stringtranslate.com

Нейтрино

Нейтрино ( / nj uː ˈ t r iː n oʊ / new- TREE -noh ; обозначается греческой буквой ν ) — это фермион ( элементарная частица со спином ⁠  1 /2⁠ ), взаимодействующее только посредством слабого взаимодействия и гравитации . [2] [3] Нейтрино так названо, потому что оно электрически нейтрально и потому что его масса покоя настолько мала ( -ino ), что долгое время считалось равной нулю . Масса покоя нейтрино намного меньше, чем у других известных элементарных частиц (исключая безмассовые частицы ). [1] Слабое взаимодействие имеет очень короткий радиус действия, гравитационное взаимодействие чрезвычайно слабо из-за очень малой массы нейтрино, и нейтрино не участвуют в электромагнитном взаимодействии или сильном взаимодействии . [4] Таким образом, нейтрино обычно проходят через обычную материю беспрепятственно и незамеченными. [2] [3]

Слабые взаимодействия создают нейтрино одного из трех лептонных ароматов :

  1. электронное нейтрино ,
    ν
    е
  2. мюонное нейтрино ,
    ν
    μ
  3. тау нейтрино ,
    ν
    τ

Каждый аромат связан с соответствующим образом названным заряженным лептоном . [5] Хотя нейтрино долгое время считались безмассовыми, теперь известно, что существует три дискретные массы нейтрино с различными крошечными значениями (наименьшая из которых может быть даже равна нулю [6] ), но три массы не соответствуют однозначно трем ароматам: нейтрино, созданное с определенным ароматом, представляет собой определенную смесь всех трех массовых состояний ( квантовую суперпозицию ). Подобно некоторым другим нейтральным частицам , нейтрино в результате колеблются между различными ароматами в полете. Например, электронное нейтрино, полученное в реакции бета-распада , может взаимодействовать в удаленном детекторе как мюонное или тау-нейтрино. [7] [8] Три значения массы еще не известны по состоянию на 2024 год, но лабораторные эксперименты и космологические наблюдения определили разности их квадратов, [9] верхний предел их суммы (< 2,14 × 10−37  кг ), [1] [10] и верхний предел массы электронного нейтрино. [11 ]

Для каждого нейтрино существует также соответствующая античастица , называемая антинейтрино, которая также имеет спин ⁠ 1 /2⁠ и не имеют электрического заряда. Антинейтрино отличаются от нейтрино тем, что имеют противоположное по знаку лептонное число и слабый изоспин , а также правостороннюю, а не левостороннюю хиральность. Для сохранения полного лептонного числа (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. [12] [13]

Нейтрино создаются в результате различных радиоактивных распадов ; следующий список не является исчерпывающим, но включает некоторые из этих процессов:

Большинство нейтрино, которые обнаруживаются около Земли, происходят из ядерных реакций внутри Солнца. На поверхности Земли поток составляет около 65 миллиардов (6,5 × 10 10 ) солнечных нейтрино , в секунду на квадратный сантиметр. [14] [15] Нейтрино можно использовать для томографии недр Земли. [16] [17]

История

Предложение Паули

Нейтрино [a] было впервые постулировано Вольфгангом Паули в 1930 году для объяснения того, как бета-распад может сохранять энергию , импульс и угловой момент ( спин ). В отличие от Нильса Бора , который предложил 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 окончание -он , которое использовалось для наименования как протона , так и электрона . Он считал, что новая частица испускается из ядра вместе с электроном или бета-частицей в процессе бета-распада и имеет массу, близкую к массе электрона. [18] [b]

Джеймс Чедвик открыл гораздо более массивную нейтральную ядерную частицу в 1932 году и также назвал ее нейтроном , оставив два вида частиц с тем же названием. Слово «нейтрино» вошло в научный словарь благодаря Энрико Ферми , который использовал его во время конференции в Париже в июле 1932 года и на Сольвеевской конференции в октябре 1933 года, где Паули также использовал его. Название ( итальянский эквивалент «маленький нейтральный») было в шутку придумано Эдоардо Амальди во время разговора с Ферми в Институте физики на улице Панисперна в Риме, чтобы отличить эту легкую нейтральную частицу от тяжелого нейтрона Чедвика. [19]

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


н0
→
п+
+
е−
+
ν
е

Статья Ферми, написанная в 1934 году, [20] объединила нейтрино Паули с позитроном Поля Дирака и нейтронно -протонной моделью Вернера Гейзенберга и дала прочную теоретическую основу для будущих экспериментальных работ. [20] [21] [22] : 24 

К 1934 году появились экспериментальные доказательства против идеи Бора о том, что сохранение энергии недействительно для бета-распада: На Сольвеевской конференции того года были представлены измерения энергетических спектров бета-частиц (электронов), показывающие, что существует строгий предел энергии электронов от каждого типа бета-распада. Такой предел не ожидается, если сохранение энергии недействительно, 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 сохраняющееся) 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. [22] : 25  Первое доказательство реальности нейтрино появилось в 1938 году посредством одновременных измерений в камере Вильсона электрона и отдачи ядра. [23]

Прямое обнаружение

Фред Райнес и Клайд Коуэн проводят эксперимент с нейтрино, ок. 1956 г.

В 1942 году Ван Ганчан впервые предложил использовать бета-захват для экспериментального обнаружения нейтрино. [24] В выпуске журнала Science от 20 июля 1956 года Клайд Коуэн , Фредерик Рейнс , Фрэнсис Б. «Кико» Харрисон, Геральд У. Круз и Остин Д. Макгуайр опубликовали подтверждение того, что они обнаружили нейтрино, [25] [26] результат, который был вознагражден почти сорок лет спустя Нобелевской премией 1995 года . [27]

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


ν
е+
п+
→
н0
+
е+

Позитрон быстро находит электрон, и они аннигилируют друг с другом. Два результирующих гамма-луча (γ) можно обнаружить. Нейтрон можно обнаружить по его захвату соответствующим ядром, высвобождая гамма-луч. Совпадение обоих событий — аннигиляции позитрона и захвата нейтрона — дает уникальную сигнатуру взаимодействия антинейтрино.

В феврале 1965 года группа, в которую входили Фредерик Райнес и Фридель Селлшоп, идентифицировала первое нейтрино, обнаруженное в природе . [28] [29] Эксперимент проводился в специально подготовленной камере на глубине 3 км в золотом руднике Ист-Рэнд («ERPM») недалеко от Боксбурга , Южная Африка. Мемориальная доска в главном здании увековечивает это открытие. В экспериментах также реализовывалась примитивная нейтринная астрономия и рассматривались вопросы физики нейтрино и слабых взаимодействий. [30]

Аромат нейтрино

Антинейтрино, открытое Клайдом Коуэном и Фредериком Райнесом, было 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 выдвинутого в качестве гипотезы под названием нейтретто ) [31] , что принесло им Нобелевскую премию по физике 1988 года .

Когда в 1975 году в Стэнфордском линейном ускорительном центре был открыт третий тип лептона, тау , также ожидалось, что с ним будет связан нейтрино (тау-нейтрино). Первое доказательство существования этого третьего типа нейтрино было получено в результате наблюдения недостающей энергии и импульса в распадах тау, аналогичных бета-распаду, что привело к открытию электронного нейтрино. Первое обнаружение взаимодействия тау-нейтрино было объявлено в 2000 году коллаборацией DONUT в Фермилабе ; его существование уже было выведено как из теоретической согласованности, так и из экспериментальных данных Большого электрон-позитронного коллайдера . [32]

Проблема солнечных нейтрино

В 1960-х годах в ходе ныне известного эксперимента в Хоумстейке было проведено первое измерение потока электронных нейтрино, прибывающих из ядра Солнца, и было обнаружено значение, которое составляло от одной трети до половины числа, предсказанного Стандартной солнечной моделью . Это несоответствие, которое стало известно как проблема солнечных нейтрино , оставалось нерешенным в течение примерно тридцати лет, в то время как возможные проблемы как с экспериментом, так и с солнечной моделью исследовались, но ни одна не была найдена. В конце концов, было выяснено, что оба были на самом деле верны и что несоответствие между ними было связано с тем, что нейтрино были более сложными, чем предполагалось ранее. Было высказано предположение, что три нейтрино имели ненулевые и немного отличающиеся массы и, следовательно, могли осциллировать в необнаружимые ароматы на своем пути к Земле. Эта гипотеза была исследована новой серией экспериментов, тем самым открыв новое крупное направление исследований, которое продолжается до сих пор. Окончательное подтверждение явления нейтринной осцилляции привело к двум Нобелевским премиям: одна — Р. Дэвису , который задумал и возглавил эксперимент в Хоумстейке, и Масатоши Кошибе из Камиоканде, чья работа подтвердила это, и одна — Такааки Кадзите из Супер-Камиоканде и А. Б. Макдональду из SNO за их совместный эксперимент, который подтвердил существование всех трех видов нейтрино и не обнаружил никаких недостатков. [33]

Колебание

Практический метод исследования нейтринных осцилляций был впервые предложен Бруно Понтекорво в 1957 году с использованием аналогии с каонными осцилляциями; в течение последующих 10 лет он разработал математический формализм и современную формулировку вакуумных осцилляций. В 1985 году Станислав Михеев и Алексей Смирнов (расширяя работу 1978 года Линкольна Вольфенштейна ) отметили, что ароматические осцилляции могут модифицироваться, когда нейтрино распространяются через вещество. Этот так называемый эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна (эффект МСВ) важно понимать, поскольку многие нейтрино, испускаемые при синтезе на Солнце, проходят через плотную материю в солнечном ядре (где, по сути, происходит весь солнечный синтез) на своем пути к детекторам на Земле.

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

Хотя отдельные эксперименты, такие как набор экспериментов с солнечными нейтрино, согласуются с неосцилляционными механизмами преобразования аромата нейтрино, в целом нейтринные эксперименты подразумевают существование осцилляций нейтрино. Особенно актуальны в этом контексте эксперимент на реакторе KamLAND и эксперименты на ускорителях, такие как MINOS . Эксперимент KamLAND действительно определил осцилляции как механизм преобразования аромата нейтрино, участвующий в солнечных электронных нейтрино. Аналогичным образом MINOS подтверждает осцилляции атмосферных нейтрино и дает лучшее определение квадрата массы расщепления. [34] Такааки Кадзита из Японии и Артур Б. Макдональд из Канады получили Нобелевскую премию по физике 2015 года за их знаменательное открытие, теоретическое и экспериментальное, что нейтрино могут менять ароматы.

Космические нейтрино

Помимо определенных источников, ожидается, что во Вселенной будет присутствовать общий фоновый уровень нейтрино, который, как предполагается, возникает из-за двух основных источников.

Космический нейтринный фон (возник в результате Большого взрыва)

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва нейтрино разделились, что привело к возникновению фонового уровня нейтрино, известного как космический нейтринный фон (КНФ).

Диффузный фон нейтрино сверхновой (возникла сверхновая)

Р. Дэвис и М. Кошиба были совместно удостоены Нобелевской премии по физике 2002 года. Оба провели пионерскую работу по обнаружению солнечных нейтрино , а работа Кошибы также привела к первому наблюдению в реальном времени нейтрино от сверхновой SN 1987A в близлежащем Большом Магеллановом Облаке . Эти усилия ознаменовали начало нейтринной астрономии . [35]

SN 1987A представляет собой единственное подтвержденное обнаружение нейтрино от сверхновой. Однако во Вселенной многие звезды стали сверхновыми, оставив после себя теоретически диффузный фон нейтрино сверхновой .

Свойства и реакции

Нейтрино имеют полуцелый спин ( ⁠ 1 /2⁠ ħ ); поэтому они являются фермионами . Нейтрино являются лептонами. Было замечено, что они взаимодействуют только посредством слабого взаимодействия , хотя предполагается, что они также взаимодействуют гравитационно. Поскольку у них ненулевая масса, теоретические соображения допускают магнитное взаимодействие нейтрино, но не требуют этого. Пока нет экспериментальных доказательств ненулевого магнитного момента у нейтрино.

Вкус, масса и их смешивание

Слабые взаимодействия создают нейтрино одного из трех лептонных ароматов : электронные нейтрино (
ν
е), мюонные нейтрино (
ν
μ), или тау-нейтрино (
ν
τ), связанный с соответствующими заряженными лептонами, электрон (
е−
), мюон (
μ−
), и тау (
τ−
), соответственно. [36]

Хотя нейтрино долгое время считались безмассовыми, теперь известно, что существует три дискретные массы нейтрино; каждое состояние аромата нейтрино является линейной комбинацией трех дискретных массовых собственных состояний. Хотя по состоянию на 2016 год известны только разности квадратов трех значений массы, [9] эксперименты показали, что эти массы малы по сравнению с любой другой частицей. Из космологических измерений было подсчитано, что сумма трех масс нейтрино должна быть меньше одной миллионной массы электрона. [1] [10]

Более формально, собственные состояния аромата нейтрино (комбинации создания и уничтожения) не совпадают с собственными массовыми состояниями нейтрино (просто обозначенными как «1», «2» и «3»). По состоянию на 2024 год неизвестно, какое из этих трех является самым тяжелым. Иерархия масс нейтрино состоит из двух возможных конфигураций. По аналогии с иерархией масс заряженных лептонов, конфигурация с массой 2, которая легче массы 3, традиционно называется «нормальной иерархией», в то время как в «перевернутой иерархии» будет иметь место противоположное. В настоящее время проводится несколько крупных экспериментальных усилий, чтобы помочь установить, какое из них является правильным. [37]

Нейтрино, созданное в определенном собственном состоянии аромата, находится в связанной определенной квантовой суперпозиции всех трех собственных состояний массы. Три массы различаются настолько мало, что их невозможно экспериментально различить в пределах любой практической траектории полета. Было обнаружено, что доля каждого массового состояния в полученных чистых состояниях аромата сильно зависит от аромата. Связь между собственными состояниями аромата и массы закодирована в матрице PMNS . Эксперименты установили значения средней и низкой точности для элементов этой матрицы, при этом единственная сложная фаза в матрице была плохо известна по состоянию на 2016 год. [9]

Ненулевая масса позволяет нейтрино иметь крошечный магнитный момент ; если это так, нейтрино будут взаимодействовать электромагнитно, хотя такое взаимодействие никогда не наблюдалось. [38]

Колебания вкуса

Нейтрино колеблются между различными ароматами в полете. Например, электронное нейтрино, произведенное в реакции бета-распада, может взаимодействовать в удаленном детекторе как мюонное или тау-нейтрино, как определено ароматом заряженного лептона, произведенного в детекторе. Это колебание происходит, потому что три компонента массового состояния произведенного аромата движутся с немного разными скоростями, так что их квантово-механические волновые пакеты развивают относительные фазовые сдвиги , которые изменяют то, как они объединяются, чтобы произвести переменную суперпозицию трех ароматов. Таким образом, каждый компонент аромата колеблется по мере перемещения нейтрино, причем ароматы различаются по относительной силе. Относительные пропорции ароматов при взаимодействии нейтрино представляют собой относительные вероятности для этого аромата взаимодействия произвести соответствующий аромат заряженного лептона. [7] [8]

Существуют и другие возможности, при которых нейтрино могли бы колебаться, даже если бы они были безмассовыми: если бы симметрия Лоренца не была точной симметрией, нейтрино могли бы испытывать колебания, нарушающие закон Лоренца . [39]

Эффект Михеева–Смирнова–Вольфенштейна

Нейтрино, проходящие через вещество, в общем случае подвергаются процессу, аналогичному прохождению света через прозрачный материал . Этот процесс не наблюдается напрямую, поскольку он не производит ионизирующего излучения , но приводит к эффекту Михеева-Смирнова-Вольфенштейна . Только небольшая часть энергии нейтрино передается веществу. [40]

Антинейтрино

Для каждого нейтрино также существует соответствующая античастица , называемая антинейтрино , которая также не имеет электрического заряда и имеет полуцелый спин. Они отличаются от нейтрино тем, что имеют противоположные знаки лептонного числа и противоположную хиральность (и, следовательно, противоположный знак слабого изоспина). По состоянию на 2016 год не было найдено никаких доказательств для каких-либо других различий.

До сих пор, несмотря на обширные и продолжающиеся поиски исключений, во всех наблюдаемых лептонных процессах никогда не наблюдалось никаких изменений в общем числе лептонов; например, если общее число лептонов равно нулю в начальном состоянии, то в конечном состоянии есть только соответствующие пары лептонов и антилептонов: электронные нейтрино появляются в конечном состоянии только вместе с позитронами (антиэлектронами) или электронными антинейтрино, а электронные антинейтрино — с электронами или электронными нейтрино. [12] [13]

Антинейтрино образуются при ядерном бета-распаде вместе с бета-частицей (при бета-распаде нейтрон распадается на протон, электрон и антинейтрино). Все антинейтрино, наблюдавшиеся до сих пор, имели правостороннюю спиральность (т. е. когда-либо наблюдалось только одно из двух возможных состояний спина), тогда как нейтрино были все левосторонними. [c]

Антинейтрино были впервые обнаружены в результате их взаимодействия с протонами в большом резервуаре с водой. Он был установлен рядом с ядерным реактором в качестве контролируемого источника антинейтрино (см. эксперимент Коуэна–Рейнеса с нейтрино ). Исследователи по всему миру начали изучать возможность использования антинейтрино для мониторинга реакторов в контексте предотвращения распространения ядерного оружия . [41] [42]

масса Майорана

Поскольку антинейтрино и нейтрино являются нейтральными частицами, возможно, что это одна и та же частица. Вместо обычных фермионов Дирака , нейтральные частицы могут быть другим типом спина  ⁠ 1 /2⁠ частица, называемая частицами Майораны , названная в честь итальянского физика Этторе Майораны , который первым предложил эту концепцию. В случае нейтрино эта теория приобрела популярность, поскольку 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. Майорановские нейтрино обладают тем свойством, что нейтрино и антинейтрино можно различить только по хиральности; то, что эксперименты наблюдают как разницу между нейтрино и антинейтрино, может быть просто следствием одной частицы с двумя возможными хиральностями.

По состоянию на 2019 год неизвестно, 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 безнейтринный двойной бета-распад, будут разрешены, в то время как они не будут разрешены, если нейтрино являются частицами Дирака . Было проведено и проводится несколько экспериментов для поиска этого процесса, например, GERDA , [43] EXO , [44] SNO+ , [45] и CUORE . [46] Фон космических нейтрино также является пробой того, являются ли нейтрино частицами Майораны , поскольку должно быть обнаружено разное количество космических нейтрино в случае Дирака или Майораны. [47]

Ядерные реакции

Нейтрино могут взаимодействовать с ядром, изменяя его на другое ядро. Этот процесс используется в радиохимических детекторах нейтрино . В этом случае уровни энергии и спиновые состояния внутри целевого ядра должны быть приняты во внимание для оценки вероятности взаимодействия. В общем случае вероятность взаимодействия увеличивается с числом нейтронов и протонов внутри ядра. [33] [48]

Очень сложно однозначно идентифицировать взаимодействия нейтрино среди естественного фона радиоактивности. По этой причине в ранних экспериментах был выбран специальный канал реакции для облегчения идентификации: взаимодействие антинейтрино с одним из ядер водорода в молекулах воды. Ядро водорода представляет собой один протон, поэтому одновременные ядерные взаимодействия, которые происходили бы внутри более тяжелого ядра, не нужно учитывать для эксперимента по обнаружению. В кубическом метре воды, размещенном прямо за пределами ядерного реактора, можно зарегистрировать лишь относительно немного таких взаимодействий, но теперь эта установка используется для измерения скорости производства плутония реактором.

Индуцированное деление и другие явления распада

Подобно нейтронам в ядерных реакторах , нейтрино могут вызывать реакции деления в тяжелых ядрах . [49] Пока что эта реакция не была измерена в лаборатории, но, как предсказывают, она происходит в звездах и сверхновых. Этот процесс влияет на распространенность изотопов, наблюдаемых во Вселенной . [48] Распад ядер дейтерия под действием нейтрино наблюдался в нейтринной обсерватории Садбери, которая использует детектор тяжелой воды . [50]

Типы

Известны три типа ( аромат ) нейтрино: электронное нейтрино
ν
е, мюонное нейтрино
ν
μ, и тау-нейтрино
ν
τ, названные в честь их партнеров-лептонов в Стандартной модели (см. таблицу справа). Текущее лучшее измерение числа типов нейтрино происходит из наблюдения распада Z-бозона . Эта частица может распадаться на любое легкое нейтрино и его антинейтрино, и чем больше доступных типов легких нейтрино, [d] тем короче время жизни Z-бозона. Измерения времени жизни Z показали, что три аромата легких нейтрино связаны с Z. [36] Соответствие между шестью кварками в Стандартной модели и шестью лептонами, среди которых три нейтрино, подсказывает интуиции физиков, что должно быть ровно три типа нейтрино.

Исследовать

Существует несколько активных направлений исследований нейтрино, в которых есть надежды на обнаружение:

Детекторы вблизи искусственных источников нейтрино

Международное научное сотрудничество устанавливает большие детекторы нейтрино вблизи ядерных реакторов или в нейтринных пучках от ускорителей частиц, чтобы лучше ограничить массы нейтрино и значения величины и скорости колебаний между ароматами нейтрино. Таким образом, эти эксперименты ищут существование нарушения CP в секторе нейтрино; то есть, рассматривают ли законы физики нейтрино и антинейтрино по-разному. [9]

Эксперимент KATRIN в Германии начал собирать данные в июне 2018 года [51] для определения значения массы электронного нейтрино, другие подходы к этой проблеме находятся на стадии планирования. [1]

Гравитационные эффекты

Несмотря на свою крошечную массу, нейтрино настолько многочисленны, что их гравитационная сила может влиять на другую материю во Вселенной.

Три известных аромата нейтрино являются единственными кандидатами на роль темной материи , которые являются экспериментально установленными элементарными частицами – в частности, они были бы горячей темной материей . Однако известные в настоящее время типы нейтрино, по-видимому, по существу исключены как существенная доля темной материи, основываясь на наблюдениях за космическим микроволновым фоном . По-прежнему кажется правдоподобным, что более тяжелые, стерильные нейтрино могут составлять теплую темную материю , если они существуют. [52]

Поиски стерильных нейтрино

Другие усилия направлены на поиск доказательств стерильного нейтрино – четвертого аромата нейтрино, который не взаимодействовал бы с материей, как три известных аромата нейтрино. [53] [54] [55] [56] Возможность стерильных нейтрино не зависит от описанных выше измерений распада Z-бозона: если их масса больше половины массы Z-бозона, они не могут быть продуктом распада. Следовательно, чтобы соответствовать необнаружению в распадах Z-бозона, тяжелые стерильные нейтрино должны иметь массу не менее 45,6 ГэВ. [ необходима цитата ]

На существование таких частиц фактически намекают экспериментальные данные эксперимента LSND . С другой стороны, в настоящее время работающий эксперимент MiniBooNE предположил, что стерильные нейтрино не требуются для объяснения экспериментальных данных, [57] хотя последние исследования в этой области продолжаются, и аномалии в данных MiniBooNE могут допускать экзотические типы нейтрино, включая стерильные нейтрино. [58] Повторный анализ данных эталонных электронных спектров из Института Лауэ-Ланжевена в 2011 году [59] также намекнул на четвертое, легкое стерильное нейтрино. [60] Спровоцированные результатами 2011 года, с тех пор несколько экспериментов на очень коротких расстояниях от ядерных реакторов искали стерильные нейтрино. Хотя большинство из них смогли исключить существование легкого стерильного нейтрино, объединенные результаты неоднозначны. [61]

Согласно анализу, опубликованному в 2010 году, данные, полученные с помощью зонда Уилкинсона по микроволновой анизотропии космического фонового излучения, совместимы с тремя или четырьмя типами нейтрино. [62]

Поиски двойного бета-распада без нейтрино

Другая гипотеза касается "безнейтринного двойного бета-распада", который, если он существует, нарушил бы закон сохранения числа лептонов. Поиски этого механизма ведутся, но пока не нашли доказательств его существования. Если бы они были, то то, что сейчас называют антинейтрино, не могло бы быть настоящими античастицами.

Космические нейтрино

Эксперименты с космическими нейтрино позволяют обнаружить нейтрино из космоса с целью изучения как природы нейтрино, так и космических источников, их производящих. [63]

Скорость

До того, как было обнаружено, что нейтрино колеблются, они, как правило, считались безмассовыми, распространяющимися со скоростью света ( c ). Согласно специальной теории относительности , вопрос о скорости нейтрино тесно связан с их массой : если нейтрино безмассовые, они должны двигаться со скоростью света, а если у них есть масса, они не могут достичь скорости света. Из-за их крошечной массы предсказанная скорость чрезвычайно близка к скорости света во всех экспериментах, и современные детекторы нечувствительны к ожидаемой разнице.

Кроме того, существуют некоторые варианты квантовой гравитации , нарушающие закон Лоренца , которые могут допускать существование нейтрино со сверхсветовой скоростью. [ необходима ссылка ] Всеобъемлющей структурой для нарушений закона Лоренца является Расширение Стандартной Модели (SME).

Первые измерения скорости нейтрино были сделаны в начале 1980-х годов с использованием импульсных пионных пучков (создаваемых импульсными протонными пучками, попадающими в цель). Пионы распадались, производя нейтрино, и нейтринные взаимодействия, наблюдаемые в течение временного окна в детекторе на расстоянии, соответствовали скорости света. Это измерение было повторено в 2007 году с использованием детекторов MINOS , которые обнаружили скоростьНейтрино с энергией 3  ГэВ должны находиться на уровне достоверности 99% в диапазоне между0,999 976  с и1.000 126  c . Центральное значение1.000 051  c выше скорости света, но с учетом неопределенности также согласуется со скоростью, равной точно c или немного меньше. Это измерение установило верхнюю границу массы мюонного нейтрино на уровне50 МэВ с уверенностью 99% . [64] [65] После того, как детекторы для проекта были модернизированы в 2012 году, MINOS уточнил свой первоначальный результат и нашел согласие со скоростью света, с разницей во времени прибытия нейтрино и света в −0,0006% (±0,0012%). [66]

Аналогичное наблюдение было сделано, в гораздо большем масштабе, со сверхновой 1987A ( SN 1987A ). Антинейтрино с энергией 10 МэВ от сверхновой были обнаружены в пределах временного окна, которое соответствовало скорости света для нейтрино. До сих пор все измерения скорости нейтрино соответствовали скорости света. [67] [68]

Сбой сверхсветового нейтрино

В сентябре 2011 года коллаборация OPERA опубликовала расчеты, показывающие, что скорости нейтрино с энергией 17 ГэВ и 28 ГэВ превышают 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 сверхсветовую скорость. В феврале 2012 года появились сообщения о том, что результаты могли быть вызваны ослабленным оптоволоконным кабелем, прикрепленным к одним из атомных часов, которые измеряли время отправления и прибытия нейтрино. Независимое воссоздание эксперимента в той же лаборатории ICARUS не обнаружило заметной разницы между скоростью нейтрино и скоростью света. [69]

Масса

Нерешенная задача по физике :
Можно ли измерить массу нейтрино? Следуют ли нейтрино статистике Дирака или Майораны ?
(еще нерешенные проблемы по физике)
Хронология измерений массы нейтрино в различных экспериментах [11]

Стандартная модель физики элементарных частиц предполагала, что нейтрино не имеют массы. [70] Экспериментально установленное явление нейтринной осцилляции, которое смешивает состояния аромата нейтрино с массовыми состояниями нейтрино (аналогично смешиванию CKM ), требует, чтобы нейтрино имели ненулевые массы. [71] Массивные нейтрино были первоначально задуманы Бруно Понтекорво в 1950-х годах. Расширение базовой структуры для учета их массы осуществляется простым добавлением правостороннего лагранжиана. [72]

Массу нейтрино можно определить двумя способами, и в некоторых предложениях используются оба способа:

Жесткий верхний предел массы нейтрино исходит из космологии : модель Большого взрыва предсказывает, что существует фиксированное соотношение между числом нейтрино и числом фотонов в космическом микроволновом фоне . Если общая масса всех трех типов нейтрино превышает среднее значение50  эВ/ c 2 на нейтрино, во Вселенной было бы так много массы, что она бы коллапсировала. [73] Это ограничение можно обойти, предположив, что нейтрино нестабильно, но в Стандартной модели есть ограничения, которые затрудняют это. Гораздо более строгое ограничение вытекает из тщательного анализа космологических данных, таких как космическое микроволновое фоновое излучение, обзоры галактик и лес Лайман-альфа . Анализ данных с микроволнового космического телескопа WMAP показал, что сумма масс трех видов нейтрино должна быть меньше, чем0,3 эВ/ c2 . [ 74] В 2018 году коллаборация Planck опубликовала более сильную границу0,11 эВ/ c2 , что было получено путем объединения их наблюдений за общей интенсивностью РИ, поляризацией и гравитационным линзированием с измерениями барионно-акустических колебаний из обзоров галактик и измерений сверхновых от Pantheon. [75] Повторный анализ 2021 года, который добавляет измерения искажения пространства красного смещения из обзора SDSS-IV eBOSS, получает еще более узкий верхний предел0,09 эВ/ с2 . [76] Однако несколько наземных телескопов с погрешностями такого же размера, как у Planck, предпочитают более высокие значения для суммы масс нейтрино, что указывает на некоторую напряженность в наборах данных. [ 77]

Нобелевская премия по физике 2015 года была присуждена Такааки Кадзите и Артуру Б. Макдональду за их экспериментальное открытие нейтринных осцилляций, которое демонстрирует, что нейтрино имеют массу. [78] [79]

В 1998 году результаты исследований на детекторе нейтрино Супер-Камиоканде определили, что нейтрино могут осциллировать от одного аромата к другому, что требует, чтобы они имели ненулевую массу. [80] Хотя это показывает, что нейтрино имеют массу, абсолютная шкала масс нейтрино до сих пор неизвестна. Это связано с тем, что осцилляции нейтрино чувствительны только к разнице квадратов масс. [81] По состоянию на 2020 год [82] наиболее подходящим значением разности квадратов масс собственных состояний массы 1 и 2 является | Δ m2
21| =0,000 074  (эВ/ c 2 ) 2 , тогда как для собственных состояний 2 и 3 это | Δ m2
32| =0,002 51  (эВ/ с 2 ) 2 . Так как | Δ m2
32| — это разность двух квадратов масс, по крайней мере одна из них должна иметь значение, которое является по крайней мере квадратным корнем этого значения. Таким образом, существует по крайней мере одно собственное состояние массы нейтрино с массой по крайней мере0,05 эВ/ с2 . [ 83]

Ведется ряд попыток непосредственно определить абсолютную шкалу масс нейтрино в лабораторных экспериментах, особенно с использованием ядерного бета-распада. Верхние пределы эффективных масс электронных нейтрино определяются бета-распадами трития. Эксперимент по массе нейтрино в Майнце устанавливает верхний предел m <2,2 эВ/ c2 при уровне достоверности 95%. [84] С июня 2018 года эксперимент KATRIN ищет массу между0,2 эВ/ с 2 и2 эВ/ c 2 в распадах трития. [51] Верхний предел на февраль 2022 года составляет m ν  < 0,8 эВ/ c2 при 90% CL в сочетании с предыдущей кампанией KATRIN от 2019 года. [ 11] [85]

31 мая 2010 года исследователи OPERA наблюдали первое событие-кандидат тау-нейтрино в пучке мюонных нейтрино, впервые наблюдая такое преобразование нейтрино, что предоставило дополнительные доказательства того, что они имеют массу. [86]

Если нейтрино является частицей Майораны , массу можно рассчитать, найдя период полураспада безнейтринного двойного бета-распада некоторых ядер. Текущий нижний верхний предел массы Майораны нейтрино был установлен KamLAND -Zen:0,060–0,161 эВ/ с2 . [ 87]

Хиральность

Экспериментальные результаты показывают, что в пределах погрешности все произведенные и наблюдаемые нейтрино имеют левосторонние спиральности (спины антипараллельны импульсам ), а все антинейтрино имеют правосторонние спиральности. [88] 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.

Возможно, что их аналоги (правые нейтрино и левые антинейтрино) просто не существуют. Если они существуют , их свойства существенно отличаются от наблюдаемых нейтрино и антинейтрино. Предполагается, что они либо очень тяжелые (порядка масштаба GUT — см. Механизм качелей ), либо не участвуют в слабом взаимодействии (так называемые стерильные нейтрино ), либо и то, и другое.

Существование ненулевых масс нейтрино несколько усложняет ситуацию. Нейтрино производятся в слабых взаимодействиях как собственные состояния хиральности. Хиральность массивной частицы не является константой движения; спиральность является, но оператор хиральности не разделяет собственные состояния с оператором спиральности. Свободные нейтрино распространяются как смеси лево- и правосторонних состояний спиральности с амплитудами смешивания порядка ⁠ м ν /Э⁠  . Это не оказывает существенного влияния на эксперименты, поскольку нейтрино, участвующие в этом, почти всегда являются ультрарелятивистскими, и, таким образом, амплитуды смешивания исчезающе малы. Фактически, они движутся так быстро, а время в их системах покоя течет так медленно, что у них нет достаточно времени, чтобы измениться по любому наблюдаемому пути. Например, большинство солнечных нейтрино имеют энергию порядка0,100 МэВ ~1,00 МэВ ; следовательно, доля нейтрино с «неправильной» спиральностью среди них не может превышать 10−10 . [ 89] [90]

Аномалия GSI

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

Было обнаружено, что скорости слабого распада двух радиоактивных видов с периодами полураспада около 40 секунд и 200 секунд имеют значительную колебательную модуляцию с периодом около 7 секунд. [91] Поскольку процесс распада производит электронное нейтрино, некоторые из предложенных объяснений наблюдаемой скорости колебаний предполагают новые или измененные свойства нейтрино. Идеи, связанные с колебаниями аромата, были встречены скептически. [92] Более позднее предложение основано на различиях между собственными массовыми состояниями нейтрино . [93]

Источники

Искусственный

Реакторные нейтрино

Ядерные реакторы являются основным источником нейтрино, генерируемых человеком. Большая часть энергии в ядерном реакторе генерируется делением (четыре основных делящихся изотопа в ядерных реакторах — это235У,238У,239
Пу
и241
Пу
), полученные богатые нейтронами дочерние нуклиды быстро подвергаются дополнительным бета-распадам, каждый из которых преобразует один нейтрон в протон и электрон и высвобождает электронное антинейтрино. Включая эти последующие распады, среднее ядерное деление высвобождает около200 МэВ энергии, из которых примерно 95,5% остается в ядре в виде тепла, и примерно 4,5% (или около9 МэВ ) [94] излучается в виде антинейтрино. Для типичного ядерного реактора с тепловой мощностью4000  МВт , [e] общая выработка энергии от деления атомов на самом деле составляет4185 МВт , из которых185 МВт излучается как антинейтринное излучение и никогда не появляется в инженерии. То есть,185 МВт энергии деления теряется в этом реакторе и не выделяется в виде тепла, пригодного для работы турбин, поскольку антинейтрино проникают во все строительные материалы практически без взаимодействия.

Энергетический спектр антинейтрино зависит от степени сгорания топлива (антинейтрино деления плутония-239 в среднем имеют немного большую энергию, чем антинейтрино деления урана-235), но в целом обнаруживаемые антинейтрино деления имеют пиковую энергию примерно между 3,5 и4 МэВ , с максимальной энергией около10 МэВ . [95] Не существует установленного экспериментального метода измерения потока антинейтрино низкой энергии. Только антинейтрино с энергией выше порога1,8 МэВ может вызвать обратный бета-распад и, таким образом, быть однозначно идентифицировано (см. § Обнаружение ниже).

По оценкам, 3% всех антинейтрино из ядерного реактора несут энергию выше этого порога. Таким образом, средняя атомная электростанция может генерировать более1020 антинейтрино в секунду выше порога, но также и гораздо большее число ( 97 % / 3% ≈ в 30 раз большее число) ниже порога энергии; эти антинейтрино с более низкой энергией невидимы для современных детекторных технологий.

Ускоритель нейтрино

Некоторые ускорители частиц использовались для создания нейтринных пучков. Метод заключается в столкновении протонов с фиксированной мишенью, в результате чего образуются заряженные пионы или каоны . Затем эти нестабильные частицы магнитно фокусируются в длинный туннель, где они распадаются во время полета. Из-за релятивистского ускорения распадающейся частицы нейтрино производятся в виде пучка, а не изотропно. Продолжаются попытки разработать ускорительную установку, в которой нейтрино производятся посредством распада мюонов. [96] Такая установка обычно известна как «фабрика нейтрино» .

Коллайдер нейтрино

В отличие от других искусственных источников, коллайдеры производят как нейтрино, так и антинейтрино всех ароматов при очень высоких энергиях. Первое прямое наблюдение коллайдерных нейтрино было сообщено в 2023 году экспериментом FASER на Большом адронном коллайдере . [97]

Ядерное оружие

Ядерное оружие также производит очень большое количество нейтрино. Фред Райнес и Клайд Коуэн рассматривали обнаружение нейтрино от бомбы до их поиска нейтрино реактора; реактор деления был рекомендован в качестве лучшей альтернативы руководителем физического отделения Лос-Аламоса Дж. М. Б. Келлоггом. [98] Оружие деления производит антинейтрино (в процессе деления), а оружие термоядерного синтеза производит как нейтрино (в процессе синтеза), так и антинейтрино (в результате инициирующего взрыва деления).

Геологический

AGM2015: Карта мирового потока нейтрино , объединяющая геонейтрино от распада природного урана-238 и тория-232 в земной коре и мантии, а также искусственный поток нейтрино, испускаемый энергетическими реакторами по всему миру.

Нейтрино производятся вместе с естественным фоновым излучением . В частности, цепочки распада238Уи232
Чт
изотопы, а также40К, включают бета-распады, которые испускают антинейтрино. Эти так называемые геонейтрино могут предоставить ценную информацию о недрах Земли. Первое указание на геонейтрино было обнаружено в ходе эксперимента KamLAND в 2005 году, обновленные результаты были представлены KamLAND, [99] и Borexino . [100] Основным фоном в измерениях геонейтрино являются антинейтрино, исходящие от реакторов.

Солнечные нейтрино ( цепочка протонов-протонов ) в стандартной солнечной модели

Атмосферный

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-частиц из Института фундаментальных исследований Тата (Индия), Университета города Осака (Япония) и Университета Дарема (Великобритания) зарегистрировало первое взаимодействие космических лучей и нейтрино в подземной лаборатории на золотоносных месторождениях Колар в Индии в 1965 году. [101]

Солнечная

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, чтобы стать одним ядром гелия , два из них должны преобразоваться в нейтроны, и каждое такое преобразование высвобождает одно электронное нейтрино.

Солнце посылает огромное количество нейтрино во всех направлениях. Каждую секунду около 65 миллиардов (6,5 × 10 10 ) солнечных нейтрино проходят через каждый квадратный сантиметр на стороне Земли, ортогональной направлению на Солнце. [15] 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

СН 1987А

Колгейт и Уайт (1966) [102] подсчитали, что нейтрино уносят большую часть гравитационной энергии, высвобождаемой во время коллапса массивных звезд, [102] событий, которые теперь классифицируются как сверхновые типа Ib и Ic и типа II . Когда такие звезды коллапсируют, плотность материи в ядре становится настолько высокой (10 17  кг/м 3 ), что вырождения электронов недостаточно, чтобы помешать протонам и электронам объединиться, образуя нейтрон и электронное нейтрино. Манн (1997) [103] обнаружил второй и более обильный источник нейтрино — тепловую энергию (100 миллиардов  кельвинов ) вновь образованного нейтронного ядра, которая рассеивается посредством образования пар нейтрино-антинейтрино всех ароматов. [103]

Теория Колгейта и Уайта о возникновении нейтрино сверхновой была подтверждена в 1987 году, когда были обнаружены нейтрино от сверхновой 1987A. Детекторы на водной основе Kamiokande II и IMB обнаружили 11 и 8 антинейтрино (лептонное число = −1) теплового происхождения [103] соответственно, в то время как сцинтилляционный детектор Baksan обнаружил 5 нейтрино (лептонное число = +1) либо теплового, либо электронного происхождения во вспышке длительностью менее 13 секунд. Нейтринный сигнал от сверхновой достиг Земли за несколько часов до прибытия первого электромагнитного излучения, как и ожидалось из очевидного факта, что последнее возникает вместе с ударной волной. Исключительно слабое взаимодействие с обычной материей позволило нейтрино пройти через бурлящую массу взрывающейся звезды, в то время как электромагнитные фотоны замедлились.

Поскольку нейтрино так мало взаимодействуют с материей, считается, что нейтринные выбросы сверхновой несут информацию о самых внутренних областях взрыва. Большая часть видимого света исходит от распада радиоактивных элементов, произведенных ударной волной сверхновой, и даже свет от самого взрыва рассеивается плотными и турбулентными газами и, таким образом, задерживается. Ожидается, что всплеск нейтрино достигнет Земли раньше любых электромагнитных волн, включая видимый свет, гамма-лучи или радиоволны. Точное время задержки прибытия 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 оповещения о сверхновой использует сеть детекторов нейтрино для мониторинга неба на предмет возможных событий сверхновой; Нейтринный сигнал станет полезным предварительным предупреждением о взрыве звезды в Млечном Пути .

Хотя нейтрино проходят через внешние газы сверхновой без рассеивания, они предоставляют информацию о более глубоком ядре сверхновой с доказательством того, что здесь даже нейтрино рассеиваются в значительной степени. В ядре сверхновой плотности такие же, как у нейтронной звезды (которая, как ожидается, образуется в этом типе сверхновой), [104] становясь достаточно большими, 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.

Число подсчитанных нейтрино также соответствовало общей энергии нейтрино2,2 × 10 46  джоулей , что, по оценкам, составляет почти всю общую энергию сверхновой. [35]

Для средней сверхновой примерно 10Выпускается 57 ( октодециллион ) нейтрино, но фактическое число, обнаруженное наземным детектором,будет намного меньше, на уровне где- масса детектора (например, Супер Камиоканде имеет массу 50 ктонн), а- расстояние до сверхновой. [105] Следовательно, на практике будет возможно обнаружить только нейтринные всплески от сверхновых в пределах или вблизи Млечного Пути (нашей собственной галактики). В дополнение к обнаружению нейтрино от отдельных сверхновых, также должно быть возможно обнаружить диффузный фон нейтрино сверхновых , который возникает от всех сверхновых во Вселенной. [106]

Остатки сверхновой

Энергия нейтрино сверхновых колеблется от нескольких до нескольких десятков МэВ. Ожидается, что места, где ускоряются космические лучи , будут производить нейтрино, которые по крайней мере в миллион раз более энергичны, производимые из турбулентных газообразных сред, оставшихся после взрывов сверхновых: Остатки сверхновых . Происхождение космических лучей было приписано сверхновым Бааде и Цвикки ; эта гипотеза была уточнена Гинзбургом и Сыроватским, которые приписали происхождение остаткам сверхновых и подкрепили свое утверждение решающим замечанием, что потери космических лучей Млечного Пути компенсируются, если эффективность ускорения в остатках сверхновых составляет около 10 процентов. Гипотеза Гинзбурга и Сыроватского подтверждается специфическим механизмом «ускорения ударной волны», происходящим в остатках сверхновых, что согласуется с первоначальной теоретической картиной, нарисованной Энрико Ферми , и получает поддержку от наблюдательных данных. Нейтрино очень высоких энергий еще предстоит увидеть, но эта ветвь нейтринной астрономии находится только в зачаточном состоянии. Основные существующие или предстоящие эксперименты, направленные на наблюдение нейтрино очень высоких энергий из нашей галактики, — это Baikal , AMANDA , IceCube , ANTARES , NEMO и Nestor . Сопутствующая информация предоставляется обсерваториями гамма-излучения очень высоких энергий , такими как VERITAS , HESS и MAGIC . Действительно, столкновения космических лучей, как предполагается, производят заряженные пионы, распад которых дает нейтрино, нейтральным пионам и гамма-лучам среду остатка сверхновой, которая прозрачна для обоих типов излучения.

Нейтрино с еще более высокой энергией, возникающие в результате взаимодействия внегалактических космических лучей, можно наблюдать с помощью обсерватории Пьера Оже или с помощью специального эксперимента под названием ANITA .

Большой взрыв

Считается, что, как и космическое микроволновое фоновое излучение, оставшееся после Большого взрыва, в нашей Вселенной существует фон низкоэнергетических нейтрино. В 1980-х годах было высказано предположение, что они могут быть объяснением темной материи, которая, как считалось, существует во Вселенной. У нейтрино есть одно важное преимущество перед большинством других кандидатов на темную материю: известно, что они 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 темная материя, состоящая из нейтрино, называется « горячей темной материей ». Проблема в том, что, будучи быстро движущимися, нейтрино имели бы тенденцию равномерно распространяться во Вселенной до того, как космологическое расширение сделало бы их достаточно холодными, чтобы собираться в сгустки. Это привело бы к тому, что часть темной материи, состоящая из нейтрино, была бы размазана и неспособна вызывать большие галактические структуры, которые мы видим.

Эти же галактики и группы галактик , по-видимому, окружены темной материей, которая недостаточно быстра, чтобы вырваться из этих галактик. Предположительно, эта материя обеспечила гравитационное ядро ​​для формирования . Это означает, что нейтрино не могут составлять значительную часть общего количества темной материи.

Из космологических соображений следует, что плотность реликтовых фоновых нейтрино составляет 56 единиц каждого типа на кубический сантиметр, а температура1,9 К (1,7 × 10−4  эВ ), если они безмассовые, гораздо холоднее, если их масса превышает0,001 эВ/ c2 . Хотя их плотность довольно высока, они до сих пор не наблюдались в лабораторных условиях, поскольку их энергия ниже порогов большинства методов обнаружения, а также из-за чрезвычайно низких сечений взаимодействия нейтрино при энергиях ниже эВ. Напротив, солнечные нейтрино бора-8 , которые испускаются с более высокой энергией, были обнаружены окончательно, несмотря на то, что их пространственная плотность ниже, чем у реликтовых нейтрино примерно на шесть порядков величины .

Обнаружение

Нейтрино не могут быть обнаружены напрямую, поскольку они не несут электрического заряда, что означает, что они не ионизируют материалы, через которые они проходят. Другие способы, которыми нейтрино могут влиять на окружающую среду, такие как эффект MSW , не производят прослеживаемого излучения. Уникальная реакция для идентификации антинейтрино, иногда называемая обратным бета-распадом , применяемая Райнесом и Коуэном (см. ниже), требует очень большого детектора для обнаружения значительного количества нейтрино. Все методы обнаружения требуют, чтобы нейтрино несли минимальную пороговую энергию. До сих пор не существует метода обнаружения для нейтрино низкой энергии, в том смысле, что потенциальные взаимодействия нейтрино (например, с помощью эффекта MSW) нельзя однозначно отличить от других причин. Детекторы нейтрино часто строятся под землей, чтобы изолировать детектор от космических лучей и другого фонового излучения.

Антинейтрино были впервые обнаружены в 1950-х годах вблизи ядерного реактора. Райнес и Коуэн использовали две мишени, содержащие раствор хлорида кадмия в воде. Два сцинтилляционных детектора были размещены рядом с кадмиевыми мишенями. Антинейтрино с энергией выше порога1,8 МэВ вызвали 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, позитрон (
е+
) и электронное нейтрино (
ν
е) испускается:

Из известных
β+
разлагаться:

Энергия +
п
→
н
+
е+
+
ν
е

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

Энергия (> 1,8 МэВ ) +
п
+
ν
е→
н
+
е+

В результате аннигиляции позитронов с электронами в материале детектора возникли фотоны с энергией около0,5 МэВ . Пары фотонов в совпадении могли быть обнаружены двумя сцинтилляционными детекторами выше и ниже цели. Нейтроны были захвачены ядрами кадмия, что привело к гамма-лучам около8 МэВ , которые были обнаружены через несколько микросекунд после фотонов от события аннигиляции позитронов.

С тех пор использовались различные методы обнаружения. Супер Камиоканде представляет собой большой объем воды, окруженный фотоумножительными трубками , которые отслеживают излучение Черенкова, испускаемое, когда входящее нейтрино создает электрон или мюон в воде. Нейтринная обсерватория Садбери похожа, но использует тяжелую воду в качестве среды обнаружения, которая использует те же эффекты, но также допускает дополнительную реакцию фотодиссоциации нейтрино любого аромата дейтерия, в результате чего образуется свободный нейтрон, который затем обнаруживается по гамма-излучению после захвата хлора. Другие детекторы состояли из больших объемов хлора или галлия , которые периодически проверяются на избыток аргона или германия , соответственно, которые создаются при взаимодействии электронных нейтрино с исходным веществом. MINOS использовал твердый пластиковый сцинтиллятор, соединенный с фотоумножительными трубками, в то время как Borexino использует жидкий псевдокумольный сцинтиллятор, также наблюдаемый с помощью фотоумножительных трубок, а детектор NOνA использует жидкий сцинтиллятор, наблюдаемый с помощью лавинных фотодиодов . Нейтринная обсерватория IceCube использует1 км3 антарктического ледяного покрова вблизи южного полюса с фотоэлектронными умножителями, распределенными по всему объему.

Научный интерес

Малая 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 исследования сред, в которые не может проникнуть другое излучение (такое как 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 отображено напрямую, поскольку электромагнитное излучение (такое как свет) рассеивается большим количеством и плотностью материи, окружающей ядро. С другой стороны, нейтрино проходят через Солнце с небольшим количеством взаимодействий. В то время как фотоны, испускаемые солнечным ядром, могут потребоватьНейтрино, образующиеся в реакциях ядерного синтеза в ядре, проходят это расстояние практически беспрепятственно, со скоростью, близкой к скорости света, за 40 000  лет, прежде чем они достигнут внешних слоев Солнца. [107] [108]

Нейтрино также полезны для зондирования астрофизических источников за пределами Солнечной системы, поскольку они являются единственными известными частицами, которые не ослабляются значительно при прохождении через межзвездную среду. Оптические фотоны могут быть затенены или рассеяны пылью, газом и фоновым излучением. Высокоэнергетические космические лучи в форме быстрых протонов и атомных ядер не способны перемещаться более чем на 100  мегапарсек из-за предела Грейзена–Зацепина–Кузьмина (GZK-обрезание). Нейтрино, напротив, могут перемещаться на еще большие расстояния, едва ослабляясь.

Галактическое ядро ​​Млечного Пути полностью закрыто плотным газом и многочисленными яркими объектами. Нейтрино, произведенные в галактическом ядре, могут быть измерены наземными нейтринными телескопами . [22]

Другое важное применение нейтрино — наблюдение за сверхновыми , взрывами, которые заканчивают жизнь очень массивных звезд. Фаза коллапса ядра сверхновой — чрезвычайно плотное и энергичное событие. Оно настолько плотное, что никакие известные частицы не способны вырваться из продвигающегося фронта ядра, за исключением нейтрино. Следовательно, известно, что сверхновые высвобождают приблизительно 99% своей лучистой энергии в коротком (10-секундном) всплеске нейтрино. [109] Эти нейтрино являются очень полезным зондом для исследований коллапса ядра.

Масса покоя нейтрино является важным тестом космологических и астрофизических теорий. Значение нейтрино в исследовании космологических явлений столь же велико, как и любого другого метода, и поэтому является основным фокусом изучения в астрофизических сообществах. [110]

Изучение нейтрино важно в физике элементарных частиц , поскольку нейтрино обычно имеют самую низкую массу покоя среди массивных частиц (т. е. самую низкую ненулевую массу покоя, т. е. исключая нулевую массу покоя фотонов и глюонов) и, следовательно, являются примерами массивных частиц с самой низкой энергией, теоретически предполагаемых в расширениях Стандартной модели физики элементарных частиц.

В ноябре 2012 года американские ученые использовали ускоритель частиц, чтобы отправить когерентное нейтринное сообщение через 780 футов скалы. Это знаменует собой первое использование нейтрино для связи, и будущие исследования могут позволить отправлять бинарные нейтринные сообщения на огромные расстояния даже через самые плотные материалы, такие как ядро ​​Земли. [111]

В июле 2018 года Нейтринная обсерватория IceCube объявила, что они отследили чрезвычайно высокоэнергетическое нейтрино, которое попало в их исследовательскую станцию ​​в Антарктиде в сентябре 2017 года, до точки его происхождения в блазаре TXS 0506+056, расположенном на расстоянии 3,7 миллиарда световых лет в направлении созвездия Ориона . Это первый случай, когда детектор нейтрино использовался для обнаружения объекта в космосе, и был идентифицирован источник космических лучей. [112] [113] [114]

В ноябре 2022 года нейтринная обсерватория IceCube обнаружила доказательства излучения нейтрино высокой энергии из NGC 1068, также известной как Мессье 77 , активной галактики в созвездии Кита и одной из самых известных и хорошо изученных галактик на сегодняшний день. [115]

В июне 2023 года астрономы сообщили об использовании новой методики для первого обнаружения выброса нейтрино из галактической плоскости галактики Млечный Путь . [116] [117]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Более конкретно, Паули постулировал то, что сейчас называется электронным нейтрино . Два других типа были открыты позже: см. Аромат нейтрино ниже.
  2. ^ Нильс Бор был особенно против такой интерпретации бета-распада — он был готов признать, что энергия, импульс и момент импульса не являются сохраняющимися величинами на атомном уровне.
  3. ^ Тем не менее, поскольку нейтрино имеют массу, их спиральность зависит от системы отсчета , поэтому физики-теоретики прибегли к независимому от системы отсчета свойству хиральности , которое тесно связано со спиральностью и для практических целей совпадает со спиральностью ультрарелятивистских нейтрино, которые можно наблюдать в детекторах.
  4. ^ В этом контексте «легкие нейтрино» означают нейтрино с массой менее половины массы Z-бозона.
  5. ^ Как и на всех тепловых электростанциях , только около трети вырабатываемого тепла может быть преобразовано в электричество, поэтомуРеактор мощностью 4000 МВт будет производить только1300 МВт электрической мощности, с2700 МВт – отходящее тепло .

Ссылки

  1. ^ abcde Mertens, Susanne (2016). "Прямые эксперименты по массе нейтрино". Journal of Physics: Conference Series . 718 (2): 022013. arXiv : 1605.01579 . Bibcode : 2016JPhCS.718b2013M. doi : 10.1088/1742-6596/718/2/022013. S2CID  56355240.
  2. ^ ab Close, Frank (2010). Neutrinos (мягкая обложка). Oxford University Press . ISBN 978-0-199-69599-7.
  3. ^ ab Jayawardhana, Ray (2015). Охотники за нейтрино: погоня за частицей-призраком и секретами вселенной (мягкая обложка). Oneworld Publications . ISBN 978-1-780-74647-0.
  4. ^ До свидания, Деннис (15 апреля 2020 г.). «Почему Большой взрыв произвел что-то, а не ничего — как материя получила преимущество над антиматерией в ранней Вселенной? Может быть, только может быть, нейтрино». The New York Times . Архивировано из оригинала 14 мая 2020 г. Получено 16 апреля 2020 г.
  5. ^ Накамура, Кенго; Петков, Сергей Тодоров (2016). "Масса нейтрино, смешивание и осцилляции" (PDF) . Chinese Physics C. 40 : 100001. Архивировано (PDF) из оригинала 17 апреля 2018 г. Получено 13 декабря 2016 г.
  6. ^ Бойл, Латам; Финн, Кирнан; Турок, Нил (2022). «Большой взрыв, CPT и нейтринная темная материя». Annals of Physics . 438 : 168767. arXiv : 1803.08930 . Bibcode : 2022AnPhy.43868767B. doi : 10.1016/j.aop.2022.168767. S2CID  119252778.
  7. ^ ab Гроссман, Ювал; Липкин, Гарри Дж. (1997). "Осцилляции вкуса из пространственно локализованного источника — простая общая трактовка". Physical Review D. 55 ( 5): 2760. arXiv : hep-ph/9607201 . Bibcode : 1997PhRvD..55.2760G. doi : 10.1103/PhysRevD.55.2760. S2CID  9032778.
  8. ^ ab Bilenky, Samoil M. (2016). «Нейтринные осцилляции: от исторической перспективы до настоящего состояния». Nuclear Physics B . 908 : 2–13. arXiv : 1602.00170 . Bibcode :2016NuPhB.908....2B. doi :10.1016/j.nuclphysb.2016.01.025. S2CID  119220135.
  9. ^ abcd Капоцци, Франческо; Лизи, Элиджио; Марроне, Антонио; Монтанино, Даниэле; Палаццо, Антонио (2016). «Массы и смешивания нейтрино: статус известных и неизвестных параметров 3ν». Nuclear Physics B . 908 : 218–234. arXiv : 1601.07777 . Bibcode :2016NuPhB.908..218C. doi :10.1016/j.nuclphysb.2016.02.016. S2CID  119292028.
  10. ^ ab Olive, Keith A. ; et al. ( Particle Data Group ) (2016). "Sum of neutrino masses" (PDF) . Chinese Physics C . 40 (10): 100001. Bibcode :2016ChPhC..40j0001P. doi :10.1088/1674-1137/40/10/100001. S2CID  125766528. Архивировано (PDF) из оригинала 10 декабря 2017 г. . Получено 13 декабря 2016 г. .
  11. ^ abc Акер, М.; Мертенс, С.; Шлёссер, М.; и др. (сотрудничество KATRIN) (февраль 2022 г.). «Прямое измерение массы нейтрино с чувствительностью ниже электронвольта». Nature Physics . 18 (2): 160–166. Bibcode :2022NatPh..18..160K. doi : 10.1038/s41567-021-01463-1 . ISSN  1745-2473. ISSN  1745-2481 (онлайн)
  12. ^ ab "Ghostlike neutrinos". partialcentral.com . Скоттсдейл, Аризона: Four Peaks Technologies. Архивировано из оригинала 24 марта 2016 года . Получено 24 апреля 2016 года .
  13. ^ ab "Сохранение числа лептонов". HyperPhysics / Частицы. Университет штата Джорджия. Архивировано из оригинала 27 апреля 2016 года . Получено 24 апреля 2016 года .
  14. ^ Армитидж, Филип (2003). "Солнечные нейтрино" (PDF) . JILA. Боулдер, Колорадо: Университет Колорадо. Архивировано (PDF) из оригинала 28 марта 2016 года . Получено 24 апреля 2016 года .
  15. ^ ab Бахколл, Джон Н .; Серенелли, Альдо М.; Басу, Сарбани (2005). «Новые солнечные непрозрачности, обилия, гелиосейсмология и потоки нейтрино». The Astrophysical Journal . 621 (1): L85–L88. arXiv : astro-ph/0412440 . Bibcode : 2005ApJ...621L..85B. doi : 10.1086/428929. S2CID  1374022.
  16. ^ Миллхаус, Маргарет А.; Липкин, Дэвид К. (2013). «Нейтринная томография». American Journal of Physics . 81 (9): 646–654. Bibcode : 2013AmJPh..81..646M. doi : 10.1119/1.4817314.[ постоянная мертвая ссылка ]
  17. ^ Аартсен, МГ и др. (Сотрудничество IceCube-PINGU) (2014). Обновление Precision IceCube Next Generation (PINGU) (Отчет). Письмо о намерениях. arXiv : 1401.2046 .
  18. ^ Браун, Лори М. (1978). «Идея нейтрино». Physics Today . 31 (9): 23–28. Bibcode : 1978PhT....31i..23B. doi : 10.1063/1.2995181.
  19. ^ Амальди, Эдоардо (1984). «От открытия нейтрона до открытия ядерного деления». Physics Reports . 111 (1–4): 306. Bibcode : 1984PhR...111....1A. doi : 10.1016/0370-1573(84)90214-X.
  20. ^ Аб Ферми, Энрико (1934). "Versuch einer Theorie der β-Strahlen. I" [Поиски теории β-распада. Я]. Zeitschrift für Physik A (на немецком языке). 88 (3–4): 161–177. Бибкод : 1934ZPhy...88..161F. дои : 10.1007/BF01351864. S2CID  125763380.
  21. ^ Ферми, Энрико ; Уилсон, Фред Л. (1968). "Теория бета-распада Ферми". American Journal of Physics . 36 (12). Перевод Уилсона, Фреда Л.: 1150. Bibcode : 1968AmJPh..36.1150W. doi : 10.1119/1.1974382. Архивировано из оригинала 12 мая 2013 г. Получено 5 октября 2011 г.
  22. ^ abc Close, Frank (2012). Neutrino . Oxford University Press . ISBN 978-0-19-969599-7.
  23. ^ "Испытание в камере Вильсона обнаружило, что нейтрино 'реальны'". The New York Times . 22 мая 1938 г. Доктора Крейн и Хэлперн решили, что это не просто гипотеза
  24. ^ Ван, Кан Чан (1942). «Предложение об обнаружении нейтрино». Physical Review . 61 (1–2): 97. Bibcode : 1942PhRv...61...97W. doi : 10.1103/PhysRev.61.97.
  25. ^ Коуэн, Клайд Л. младший ; Рейнес, Фредерик ; Харрисон, Фрэнсис Б. «Кико»; Круз, Геральд У.; МакГвайр, Остин Д. (1956). «Обнаружение свободного нейтрино: подтверждение». Science . 124 (3212): 103–104. Bibcode :1956Sci...124..103C. doi :10.1126/science.124.3212.103. PMID  17796274.
  26. ^ Этот источник воспроизводит статью 1956 года: Winter, Klaus (2000). Neutrino Physics. Cambridge University Press . pp. 38 ff. ISBN
     978-0-521-65003-8.
  27. ^ "Нобелевская премия по физике". Нобелевский фонд . 1995. Архивировано из оригинала 30 июня 2018 года . Получено 29 июня 2010 года .
  28. ^ Купер, Кит (21 сентября 2022 г.). «Что такое нейтрино?». Space.com . Архивировано из оригинала 22 декабря 2023 г. Получено 22 декабря 2023 г.
  29. ^ Reines, F.; Crouch, MF; Jenkins, TL; Kropp, WR; Gurr, HS; Smith, GR; Sellschop, JPF; Meyer, B. (30 августа 1965 г.). «Доказательства взаимодействия нейтрино космических лучей высокой энергии». Physical Review Letters . 15 (9): 429–433. Bibcode :1965ICRC....2.1051R. doi :10.1103/PhysRevLett.15.429 . Получено 22 декабря 2023 г. .
  30. ^ Джонсон, CD; Теген, Рудольф (январь 1999). «Маленький нейтральный: обзор нейтрино». Южноафриканский научный журнал . 95 (95): 13–20. hdl :10520/AJA00382353_7822.
  31. ^ Аничин, Иван В. (2005). «Нейтрино – его прошлое, настоящее и будущее». SFIN (Институт физики, Белград) Год XV . A: Конференции. 2 (2002): 3–59. arXiv : physics/0503172 . Bibcode :2005physics...3172A. № A (00).
  32. ^ "Физики нашли первое прямое доказательство существования тау-нейтрино в Фермилабе". Фермилаб . 20 июля 2000 г. Архивировано из оригинала 20 октября 2016 г. Получено 9 октября 2015 г. В 1989 г. экспериментаторы в ЦЕРНе нашли доказательство того, что тау-нейтрино является третьим и последним легким нейтрино Стандартной модели, но прямое наблюдение тогда еще не было возможным.
  33. ^ ab "The Sudbury Neutrino Observatory – Canada's eye on the universe". CERN Courier . European Center for Nuclear Research . 4 декабря 2001 г. Архивировано из оригинала 25 июня 2016 г. Получено 4 июня 2008 г. Детектор состоит из акриловой сферы диаметром 12 метров, содержащей 1000 тонн тяжелой воды... [Солнечные нейтрино] обнаруживаются в SNO посредством процесса заряженного тока, когда электронные нейтрино взаимодействуют с дейтронами, образуя два протона и электрон.
  34. ^ Maltoni, Michele; Schwetz, Thomas; Tórtola, Mariam A.; Valle, José WF (2004). "Status of global fits to neutrino Oscillations". New Journal of Physics . 6 (1): 122. arXiv : hep-ph/0405172 . Bibcode : 2004NJPh....6..122M. doi : 10.1088/1367-2630/6/1/122. S2CID  119459743.
  35. ^ аб Пальяроли, Джулия; Виссани, Франческо; Константини, Мария Лаура; Янни, Альдо (2009). «Улучшенный анализ антинейтринных событий SN1987A». Астрофизика частиц . 31 (3): 163–176. arXiv : 0810.0466 . Бибкод : 2009APh....31..163P. doi :10.1016/j.astropartphys.2008.12.010. S2CID  119089069.
  36. ^ ab Nakamura, Kengo; Petcov, Serguey Todorov (2016). "Neutrino mass, mixed, and frequencies" (PDF) . Chinese Physics C . 40 : 100001. Архивировано (PDF) из оригинала 17 апреля 2018 г. . Получено 13 декабря 2016 г. .
  37. ^ "Иерархия масс нейтрино". Hyper-Kamiokande . Архивировано из оригинала 2 января 2017 года . Получено 14 декабря 2016 года .
  38. ^ Giunti, Carlo; Studenikin, Alexander I. (2015). «Нейтринные электромагнитные взаимодействия: окно в новую физику». Reviews of Modern Physics . 87 (2): 531–591. arXiv : 1403.6344 . Bibcode :2015RvMP...87..531G. doi :10.1103/RevModPhys.87.531. S2CID  119261485.
  39. ^ Костелецкий, В. Алан ; Мьюз, Мэтью (2004). «Нарушение Лоренца и CPT в нейтрино». Physical Review D. 69 ( 1): 016005. arXiv : hep-ph/0309025 . Bibcode : 2004PhRvD..69a6005A. doi : 10.1103/PhysRevD.69.016005. hdl : 2022/18691. S2CID  119024343.
  40. ^ "Neutrino Oscillations" (PDF) . Класс по физике RSAC. Nobelprize.org . Научный фон Нобелевской премии по физике. Королевская шведская академия наук . 2015. стр. 15–16 . Получено 1 ноября 2015 г. .
  41. ^ "Проект прикладной физики антинейтрино". Национальная лаборатория Лоуренса в Ливерморе / Национальная лаборатория Сандия . 2006. LLNL-WEB-204112. Архивировано из оригинала 21 апреля 2021 г. Получено 9 апреля 2010 г.
  42. ^ Workshop. Прикладная физика антинейтрино. Париж, Франция. 2007. Архивировано из оригинала 12 ноября 2007.
  43. ^ Giunti, Carlo; Kim, Chung W. (2007). Основы нейтринной физики и астрофизики. Oxford University Press . стр. 255. ISBN 978-0-19-850871-7. Архивировано из оригинала 14 сентября 2023 г. . Получено 18 ноября 2020 г. .
  44. ^ Альберт, Дж. Б. и др. (Сотрудничество EXO-200) (июнь 2014 г.). «Поиск майорановских нейтрино с данными EXO-200 за первые два года». Nature . 510 (7504): 229–234. arXiv : 1402.6956 . Bibcode :2014Natur.510..229T. doi :10.1038/nature13432. ISSN  0028-0836. PMID  24896189. S2CID  2740003.
  45. ^ Andringa, Sofia; Arushanova, Evelina; Asahi, Shigeo; Askins, Morgan; Auty, David John; Back, Asheley R.; Barnard, Zachariah; Barros, Nuno; Beier, Eugene W. (2016). «Текущее состояние и будущие перспективы эксперимента SNO+». Advances in High Energy Physics . 2016 : 1–21. arXiv : 1508.05759 . doi : 10.1155/2016/6194250 . ISSN  1687-7357. S2CID  10721441.
  46. ^ Альфонсо, К.; и др. (CUORE Collaboration) (2015). "Поиск безнейтринного двойного бета-распада Te 130 с помощью CUORE-0". Physical Review Letters . 115 (10): 102502. arXiv : 1504.02454 . Bibcode :2015PhRvL.115j2502A. doi :10.1103/PhysRevLett.115.102502. PMID  26382673. S2CID  30807808.
  47. ^ Лонг, Эндрю Дж.; Лунардини, Сесилия ; Сабанчилар, Эрай (2014). «Обнаружение нерелятивистских космических нейтрино путем захвата тритием: феноменология и физический потенциал». Журнал космологии и астрофизики частиц . 1408 (8): 038. arXiv : 1405.7654 . Bibcode : 2014JCAP...08..038L. doi : 10.1088/1475-7516/2014/08/038. S2CID  119102568.
  48. ^ ab Келич, Александра; Зиннер, Николай Т.; Кольбе, Эдвин; Ланганке, Карлхайнц; Шмидт, Карл-Хайнц (2005). "Сечения и распределения фрагментов от деления, вызванного нейтрино, на ядрах r-процесса". Physics Letters B . 616 (1–2): 48–58. Bibcode :2005PhLB..616...48K. doi : 10.1016/j.physletb.2005.04.074 .
  49. ^ Кольбе, Эдвин; Ланганке, Карлхайнц; Фуллер, Джордж М. (2004). «Деление ядер, богатых нейтронами, вызванное нейтрино». Physical Review Letters . 92 (11): 111101. arXiv : astro-ph/0308350 . Bibcode : 2004PhRvL..92k1101K. doi : 10.1103/PhysRevLett.92.111101. PMID  15089120. S2CID  32443855.
  50. ^ Bellerive, A; Klein, JR; McDonald, AB; Noble, AJ; Poon, AWP (июль 2016 г.). "The Sudbury Neutrino Observatory". Nuclear Physics B . 908 : 30–51. arXiv : 1602.02469 . Bibcode :2016NuPhB.908...30B. doi :10.1016/j.nuclphysb.2016.04.035. S2CID  117005142. Архивировано из оригинала 21 ноября 2022 г. Получено 20 ноября 2022 г.
  51. ^ ab "Die Neutrino-Waage geht в журнале Betrieb Physik Journal". Новости физики. pro- Physik.de (Пресс-релиз) (на немецком языке). 12 июня 2018 года. Архивировано из оригинала 16 июня 2018 года . Проверено 15 июня 2018 г.
  52. ^ Dodelson, Scott; Widrow, Lawrence M. (1994). «Стерильные нейтрино как темная материя». Physical Review Letters . 72 (17): 17–20. arXiv : hep-ph/9303287 . Bibcode : 1994PhRvL..72...17D. doi : 10.1103/PhysRevLett.72.17. PMID  10055555. S2CID  11780571. Архивировано из оригинала 30 июля 2020 г. Получено 21 июня 2023 г.
  53. ^ Макки, Мэгги (8 декабря 2016 г.). «В поисках призрака частицы». Журнал Quanta . Фонд Саймонса .
  54. ^ Абаджян, Кеворк Н.; и др. (2012). «Легкие стерильные нейтрино». arXiv : 1204.5379 [геп-ф].
  55. ^ Лассер, Тьерри (2014). «Стерильные легкие нейтрино в физике частиц: экспериментальный статус». Физика темной вселенной . 4 : 81–85. arXiv : 1404.7352 . Bibcode :2014PDU.....4...81L. doi :10.1016/j.dark.2014.10.001. S2CID  118663206.
  56. ^ Giunti, Carlo (2016). «Легкие стерильные нейтрино: статус и перспективы». Nuclear Physics B. 908 : 336–353. arXiv : 1512.04758 . Bibcode : 2016NuPhB.908..336G. doi : 10.1016/j.nuclphysb.2016.01.013. S2CID  119198173.
  57. ^ Карагиорги, Джорджия; Агилар-Аревало, Алексис; Конрад, Джанет М .; Шаевиц, Майкл Х.; Уиснант, Керри; Сорель, Мишель; Баргер, Вернон (2007). «Исследования нарушения лептонного CP в MiniBooNE в гипотезе осцилляций стерильных нейтрино (3+2)». Physical Review D. 75 ( 1): 013011. arXiv : hep-ph/0609177 . Bibcode : 2007PhRvD..75a3011K. doi : 10.1103/PhysRevD.75.013011. hdl : 10261/9115.
  58. ^ Альперт, Марк (2007). «Пространственные сокращения». Scientific American . Архивировано из оригинала 29 марта 2017 года . Получено 31 октября 2009 года .
  59. ^ Мюллер, Томас Александр; Люлье, Дэвид; Фалло, Мюриэль; Летурно, Ален; Кормон, Сандрин; Фехнер, Максимилиан; и др. (2011). «Улучшенные предсказания спектров реакторных антинейтрино». Physical Review C. 83 ( 5): 054615. arXiv : 1101.2663 . Bibcode : 2011PhRvC..83e4615M. doi : 10.1103/PhysRevC.83.054615. S2CID  118381633.
  60. ^ Упоминание, Гийом; Фехнер, Максимилиан; Лассер, Тьерри; Мюллер, Томас Александр; Люлье, Давид; Крибье, Мишель; Летурно, Ален (2011). "Аномалия реакторного антинейтрино". Physical Review D. 83 ( 7): 073006. arXiv : 1101.2755 . Bibcode : 2011PhRvD..83g3006M. doi : 10.1103/PhysRevD.83.073006. S2CID  14401655.
  61. ^ в целом Шоппманн, Стефан (2021). «Статус аномалий и поисков стерильных нейтрино в ядерных реакторах». Universe . 7 (10): 360. arXiv : 2109.13541 . Bibcode :2021Univ....7..360S. doi : 10.3390/universe7100360 .
  62. ^ Коуэн, Рон (2 февраля 2010 г.). «Новый взгляд на излучение Большого взрыва уточняет возраст Вселенной». Wired . Архивировано из оригинала 4 ноября 2016 г. Получено 1 ноября 2016 г.
  63. ^ "IceCube Research Highlights" (пресс-релиз). Университет Висконсина–Мэдисона . Архивировано из оригинала 11 октября 2016 года . Получено 13 декабря 2016 года .
  64. ^ Адамсон, Филипп; Андреопулос, Костас; Армс, Крегг Э.; Армстронг, Роберт; Оти, Дэвид Джон; Аввакумов, Сергей; и др. (2007). «Измерение скорости нейтрино с помощью детекторов MINOS и нейтринного пучка NuMI». Physical Review D. 76 ( 7): 072005. arXiv : 0706.0437 . Bibcode : 2007PhRvD..76g2005A. doi : 10.1103/PhysRevD.76.072005. S2CID  14358300.
  65. ↑ До свидания, Деннис (22 сентября 2011 г.). «Крошечные нейтрино, возможно, нарушили космический предел скорости». The New York Times . Архивировано из оригинала 26 июня 2018 г. Получено 19 февраля 2017 г. Эта группа обнаружила, хотя и с меньшей точностью, что скорости нейтрино соответствуют скорости света.
  66. ^ Хесла, Лия (8 июня 2012 г.). «MINOS сообщает о новом измерении скорости нейтрино». Fermilab Today . Архивировано из оригинала 24 сентября 2015 г. Получено 2 апреля 2015 г.
  67. ^ Стодольский, Лео (1988). «Скорость света и скорость нейтрино». Physics Letters B. 201 ( 3): 353–354. Bibcode : 1988PhLB..201..353S. doi : 10.1016/0370-2693(88)91154-9.
  68. ^ Коэн, Эндрю; Глэшоу Л., Шелдон (28 октября 2011 г.). «Новые ограничения на скорости нейтрино». Physical Review Letters . 107 (18): 181803. arXiv : 1109.6562 . Bibcode : 2011PhRvL.107r1803C. doi : 10.1103/PhysRevLett.107.181803. PMID  22107624. S2CID  56198539.
  69. ^ Антонелло, Маддалена; Априли, П.; Байбусинов, Багдат; Бальдо Сеолин, Милла ; Бенетти, Пьетро Анджело; Каллигарич, Элио; и др. (2012). «Измерение скорости нейтрино детектором ICARUS на пучке CNGS». Буквы по физике Б. 713 (1): 17–22. arXiv : 1203.3433 . Бибкод : 2012PhLB..713...17A. doi :10.1016/j.physletb.2012.05.033. S2CID  55397067.
  70. ^ Коттингем, WN; Гринвуд, DA (2007). Введение в Стандартную модель физики элементарных частиц (2-е изд.). Cambridge University Press.
  71. ^ Шехтер, Джозеф; Валле, Хосе ВФ (1980). «Массы нейтрино в теориях SU(2) ⊗ U(1)». Physical Review D. 22 ( 9): 2227–2235. Bibcode :1980PhRvD..22.2227S. doi :10.1103/PhysRevD.22.2227.
  72. ^ Терранова, Франческо (2021). Современный учебник по физике элементарных частиц и ядерной физике . Oxford Univ. Press. ISBN 978-0-19-284525-2.
  73. ^ Хат, Пит ; Олив, Кит А. (1979). «Космологический верхний предел массы тяжелых нейтрино». Physics Letters B. 87 ( 1–2): 144–146. Bibcode : 1979PhLB...87..144H. doi : 10.1016/0370-2693(79)90039-X.
  74. ^ Губар, Ариэль; Ханнестад, Стен; Мёрцелл, Эдвард; Ту, Хуитцу (2006). «Связанная масса нейтрино по данным WMAP за 3 года, пик барионного акустического излучения, сверхновые SNLS и лес Лаймана-α». Журнал космологии и астрочастичной физики . 2006 (6): 019. arXiv : astro-ph/0602155 . Bibcode : 2006JCAP...06..019G. doi : 10.1088/1475-7516/2006/06/019. S2CID  119535760.
  75. ^ Planck Collaboration (2020). "Planck 2018 results. VI. Cosmological settings". Astronomy & Astrophysics . 641 (A6): A6. arXiv : 1807.06209 . Bibcode :2020A&A...641A...6P. doi :10.1051/0004-6361/201833910. S2CID  119335614.
  76. ^ Ди Валентино, Элеонора; Гариаццо, Стефано; Мена, Ольга (2021). «О самых ограничивающих космологических границах массы нейтрино». Physical Review D. 104 ( 8): 083504. arXiv : 2106.15267 . doi : 10.1103/PhysRevD.104.083504. S2CID  235669844.
  77. ^ Ди Валентино, Элеонора; Мелькиорри, Алессандро (2022). «Границы массы нейтрино в эпоху напряженной космологии». The Astrophysical Journal Letters . 931 (2): L18. arXiv : 2112.02993 . Bibcode : 2022ApJ...931L..18D. doi : 10.3847/2041-8213/ac6ef5 . S2CID  244909022.
  78. ^ "Нобелевские лауреаты по физике" (пресс-релиз). Королевская шведская академия наук. 6 октября 2015 г. Архивировано из оригинала 6 октября 2015 г. Получено 14 июня 2017 г.
  79. ↑ Дэй, Чарльз (7 октября 2015 г.). «Такааки Кадзита и Артур Макдональд разделяют Нобелевскую премию по физике 2015 года». Physics Today . № 10. doi :10.1063/PT.5.7208. ISSN  0031-9228.
  80. ^ Фукуда, Ёсиюки; Хаякава, Такаши; Итихара, Э.; Иноуэ, Кунио; Исихара, Кен; Исино, Хирокадзу; и др. (1998). «Измерения потока солнечных нейтрино за первые 300 дней Супер-Камиоканде». Письма о физических отзывах . 81 (6): 1158–1162. arXiv : hep-ex/9805021 . Бибкод : 1998PhRvL..81.1158F. doi : 10.1103/PhysRevLett.81.1158. S2CID  14217731.
  81. ^ Mohapatra, Rabindra N. ; Antusch, Stefan; Babu, Kaladi S. ; Barenboim, Gabriela; Chen, Mu-Chun; de Gouvêa, André; et al. (2007). "Theory of neutrinos". Reports on Progress in Physics . White Paper. 70 (11): 1757–1867. arXiv : hep-ph/0510213 . Bibcode :2007RPPh...70.1757M. doi :10.1088/0034-4885/70/11/R02. S2CID  119092531. Архивировано из оригинала 13 августа 2018 г. . Получено 13 августа 2018 г. .
  82. ^ Эстебан, Иван; Гонсалес Гарсия, Конча; Мальтони, Мишель; Швец, Томас; Альберт, Чжоу (июнь 2020 г.). «Диапазоны параметров». NuFIT.org . Подгонка трех нейтрино (ред. NuFIT 3.2). Архивировано из оригинала 14 января 2021 г. . Получено 29 декабря 2020 г. .
  83. ^ Амслер, Клод; Досер, Майкл; Антонелли, Марко; Аснер, Дэвид М.; Бабу, Калади С.; Бэр, Говард; и др. (2008). "Обзор физики элементарных частиц" (PDF) . Physics Letters B . 667 (1): 1–6. Bibcode :2008PhLB..667....1A. doi :10.1016/j.physletb.2008.07.018. hdl : 1854/LU-685594 . PMID  10020536. S2CID  227119789. Архивировано (PDF) из оригинала 1 июня 2020 г. . Получено 25 октября 2017 г. .
  84. ^ "The Mainz Neutrino Mass Experiment" (пресс-релиз). Архивировано из оригинала 3 марта 2016 года.
  85. ^ Кастельвекки, Давиде (14 февраля 2022 г.). «Насколько легок нейтрино? Ответ ближе, чем когда-либо». Nature . doi :10.1038/d41586-022-00430-x. PMID  35165410. S2CID  246827702. Архивировано из оригинала 7 августа 2023 г. Получено 18 февраля 2022 г.
  86. ^ Агафонова, Н.; Александров, Андрей; Алтынок, Осман; Амбросио, Микеланджело; Анохина Анна М.; Аоки, Сигэки; и др. (2010). «Наблюдение первого события-кандидата ν τ в эксперименте OPERA в пучке CNGS». Буквы по физике Б. 691 (3): 138–145. arXiv : 1006.1623 . Бибкод : 2010PhLB..691..138A. doi :10.1016/j.physletb.2010.06.022. S2CID  119256958.
  87. ^ Гандо, Азуса и др. (KamLAND-Zen Collaboration) (11 мая 2016 г.). "Поиск майорановских нейтрино вблизи области инвертированной иерархии масс с помощью KamLAND-Zen". Physical Review Letters . 117 (8): 082503. arXiv : 1605.02889 . Bibcode :2016PhRvL.117h2503G. doi :10.1103/PhysRevLett.117.082503. PMID  27588852. S2CID  204937469.
  88. ^ Goldhaber, Maurice ; Grodzins, Lee ; Sunyar, Andrew W. (1 января 1958 г.). «Спиральность нейтрино». Physical Review . 109 (3): 1015–1017. Bibcode :1958PhRv..109.1015G. doi : 10.1103/PhysRev.109.1015 .
  89. ^ Kayser, Борис Дж. (2005). "Масса нейтрино, смешивание и изменение аромата" (PDF) . Particle Data Group . Архивировано (PDF) из оригинала 26 сентября 2007 г. . Получено 25 ноября 2007 г. .
  90. ^ Bilenky, Samoil M.; Giunti, Carlo (2001). «Lepton numbers in the framework of neutrino mixed». International Journal of Modern Physics A . 16 (24): 3931–3949. arXiv : hep-ph/0102320 . Bibcode :2001IJMPA..16.3931B. doi :10.1142/S0217751X01004967. S2CID  18544616. Архивировано из оригинала 11 марта 2021 г. Получено 21 июня 2023 г.
  91. ^ Kienle, Paul; Bosch, Fritz; Bühler, Paul; Faestermann, Thomas; Litvinov, Yuri A.; Sanjari, M. Shahab; et al. (2013). "Высокоразрешающее измерение модулированного по времени орбитального электронного захвата и распада β + водородоподобных ионов 142 Pm 60 + ". Physics Letters B . 726 (4–5): 638–645. arXiv : 1309.7294 . Bibcode :2013PhLB..726..638K. doi :10.1016/j.physletb.2013.09.033. ISSN  0370-2693. S2CID  55085840.
  92. ^ Giunti, Carlo (2009). «Аномалия времени GSI: факты и вымысел». Nuclear Physics B. Proceedings Supplements. 188 : 43–45. arXiv : 0812.1887 . Bibcode :2009NuPhS.188...43G. CiteSeerX 10.1.1.250.3294 . doi :10.1016/j.nuclphysbps.2009.02.009. ISSN  0920-5632. S2CID  10196271. 
  93. ^ Гал, Авраам (2016). «Нейтринные сигналы в экспериментах с электронным захватом накопителя». Симметрия . 8 (6): 49. arXiv : 1407.1789 . Bibcode : 2016Symm....8...49G. doi : 10.3390/sym8060049 . ISSN  2073-8994. S2CID  14287612.
  94. ^ "Ядерное деление и синтез, и ядерные взаимодействия". Таблицы физических и химических констант Kay & Laby. Национальная физическая лаборатория . 2008. Архивировано из оригинала 25 апреля 2006 года . Получено 25 июня 2009 года .
  95. ^ Бернстайн, Адам; Ван, Ифан ; Гратта, Джорджио; Уэст, Тодд (2002). «Защита и мониторинг ядерных реакторов с помощью детекторов антинейтрино». Журнал прикладной физики . 91 (7): 4672. arXiv : nucl-ex/0108001 . Bibcode : 2002JAP....91.4672B. doi : 10.1063/1.1452775. S2CID  6569332.
  96. ^ Bandyopadhyay, Abhijit; Choubey, Sandhya; Gandhi, Raj; Goswami, Srubabati ; Roberts, B. Lee; Bouchez, Jacques; et al. (Рабочая группа по физике МКС) (2009). "Физика на будущей нейтринной фабрике и сверхлучевой установке". Reports on Progress in Physics . 72 (10): 6201. arXiv : 0710.4947 . Bibcode : 2009RPPh...72j6201B. doi : 10.1088/0034-4885/72/10/106201. S2CID  118507768.
  97. ^ Вустер, Элизабет (19 июля 2023 г.). «Рассвет физики нейтрино на коллайдерах». Physics . 16 : 113. Bibcode :2023PhyOJ..16..113W. doi : 10.1103/Physics.16.113 . S2CID  260749625. Архивировано из оригинала 30 июля 2023 г. Получено 23 июля 2023 г.
  98. ^ Фредерик, Рейнес; Коуэн, Клайд Л. младший (1997). «Эксперименты Рейнеса-Коуэна: обнаружение полтергейста» (PDF) . Los Alamos Science . 25 : 3. Архивировано (PDF) из оригинала 21 февраля 2013 г. . Получено 20 октября 2009 г. .
  99. ^ Гандо, Азуса; Гандо, Ёсихито; Ханакаго, Х.; Икеда, Харуо; Иноуэ, Кунио; Ишидоширо, Кодзи; и др. (KamLAND Collaboration) (2 августа 2013 г.). "Измерение антинейтрино в режиме включения-выключения реактора с помощью KamLAND". Physical Review D . 88 (3): 033001. arXiv : 1303.4667 . Bibcode :2013PhRvD..88c3001G. doi :10.1103/PhysRevD.88.033001. S2CID  55754667.
  100. ^ Агостини, Маттео; Аппель, Сабрина; Беллини, Джанпаоло; Бензигер, Джей Б.; Бик, Даниэль; Бонфини, Джузеппе; и др. (Сотрудничество Borexino) (7 августа 2015 г.). "Спектроскопия геонейтрино из данных Borexino за 2056 дней". Physical Review D. 92 ( 3): 031101. arXiv : 1506.04610 . Bibcode : 2015PhRvD..92c1101A. doi : 10.1103/PhysRevD.92.031101. S2CID  55041121.
  101. ^ Кришнасвами, MR; Менон, Мамбилликалатхил Говинд Кумар ; Нарасимхан, VS; Хинотани, Кенсаку; Ито, Нобуо; Мияке, Сабуро; и др. (6 июля 1971 г.). "II. Атмосферные мюоны на глубине 7000 рт. ст. см² (Колар)". Труды Королевского общества A: Математические, физические и инженерные науки . Нейтринный эксперимент на золотых полях Колара. 323 (1555): 511–522. Bibcode : 1971RSPSA.323..511K. doi : 10.1098/rspa.1971.0120. JSTOR  78071. S2CID  120583187.
  102. ^ ab Colgate, Stirling A. & White, Richard H. (1966). "Гидродинамическое поведение взрывов сверхновых". The Astrophysical Journal . 143 : 626. Bibcode : 1966ApJ...143..626C. doi : 10.1086/148549. Архивировано из оригинала 4 августа 2020 г. Получено 13 августа 2018 г.
  103. ^ abc Mann, Alfred K. (1997). Тень звезды: Нейтринная история сверхновой 1987A. WH Freeman . стр. 122. ISBN 978-0-7167-3097-2. Архивировано из оригинала 2008-05-05 . Получено 2007-11-20 .
  104. ^ Бартусяк, Марсия . «Короткая жизнь и насильственная смерть Сандулеака-69» (PDF) . marciabartusiak.com . Архивировано (PDF) из оригинала 4 марта 2016 года . Получено 2 октября 2014 года .
  105. ^ Beacom, John F.; Vogel, Petr (1999). «Можно ли обнаружить сверхновую по ее нейтрино?». Physical Review D. 60 ( 3): 033007. arXiv : astro-ph/9811350 . Bibcode : 1999PhRvD..60c3007B. doi : 10.1103/PhysRevD.60.033007. S2CID  32370864.
  106. ^ Beacom, John F. (2010). «Диффузный фон нейтрино сверхновой». Annual Review of Nuclear and Particle Science . 60 (1): 439–462. arXiv : 1004.3311 . Bibcode :2010ARNPS..60..439B. doi :10.1146/annurev.nucl.010909.083331. S2CID  118519312.
  107. ^ Бахколл, Джон Н. (1989). Нейтринная астрофизика . Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-37975-5.
  108. ^ Дэвис, Рэймонд-младший (2003). "Нобелевская лекция: полвека с солнечными нейтрино" (PDF) . Reviews of Modern Physics . 75 (3): 10. Bibcode :2003RvMP...75..985D. CiteSeerX 10.1.1.208.7632 . doi :10.1103/RevModPhys.75.985. Архивировано (PDF) из оригинала 29 февраля 2012 г. . Получено 25 октября 2017 г. . 
  109. ^ Минкель, Дж. Р. (17 июля 2009 г.). «Стартовый пистолет сверхновой: Нейтрино». Физика . 24. Архивировано из оригинала 26 сентября 2011 г. Получено 5 апреля 2012 г.
  110. ^ Gelmini, Graciela B. ; Kusenko, Alexander ; Weiler, Thomas J. (май 2010 г.). "Through Neutrino Eyes". Scientific American . Vol. 302, no. 5. pp. 38–45. Bibcode :2010SciAm.302e..38G. doi :10.1038/scientificamerican0510-38. Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 г. . Получено 8 октября 2011 г. .
  111. ^ Stancil, Daniel D.; Adamson, Philip; Alania, Marcos; Aliaga Soplin, Leo; Andrews, Michael P.; Araujo del Castillo, Carmen; et al. (2012). "Demonstration of communication using neutrinos" (PDF) . Modern Physics Letters A . 27 (12): 1250077–1–1250077–10. arXiv : 1203.2847 . Bibcode :2012MPLA...2750077S. doi :10.1142/S0217732312500770. S2CID  119237711. Архивировано (PDF) из оригинала 13 февраля 2015 г. . Получено 27 января 2015 г. .
    • Ребекка Бойл (15 марта 2012 г.). «Впервые сообщение отправлено с помощью нейтрино». Popular Science .
  112. ^ Overbye, Dennis (12 июля 2018 г.). «Он вылетел из черной дыры и приземлился в Антарктиде». The New York Times . Архивировано из оригинала 14 мая 2019 г. Получено 13 июля 2018 г. Впервые астрономы проследили за космическими нейтрино в огнедышащее сердце сверхмассивного блазара
  113. ^ Сэмпл, Иэн (12 июля 2018 г.). «Нейтрино, поразившее Антарктиду, отслежено до галактики в 3,7 млрд световых лет от нас». The Guardian . Архивировано из оригинала 15 августа 2019 г. Получено 13 июля 2018 г.
  114. ^ Halton, Mary (12 июля 2018 г.). «Источник космической „призрачной“ частицы раскрыт». BBC News . Архивировано из оригинала 13 июля 2019 г. . Получено 4 декабря 2019 г. .
  115. ^ «Нейтрино IceCube дают нам первый взгляд на внутренние глубины активной галактики». IceCube Neutrino Observatory (пресс-релиз). Университет Висконсина–Мэдисона . 3 ноября 2022 г. Архивировано из оригинала 22 сентября 2023 г. Получено 22 ноября 2022 г.
  116. ^ Чанг, Кеннет (29 июня 2023 г.). «Нейтрино создают призрачную карту Млечного Пути — астрономы впервые обнаружили нейтрино, возникшие в нашей местной галактике, с помощью новой методики». The New York Times . Архивировано из оригинала 29 июня 2023 г. . Получено 30 июня 2023 г.
  117. ^ IceCube Collaboration (29 июня 2023 г.). «Наблюдение нейтрино высокой энергии из плоскости Галактики». Science . 380 (6652): 1338–1343. arXiv : 2307.04427 . doi :10.1126/science.adc9818. PMID  37384687. S2CID  259287623. Архивировано из оригинала 30 июня 2023 г. Получено 30 июня 2023 г.

Библиография

Внешние ссылки

Найдите значение слова «нейтрино» в Викисловаре, бесплатном словаре.