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), который взаимодействует только через слабое взаимодействие и гравитацию . [2] [3] Нейтрино названо так потому, что оно электрически нейтрально, а его масса покоя настолько мала ( -ино ), что долгое время считалось, что она равна нулю . Масса покоя нейтрино значительно меньше, чем у других известных элементарных частиц (исключая безмассовые частицы ). [1] Слабое взаимодействие имеет очень короткий радиус действия, гравитационное взаимодействие чрезвычайно слабое из-за очень малой массы нейтрино, а 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
    мкм
  3. тау нейтрино ,
    ν
    τ

Каждый аромат связан с заряженным лептоном с соответствующим названием . [5] Хотя долгое время считалось, что нейтрино не имеют массы, теперь известно, что существуют три дискретные массы нейтрино с разными крошечными значениями (наименьшая из которых может быть даже равна нулю [6] ), но эти три массы не соответствуют однозначно три аромата: нейтрино, созданное с определенным ароматом, представляет собой специфическую смесь всех трех массовых состояний ( квантовая суперпозиция ). Как и некоторые другие нейтральные частицы , нейтрино в полете колеблются между разными ароматами. Например, электронное нейтрино, образовавшееся в реакции бета-распада, может взаимодействовать в удаленном детекторе как мюонное или тау-нейтрино. [7] [8] По состоянию на 2024 год три значения массы еще не известны, но лабораторные эксперименты и космологические наблюдения определили разность их квадратов, [9] верхний предел их суммы (< 2,14 × 10 −37  кг ), [1] [10] и верхний предел массы электронного нейтрино. [11]

Каждому нейтрино также существует соответствующая античастица , называемая антинейтрино, которая также имеет спин 1 /2и нет электрического заряда. Антинейтрино отличаются от нейтрино наличием лептонного числа с противоположным знаком, слабым изоспином и правосторонней, а не левосторонней киральностью. 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. [12] [13]

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

Большинство нейтрино, обнаруженных на Земле, образуются в результате ядерных реакций внутри Солнца. У 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, чтобы объяснить, 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 -on , которое используется для обозначения обоих частиц. протон и электрон . Он считал, что новая частица вылетела из ядра вместе с электроном или бета-частицей в процессе бета-распада и имела массу, близкую к электрону. [18] [б]

Джеймс Чедвик открыл гораздо более массивную нейтральную ядерную частицу в 1932 году и также назвал ее нейтроном , оставив два типа частиц с одинаковым 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 его также использовал Паули. Название ( итальянский эквивалент слова «маленький нейтральный») было в шутку придумано Эдоардо Амальди во время разговора с Ферми в Институте физики на Виа 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 недопустимо для бета-распада: на Сольвеевской конференции того же года были представлены результаты измерений энергетических спектров бета-частиц (электронов), показавшие, что существует строгий предел энергия электронов от каждого типа бета-распада. Такого предела не ожидается, если сохранение энергии неверно, и в этом случае любое количество энергии будет статистически доступно, по крайней мере, в нескольких распадах. Естественным объяснением спектра бета-распада, впервые измеренного в 1934 году, было то, что было доступно только ограниченное (и сохраняющееся) количество энергии, и новая частица иногда забирала различную часть этой ограниченной энергии, оставляя остальную часть бета-частице. . Паули воспользовался случаем, чтобы публично подчеркнуть, что еще не обнаруженное «нейтрино» должно быть реальной частицей. [22] : 25  Первое свидетельство реальности нейтрино появилось в 1938 году благодаря одновременным измерениям в камере Вильсона электрона и отдачи ядра. [23]

Прямое обнаружение

Фред Райнс и Клайд Коуэн проводят эксперимент с нейтрино ок. 1956 год

В 1942 году Ван Ганчан впервые предложил использовать бета-захват для экспериментального обнаружения нейтрино. [24] В номере журнала Science от 20 июля 1956 года Клайд Коуэн , Фредерик Райнс , Фрэнсис Б. «Кико» Харрисон, Геральд В. Круз и Остин Д. Макгуайр опубликовали подтверждение того, что они обнаружили нейтрино, [25] [26] ] результат, который был награжден 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, вступали в реакцию с протонами с образованием нейтронов и позитронов:


ν
е+
п+
→
н0
+
е+

Позитрон быстро находит электрон, и они аннигилируют друг друга. Два образующихся гамма-излучения (γ) можно обнаружить. Нейтрон можно обнаружить, захватив его соответствующим ядром, испуская гамма-лучи. Совпадение обоих событий — аннигиляции позитрона и захвата нейтрона — дает уникальный признак взаимодействия антинейтрино.

В феврале 1965 года первое нейтрино, обнаруженное в природе, было идентифицировано группой, в которую входили Фредерик Райнес и Фридель Селлшоп . [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 была реализована примитивная нейтринная астрономия и рассмотрены вопросы физики нейтрино и слабых взаимодействий. [30]

Нейтринный аромат

Антинейтрино, открытое Клайдом Коуэном и Фредериком Рейнсом, 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 гипотезой под названием нейтретто ), [31] что принесло им Нобелевскую премию 1988 года. по физике .

Когда в 1975 году в Стэнфордском центре линейных ускорителей был открыт третий тип лептона, тау , также ожидалось, что у него будет связанное нейтрино (тау-нейтрино). Первое свидетельство существования этого третьего типа нейтрино было получено в результате наблюдения недостающей энергии и импульса в тау-распадах, аналогичных бета-распаду, что привело к открытию электронного нейтрино. О первом обнаружении тау-нейтринных взаимодействий было объявлено в 2000 году коллаборацией DONUT в Фермилабе ; его существование уже было подтверждено как теоретической согласованностью, так и экспериментальными данными Большого электрон-позитронного коллайдера . [32]

Проблема солнечных нейтрино

В 1960-х годах знаменитый ныне эксперимент Хоумстейка впервые измерил поток электронных нейтрино, прибывающих из ядра Солнца, и обнаружил значение, которое составляло от одной трети до половины числа, предсказанного Стандартной солнечной моделью . Это несоответствие, которое стало известно как проблема солнечных нейтрино , оставалось нерешенным около тридцати лет, в то время как возможные проблемы как с экспериментом, так и с солнечной моделью исследовались, но ни одна не была обнаружена. В конце концов стало понятно, что оба варианта на самом деле были верны и что расхождение между ними было связано с тем, что нейтрино оказались более сложными, чем предполагалось ранее. Было высказано предположение, что три нейтрино имеют ненулевую и немного разную массу и, следовательно, могут колебаться в необнаружимые ароматы во время полета к Земле. Эта гипотеза была исследована с помощью новой серии экспериментов, тем самым открыв новую крупную область исследований, которая продолжается до сих пор. Окончательное подтверждение явления осцилляций нейтрино привело к получению двух Нобелевских премий: одну — Р. Дэвису , который задумал и возглавил эксперимент Хоумстейк, и Масатоши Кошиба из Камиоканде, чья работа подтвердила это, и одну — Такааки Каджита из Супер-Камиоканде и А. Б. Макдональда. SNO за совместный эксперимент, подтвердивший существование всех трёх ароматов нейтрино и не обнаруживший дефицита . [33]

Колебания

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

Начиная с 1998 года эксперименты начали показывать, что солнечные и атмосферные нейтрино меняют вкус (см. Супер-Камиоканде и Нейтринная обсерватория Садбери ). Это решило проблему солнечных нейтрино: электронные нейтрино, образующиеся на Солнце, частично превратились в другие ароматы, которые эксперименты не смогли обнаружить.

Хотя отдельные эксперименты, такие как серия экспериментов с солнечными нейтрино, в целом согласуются с неколебательными механизмами преобразования ароматов нейтрино, нейтринные эксперименты предполагают существование нейтринных осцилляций. Особенно актуальными в этом контексте являются реакторный эксперимент KamLAND и ускорительные эксперименты, такие как MINOS . Эксперимент KamLAND действительно идентифицировал колебания как механизм преобразования аромата нейтрино, участвующий в нейтрино солнечных электронов. Точно так же MINOS подтверждает колебания атмосферных нейтрино и дает лучшее определение расщепления в квадрате массы. [34] Такааки Кадзита из Японии и Артур Б. Макдональд из Канады получили Нобелевскую премию по физике 2015 года за выдающиеся открытия, теоретические и экспериментальные, о том, что нейтрино могут менять вкус.

Космические нейтрино

Ожидается, что помимо конкретных источников во Вселенной будет пронизывать общий фоновый уровень нейтрино, который, как предполагается, возникнет из-за двух основных источников.

Фон космических нейтрино (происхождение Большого взрыва)

Примерно через 1 секунду после Большого взрыва нейтрино отделились, образовав фоновый уровень нейтрино, известный как фон космических нейтрино (CNB).

Диффузный нейтринный фон сверхновой (возникла сверхновая)

Р. Дэвис и М. Кошиба были совместно удостоены Нобелевской премии по физике 2002 г. Оба провели новаторскую 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 положили начало нейтринной астрономии . [35]

SN 1987A представляет собой единственное подтвержденное обнаружение нейтрино сверхновой. Однако многие звезды во Вселенной стали сверхновыми, оставив теоретический фон рассеянных нейтрино сверхновых .

Свойства и реакции

Нейтрино имеют полуцелый спин ( 1 /2х ); следовательно, они являются фермионами . Нейтрино – это лептоны. Их взаимодействие наблюдалось только посредством слабого взаимодействия , хотя предполагается, что они также взаимодействуют гравитационно. Поскольку они имеют ненулевую массу, теоретические соображения позволяют нейтрино взаимодействовать магнитно, но не требуют от них этого. Пока нет экспериментальных подтверждений 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
мкм), или тау-нейтрино (
ν
τ), связанный с соответствующими заряженными лептонами, электрон (
е−
), мюон (
мкм−
) и тау (
τ−
), соответственно. [36]

Хотя долгое время считалось, что нейтрино не имеют массы, теперь известно, что существует три дискретные массы нейтрино; каждое состояние аромата нейтрино представляет собой линейную комбинацию трех дискретных состояний собственной массы. Хотя по состоянию на 2016 год известны только разности квадратов трех значений масс, эксперименты [9] показали, что эти массы крошечны по сравнению с любой другой частицей. На основе космологических измерений было подсчитано, что сумма масс трех нейтрино должна быть меньше одной миллионной массы электрона. [1] [10]

Более формально, собственные состояния аромата нейтрино (комбинации рождения и уничтожения) — это не то же самое, что собственные состояния массы нейтрино (просто обозначаемые «1», «2» и «3»). По состоянию на 2016 год неизвестно, какой из этих троих самый тяжелый. Иерархия масс нейтрино состоит из двух возможных конфигураций. По аналогии с иерархией масс заряженных лептонов конфигурацию, в которой масса 2 легче массы 3, условно называют «нормальной иерархией», тогда как в «инвертированной иерархии» будет действовать обратное. В настоящее время предпринимаются несколько крупных экспериментальных попыток, чтобы помочь установить, какая из них верна. [37]

Нейтрино, созданное в собственном состоянии определенного аромата, находится в связанной с ним конкретной квантовой суперпозиции всех трех собственных массовых состояний. Эти три массы настолько мало различаются, что их невозможно различить экспериментально на какой-либо практической траектории полета. Было обнаружено, что доля каждого массового состояния в полученных состояниях чистого вкуса глубоко зависит от вкуса. Взаимосвязь между собственными состояниями аромата и массы закодирована в матрице PMNS . Эксперименты установили значения от умеренной до низкой точности для элементов этой матрицы, при этом по состоянию на 2016 год единственная сложная фаза в матрице известна плохо. [9]

Ненулевая масса позволяет нейтрино иметь крошечный магнитный момент ; если так, то нейтрино будут взаимодействовать электромагнитно, хотя такого взаимодействия никогда не наблюдалось. [38]

Колебания вкуса

В полете нейтрино колеблются между разными ароматами. Например, электронное нейтрино, образующееся в реакции бета-распада, может взаимодействовать в удаленном детекторе как мюонное или тау-нейтрино, что определяется ароматом заряженного лептона, образующегося в детекторе. Это колебание происходит потому, что три компонента массового состояния созданного аромата движутся с несколько разными скоростями, так что их квантово-механические волновые пакеты развивают относительные фазовые сдвиги , которые меняют то, как они объединяются, создавая различную суперпозицию трех ароматов. Таким образом, каждый ароматический компонент колеблется по мере движения нейтрино, причем относительная сила ароматов варьируется. Относительные пропорции ароматов при взаимодействии нейтрино представляют собой относительные вероятности того, что этот аромат взаимодействия создаст соответствующий аромат заряженного лептона. [7] [8]

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

Эффект Михеева–Смирнова–Вольфенштейна.

Нейтрино, путешествующие через материю, в целом подвергаются процессу, аналогичному прохождению света через прозрачный материал . Этот процесс невозможно наблюдать напрямую, поскольку он не производит ионизирующее излучение , но приводит к эффекту Михеева-Смирнова-Вольфенштейна . Лишь небольшая часть энергии нейтрино передается материалу. [40]

Антинейтрино

Каждому нейтрино также существует соответствующая античастица , называемая антинейтрино , которая также не имеет электрического заряда и имеет полуцелый спин. Они отличаются от нейтрино наличием противоположных знаков лептонного числа и противоположной киральности (и, следовательно, слабого изоспина противоположного знака). По состоянию на 2016 год не было обнаружено никаких доказательств каких-либо других различий.

До сих пор, несмотря на обширные и продолжающиеся поиски исключений, во всех наблюдаемых лептонных процессах ни разу не произошло какого-либо изменения общего лептонного числа; например, если общее число лептонов в начальном состоянии равно нулю, то в конечном состоянии есть только совпадающие пары лептонов и антилептонов: электронные нейтрино появляются в конечном состоянии вместе только с позитронами (антиэлектронами) или электронными антинейтрино, и электронные антинейтрино с электронами или электронными нейтрино. [12] [13]

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

Впервые антинейтрино были обнаружены в результате их взаимодействия с протонами в большом резервуаре с водой. Его установили рядом с ядерным реактором в качестве контролируемого источника антинейтрино (см. нейтринный эксперимент Коуэна-Рейнса). Исследователи всего мира начали изучать возможность использования антинейтрино для мониторинга реакторов в контексте предотвращения распространения ядерного оружия . [41] [42] [43]

Майорана масса

Поскольку антинейтрино и нейтрино являются нейтральными частицами, вполне возможно, что это одна и та же частица. Вместо обычных фермионов Дирака нейтральные частицы могут иметь другой тип спина.  1 /2частица, называемая частицей Майорана , названная в честь итальянского физика Этторе Майорана, который первым предложил эту концепцию. В случае нейтрино эта теория приобрела популярность, поскольку ее можно использовать в сочетании с механизмом качелей для объяснения того, почему массы нейтрино настолько малы по сравнению с массами других элементарных частиц, таких как электроны или кварки. Майорановские нейтрино будут обладать тем свойством, что нейтрино и антинейтрино можно будет отличить только по киральности; то, что эксперименты наблюдают как разницу между нейтрино и антинейтрино, может быть просто связано с одной частицей с двумя возможными киральностями.

По состоянию на 2019 год неизвестно, являются ли нейтрино частицами Майорана или Дирака . Это свойство можно проверить экспериментально. Например, если нейтрино действительно являются майорановскими частицами, то процессы, нарушающие лептонное число, такие как безнейтринный двойной бета-распад, будут разрешены, чего не будет, если нейтрино являются частицами Дирака . Для поиска этого процесса было и проводится несколько экспериментов, например, GERDA , [44] EXO , [45] SNO+ , [46] и CUORE . [47] Фон космических нейтрино также является проверкой того, являются ли нейтрино майорановскими частицами , поскольку в случае Дирака или Майораны должно быть разное количество космических нейтрино, обнаруженных. [48]

Ядерные реакции

Нейтрино могут взаимодействовать с ядром, превращая его в другое ядро. Этот процесс используется в радиохимических детекторах нейтрино . В этом случае для оценки вероятности взаимодействия необходимо учитывать уровни энергии и спиновые состояния внутри ядра-мишени. В целом вероятность взаимодействия увеличивается с увеличением количества нейтронов и протонов в ядре. [33] [49]

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

Вынужденное деление и другие события распада

Подобно нейтронам в ядерных реакторах , нейтрино могут вызывать реакции деления внутри тяжелых ядер . [50] До сих пор эта реакция не была измерена в лаборатории, но прогнозируется, что она произойдет внутри звезд и сверхновых. Этот процесс влияет на количество изотопов, наблюдаемых во Вселенной . [49] Вызванный нейтрино распад ядер дейтерия наблюдался в Нейтринной обсерватории Садбери, которая использует детектор тяжелой воды . [51]

Типы

Существует три известных типа ( аромата ) нейтрино: электронное нейтрино.
ν
е, мюонное нейтрино
ν
мкми тау-нейтрино
ν
τ, названные в честь лептонов-партнеров Стандартной модели (см. таблицу справа). На сегодняшний день лучшее измерение количества типов нейтрино происходит при наблюдении распада Z-бозона . Эта частица может распасться на любое легкое нейтрино и его антинейтрино, причем чем больше доступных типов легких нейтрино, тем [г] короче время жизни Z-бозона. Измерения времени жизни Z показали, что с Z связаны три легких аромата нейтрино. [36] Соответствие между шестью кварками в Стандартной модели и шестью лептонами, среди которых три нейтрино, подсказывает интуиции физиков, что должны существовать ровно три типа нейтрино.

Исследовать

Существует несколько активных направлений исследований нейтрино, стремящихся найти:

Детекторы вблизи искусственных источников нейтрино

Международное научное сотрудничество устанавливает большие детекторы нейтрино рядом с ядерными реакторами или в пучках нейтрино от ускорителей частиц, чтобы лучше ограничивать массы нейтрино и значения величины и скорости колебаний между ароматами нейтрино. Таким образом, эти эксперименты направлены на поиск существования CP-нарушения в нейтринном секторе; то есть, по-разному ли законы физики относятся к нейтрино и антинейтрино. [9]

Эксперимент KATRIN в Германии начал сбор данных в июне 2018 г. [52] 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 — единственные кандидаты на роль темной материи , которые являются экспериментально установленными элементарными частицами — в частности, это горячая темная материя . Однако известные в настоящее время типы нейтрино, по-видимому, по существу исключены как значительная часть темной материи, основываясь на наблюдениях космического микроволнового фона . По-прежнему кажется правдоподобным, что более тяжелые стерильные нейтрино могут составлять теплую темную материю , если они существуют. [53]

Поиски стерильных нейтрино

Другие усилия направлены на поиск доказательств существования стерильного нейтрино — четвертого аромата нейтрино, который не будет взаимодействовать с материей, как три известных аромата нейтрино. [54] [55] [56] [57] Описанные выше измерения распада Z-бозона не влияют на возможность появления стерильных нейтрино: если их масса превышает половину массы Z-бозона, они не могут быть продуктом распада. Следовательно, тяжелые стерильные нейтрино имели бы массу не менее 45,6 ГэВ.

На существование таких частиц фактически намекают экспериментальные данные эксперимента LSND . С другой стороны, проводимый в настоящее время эксперимент MiniBooNE предполагает, что стерильные нейтрино не требуются для объяснения экспериментальных данных [58] , хотя последние исследования в этой области продолжаются, и аномалии в данных MiniBooNE могут допускать существование экзотических типов нейтрино, включая стерильные нейтрино. [59] Повторный анализ данных эталонных электронных спектров, проведенный Институтом Лауэ-Ланжевена [60] в 2011 году, также намекнул на существование четвертого, легкого стерильного нейтрино. [61] После результатов 2011 года с тех пор было проведено несколько экспериментов на очень коротких расстояниях от ядерных реакторов, направленных на поиск стерильных нейтрино. Хотя большинству из них удалось исключить существование легкого стерильного нейтрино, результаты в целом неоднозначны. [62]

Согласно анализу, опубликованному в 2010 году, данные микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона о космическом фоновом излучении совместимы либо с тремя, либо с четырьмя типами нейтрино. [63]

Поиски безнейтринного двойного бета-распада

Другая гипотеза касается «безнейтринного двойного бета-распада», который, если бы он существовал, нарушил бы сохранение числа лептонов. Поиски этого механизма продолжаются, но доказательств его существования пока не найдено. Если бы это было так, то то, что сейчас называют антинейтрино, не могло бы быть настоящими античастицами.

Нейтрино космических лучей

Эксперименты с нейтрино космических лучей обнаруживают нейтрино из космоса, чтобы изучить как природу нейтрино, так и космические источники, производящие их. [64]

Скорость

До того, как было обнаружено, что нейтрино колеблются, обычно считалось, что они не имеют массы и распространяются со скоростью света ( с ). 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 во всех экспериментах чрезвычайно близка к скорости света, а детекторы тока не чувствительны к ожидаемой разнице.

Кроме того, существуют некоторые варианты квантовой гравитации, нарушающие правила Лоренца, которые могут допускать нейтрино со скоростью, превышающей скорость света. [ нужна цитата ] Комплексной основой для нарушений Лоренца является расширение стандартной модели (SME).

Первые измерения скорости нейтрино были сделаны в начале 1980-х годов с использованием импульсных пучков пионов (создаваемых импульсными пучками протонов, поражающими цель). Пионы распадались, образуя нейтрино, а взаимодействия нейтрино, наблюдаемые во временном окне детектора на расстоянии, соответствовали скорости света. Это измерение было повторено в 2007 году с использованием детекторов MINOS , которые определили скоростьНейтрино с энергией 3  ГэВ с доверительным уровнем 99% будут находиться в диапазоне между0,999 976  с и1.000 126  с . Центральная ценность1,000 051  c выше скорости света, но, с учетом неопределенности, также соответствует скорости точно c или немного меньше. Это измерение установило верхнюю границу массы мюонного нейтрино на уровне50 МэВ с достоверностью 99% . [65] [66] После того, как детекторы для проекта были модернизированы в 2012 году, MINOS уточнил свой первоначальный результат и обнаружил согласие со скоростью света, с разницей во времени прибытия нейтрино и света -0,0006% (±0,0012% ). [67]

Подобное наблюдение, но в гораздо большем масштабе, было сделано со сверхновой 1987А ( SN 1987А ). Антинейтрино с энергией 10 МэВ от сверхновой были обнаружены во временном окне, соответствующем скорости света для нейтрино. До сих пор все измерения скорости нейтрино соответствовали скорости света. [68] [69]

Сверхсветовой нейтринный глюк

В сентябре 2011 года коллаборация OPERA опубликовала расчеты, показывающие, что скорости нейтрино с энергией 17 ГэВ и 28 ГэВ в их экспериментах превышают скорость света. В ноябре 2011 года OPERA повторила свой эксперимент с изменениями, чтобы скорость можно было определять индивидуально для каждого обнаруженного нейтрино. Результаты показали ту же скорость, превышающую скорость света. В феврале 2012 года появились сообщения о том, что результаты могли быть вызваны незакрепленным оптоволоконным кабелем, прикрепленным к одним из атомных часов, которые измеряли время вылета и прибытия нейтрино. Независимое повторение эксперимента в той же лаборатории, проведенное ICARUS, не выявило заметной разницы между скоростью нейтрино и скоростью света. [70]

В июне 2012 года ЦЕРН объявил, что новые измерения, проведенные в ходе всех четырех экспериментов Гран-Сассо (OPERA, ICARUS, Borexino и LVD ), обнаружили согласие между скоростью света и скоростью нейтрино, окончательно опровергнув первоначальное утверждение OPERA. [71]

Масса

Нерешенная задача по физике :

Можем ли мы измерить массы нейтрино? Соответствуют ли нейтрино статистике Дирака или Майораны ?

(еще нерешенные задачи по физике)
Хронология измерений массы нейтрино в различных экспериментах [11]

Стандартная модель физики элементарных частиц предполагала, что нейтрино не имеют массы. [72] Экспериментально установленное явление осцилляций нейтрино, которое смешивает состояния аромата нейтрино с массовыми состояниями нейтрино (аналогично смешиванию CKM ), требует, чтобы нейтрино имели ненулевые массы. [73] Массивные нейтрино были первоначально задуманы Бруно Понтекорво в 1950-х годах. Улучшить базовую структуру для учета их массы несложно, добавив правый лагранжиан. [74]

Указать массу нейтрино можно двумя способами, а в некоторых предложениях используются оба:

Жесткий 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 масса всех трёх типов нейтрино превышала в среднем50  эВ/ c 2 на нейтрино, во Вселенной было бы столько массы, что она бы коллапсировала. [75] Это ограничение можно обойти, предположив, что нейтрино нестабильно, но в Стандартной модели существуют ограничения, которые затрудняют это. Гораздо более строгое ограничение возникает в результате тщательного анализа космологических данных, таких как космическое микроволновое фоновое излучение, исследования галактик и лес Лайман-альфа . Анализ данных микроволнового космического телескопа WMAP показал, что сумма масс трех видов нейтрино должна быть меньше0,3 эВ/ c 2 . [76] В 2018 году коллаборация Planck опубликовала более сильную оценку0,11 эВ/ с 2 , которое было получено путем объединения наблюдений общей интенсивности реликтового излучения, поляризации и гравитационного линзирования с измерениями барионно-акустических колебаний из обзоров галактик и измерениями сверхновых с Пантеона. [77] Повторный анализ 2021 года, в который добавлены измерения пространственного искажения красного смещения из исследования SDSS-IV eBOSS, получил еще более жесткий верхний предел0,09 эВ/ c 2 . [78] Однако несколько наземных телескопов с погрешностями такого же размера, как Планк, предпочитают более высокие значения суммы масс нейтрино, что указывает на некоторую напряженность в наборах данных. [79]

Нобелевская премия по физике 2015 года была присуждена Такааки Кадзита и Артуру Б. Макдональду за экспериментальное открытие нейтринных осцилляций, демонстрирующих, что нейтрино имеют массу. [80] [81]

В 1998 году результаты исследований на детекторе нейтрино Супер-Камиоканде показали, что нейтрино могут колебаться от одного аромата к другому, что требует, чтобы они имели ненулевую массу. [82] Хотя это показывает, что нейтрино имеют массу, абсолютная шкала массы нейтрино до сих пор не известна. Это связано с тем, что нейтринные осцилляции чувствительны только к разнице квадратов масс. [83] По состоянию на 2020 год [84] наиболее подходящее значение разности квадратов масс собственных состояний масс 1 и 2 составляет | Δ м2
21| "="0,000 074  (эВ/ c 2 ) 2 , а для собственных состояний 2 и 3 | Δ м2
32| "="0,002 51  (эВ/ c 2 ) 2 . Поскольку | Δ м2
32| является разницей двух квадратов масс, хотя бы одна из них должна иметь значение, равное как минимум квадратному корню из этого значения. Таким образом, существует по крайней мере одно собственное состояние массы нейтрино с массой не менее0,05 эВ/ c 2 . [85]

Предпринимается ряд попыток напрямую определить масштаб абсолютной массы нейтрино в лабораторных экспериментах, особенно с использованием ядерного бета-распада. Верхние пределы эффективных масс электронных нейтрино обусловлены бета-распадом трития. Массовый эксперимент нейтрино в Майнце установил верхний предел m <2,2 эВ/ c 2 при уровне достоверности 95 %. [86] С июня 2018 года эксперимент KATRIN ищет массу между0,2 эВ/ c 2 и2 эВ/ c 2 при распаде трития. [52] Верхний предел на февраль 2022 г. составляет m ν  < 0,8 эВ/ c 2 при 90% CL в сочетании с предыдущей кампанией KATRIN от 2019 года. [11] [87]

31 мая 2010 года исследователи OPERA наблюдали первое событие-кандидат тау-нейтрино в пучке мюонных нейтрино, впервые наблюдая эту трансформацию в нейтрино, что предоставило дополнительные доказательства того, что они имеют массу. [88]

Если нейтрино является майорановской частицей , массу можно рассчитать, найдя период полураспада безнейтринного двойного бета-распада некоторых ядер. Текущий нижний верхний предел майорановской массы нейтрино был установлен KamLAND -Zen:0,060–0,161 эВ/ c 2 . [89]

Хиральность

Результаты экспериментов показывают, что в пределах погрешности все рожденные и наблюдаемые нейтрино имеют левостороннюю спиральность (спины антипараллельны импульсам ), а все антинейтрино имеют правовращающую спиральность. [90] В безмассовом пределе это означает, что для каждой частицы наблюдается только одна из двух возможных киральностей. Это единственные киральности, включенные в Стандартную модель взаимодействия частиц.

Возможно, их аналогов (правых нейтрино и левых антинейтрино) просто не существует. Если они существуют , то их свойства существенно отличаются от наблюдаемых нейтрино и антинейтрино. Предполагается, что они либо очень тяжелые (порядка шкалы Великого объединения — 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 рождаются в слабых взаимодействиях как собственные состояния киральности. Хиральность массивной частицы не является константой движения; спиральность есть, но оператор киральности не имеет общих собственных состояний с оператором спиральности. Свободные нейтрино распространяются как смеси левых и правых спиральных состояний с амплитудами смешивания порядка м ν /Э . Это не оказывает существенного влияния на эксперименты, поскольку участвующие в ней нейтрино почти всегда ультрарелятивистские, и поэтому амплитуды смешивания исчезающе малы. По сути, они путешествуют так быстро, а время в их системах покоя течет так медленно, что у них нет достаточно времени, чтобы изменить какой-либо наблюдаемый путь. 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 . [91] [92]

Аномалия GSI

Неожиданная серия экспериментальных результатов по скорости распада тяжелых высокозаряженных радиоактивных ионов , циркулирующих в накопителе, спровоцировала теоретическую активность в попытках найти убедительное объяснение. Наблюдаемое явление известно как аномалия GSI , поскольку накопительное кольцо находится на базе Центра исследований тяжелых ионов им. Гельмгольца GSI в Дармштадте , Германия .

Было обнаружено, что скорости слабого распада двух радиоактивных частиц с периодом полураспада около 40 секунд и 200 секунд имеют значительную колебательную модуляцию с периодом около 7 секунд. [93] Поскольку в процессе распада образуется электронное нейтрино, некоторые из предлагаемых объяснений наблюдаемой частоты колебаний предполагают новые или измененные свойства нейтрино. Идеи, связанные с колебаниями вкуса, были встречены скептически. [94] Более позднее предложение основано на различиях между собственными состояниями масс нейтрино . [95]

Источники

Искусственный

Реакторные нейтрино

Ядерные реакторы являются основным источником нейтрино, созданных человеком. Большая часть энергии в ядерном реакторе вырабатывается за счет деления (четыре основных делящихся изотопа в ядерных реакторах235
ты
,238
ты
,239
Пу
и241
Пу
), образующиеся в результате богатые нейтронами дочерние нуклиды быстро подвергаются дополнительным бета-распадам, каждый из которых превращает один нейтрон в протон и электрон и высвобождает электронное антинейтрино. С учетом этих последующих распадов среднее количество выбросов ядерного деления составляет около200 МэВ энергии, из которой примерно 95,5% остается в ядре в виде тепла, а примерно 4,5% (или около9 МэВ ) [96] излучается в виде антинейтрино. Для типичного ядерного реактора тепловой мощностью4000  МВт , [e] общее производство энергии из делящихся атомов фактически составляет4185 МВт , из них185 МВт излучается в виде антинейтринного излучения и никогда не встречается в технике. Это значит,185 МВт энергии деления теряется в этом реакторе и не проявляется в виде тепла, доступного для работы турбин, поскольку антинейтрино практически без взаимодействия проникают во все строительные материалы.

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 . [97] Не существует общепринятого 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 идентифицирован (см. § Обнаружение ниже).

По оценкам, 3% всех антинейтрино из ядерного реактора несут энергию выше этого порога. Таким образом, средняя атомная электростанция может вырабатывать более10 20 антинейтрино в секунду выше порога, но также и гораздо большее количество ( 97% / 3% ≈ в 30 раз больше этого числа) ниже энергетического порога; эти антинейтрино с более низкой энергией невидимы для современной детекторной технологии.

Ускорительные нейтрино

Некоторые ускорители частиц использовались для получения пучков нейтрино. Методика заключается в столкновении протонов с фиксированной мишенью, в результате чего образуются 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 рождаются пучком, а не изотропно. Продолжаются попытки создать ускоритель, в котором нейтрино будут производиться в результате распадов мюонов. [98] Такая установка широко известна как «фабрика нейтрино» .

Коллайдерные нейтрино

В отличие от других искусственных источников, коллайдеры производят как нейтрино, так и антинейтрино всех сортов при очень высоких энергиях. О первом прямом наблюдении коллайдерных нейтрино было сообщено в 2023 году в эксперименте FASER на Большом адронном коллайдере . [99]

Ядерное оружие

Ядерное оружие также производит очень большое количество нейтрино. Фред Райнс и Клайд Коуэн рассматривали возможность обнаружения нейтрино из бомбы до поиска нейтрино реактора; Реактор деления был рекомендован как лучшая альтернатива руководителем физического отдела Лос-Аламоса Дж. М. Б. Келлоггом. [100] Оружие деления производит антинейтрино (в результате процесса деления), а термоядерное оружие производит как нейтрино (в результате процесса термоядерного синтеза), так и антинейтрино (в результате инициирующего взрыва деления).

геологический

Нейтрино образуются вместе с естественным фоновым излучением . В частности, цепочки распада238
ты
и232
че
изотопы, а также40К, включают бета-распады, испускающие антинейтрино. Эти так называемые геонейтрино могут предоставить ценную информацию о недрах Земли. Первое указание на существование геонейтрино было обнаружено в эксперименте KamLAND в 2005 году, обновленные результаты были представлены KamLAND [101] и Borexino . [102] Основным фоном в измерениях геонейтрино являются антинейтрино, исходящие из реакторов.

Солнечные нейтрино ( цепочка протон-протон ) в Стандартной модели Солнца

Атмосферный

Атмосферные нейтрино возникают в результате взаимодействия космических лучей с атомными ядрами в атмосфере Земли , создавая потоки частиц, многие из которых нестабильны и при распаде производят нейтрино. Коллаборация физиков элементарных частиц из Института фундаментальных исследований Тата (Индия), Городского университета Осаки (Япония) и Даремского университета (Великобритания) зафиксировала первое взаимодействие нейтрино космических лучей в подземной лаборатории на золотых приисках Колар в Индии в 1965 году. [103]

Солнечная

Солнечные нейтрино возникают в результате ядерного синтеза , питающего Солнце и другие звезды. Детали работы Солнца объясняются Стандартной солнечной моделью . Вкратце: когда четыре протона сливаются, образуя одно ядро ​​гелия , два из них должны превратиться в нейтроны, и при каждом таком превращении высвобождается 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 части Земли, ортогональной направлению Солнца. [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) [104] рассчитали, что нейтрино уносят большую часть гравитационной энергии, высвобождаемой во время коллапса массивных звезд, [104] событий, которые теперь классифицируются как сверхновые типа Ib, Ic и типа II . Когда такие звезды коллапсируют, плотность материи в ядре становится очень высокой (10 17  кг/м 3 ), что вырождения электронов недостаточно, чтобы предотвратить объединение протонов и электронов с образованием нейтрона и электронного нейтрино. Манн (1997) [105] обнаружил второй, более обильный источник нейтрино — это тепловая энергия (100 миллиардов  кельвинов ) вновь образованного нейтронного ядра, которая рассеивается за счет образования пар нейтрино-антинейтрино всех ароматов. [105]

Теория Колгейта и Уайта о рождении нейтрино сверхновой была подтверждена в 1987 году, когда были обнаружены нейтрино от сверхновой 1987А. Водные детекторы Камиоканде II и IMB зарегистрировали 11 и 8 антинейтрино (лептонное число = -1) теплового происхождения [105] соответственно, а сцинтилляционный детектор Баксан обнаружил 5 нейтрино (лептонное число = +1) любого теплового происхождения. или источник электронного захвата, в виде всплеска длительностью менее 13 секунд. Нейтринный сигнал от сверхновой прибыл на Землю за несколько часов до прихода первого электромагнитного излучения, как и следовало ожидать из того очевидного факта, что последнее возникает вместе с ударной волной. Исключительно слабое взаимодействие с обычной материей позволило нейтрино пройти сквозь бурлящую массу взрывающейся звезды, в то время как электромагнитные фотоны были замедлены.

Поскольку нейтрино мало взаимодействуют с материей, считается, что нейтринные выбросы сверхновой несут информацию о самых внутренних областях взрыва. Большая часть видимого света возникает в результате распада радиоактивных элементов, образующихся ударной волной сверхновой, и даже свет самого взрыва рассеивается плотными и турбулентными газами и, таким образом, задерживается. Ожидается, что нейтринный всплеск 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. В случае сверхновой типа II астрономы ожидают, что поток нейтрино высвободится через несколько секунд после коллапса ядра звезды, тогда как первый электромагнитный сигнал может появиться через несколько часов, после того как ударная волна взрыва успеет достичь поверхности звезды. Проект системы раннего предупреждения SuperNova использует сеть детекторов нейтрино для мониторинга неба на предмет событий-кандидатов на сверхновую; сигнал нейтрино станет полезным заблаговременным предупреждением о взрыве звезды в Млечном Пути .

Хотя нейтрино проходят через внешние газы сверхновой, не рассеиваясь, они предоставляют информацию о более глубоком ядре сверхновой, свидетельствуя о том, что здесь даже нейтрино рассеиваются в значительной степени. В ядре сверхновой плотность равна плотности нейтронной звезды (которая, как ожидается, образуется в сверхновой этого типа), [106] становится достаточно большой, чтобы влиять на продолжительность 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, диаметр которой, как ожидается, будет всего 3200 километров для SN 1987A.

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

Для средней сверхновой примерно 10Выбрасывается 57 ( октодециллион ) нейтрино, но реальное их количество, обнаруженное наземным детектором , будет намного меньше, на уровне

где - масса детектора (например, Супер Камиоканде имеет массу 50 ктонн) и - расстояние до сверхновой. [107] Следовательно, на практике можно будет обнаружить только нейтринные всплески от сверхновых внутри или вблизи Млечного Пути (нашей собственной галактики). Помимо регистрации нейтрино от отдельных сверхновых, должна быть также возможно обнаружить диффузный нейтринный фон сверхновых , который исходит от всех сверхновых во Вселенной. [108]

Остатки сверхновых

Энергия нейтрино сверхновых колеблется от единиц до нескольких десятков МэВ. Ожидается, что места, где ускоряются космические лучи , будут производить нейтрино, энергия которых как минимум в один миллион раз выше, и которые образуются из турбулентной газовой среды, оставшейся после взрывов сверхновых: остатки сверхновых . Происхождение космических лучей Бааде и Цвикки приписывали сверхновым ; эта гипотеза была уточнена Гинзбургом и Сыроватским, которые объяснили ее происхождение остатками сверхновых и подкрепили свое утверждение решающим замечанием о том, 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, который согласуется с исходной теоретической картиной, нарисованной Энрико Ферми , и получает подтверждение данными наблюдений. Нейтрино очень высоких энергий еще предстоит увидеть, но эта отрасль нейтринной астрономии находится только в зачаточном состоянии. Основными существующими или предстоящими экспериментами, целью которых является наблюдение нейтрино очень высоких энергий из нашей галактики, являются Байкал , АМАНДА , IceCube , АНТАРЕС , НЕМО и Нестор . Соответствующую информацию предоставляют обсерватории гамма-излучения очень высоких энергий , такие как VERITAS , HESS и MAGIC . Действительно, предполагается, что в результате столкновений космических лучей образуются заряженные пионы, распад которых создает для нейтрино, нейтральных пионов и гамма-лучей среду остатка сверхновой, прозрачную для обоих типов излучения.

Нейтрино еще более высоких энергий, образующиеся в результате взаимодействия внегалактических космических лучей, можно было 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 из нейтрино низкой энергии. 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: 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 тенденцию равномерно распространяться во Вселенной до того, как космологическое расширение сделало их достаточно холодными, чтобы собраться в сгустки. Это приведет к тому, что часть темной материи, состоящей из нейтрино, будет размыта и не сможет вызвать крупные галактические структуры, которые мы видим.

Эти же галактики и группы галактик, по-видимому, окружены темной материей, которая недостаточно быстро движется, чтобы покинуть эти галактики. Предположительно эта материя послужила гравитационным ядром для формирования . Это означает, что нейтрино не могут составлять значительную часть от общего количества темной материи.

Согласно космологическим аргументам, реликтовые фоновые нейтрино 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 превышает0,001 эВ/ c 2 . Хотя их плотность довольно высока, они еще не наблюдались в лаборатории, поскольку их энергия ниже порогов большинства методов обнаружения, а также из-за чрезвычайно низких сечений взаимодействия нейтрино при энергиях субэВ. Напротив, солнечные нейтрино бора-8 , испускаемые с более высокой энергией, были окончательно обнаружены, несмотря на то, что их пространственная плотность ниже, чем у реликтовых нейтрино примерно на шесть порядков .

Обнаружение

Нейтрино невозможно обнаружить напрямую, поскольку они не несут электрического заряда, а это значит, что они не ионизируют материалы, через которые проходят. Другие способы воздействия нейтрино на окружающую среду, такие как эффект ТБО , не производят прослеживаемого излучения. Уникальная реакция для идентификации антинейтрино, иногда называемая обратным бета-распадом , примененная Рейнсом и Коуэном (см. ниже), требует очень большого детектора для обнаружения значительного количества нейтрино. Все методы обнаружения требуют, чтобы нейтрино имели минимальную пороговую энергию. Пока не существует метода обнаружения нейтрино низких энергий, в том смысле, что потенциальные нейтринные взаимодействия (например, с помощью эффекта МСВ) нельзя однозначно отличить от других причин. Детекторы нейтрино часто строят под землей, чтобы изолировать детектор от космических лучей и другого фонового излучения.

Впервые антинейтрино были обнаружены в 1950-х годах возле ядерного реактора. Рейнс и Коуэн использовали две мишени, содержащие раствор хлорида кадмия в воде. Рядом с кадмиевыми мишенями располагались два сцинтилляционных детектора. Антинейтрино с энергией выше порога1,8 МэВ вызвало взаимодействие заряженного тока с протонами в воде, в результате чего образовались позитроны и нейтроны. Это очень похоже
β+
распад, при котором энергия используется для преобразования протона в нейтрон, позитрон (
е+
) и электронное нейтрино (
ν
е) излучается:

Из известных
β+
разлагаться:

Энергия +
п
→
н
+
е+
+
ν
е

В эксперименте Коуэна и Райнса вместо вылетающего нейтрино имеется входящий антинейтрино (
ν
е) из ядерного реактора:

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

В результате аннигиляции позитронов электронами в материале детектора были созданы фотоны с энергией около0,5 МэВ . Пары совпадающих фотонов могли быть обнаружены двумя сцинтилляционными детекторами над и под мишенью. Нейтроны были захвачены ядрами кадмия, что привело к образованию гамма-лучей примерно8 МэВ , которые были обнаружены через несколько микросекунд после фотонов от аннигиляции позитрона.

С тех пор использовались различные методы обнаружения. Супер Камиоканде представляет собой большой объем воды, окруженный фотоумножителями , которые следят за черенковским излучением , испускаемым, когда падающее нейтрино создает в воде электрон или мюон. Нейтринная обсерватория Садбери аналогична, но в качестве детекторной среды использовалась тяжелая вода , которая использует те же эффекты, но также позволяет проводить дополнительную реакцию фотодиссоциации нейтрино любого аромата дейтерия, в результате чего образуется свободный нейтрон, который затем обнаруживается по гамма-излучению. после улавливания хлора. Другие детекторы состояли из больших объемов хлора или галлия , которые периодически проверялись на наличие избытков аргона или германия соответственно, которые создаются электронами-нейтрино, взаимодействующими с исходным веществом. MINOS использовал твердый пластиковый сцинтиллятор , соединенный с фотоумножителями, в то время как Borexino использует жидкий псевдокумоловый сцинтиллятор, также контролируемый фотоумножителями, а детектор NOνA использует жидкий сцинтиллятор, контролируемый лавинными фотодиодами . Нейтринная обсерватория IceCube использует1 км 3 антарктического ледникового щита вблизи южного полюса с фотоумножителями, распределенными по всему объему.

Научный интерес

Низкая масса и нейтральный заряд нейтрино означают, что они чрезвычайно слабо взаимодействуют с другими частицами и полями. Эта особенность слабого взаимодействия интересует ученых, поскольку означает, что нейтрино можно использовать для исследования сред, через которые 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 ​​невозможно визуализировать напрямую, поскольку электромагнитное излучение (например, свет) рассеивается большим количеством и плотностью материи, окружающей 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 к внешним слоям Солнца, нейтрино, образующиеся в реакциях звездного синтеза в ядре, пересекают это расстояние практически беспрепятственно почти со скоростью света. [109] [110]

Нейтрино также полезны для исследования астрофизических источников за пределами Солнечной системы, поскольку они являются единственными известными частицами, которые существенно не ослабляются при путешествии через межзвездную среду. Оптические фотоны могут быть скрыты или рассеяны пылью, газом и фоновым излучением. Космические лучи высоких энергий в виде быстрых протонов и атомных ядер не могут преодолевать расстояние более 100  мегапарсек из-за предела Грейзена-Зацепина-Кузьмина (обрезание ГЗК). Нейтрино, напротив, могут преодолевать еще большие расстояния, почти не ослабляясь.

Галактическое ядро ​​Млечного Пути полностью скрыто плотным газом и многочисленными яркими объектами. Нейтрино, образующиеся в ядре галактики, можно было бы измерить с помощью наземных нейтринных телескопов . [22]

Другое важное применение нейтрино — наблюдение сверхновых — взрывов, которые заканчивают жизнь очень массивных звезд. Фаза коллапса ядра сверхновой — чрезвычайно плотное и энергичное событие. Оно настолько плотное, что ни одна известная частица не может покинуть наступающий фронт ядра, за исключением нейтрино. Следовательно, известно, что сверхновые выделяют примерно 99% своей лучистой энергии за короткий (10-секундный) всплеск нейтрино. [111] Эти нейтрино являются очень полезным зондом для изучения коллапса ядра.

Масса покоя нейтрино является важной проверкой космологических и астрофизических теорий (см. Темная материя ). Значение нейтрино в исследовании космологических явлений так же велико, как и любой другой метод, и поэтому оно является основным направлением исследований в астрофизических сообществах. [112]

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 самых низких масс покоя. энергетические массивные частицы, теоретизированные в рамках расширения Стандартной модели физики элементарных частиц.

В ноябре 2012 года американские ученые использовали ускоритель частиц, чтобы послать когерентное нейтринное сообщение через скалу высотой 780 футов. 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. [113]

В июле 2018 года Нейтринная обсерватория IceCube объявила, что они отследили нейтрино чрезвычайно высокой энергии, которое поразило 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 сторону созвездия Ориона . Впервые детектор нейтрино был использован для обнаружения объекта в космосе и идентифицирован источник космических лучей. [114] [115] [116]

В ноябре 2022 года нейтринная обсерватория IceCube обнаружила свидетельства испускания высокоэнергетических нейтрино от NGC 1068, также известной как Мессье 77 , активной галактики в созвездии Кита и одной из самых знакомых и хорошо изученных галактик на сегодняшний день. [117]

В июне 2023 года астрономы сообщили об использовании новой техники для обнаружения выброса нейтрино из галактической плоскости галактики Млечный Путь . [118] [119]

Смотрите также

Примечания

  1. ↑ Более конкретно, Паули постулировал то, что сейчас называется электронным нейтрино . Позже были обнаружены два других типа: см. «Вкус нейтрино» ниже.
  2. ↑ Нильс Бор был категорически против такой интерпретации бета-распада — он был готов признать, что энергия, импульс и угловой момент не являются сохраняющимися величинами на атомном уровне.
  3. ^ Тем не менее, поскольку нейтрино имеют массу, их спиральность зависит от системы отсчета , поэтому физики элементарных частиц обратились к независимому от системы отсчета свойству киральности , которое тесно связано со спиральностью и для практических целей совпадает со спиральностью ультрарелятивистских нейтрино, которые можно наблюдать в детекторах.
  4. ^ В данном контексте «легкое нейтрино» означает 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 .

Рекомендации

  1. ^ abcde Мертенс, Сюзанна (2016). «Прямые эксперименты с массой нейтрино». Физический журнал: серия конференций . 718 (2): 022013. arXiv : 1605.01579 . Бибкод : 2016JPhCS.718b2013M. дои : 10.1088/1742-6596/718/2/022013. S2CID  56355240.
  2. ^ ab Клоуз, Фрэнк (2010). Нейтрино (изд. в мягкой обложке). Издательство Оксфордского университета . ISBN 978-0-199-69599-7.
  3. ^ Аб Джаявардхана, Рэй (2015). Охотники за нейтрино: Погоня за частицей-призраком и тайнами вселенной (изд. в мягкой обложке). Публикации Oneworld . 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». Нью-Йорк Таймс . Проверено 16 апреля 2020 г.
  5. ^ Накамура, Кенго; Петцов, Сергей Тодоров (2016). «Масса нейтрино, смешивание и осцилляции» (PDF) . Китайская физика C . 40 : 100001.
  6. ^ Бойл, Лэтэм; Финн, Кирнан; Турок, Нил (2022). «Большой взрыв, CPT и темная материя нейтрино». Анналы физики . 438 : 168767. arXiv : 1803.08930 . Бибкод : 2022AnPhy.43868767B. дои : 10.1016/j.aop.2022.168767. S2CID  119252778.
  7. ^ аб Гроссман, Юваль; Липкин, Гарри Дж. (1997). «Колебания вкуса от пространственно локализованного источника — простое общее лечение». Физический обзор D . 55 (5): 2760. arXiv : hep-ph/9607201 . Бибкод : 1997PhRvD..55.2760G. doi : 10.1103/PhysRevD.55.2760. S2CID  9032778.
  8. ^ аб Биленький, Самойл М. (2016). «Нейтринные осцилляции: от исторической перспективы к современному состоянию». Ядерная физика Б . 908 : 2–13. arXiv : 1602.00170 . Бибкод : 2016NuPhB.908....2B. doi :10.1016/j.nuclphysb.2016.01.025. S2CID  119220135.
  9. ^ abcd Капоцци, Франческо; Лиси, Элихио; Марроне, Антонио; Монтанино, Даниэле; Палаццо, Антонио (2016). «Массы и смешивания нейтрино: состояние известных и неизвестных параметров 3ν». Ядерная физика Б . 908 : 218–234. arXiv : 1601.07777 . Бибкод : 2016NuPhB.908..218C. doi :10.1016/j.nuclphysb.2016.02.016. S2CID  119292028.
  10. ^ ab Олив, Кейт А .; и другие. ( Группа данных о частицах ) (2016). «Сумма масс нейтрино» (PDF) . Китайская физика C . 40 (10): 100001. Бибкод : 2016ЧФК..40j0001П. дои : 10.1088/1674-1137/40/10/100001. S2CID  125766528.
  11. ^ abc Акер, М.; Мертенс, С.; Шлёссер, М.; и другие. (Коллаборация KATRIN) (февраль 2022 г.). «Прямое измерение массы нейтрино с субэлектронвольтовой чувствительностью». Физика природы . 18 (2): 160–166. Бибкод : 2022NatPh..18..160K. дои : 10.1038/s41567-021-01463-1 . ISSN  1745-2473. ISSN  1745-2481 (онлайн)
  12. ^ ab «Призрачные нейтрино». Particlecentral.com . Скоттсдейл, Аризона: Four Peaks Technologies . Проверено 24 апреля 2016 г.
  13. ^ ab «Сохранение лептонного числа». Гиперфизика/частицы. Государственный университет Джорджии . Проверено 24 апреля 2016 г.
  14. ^ Армитидж, Филип (2003). «Солнечные нейтрино» (PDF) . ДЖИЛА. Боулдер, Колорадо: Университет Колорадо . Проверено 24 апреля 2016 г.
  15. ^ аб Бахколл, Джон Н .; Серенелли, Альдо М.; Басу, Сарбани (2005). «Новые солнечные непрозрачности, обилие, гелиосейсмология и потоки нейтрино». Астрофизический журнал . 621 (1): L85–L88. arXiv : astro-ph/0412440 . Бибкод : 2005ApJ...621L..85B. дои : 10.1086/428929. S2CID  1374022.
  16. ^ Миллхаус, Маргарет А.; Липкин, Дэвид С. (2013). «Нейтринная томография». Американский журнал физики . 81 (9): 646–654. Бибкод : 2013AmJPh..81..646M. дои : 10.1119/1.4817314.
  17. ^ Аартсен, МГ; и другие. (Сотрудничество IceCube-PINGU) (2014). Обновление следующего поколения Precision IceCube (PINGU) (Отчет). Письмо о намерениях. arXiv : 1401.2046 .
  18. ^ Браун, Лори М. (1978). «Идея нейтрино». Физика сегодня . 31 (9): 23–28. Бибкод : 1978PhT....31i..23B. дои : 10.1063/1.2995181.
  19. ^ Амальди, Эдоардо (1984). «От открытия нейтрона к открытию ядерного деления». Отчеты по физике . 111 (1–4): 306. Бибкод : 1984PhR...111....1A. дои : 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». Американский журнал физики . 36 (12). Перевод Уилсона, Фреда Л.: 1150. Бибкод : 1968AmJPh..36.1150W. дои : 10.1119/1.1974382.
  22. ^ abc Клоуз, Фрэнк (2012). Нейтрино . Издательство Оксфордского университета . ISBN 978-0-19-969599-7.
  23. ^ «Тест камеры Вильсона обнаружил «настоящее» нейтрино» . Нью-Йорк Таймс . 22 мая 1938 г. Доктор. Крейн и Халперн решают, что это не просто гипотеза.
  24. ^ Ван, Кан Чанг (1942). «Предложение об обнаружении нейтрино». Физический обзор . 61 (1–2): 97. Бибкод : 1942PhRv...61...97W. дои : 10.1103/PhysRev.61.97.
  25. ^ Коуэн, Клайд Л. младший ; Райнес, Фредерик ; Харрисон, Фрэнсис Б. «Кико»; Крузе, Вестник В.; Макгуайр, Остин Д. (1956). «Обнаружение свободного нейтрино: подтверждение». Наука . 124 (3212): 103–104. Бибкод : 1956Sci...124..103C. дои : 10.1126/science.124.3212.103. ПМИД  17796274.
  26. ^ Этот источник воспроизводит статью 1956 года: Винтер, Клаус (2000). Нейтринная физика. Издательство Кембриджского университета . стр. 38 и далее. ISBN
     978-0-521-65003-8.
  27. ^ «Нобелевская премия по физике». Нобелевский фонд . 1995 . Проверено 29 июня 2010 г.
  28. ↑ Купер, Кейт (21 сентября 2022 г.). «Что такое нейтрино?». Space.com . Проверено 22 декабря 2023 г.
  29. ^ Рейнс, Ф.; Крауч, МФ; Дженкинс, ТЛ; Кропп, WR; Гурр, ХС; Смит, Греция; Селлшоп, JPF; Мейер, Б. (30 августа 1965 г.). «Доказательства взаимодействия высокоэнергетических космических лучей с нейтрино». Письма о физических отзывах . 15 (9): 429–433. Бибкод : 1965ICRC....2.1051R. doi :10.1103/PhysRevLett.15.429 . Проверено 22 декабря 2023 г.
  30. ^ Джонсон, CD; Теген, Рудольф (январь 1999 г.). «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». СФИН (Институт физики, Белград) XV год . Ответ: Конференции. 2 (2002): 3–59. arXiv : физика/0503172 . Бибкод : 2005физика...3172А. № А (00).
  32. ^ «Физики находят первые прямые доказательства существования тау-нейтрино в Фермилабе» . Фермилаб . 20 июля 2000 г. В 1989 году экспериментаторы ЦЕРН нашли доказательство того, что тау-нейтрино является третьим и последним легким нейтрино Стандартной модели, но прямое наблюдение еще не было возможным.
  33. ^ ab «Нейтринная обсерватория Садбери - канадский взгляд на Вселенную». ЦЕРН Курьер . Европейский центр ядерных исследований . 4 декабря 2001 г. Проверено 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 с образованием двух протонов и электрона.
  34. ^ Мальтони, Микеле; Швец, Томас; Тортола, Мариам А.; Валле, Хосе ВФ (2004). «Состояние глобальных подгонок нейтринных осцилляций». Новый журнал физики . 6 (1): 122. arXiv : hep-ph/0405172 . Бибкод : 2004NJPh....6..122M. дои : 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. ^ аб Накамура, Кенго; Петцов, Сергей Тодоров (2016). «Масса нейтрино, смешивание и осцилляции» (PDF) . Китайская физика C . 40 : 100001.
  37. ^ "Иерархия масс нейтрино". Гипер-Камиоканде . Проверено 14 декабря 2016 г.
  38. ^ Джунти, Карло; Студеникин, Александр И. (2015). «Электромагнитные взаимодействия нейтрино: окно в новую физику». Обзоры современной физики . 87 (2): 531–591. arXiv : 1403.6344 . Бибкод : 2015РвМП...87..531Г. doi : 10.1103/RevModPhys.87.531. S2CID  119261485.
  39. ^ Костелецкий, В. Алан ; Мьюз, Мэтью (2004). «Нарушение Лоренца и CPT в нейтрино». Физический обзор D . 69 (1): 016005. arXiv : hep-ph/0309025 . Бибкод : 2004PhRvD..69a6005A. doi :10.1103/PhysRevD.69.016005. hdl : 2022/18691. S2CID  119024343.
  40. ^ «Нейтринные колебания» (PDF) . Класс физики РГАЦ. Нобелевская премия.org . Научное обоснование Нобелевской премии по физике. Шведская королевская академия наук . 2015. С. 15–16 . Проверено 1 ноября 2015 г.
  41. ^ "Проект прикладной физики антинейтрино" . Ливерморская национальная лаборатория Лоуренса / Сандийская национальная лаборатория . 2006. LLNL-WEB-204112.
  42. ^ Мастерская. Прикладная физика антинейтрино. Париж, Франция. 2007. Архивировано из оригинала 12 ноября 2007 года.
  43. ^ «Разработан новый инструмент для мониторинга ядерных реакторов» . ScienceDaily (пресс-релиз). Министерство энергетики США / Ливерморская национальная лаборатория Лоуренса . 13 марта 2008 года . Проверено 16 марта 2008 г.
  44. ^ Джунти, Карло; Ким, Чунг В. (2007). Основы нейтринной физики и астрофизики. Издательство Оксфордского университета . п. 255. ИСБН 978-0-19-850871-7.
  45. ^ Альберт, JB; и другие. (Сотрудничество EXO-200) (июнь 2014 г.). «Поиск майорановских нейтрино по данным EXO-200 за первые два года». Природа . 510 (7504): 229–234. arXiv : 1402.6956 . Бибкод : 2014Natur.510..229T. дои : 10.1038/nature13432. ISSN  0028-0836. PMID  24896189. S2CID  2740003.
  46. ^ Андринга, София; Арушанова, Эвелина; Асахи, Сигео; Аскинс, Морган; Оти, Дэвид Джон; Назад, Эшли Р.; Барнард, Захария; Баррос, Нуно; Бейер, Юджин В. (2016). «Текущее состояние и будущие перспективы эксперимента SNO +». Достижения физики высоких энергий . 2016 : 1–21. arXiv : 1508.05759 . дои : 10.1155/2016/6194250 . ISSN  1687-7357. S2CID  10721441.
  47. ^ Альфонсо, К.; и другие. (Сотрудничество CUORE) (2015). «Поиск безнейтринного двойного бета-распада Te 130 с CUORE-0». Письма о физических отзывах . 115 (10): 102502. arXiv : 1504.02454 . Бибкод : 2015PhRvL.115j2502A. doi : 10.1103/PhysRevLett.115.102502. PMID  26382673. S2CID  30807808.
  48. ^ Лонг, Эндрю Дж.; Лунардини, Сесилия ; Сабанджилар, Эрай (2014). «Обнаружение нерелятивистских космических нейтрино путем захвата трития: феноменология и физический потенциал». Журнал космологии и физики астрочастиц . 1408 (8): 038. arXiv : 1405.7654 . Бибкод : 2014JCAP...08..038L. дои : 10.1088/1475-7516/2014/08/038. S2CID  119102568.
  49. ^ аб Келич, Александра; Зиннер, Николай Т.; Кольбе, Эдвин; Ланганке, Карлхайнц; Шмидт, Карл-Хайнц (2005). «Сечения и распределение фрагментов нейтрино-индуцированного деления ядер r-процесса». Буквы по физике Б. 616 (1–2): 48–58. Бибкод : 2005PhLB..616...48K. дои : 10.1016/j.physletb.2005.04.074 .
  50. ^ Кольбе, Эдвин; Ланганке, Карлхайнц; Фуллер, Джордж М. (2004). «Нейтрино-индуцированное деление ядер, богатых нейтронами». Письма о физических отзывах . 92 (11): 111101. arXiv : astro-ph/0308350 . Бибкод : 2004PhRvL..92k1101K. doi : 10.1103/PhysRevLett.92.111101. PMID  15089120. S2CID  32443855.
  51. ^ Беллерив, А; Кляйн, младший; Макдональд, AB; Ноубл, Эй Джей; Пун, AWP (июль 2016 г.). «Нейтринная обсерватория Садбери». Ядерная физика Б . 908 (Нейтринные колебания: празднование Нобелевской премии по физике 2015 г.): 30–51. arXiv : 1602.02469 . Бибкод : 2016NuPhB.908...30B. doi :10.1016/j.nuclphysb.2016.04.035. S2CID  117005142 . Проверено 20 ноября 2022 г.
  52. ^ 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.
  53. ^ Додельсон, Скотт; Уидроу, Лоуренс М. (1994). «Стерильные нейтрино как темная материя». Письма о физических отзывах . 72 (17): 17–20. arXiv : hep-ph/9303287 . Бибкод : 1994PhRvL..72...17D. doi :10.1103/PhysRevLett.72.17. PMID  10055555. S2CID  11780571.
  54. ↑ Макки, Мэгги (8 декабря 2016 г.). «В поисках призрака частицы». Журнал Кванта . Фонд Саймонса .
  55. ^ Абаджян, Кеворк Н.; и другие. (2012). «Легкие стерильные нейтрино». arXiv : 1204.5379 [геп-ф].
  56. ^ Лассер, Тьерри (2014). «Легкие стерильные нейтрино в физике элементарных частиц: экспериментальный статус». Физика Темной Вселенной . 4 : 81–85. arXiv : 1404.7352 . Бибкод : 2014PDU.....4...81L. дои :10.1016/j.dark.2014.10.001. S2CID  118663206.
  57. ^ Джунти, Карло (2016). «Легкие стерильные нейтрино: состояние и перспективы». Ядерная физика Б . 908 : 336–353. arXiv : 1512.04758 . Бибкод : 2016NuPhB.908..336G. doi :10.1016/j.nuclphysb.2016.01.013. S2CID  119198173.
  58. ^ Карагиорги, Грузия; Агилар-Аревало, Алексис; Конрад, Джанет М .; Шаевитц, Майкл Х.; Виснант, Керри; Сорель, Мишель; Баргер, Вернон (2007). «Исследования нарушений лептонического CP в MiniBooNE в рамках гипотезы осцилляций стерильных нейтрино (3 + 2)». Физический обзор D . 75 (1): 013011. arXiv : hep-ph/0609177 . Бибкод : 2007PhRvD..75a3011K. doi :10.1103/PhysRevD.75.013011. hdl : 10261/9115.
  59. ^ Альперт, Марк (2007). «Пространственные ярлыки». Научный американец . Архивировано из оригинала 29 марта 2017 года . Проверено 31 октября 2009 г.
  60. ^ Мюллер, Томас Александр; Люлье, Дэвид; Фалло, Мюриэль; Летурно, Ален; Кормон, Сандрин; Фехнер, Максимилиан; Джот, Лиди; Лассер, Тьерри; Мартино, Х. Родригес; Упомяните, Гийом; Порта, Аманда; Йермия, Фредерик (2011). «Улучшенные прогнозы спектров реакторных антинейтрино». Физический обзор C . 83 (5): 054615. arXiv : 1101.2663 . Бибкод : 2011PhRvC..83e4615M. doi : 10.1103/PhysRevC.83.054615. S2CID  118381633.
  61. ^ Упоминание, Гийом; Фехнер, Максимилиан; Лассер, Тьерри; Мюллер, Томас Александр; Люлье, Дэвид; Крибье, Мишель; Летурно, Ален (2011). «Реакторная антинейтринная аномалия». Физический обзор D . 83 (7): 073006. arXiv : 1101.2755 . Бибкод : 2011PhRvD..83g3006M. doi :10.1103/PhysRevD.83.073006. S2CID  14401655.
  62. ^ Шоппманн, Стефан (2021). «Состояние аномалий и поиски стерильных нейтрино на ядерных реакторах». Вселенная . 7 (10): 360. arXiv : 2109.13541 . Бибкод : 2021Univ....7..360S. дои : 10.3390/universe7100360 .
  63. ↑ Коуэн, Рон (2 февраля 2010 г.). «Новый взгляд на излучение Большого взрыва уточняет возраст Вселенной». Проводной . Проверено 1 ноября 2016 г.
  64. ^ «Основные результаты исследований IceCube» (пресс-релиз). Университет Висконсина-Мэдисона . Проверено 13 декабря 2016 г.
  65. ^ Адамсон, Филип; Андреопулос, Костас; Армс, Крегг Э.; Армстронг, Роберт; Оти, Дэвид Джон; Аввакумов Сергей; и другие. (2007). «Измерение скорости нейтрино детекторами MINOS и нейтринным пучком NuMI». Физический обзор D . 76 (7): 072005. arXiv : 0706.0437 . Бибкод : 2007PhRvD..76g2005A. doi :10.1103/PhysRevD.76.072005. S2CID  14358300.
  66. ^ Прощай, Деннис (22 сентября 2011 г.). «Крошечные нейтрино, возможно, преодолели космический предел скорости». Нью-Йорк Таймс . Эта группа обнаружила, хотя и с меньшей точностью, что скорости нейтрино соответствуют скорости света.
  67. ↑ Хесла, Лия (8 июня 2012 г.). «MINOS сообщает о новом измерении скорости нейтрино». Фермилаб сегодня . Проверено 2 апреля 2015 г.
  68. ^ Стодольский, Лео (1988). «Скорость света и скорость нейтрино». Буквы по физике Б. 201 (3): 353–354. Бибкод : 1988PhLB..201..353S. дои : 10.1016/0370-2693(88)91154-9.
  69. ^ Коэн, Эндрю; Глэшоу Л., Шелдон (28 октября 2011 г.). «Новые ограничения на скорости нейтрино». Письма о физических отзывах . 107 (18): 181803. arXiv : 1109.6562 . Бибкод : 2011PhRvL.107r1803C. doi : 10.1103/PhysRevLett.107.181803. PMID  22107624. S2CID  56198539.
  70. ^ Антонелло, Маддалена; Априли, П.; Байбусинов, Багдат; Бальдо Сеолин, Милла ; Бенетти, Пьетро Анджело; Каллигарич, Элио; и другие. (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.
  71. ^ «Нейтрино, отправленные из ЦЕРН в Гран-Сассо, соблюдают космический предел скорости, подтверждают эксперименты» . ScienceDaily (пресс-релиз). ЦЕРН. 8 июня 2012 года . Проверено 2 апреля 2015 г.
  72. ^ Коттингем, Западная Нью-Йорк; Гринвуд, Д.А. (2007). Введение в стандартную модель физики элементарных частиц (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета.
  73. ^ Шехтер, Джозеф; Валле, Хосе ВФ (1980). «Массы нейтрино в теориях SU(2) ⊗ U(1)». Физический обзор D . 22 (9): 2227–2235. Бибкод : 1980PhRvD..22.2227S. doi :10.1103/PhysRevD.22.2227.
  74. ^ Терранова, Франческо (2021). Современный учебник по физике элементарных частиц и ядерной физике . Оксфордский университет. Нажимать. ISBN 978-0-19-284525-2.
  75. ^ Хат, Пит ; Олив, Кейт А. (1979). «Космологический верхний предел массы тяжелых нейтрино». Буквы по физике Б. 87 (1–2): 144–146. Бибкод : 1979PhLB...87..144H. дои : 10.1016/0370-2693(79)90039-X.
  76. ^ Губар, Ариэль; Ханнестад, Стин; Мёртселл, Эдвард; Ту, Уитцу (2006). «Масса нейтрино, определенная по данным WMAP за 3 года, барионный акустический пик, сверхновые SNLS и лес Лайман-α». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2006 (6): 019. arXiv : astro-ph/0602155 . Бибкод : 2006JCAP...06..019G. дои : 10.1088/1475-7516/2006/06/019. S2CID  119535760.
  77. ^ Сотрудничество Планка (2020). «Результаты Планка 2018. VI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 641 (А6): А6. arXiv : 1807.06209 . Бибкод : 2020A&A...641A...6P. дои : 10.1051/0004-6361/201833910. S2CID  119335614.
  78. ^ Ди Валентино, Элеонора; Гариаццо, Стефано; Мена, Ольга (2021). «О наиболее ограничивающих космологических границах массы нейтрино». Физический обзор D . 104 : 083504. arXiv : 2106.15267 . doi : 10.1103/PhysRevD.104.083504. S2CID  235669844.
  79. ^ Ди Валентино, Элеонора; Мельчиорри, Алессандро (2022). «Границы масс нейтрино в эпоху напряженной космологии». Письма астрофизического журнала . 931 (2): Л18. arXiv : 2112.02993 . Бибкод : 2022ApJ...931L..18D. дои : 10.3847/2041-8213/ac6ef5 . S2CID  244909022.
  80. ^ «Нобелевские лауреаты по физике» (Пресс-релиз). Шведская королевская академия наук. 6 октября 2015 г.
  81. ↑ Дэй, Чарльз (7 октября 2015 г.). «Такааки Кадзита и Артур Макдональд разделяют Нобелевскую премию по физике 2015 года» . Физика сегодня . дои : 10.1063/PT.5.7208. ISSN  0031-9228.
  82. ^ Фукуда, Ёсиюки; Хаякава, Такаси; Итихара, Э.; Иноуэ, Кунио; Исихара, Кен; Исино, Хирокадзу; и другие. (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.
  83. ^ Мохапатра, Рабиндра Н .; Антуш, Стефан; Бабу, Калади С .; Баренбойм, Габриэла; Чен, Му-Чун; де Гувеа, Андре; и другие. (2007). «Теория нейтрино». Отчеты о прогрессе в физике . Белая бумага. 70 (11): 1757–1867. arXiv : hep-ph/0510213 . Бибкод : 2007РПФ...70.1757М. дои : 10.1088/0034-4885/70/11/R02. S2CID  119092531.
  84. ^ Эстебан, Иван; Гонсалес Гарсия, Конча; Мальтони, Микеле; Швец, Томас; Альберт, Чжоу (июнь 2020 г.). «Диапазоны параметров». NuFIT.org . Подгонка трех нейтрино (NuFIT 3.2 изд.) . Проверено 29 декабря 2020 г.
  85. ^ Амслер, Клод; Дозер, Майкл; Антонелли, Марко; Аснер, Дэвид М.; Бабу, Калади С.; Баер, Ховард; и другие. (2008). «Обзор физики элементарных частиц» (PDF) . Буквы по физике Б. 667 (1): 1–6. Бибкод : 2008PhLB..667....1A. doi :10.1016/j.physletb.2008.07.018. hdl : 1854/LU-685594 . PMID  10020536. S2CID  227119789.
  86. ^ «Массовый эксперимент с нейтрино в Майнце» (пресс-релиз). Архивировано из оригинала 3 марта 2016 года.
  87. ↑ Кастельвекки, Давиде (14 февраля 2022 г.). «Насколько легок нейтрино? Ответ близок, как никогда». Природа . дои : 10.1038/d41586-022-00430-x. PMID  35165410. S2CID  246827702.
  88. ^ Агафонова, Н.; Александров, Андрей; Алтынок, Осман; Амбросио, Микеланджело; Анохина Анна М.; Аоки, Сигэки; и другие. (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.
  89. ^ Гандо, Азуса; и другие. (Сотрудничество KamLAND-Zen) (11 мая 2016 г.). «Поиск майорановских нейтрино вблизи области инвертированной иерархии масс с помощью KamLAND-Zen». Письма о физических отзывах . 117 (8): 082503.arXiv : 1605.02889 . Бибкод : 2016PhRvL.117h2503G. doi :10.1103/PhysRevLett.117.082503. PMID  27588852. S2CID  204937469.
  90. ^ Гольдхабер, Морис ; Гродзиньш, Ли ; Суньяр, Эндрю В. (1 января 1958 г.). «Спиральность нейтрино». Физический обзор . 109 (3): 1015–1017. Бибкод : 1958PhRv..109.1015G. дои : 10.1103/PhysRev.109.1015 .
  91. ^ Кайзер, Борис Дж. (2005). «Масса нейтрино, смешивание и изменение вкуса» (PDF) . Группа данных о частицах . Проверено 25 ноября 2007 г.
  92. ^ Биленький, Самойл М.; Джунти, Карло (2001). «Лептонные числа в рамках смешивания нейтрино». Международный журнал современной физики А. 16 (24): 3931–3949. arXiv : hep-ph/0102320 . Бибкод : 2001IJMPA..16.3931B. дои : 10.1142/S0217751X01004967. S2CID  18544616.
  93. ^ Кинле, Пол; Босх, Фриц; Бюлер, Пауль; Фастерманн, Томас; Литвинов Юрий А.; Санджари, М. Шахаб; и другие. (2013). «Измерение с высоким разрешением модулированного по времени орбитального электронного захвата и β + -распада водородоподобных ионов 142 Pm 60 + ». Буквы по физике Б. 726 (4–5): 638–645. arXiv : 1309.7294 . Бибкод : 2013PhLB..726..638K. doi :10.1016/j.physletb.2013.09.033. ISSN  0370-2693. S2CID  55085840.
  94. ^ Джунти, Карло (2009). «Временная аномалия GSI: факты и вымысел». Ядерная физика Б . Дополнения к материалам дела. 188 : 43–45. arXiv : 0812.1887 . Бибкод : 2009NuPhS.188...43G. CiteSeerX 10.1.1.250.3294 . doi :10.1016/j.nuclphysbps.2009.02.009. ISSN  0920-5632. S2CID  10196271. 
  95. ^ Гал, Авраам (2016). «Нейтринные сигналы в экспериментах с накопителем электронного захвата». Симметрия . 8 (6): 49. arXiv : 1407.1789 . Бибкод : 2016Symm....8...49G. дои : 10.3390/sym8060049 . ISSN  2073-8994. S2CID  14287612.
  96. ^ «Ядерное деление и синтез, а также ядерные взаимодействия». Таблицы физических и химических констант Кея и Лаби. Национальная физическая лаборатория . 2008. Архивировано из оригинала 25 апреля 2006 года . Проверено 25 июня 2009 г.
  97. ^ Бернштейн, 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 . Бибкод : 2002JAP....91.4672B. дои : 10.1063/1.1452775. S2CID  6569332.
  98. ^ Бандиопадхьяй, Абхиджит; Чуби, Сандхья; Ганди, Радж; Госвами, Срубабати ; Робертс, Б. Ли; Буше, Жак; и другие. (Рабочая группа по физике ИКС) (2009). «Физика на будущей нейтринной фабрике и сверхпучковой установке». Отчеты о прогрессе в физике . 72 (10): 6201. arXiv : 0710.4947 . Бибкод : 2009RPPH...72j6201B. дои : 10.1088/0034-4885/72/10/106201. S2CID  118507768.
  99. ↑ Вустер, Элизабет (19 июля 2023 г.). «Рассвет коллайдерной нейтринной физики». Физика . 16 : 113. Бибкод : 2023PhyOJ..16..113W. дои : 10.1103/Физика.16.113 . S2CID  260749625 . Проверено 23 июля 2023 г.
  100. ^ Фредерик, Рейнс; Коуэн, Клайд Л. младший (1997). «Эксперименты Райнса-Коуэна: обнаружение полтергейста» (PDF) . Лос-Аламосская наука . 25 :3.
  101. ^ Гандо, Азуса; Гандо, Ёшихито; Ханакаго, Х.; Икеда, Харуо; Иноуэ, Кунио; Исидоширо, Кодзи; и другие. (Сотрудничество KamLAND) (2 августа 2013 г.). «Измерение антинейтрино в реакторе с помощью KamLAND». Физический обзор D . 88 (3): 033001. arXiv : 1303.4667 . Бибкод : 2013PhRvD..88c3001G. doi : 10.1103/PhysRevD.88.033001. S2CID  55754667.
  102. ^ Агостини, Маттео; Аппель, Сабрина; Беллини, Джанпаоло; Бензигер, Джей Б.; Бик, Дэниел; Бонфини, Джузеппе; и другие. (Сотрудничество Borexino) (7 августа 2015 г.). «Спектроскопия геонейтрино за 2056 дней по данным Борексино». Физический обзор D . 92 (3): 031101. arXiv : 1506.04610 . Бибкод : 2015PhRvD..92c1101A. doi :10.1103/PhysRevD.92.031101. S2CID  55041121.
  103. ^ Кришнасвами, MR; Менон, Мамбиликалатил Говинд Кумар ; Нарасимхан, В.С.; Хинотани, Кенсаку; Ито, Нобуо; Мияке, Сабуро; и другие. (6 июля 1971 г.). «II. Атмосферные мюоны на глубине 7000 рт. см² (Колар)». Труды Королевского общества A: Математические, физические и технические науки . Нейтринный эксперимент Колар Голд Филдс. 323 (1555): 511–522. Бибкод : 1971RSPSA.323..511K. дои : 10.1098/rspa.1971.0120. JSTOR  78071. S2CID  120583187.
  104. ^ ab Колгейт, Стирлинг А. и Уайт, Ричард Х. (1966). «Гидродинамическое поведение взрывов сверхновых». Астрофизический журнал . 143 : 626. Бибкод : 1966ApJ...143..626C. дои : 10.1086/148549.
  105. ^ abc Манн, Альфред К. (1997). Тень звезды: нейтринная история сверхновой 1987А. У. Х. Фриман . п. 122. ИСБН 978-0-7167-3097-2. Архивировано из оригинала 5 мая 2008 г. Проверено 20 ноября 2007 г.
  106. ^ Бартусяк, Марсия . «Короткая жизнь и насильственная смерть Сандуляка-69» (PDF) . marciabartusiak.com .
  107. ^ Биком, Джон Ф.; Фогель, Петр (1999). «Можно ли обнаружить сверхновую по нейтрино?». Физический обзор D . 60 (3): 033007. arXiv : astro-ph/9811350 . Бибкод : 1999PhRvD..60c3007B. doi :10.1103/PhysRevD.60.033007. S2CID  32370864.
  108. ^ Биком, Джон Ф. (2010). «Диффузионный нейтринный фон сверхновой». Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 60 : 439–462. arXiv : 1004.3311 . Бибкод : 2010ARNPS..60..439B. doi : 10.1146/annurev.nucl.010909.083331. S2CID  118519312.
  109. ^ Бахколл, Джон Н. (1989). Нейтринная астрофизика . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-37975-5.
  110. ^ Дэвис, Рэймонд младший (2003). «Нобелевская лекция: полвека с солнечными нейтрино» (PDF) . Обзоры современной физики . 75 (3): 10. Бибкод :2003РвМП...75..985Д. CiteSeerX 10.1.1.208.7632 . doi : 10.1103/RevModPhys.75.985. 
  111. ^ Минкель, младший (17 июля 2009 г.). «Стартовая пушка сверхновой: нейтрино». Физика . 24 . Проверено 5 апреля 2012 г.
  112. ^ Джельмини, Грасиела Б .; Кусенко Александр ; Вейлер, Томас Дж. (май 2010 г.). «Глазами нейтрино». Научный американец . Том. 302, нет. 5. С. 38–45. Бибкод : 2010SciAm.302e..38G. doi : 10.1038/scientificamerican0510-38.
  113. ^ Стэнсил, Дэниел Д.; Адамсон, Филип; Алания, Маркос; Алиага Соплин, Лео; Эндрюс, Майкл П.; Араужо дель Кастильо, Кармен; и другие. (2012). «Демонстрация общения с помощью нейтрино» (PDF) . Буквы по современной физике А. 27 (12): 1250077–1–1250077–10. arXiv : 1203.2847 . Бибкод : 2012МПЛА...2750077С. дои : 10.1142/S0217732312500770. S2CID  119237711.
    • Ребекка Бойл (15 марта 2012 г.). «Впервые сообщение отправлено с нейтрино». Популярная наука .
  114. ^ Прощай, Деннис (12 июля 2018 г.). «Он вышел из черной дыры и приземлился в Антарктиде». Нью-Йорк Таймс . Проверено 13 июля 2018 г. Впервые астрономы проследили за космическими нейтрино в огнедышащее сердце сверхмассивного блазара
  115. ↑ Образец, Ян (12 июля 2018 г.). «Нейтрино, ударившее в Антарктиду, проследило путь до галактики на расстоянии 3,7 миллиарда световых лет от нас». Хранитель .
  116. ↑ Хэлтон, Мэри (12 июля 2018 г.). «Обнаружен источник космических частиц-призраков». Новости BBC .
  117. ^ «Нейтрино IceCube дают нам первый взгляд на внутренние глубины активной галактики» . Нейтринная обсерватория IceCube (Пресс-релиз). Университет Висконсина-Мэдисона . 3 ноября 2022 г. Проверено 22 ноября 2022 г.
  118. ↑ Чанг, Кеннет (29 июня 2023 г.). «Нейтрино создают призрачную карту Млечного Пути. Астрономы впервые обнаружили нейтрино, возникшие в нашей местной галактике, используя новую технику». Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 29 июня 2023 года . Проверено 30 июня 2023 г.
  119. ^ Сотрудничество IceCube (29 июня 2023 г.). «Наблюдение нейтрино высоких энергий из плоскости Галактики». Наука . 380 (6652): 1338–1343. arXiv : 2307.04427 . doi : 10.1126/science.adc9818. PMID  37384687. S2CID  259287623. Архивировано из оригинала 30 июня 2023 года . Проверено 30 июня 2023 г.

Библиография

Внешние ссылки

Найдите нейтрино в Викисловаре, бесплатном словаре.