигиляции позитрона с электронами в материале детектора образуются фотоны с энергией около 0,5 МэВ. Совпадающие пары фотонов могут быть обнаружены двумя сцинтилляционными детекторами над и под мишенью. Нейтроны были захвачены ядрами кадмия, что привело к гамма-излучению около 8 МэВ, которое было обнаружено через несколько микросекунд после фотонов от события аннигиляции позитронов.

С тех пор были использованы различные методы обнаружения. Суперкамиоканде - это большой объем воды, окруженный фотоумножительными трубками, которые следят за излучением Черенкова, испускаемым, когда входящее нейтрино создает электрон или мюон в воде. Нейтринная обсерватория Садбери аналогична, но использует тяжелую воду в качестве детектирующей среды, которая использует те же эффекты, но также допускает дополнительную реакцию фотодиссоциации нейтрино любого вкуса дейтерия, в результате чего образуется свободный нейтрон, который затем обнаруживается из гамма-излучения после захвата хлора. Другие детекторы состояли из больших объемов хлора или галлия , которые периодически проверялись на наличие избытков аргона или Германия, соответственно, которые создавались электронными нейтрино, взаимодействующими с исходным веществом. Минос использовал твердый пластиковый сцинтиллятор, соединенный с фотоумножительными трубками, в то время как Борексино использует жидкий псевдокумент сцинтиллятор также контролируется фотоумножительными трубками, а детектор NOvA использует жидкий сцинтиллятор, наблюдаемый лавинными фотодиодами. Нейтринная обсерватория IceCube использует 1км3 Антарктического ледяного щита вблизи южного полюса с распределенными по всему объему фотоумножительными трубками.

Детектор Nd280 Ливерпульского университета использует новое использование световых детекторов, упакованных в гадолиний, в контролируемом температурой магнитном поле, улавливающем двойные световые импульсы. Эксперимент T2K разработал технологию, и практические эксперименты были успешными как в Японии, так и на электростанции Wylfa.

Научный интерес[править]

Низкая масса и нейтральный заряд нейтрино означают, что они чрезвычайно слабо взаимодействуют с другими частицами и полями. Эта особенность слабого взаимодействия интересует ученых, поскольку она означает, что нейтрино можно использовать для зондирования окружающей среды, в которую не может проникнуть другое излучение (например, свет или радиоволны).

Использование нейтрино в качестве зонда было впервые предложено в середине 20-го века как способ обнаружения условий в ядре Солнца. Солнечное ядро не может быть изображено непосредственно, потому что электромагнитное излучение (например, свет) рассеивается большим количеством и плотностью вещества, окружающего ядро. С другой стороны, нейтрино проходят через Солнце с небольшим количеством взаимодействий. В то время как фотонам, испускаемым из солнечного ядра, может потребоваться 40 000 лет, чтобы диффундировать во внешние слои Солнца, нейтрино, генерируемые в реакциях слияния звезд в ядре, пересекают это расстояние практически беспрепятственно со скоростью, близкой к скорости света.

Нейтрино также полезны для зондирования астрофизических источников за пределами Солнечной системы, потому что они являются единственными известными частицами, которые не сильно ослаблены их путешествием через межзвездную среду. Оптические фотоны могут быть затемнены или рассеяны пылью, газом и фоновым излучением. Высокоэнергетические космические лучи, в виде быстрых протонов и атомных ядер, не могут перемещаться более чем на 100 мегапарсеков из–за предела Грейзена–Зацепина-Кузьмина (отсечка ГЗК). Нейтрино, напротив, могут перемещаться на еще большие расстояния, едва ослабленные.

Галактическое ядро Млечного Пути полностью закрыто плотным газом и многочисленными яркими объектами. Нейтрино, производимые в ядре галактики, могут быть измерены с помощью наземных нейтринных телескопов.]

Другое важное применение нейтрино заключается в наблюдении за сверхновыми, взрывами, которые заканчивают жизнь очень массивных звезд. Фаза коллапса ядра сверхновой-это чрезвычайно плотное и энергичное событие. Она настолько плотна, что ни одна известная частица не может вырваться из наступающего фронта ядра, кроме нейтрино. Следовательно, сверхновые, как известно, выделяют приблизительно 99% своей лучистой энергии в коротком (10 секунд) всплеске нейтрино.Эти нейтрино являются очень полезным зондом для изучения коллапса ядра.

Масса покоя нейтрино является важной проверкой космологических и астрофизических теорий (см. Значение нейтрино в исследовании космологических явлений столь же велико, как и любой другой метод, и поэтому оно является главным объектом изучения в астрофизических сообществах.

Изучение нейтрино имеет важное значение в физике элементарных частиц, поскольку нейтрино обычно имеют наименьшую массу и, следовательно, являются примерами частиц с наименьшей энергией, теоретизируемых в расширениях Стандартной модели физики элементарных частиц.

В ноябре 2012 года американские ученые использовали ускоритель частиц для передачи когерентного нейтринного сообщения через 780 футов скалы. Это знаменует собой первое использование нейтрино для связи, и будущие исследования могут позволить передавать двоичные нейтринные сообщения на огромные расстояния даже через самые плотные материалы, такие как ядро Земли.

В июле 2018 года нейтринная обсерватория IceCube объявила, что они проследили чрезвычайно высокоэнергетическое нейтрино, которое ударило по их исследовательской станции в Антарктиде в сентябре 2017 года обратно в точку его происхождения в blazar TXS 0506 +056, расположенной на расстоянии 3,7 миллиарда световых лет в направлении созвездия Орион. Это первый случай, когда нейтринный детектор был использован для обнаружения объекта в космосе и что источник космических лучей был идентифицирован.

См. также[править]

Список нейтринных экспериментов
Нейтринные колебания
Нейтринная астрономия
Мульти-мессенджерная Астрономия-координированное наблюдение и интерпретация разрозненных" мессенджерных " сигналов, создаваемых различными астрофизическими процессами

Библиография[править]

.europhysicsnews.org/articles/epn/abs/2003/02/epn03208/epn03208.html

Пруф[править]

.bibnum.education.fr/physique/physique-nucleaire/chers-mesdames-et-messieurs-radioactifs