Нейтрино
| Нейтрино | |
 | |
| Склад: | елементарна частинка |
|---|---|
| Родина: | ферміон |
| Група: | лептон |
| Покоління: | три покоління: електронне, мюонне, таонне |
| взаємодії: | слабка, гравітаційна |
| Частинка: | нейтрино |
| Античастинка: | антинейтрино |
| Передбачена: | 1930, Вольфганг Паулі |
| Відкрита: | 1956, Клайд Кован[en], Фредерік Рейнз, Ф.Б. Гаррісон, Г.В. Крузе та А.Д. Макґваєр |
| Символ: | ν |
| Число типів: | 3 |
| Маса: | дискутується |
| Електричний заряд: | 0 |
| Спін: | 1/2 |
Нейтри́но — 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).
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-их роках 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-их років XX століття 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 спектру 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 Вольфганг Паулі у в 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 Брюселі: «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 Кована[en] та Фредеріка Райнеса[1][2] за механізмом, який 1942 року запропонував Ван Ганьчан[3]. 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[4].
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 Магелановій Хмарі. Крім того установка IceCube спостерігала нейтрино високих енергій, які можуть бути космогенними[5]. 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.
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.
Аромат і маса[ред. | ред. код]
Кожному зарядженому лептону відповідає своя пара нейтрино/антинейтрино:
- електрон/позитрон — електронне нейтрино/електронне антинейтрино;
- мюон/антимюон — мюонне нейтрино/мюонне антинейтрино;
- тау-лептон/антитау-лептон — тау-нейтрино/тау-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, отримані в праці австралійської колаборації WiggleZ на англо-австралійському телескопі, встановили верхню межу маси для всіх ароматів нейтрино на рівні 0,29 еВ[6], 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) 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]
Осциляції нейтрино можуть резонансно підсилюватися у середовищах зі змінною густиною електронів, зокрема, у речовині Сонця. Цей ефект є важливим для вирішення проблеми сонячних нейтрино.
Дослідження[ред. | ред. код]
 | Цей розділ потребує доповнення. (травень 2020) |
Джерела нейтрино[ред. | ред. код]
| Цей розділ потребує доповнення. (травень 2020) |
Див. також[ред. | ред. код]
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ 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.
- ↑
K. Winter (2000). Neutrino physics. Cambridge University Press. с. 38ff. ISBN 978-0-521-65003-8.
Джерело відтворює статтю 1956 року. - ↑ 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.
- ↑ В крижаних глибинах Антарктиди виявили невловимі космічні частинки тау-нейтрино. // Автор: Андрій Неволін. 17.03.2024
- ↑ В.А. Рябов (2006). Нейтрино сверхвысоких энергий от астрофизических источников и распадов сверхмассивных частиц. Успехи физических наук. 176 (9): 939.
- ↑ Установлено строгое астрофизическое ограничение на массы нейтрино. Архів оригіналу за 26 травня 2012. Процитовано 25 травня 2012.
Посилання[ред. | ред. код]
- Яремко Ю. Нейтрино: частинка-привид — відеолекція від Державного природознавчого музею НАН України.
- Світ ловив мене, та не спіймав. Що потрібно знати про нейтрино. Куншт. 24.06.2020.
- Відкриття осциляцій нейтрино як крок до розгадки будови Всесвіту - журнал "Віче"
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|
Це незавершена стаття з науки. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |