Нейтрино

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Нейтрино
FirstNeutrinoEventAnnotated.jpg
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 лиш у слабкій і гравітаційній взаємодіях — надзвичайно мляво взаємодіють з речовиною: нейтрино з енергією 1 МеВ мають у свинці довжину вільного пробігу ~ 1020 см (~ 100 світлових років).

Нейтри́но — стабільна, електрично нейтральна елементарна частинка, з масою, значно меншою, ніж в інших відомих елементарних частинок. Вона належить до групи лептонів. Розрізняють нейтрино електронне, мюонне і тау-лептонне нейтрино. Нейтрино і відповідні їм антинейтрино беруть участь тільки у слабких та гравітаційних взаємодіях. Вони відіграють велику роль у перетвореннях елементарних частинок, у глобальних космогонічних процесах.

Історія відкриття[ред. | ред. код]

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.

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 повинен бути дискретним, і показувати енергії, рівні різницям енергій рівнів, між якими при розпаді відбувається перехід. Таким, наприклад, є спектр альфа-частинок при альфа-розпаді.

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 Сольвеївському конгресі[en] 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:

νe + 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 існування тау-нейтрино було повідомлено 2000 року проектом DONUT у Фермілабі.

Проблема сонячних нейтрино[ред. | ред. код]

Відкриття осциляцій нейтрино[ред. | ред. код]

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 Ice Cube спостерігала нейтрино високих енергій, які можуть бути космогенні[4]. Розглянемо потоки нейтрино, що виникають при поширенні протонів надвисоких енергій, що утворюються у астрофізичних і космологічних джерелах. Такі протони не можуть досягати наземних детекторів через ГЗК-обрізання[en]. При їх взаємодії з мікрохвильовим тлом утворюються піони, розпади яких містять так звані космогенні (тобто утворені космічними променями) або ГЗК-нейтрино. У різноманітних оглядах по космогенним 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]

Аромат, маса та їхнє змішування[ред. | ред. код]

Кожному зарядженому лептону відповідає своя пара нейтрино/антинейтрино:

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

Маса нейтрино вкрай мала у порівнянні з іншими елементарними частинками. Останні експериментальні оцінки (на травень 2012), отримані в ході роботи австралійської колаборації WiggleZ на англо-австралійському телескопі засвідчують, що верхня межа маси для усіх ароматів нейтрино становить всього 0,29 еВ [5].

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, ймовірно, напряму підтверджено експериментами в нейтринній лабораторії в Садбері[en](Нобелівська премія з фізики за 2015 рік). Підтвердження осциляцій нейтрино вимагатиме внесення змін в Стандартну модель.

Спіральність[ред. | ред. код]

Нейтрино має спін 1/2. Проте експериментально детектуються тільки нейтрино з певною спіральністю, тобто тільки нейтрино з однією проекцією 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.

Ефект Міхеєва — Смирнова — Вольфенштейна[ред. | ред. код]

Дослідження[ред. | ред. код]

Джерела нейтрино[ред. | ред. код]

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. 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. PMID 17796274. doi:10.1126/science.124.3212.103. 
  2. K. Winter (2000). Neutrino physics. Cambridge University Press. с. 38ff. ISBN 978-0-521-65003-8. 
    Джерело відтворює статтю 1956 року.
  3. 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. 
  4. В.А. Рябов (2006). Нейтрино сверхвысоких энергий от астрофизических источников и распадов сверхмассивных частиц. Успехи физических наук 176 (9): 939. 
  5. Установлено строгое астрофизическое ограничение на массы нейтрино. Архів оригіналу за 26 травня 2012. Процитовано 25 травня 2012. 

Посилання[ред. | ред. код]