Перейти до вмісту

Нейтрино

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Нейтрино
Символ
Родинаферміон
Групалептон
Античастинкаантинейтрино
Поколіннятри покоління: електронне, мюонне, таонне
Складелементарна частинка
Гіпотетичний суперпартнерsneutrinod[1] Редагувати інформацію у Вікіданих
Фізичні властивості
Масаневідомо, <0.45 еВ (електронне)[2] але не нульова.
Заряд0
Спін1/2
Число спінових станів2
Число типів3
Взаємодія
Взаємодіїслабка, гравітаційна
Дані про відкриття
Передбачена1930, Вольфганг Паулі
Відкрита1956, Клайд Ковен, Фредерік Рейнз, Ф.Б. Гаррісон, Г.В. Крузе та А.Д. Макґваєр
CMNS: Нейтрино у Вікісховищі Редагувати інформацію у Вікіданих

Нейтри́но — елементарні частинки, стабільні нейтральні лептони з напівцілим спіном, що беруть участь лише в слабкій і гравітаційній взаємодіях — надзвичайно мляво взаємодіють з речовиною: довжина вільного пробігу нейтрино з енергією 1 МеВ у свинці становить ~ 1018 м (~ 100 світлових років). Назва нейтрино вказує на електричну нейтральність цих частинок, а зменшувальний суфікс з'явився (-ino), оскільки довший час їхні маси вважали рівними нулю, хоча зараз встановлено, що вони точно не нульові, хоча й дуже малі в порівнянні з іншими елементарними частинками[3][4].

Розрізняють електронне, мюонне і тау-лептонне нейтрино. Нейтрино й відповідні їм антинейтрино відіграють велику роль у перетвореннях елементарних частинок, у глобальних космогонічних процесах. Маса нейтрино значно менша, ніж інших відомих елементарних частинок. У Стандартній моделі елементарних частинок масу спокою нейтрино покладено нульовою (вони завжди перебувають у русі). Проте осциляції нейтрино (перетворення одних нейтрино на інші) передбачають наявність у нейтрино маси спокою, і, у разі їх підтвердження, модель потребуватиме відповідних змін.

Історія відкриття

[ред. | ред. код]

Розвиток квантової механіки в 20-х роках XX ст. призвів до розуміння дискретності енергетичних рівнів в атомному ядрі: це припущення висловила австрійський фізик Ліза Майтнер 1922 року. Виходячи з цих міркувань, спектр частинок, що вилітають при розпаді ядра, мав бути дискретним, і показувати енергії, рівні різницям енергій рівнів, між якими при розпаді відбувається перехід. Таким, наприклад, є спектр альфа-частинок при альфа-розпаді.

Однією з основних проблем в ядерній фізиці 20-30-х років XX ст. була проблема бета-розпаду: спектр електронів, що утворюються при β-розпаді, виміряний англійським фізиком Джеймсом Чедвіком ще 1914 року, мав неперервний характер, тобто, з ядра вилітають електрони з найрізноманітнішими енергіями.

Отже, неперервність спектра електронів β-розпаду ставила під сумнів закон збереження енергії. Питання стояло настільки гостро, що 1931 року знаменитий данський фізик Нільс Бор на Римській конференції виступив з ідеєю про незбереження енергії. Проте було й інше пояснення — втрачену енергію відносить якась невідома і непомітна частинка.

Пропозиція Паулі

[ред. | ред. код]

Гіпотезу про існування частинки, яка надзвичайно слабо взаємодіє з речовиною, висунув 4 грудня 1930 року Вольфганг Паулі у неформальному листі учасникам фізичної конференції в Тюбінгені:

...маючи на увазі ... неперервний β-спектр, я зробив відчайдушну спробу врятувати «обмінну статистику» і закон збереження енергії. А саме, є можливість того, що в ядрах існують електрично нейтральні частинки, які я називатиму «нейтронами» і які мають спін 1/2. Маса «нейтрона» за порядком величини повинна бути порівнянною з масою електрона і в усякому разі не більше від 0,01 маси протона. Неперервний β-спектр тоді став би зрозумілим, якщо припустити, що при β-розпаді разом з електроном вилітає ще й «нейтрон» таким чином, що сума енергій «нейтрона» і електрона залишається сталою.
Я визнаю, що такий вихід може здатися, на перший погляд, маловірогідним. Проте не ризикнувши, не виграєш; серйозність положення з неперервним β-спектром добре проілюстрував мій поважний попередник пан Дебай, який недавно заявив мені в Брюсселі: «Про ... це краще не думати зовсім, як про нові податки».
(«Відкритий лист групі радіоактивних, що зібралися в Тюбінгені», цит. за М. П. Рекало, Нейтрино.)

Втім, нейтроном було названо іншу елементарну частинку.

На 7 Сольвеєвському конгресі 1933 року в Брюсселі Паулі виступив з рефератом про механізм β-розпаду з участю легкої нейтральної частинки зі спіном 1/2, в якому, з посиланням на пропозицію Фермі, назвав гіпотетичну частинку «нейтрино». Цей виступ був фактично першою офіційною публікацією, присвяченою нейтрино.

Безпосереднє детектування

[ред. | ред. код]

Нейтрино вперше спостерігала 1956 року група Клайда Ковена та Фредеріка Райнеса[5][6] за механізмом, який 1942 року запропонував Ван Ганьчан[7]. За це відкриття Фредерік Райнес отримав Нобелівську премію з фізики 1995 року. Спостерігалися антинейтрино, утворені в ядерному реакторі. Вони взаємодіють з протонами за реакцією:

ν
e + p+
 → n0
 + e+
.

Надалі утворений позитрон швидко анігілює з електроном, й утворюються два гамма-кванти. Отже, експериментально потрібно зафіксувати подію, коли одночасно детектується нейтрон та два гамма-кванти.

Леон Ледерман, Мелвін Шварц та Джек Стейнбергер 1962 року вперше спостерігали мюонне нейтрино, за що 1988 року отримали Нобелівську премію. Про реєстрацію Тау-нейтрино повідомив 2000 року проєкт DONUT[en] у Фермілабі.

Також Тау-нейтрино вдалося ідентифікувати завдяки унікальним детекторам, розміщеним на дослідницькій станції IceCube, розташованій на глибині 1,5 км під поверхнею антарктичних льодовиків. Загалом, на початок 2024 року, було виявлено лише 7 таких частинок, проте це стало значним досягненням у вивченні космічних феноменів[8].

Відкриття космічних нейтрино

[ред. | ред. код]

Реймонд Девіс та Масатосі Косіба отримали Нобелівську премію 2002 року за спостереження нейтрино від наднових зір, що заклало початок нейтринної астрономії. Протягом розвитку нейтринної астрономії нейтрино спостерігалися від Сонця і наднової 1987 року у Великій Магеллановій Хмарі. Крім того, установка IceCube спостерігала нейтрино високих енергій, які можуть бути космогенними[9]. Потоки нейтрино виникають при поширенні протонів надвисоких енергій, що утворюються в астрофізичних (космологічних) джерелах. Такі протони не можуть досягати наземних детекторів через обмеження ГЗК. При їх взаємодії з реліктовим випромінюванням утворюються піони, розпади яких містять так звані космогенні (тобто, утворені космічними променями) або ГЗК-нейтрино. У різноманітних оглядах космогенних нейтрино їхня енергія вважається рівною 10 % від енергії космічного променя.
Теоретики припускають існування великої кількості гіпотетичних нейтральних ферміонів подібних до нейтрино; стерильні нейтрино, калібрино, нейтраліно та інші. Їх відкриття може розв'язати проблему темної матерії. Важливим типом нейтраліно є гравітино.

В 2023 році Земля прийняла на себе удар нейтрино з енергією, яка у 100 000 разів перевищувала показники енергетичної спроможності Великого адронного колайдера (LHC)[10].

Властивості та реакції

[ред. | ред. код]

Спіральність

[ред. | ред. код]

Нейтрино має спін 1/2. Проте експериментально детектуються тільки нейтрино з певною спіральністю, тобто тільки нейтрино з однією проєкцією спіну на напрямок руху, який задається імпульсом. Нейтрино мають ліву спіральність, антинейтрино — праву спіральність. Ліва спіральність нейтрино означає те, що його спін направлений протилежно до імпульсу. Така особливість є унікальною для нейтрино, адже всі інші елементарні частники, кварки та важчі лептони, можуть мати спіральність обох значень[11]. Існування правих нейтрино (та лівих антинейтрино) досі є лише гіпотетичною, зокрема, припускають що такі нейтрино є "стерильними", тобто взаємодіють з матерією ще набагато слабше, в чому і полягає причина їх невиявлення на сьогодні.

Аромат і маса

[ред. | ред. код]
Часоплин результатів експериментів з вимірювання маси нейтрино[12]

Кожному зарядженому лептону відповідає своя пара нейтрино/антинейтрино:

Квантове число, що описує цю відповідність називають ароматом (англ. flavor) нейтрино.

Маса нейтрино вкрай мала в порівнянні з іншими елементарними частинками. Експериментальні оцінки на травень 2012 року, отримані в праці австралійської колаборації WiggleZ на англо-австралійському телескопі, встановили верхню межу маси для всіх ароматів нейтрино на рівні 0,29 еВ[13], що в мільйони разів менше маси електрона.

Осциляції нейтрино

[ред. | ред. код]

Якщо нейтрино мають ненульову масу, то різні види нейтрино можуть перетворюватися один в одного. Це так звані осциляції нейтрино, на користь яких свідчать спостереження сонячних нейтрино, кутової анізотропії атмосферних нейтрино, а також проведені на початку цього століття експерименти з реакторними (див. KamLAND(інші мови)) і прискорювальними нейтрино. Крім того, існування осциляцій нейтрино, імовірно, безпосередньо виявлено експериментами в нейтринній лабораторії в Садбері (Нобелівська премія з фізики за 2015 рік). Підтвердження осциляцій нейтрино потребує змін у Стандартній моделі елементарних частинок.

Ефект Міхеєва — Смирнова — Вольфенштейна

[ред. | ред. код]

Нейтрино, що проходять крізь речовину, загалом проходять процес, аналогічний проходження світла крізь прозорий матеріал. Цей процес неможливо безпосередньо спостерігати, оскільки він не створює іонізуючого випромінювання, однак внаслідок нього виникає ефект Міхеєва — Смирнова — Вольфенштейна: осциляції нейтрино резонансно підсилюються у середовищах зі змінною густиною електронів, зокрема, у речовині Сонця. Лише невелика частина енергії нейтрино передається матеріалу[14].

Цей ефект є важливим для розв'язання проблеми сонячних нейтрино.

Дослідження

[ред. | ред. код]
Фото з середини MiniBooNE - черенковського нейтринного детектора в Fermilab

Існує кілька активних напрямків досліджень, пов'язаних з нейтрино, а саме:

  • вимірювання безпосередньо трьох значень маси нейтрино, що характеризують відповідні масові стани;
  • вимірювання кутів змішування нейтрино, тобто, елементів PMNS-матриці, що характеризують силу участі в слабкій взаємодії різних видів нейтрино.
  • вивчення ступеня порушення CP-інваріантності в лептонному секторі (що може мати стосунок до лептогенезу в ранньому Всесвіті);
  • вивчення фізичних процесів, що не вписуються в Стандартну модель фізики елементарних частинок, таких як безнейтринний подвійний бета-розпад, який би свідчив про порушення закону збереження числа лептонів.
  • пошук стерильних нейтрино, в т.ч. як кандидатів на роль частинок темної матерії

Джерела нейтрино

[ред. | ред. код]

В цілому, реакції слабкої взаємодії можуть супроводжуватись утворенням нейтрино чи антинейтрино, зокрема, вони утворюються при бета-розпаді. За походженням нейтрино можна поділити на такі категорії:

  • Штучного походження. Це в першу чергу реакторні нейтрино: продукти розпаду урану зазвичай є радіоактивними, в тому числі, їм властива бета-радіоактивність. Включаючи подальші розпади, середній ядерний поділ вивільняє близько 200 МеВ енергії, з якої приблизно 95,5% залишається в ядрі у вигляді тепла, а приблизно 4,5% (або близько 9 МеВ) випромінюється у вигляді антинейтрино[15].Також сюди входять акселераторні та колайдерні нейтрино.
  • Геологічні - це нейтрино, що утворюються разом із природною фоновою радіацією. Їхніми джерелами є розпади природних радіоактивних хімічних елементів в корі, мантії та ядрі Землі.
  • Атмосферні - це нейтрино виникають внаслідок взаємодії космічних променів з атомними ядрами в атмосфері Землі, створюючи зливи частинок, багато з яких нестабільні та утворюють нейтрино під час розпаду.
  • Сонячні (зоряні). Сонячні нейтрино виникають внаслідок ядерного синтезу, що живить Сонце. У первинній ядерній реакції чотири протони зливаються, утворюючи одне ядро ​​гелію, два позитрони та два електронних нейтрино[16].
  • Від спалаху наднової. Нейтрино забирають більшу частину гравітаційної енергії, що вивільняється під час колапсу масивних зірок (наднові типу Ib та Ic, а також типу II)[17]. Коли такі зірки колапсують, щільність речовини в ядрі стає настільки високою (1017 кг/м3), що виродження електронів недостатнє, щоб запобігти об'єднанню протонів та електронів з утворенням нейтрона та електронного нейтрино.
  • Від залишків наднових. Залишки наднових відомі як середовища, що розганяють частинки, таким чином вони є джерелами космічни променів. В результаті розпадів частинок, що утворюються в таких середовищах (піонів та мюонів) народжуються високоенергетичні нейтрино[18].
  • Від компактних астрофізичних джерел. Компактні астрофізичні об'єкти, такі як нейтронні зорі є досить продуктивними виробниками нейтрино у Всесвіті. Основними механізмами, що приводять до найроджень нейтрино та антинейтрино в надрах нейтронних зір є електрон-позитронна анігіляція, плазмонний розпад, нейтринне гальмівне випромінювання електронів, що зіткнулися з атомними ядрами надрах, а також процеси Урка та нейтринне гальмівне випромінювання в нуклон-нуклонних зіткненнях в ядрі[19].
  • Реліктові. Нейтрино реліктового фону, аналогічно до фотонів реліктового мікрохвильового випромінювання, заповнюють собою весь Всесвіт. Вони були народженні у дуже ранньому Всесвіті під час його розширення, коли температура і густина матерії спали достатньо, що Всесвіт став прозорив для нейтрино.

Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics — ISBN 9789400724648
  2. ↑ New record set for neutrino mass: one million times less than an electron(англ.)
  3. ↑ Close, Frank (2010). Neutrinos (вид. softcover). Oxford University Press. ISBN 978-0-199-69599-7.
  4. ↑ Jayawardhana, Ray (2015). The Neutrino Hunters: The chase for the ghost particle and the secrets of the universe (вид. softcover). Oneworld Publications. ISBN 978-1-780-74647-0.
  5. ↑ C.L Cowan Jr., F. Reines, F.B. Harrison, H.W. Kruse, A.D McGuire (1956). Detection of the Free Neutrino: a Confirmation. Science. 124 (3212): 103—4. Bibcode:1956Sci...124..103C. doi:10.1126/science.124.3212.103. PMID 17796274.
  6. ↑ K. Winter (2000). Neutrino physics. Cambridge University Press. с. 38ff. ISBN 978-0-521-65003-8.
    Джерело відтворює статтю 1956 року.
  7. ↑ K.-C. Wang (1942). A Suggestion on the Detection of the Neutrino. Physical Review. 61 (1—2): 97. Bibcode:1942PhRv...61...97W. doi:10.1103/PhysRev.61.97.
  8. ↑ В крижаних глибинах Антарктиди виявили невловимі космічні частинки тау-нейтрино. // Автор: Андрій Неволін. 17.03.2024
  9. ↑ В.А. Рябов (2006). Нейтрино сверхвысоких энергий от астрофизических источников и распадов сверхмассивных частиц. Успехи физических наук. 176 (9): 939.
  10. ↑ Земля прийняла на себе вибух чорної діри: удар залишився непоміченим для людей. // Автор: Андрій Неволін. 04.02.2026
  11. ↑ Is it true that all neutrinos are left-handed?. Neutrino Science (амер.). Процитовано 28 січня 2026.
  12. ↑ Aker, M.; Mertens, S.; Schlösser, M. та ін. (Лютий 2022). Direct neutrino-mass measurement with sub-electronvolt sensitivity. Nature Physics. 18 (2): 160—166. arXiv:2105.08533. Bibcode:2022NatPh..18..160K. doi:10.1038/s41567-021-01463-1. hdl:1721.1/141776. ISSN 1745-2473. {{cite journal}}: Проігноровано невідомий параметр |collaboration= (довідка)
  13. ↑ Установлено строгое астрофизическое ограничение на массы нейтрино. Архів оригіналу за 26 травня 2012. Процитовано 25 травня 2012.
  14. ↑ Neutrino Oscillations (PDF). Class for Physics of the RSAC. Nobelprize.org. Scientific background on the Nobel Prize in Physics. Royal Swedish Academy of Sciences. 2015. с. 15—16. Процитовано 1 листопада 2015.
  15. ↑ Lasserre, Thierry; Sobel, Henry W. (1 вересня 2005). Reactor neutrinos. Comptes Rendus. Physique (англ.). 6 (7): 749—757. doi:10.1016/j.crhy.2005.08.002. ISSN 1631-0705.
  16. ↑ Bahcall, John N. (Липень 1969). Neutrinos from the Sun (PDF). Scientific American. 221 (1): 28—37. doi:10.1038/scientificamerican0769-28. ISSN 0036-8733.
  17. ↑ Colgate, Stirling A. & White, Richard H. (1966). The hydrodynamic behavior of supernova explosions. The Astrophysical Journal. 143: 626. Bibcode:1966ApJ...143..626C. doi:10.1086/148549. Архів оригіналу за 4 серпня 2020. Процитовано 13 серпня 2018.
  18. ↑ Vissani, Francesco; Villante, Francesco Lorenzo (1 квітня 2008). Cosmic rays and neutrinos from supernova remnants: (or: the time when H.E.S.S. met Ginzburg and Syrovatskii). Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment. Proceedings of the First International Conference on Astroparticle Physics. 588 (1): 123—129. doi:10.1016/j.nima.2008.01.014. ISSN 0168-9002.
  19. ↑ Yakovlev, D. G.; Kaminker, A. D.; Gnedin, O. Y.; Haensel, P. (1 листопада 2001). Neutrino emission from neutron stars. Physics Reports. 354 (1): 1—155. doi:10.1016/S0370-1573(00)00131-9. ISSN 0370-1573.

Джерела та посилання

[ред. | ред. код]

Україномовні

[ред. | ред. код]

Англомовні

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Нейтрино&oldid=48240588