Очевидно, проблема должна быть в одном из следующих аспектов: 1) в регистрации нейтрино может быть ошибка 2) подсчёт ожидаемого потока нейтрино может быть неправильным потому, что есть ошибки в стандартной солнечной модели 3) что-то должно отсутствовать в нашем понимании свойств нейтрино.

Хотя все эти альтернативы казались равновероятными во времена проведения первого эксперимента по солнечным нейтрино, сейчас первая альтернатива может быть отброшена так, как другие эксперименты, проведённые с тех пор, используя различные технологии детектирования, зарегистрировали меньше нейтрино, чем ожидается. Что касается второй альтернативы то доказано, что, если свойства нейтрино описываются в рамках стандартной электрослабой теории, тогда изменения только в солнечной модели не могут объяснить различия между интенсивностями в различных экспериментах. Тогда для объяснения различия между расчётами из солнечной модели и экспериментальными наблюдениями предположим, что существуют нейтринные осцилляции.

Пусть осцилляции происходят между и , где x-другой вид нейтрино, не имеет значение мюонный или таонный тип. Осцилляции могут быть чисто вакуумными и, тогда разность квадратов масс и большое смешивание. Если осцилляции происходят в веществе, то возможен МСВ эффект. В этом случае разность квадратов масс и углы смешивания лежат в следующих интервалах [2] :

а) Малый угол МСВ, ( 2.2)

б) Большой угол МСВ, ( 2.3)

Если солнечные нейтрино осциллируют в стерильное нейтрино, то в этом случае МСВ эффект отличается от осцилляций в и большое угловое решение уже не подходит. Выше приведённые результаты основаны в приближении двух нейтринных осцилляций.

2.2. Атмосферные нейтрино

Землю бомбардируют атмосферные нейтрино, точнее нейтрино от космических лучей. История физики атмосферных нейтрино насчитывает почти сорок лет. Идея использовать потоки атмосферных нейтрино для изучения физики нейтрино при высоких энергиях в экспериментах, проводимых на установках глубоко под землей или водой, была выдвинута М.А.Марковым на международной конференции по высоким энергиям в Москве в 1959 г.

Происхождение атмосферных нейтрино следующие. Быстрые космические протоны, врываясь в атмосферу, взаимодействуют с ядрами и рождают потоки мезонов. Последние распадаются в основном на мююоны и мюонные нейтрино. Цепочка распада следующая:

( 2.4)

Следовательно, ожидается, что и плюс небольшая поправка для распадов. Продукты распадов наследуют энергию мезонов, которая может достигать сотен гигаэлектронвольт. Нейтрино обнаруживают себя потоком сопутствующих мюоонов и электронов. Так как каждый из потоков и подсчитывается с погрешностью 15%, то используют следующие отношение

Теоретическое отношение атмосферных потоков мюонных и электронных нейтрино без привлечения картины осцилляций находится в противоречии с результатами предыдущих экспериментов таких, как Kamiokande-[3], IMB- [4], Soudan-2 -[5]. Результаты недавнего эксперимента Super-Kamiokande коллаборации, имеющие лучшую статистику, совпадают с данными этих экспериментов [6] .

Осцилляции в случае атмосферных нейтрино, могут происходить либо между и , либо между и . Однако, в эксперименте CHOOZ [7], проведенном на ускорителе по поиску нейтринных осцилляций, были исключены те пределы на квадрат разности масс нейтрино и угол смешивания, которые могли бы быть использованы для объяснения обсуждаемых результатов Super -Kamiokande если бы нейтрино мюонные переходили в нейтрино электронные, и поэтому авторы делают предположение о существовании осцилляций мюонных нейтрино в тау нейтрино или стерильные нейтрино. Из данных Kamiokande, подходящих для суб-ГэВ мульти-ГэВ областей, следует, что [8]:

( 2.5)

Существуют так же основания для зависимости от зенитного угла в мульти-ГэВ области, которые согласно предварительному анализу [9] дают похожую область массы для максимального угла смешивания.

2.3. Результаты эксперимента LSND (Los Alamos liquid scintillation neutrino detector)

LSND коллобарация изучает распад движущихся мезонов. мезоны распадаются на и с энергией около 180 МэВ. Затем с энергией менее 53 МэВ. Наблюдения 1993+1994+1995 годов установили 22 случая реакции , тогда как от фона ожидается 4.60.6 таких случаев [10]. Эксперимент основан на наблюдении электронов между 36 и 60 МэВ, используя эффект Черенкова, точно скорелированными с излучением от реакции . Эту реакцию можно объяснить осцилляцией в . Результаты 1993-1995 годов так же дают случаи от распадов, которые можно интерпретировать как осцилляции . В этом случае наблюдался процесс .

Таким образом, LSND коллаборация показывает наличие как , так и осцилляций. Их результаты, в связи с отрицательными результатами группы Е776 и данными Bugey реактора, дают для разности квадратов масс осцилляций следующий интервал:

( 2.6)

с углом смешивания . Область для выше 10 эВ2 была отвергнута недавними данными CCFR и данными NOMAND [11]. Группа LSND в своём докладе [12] сообщила предварительные данные о осцилляциях с разностью квадратов масс и углом смешивания в сходном интервале.

2.4. Горячая тёмная материя Вселенной

Всё больше оснований, что более 90% массы во Вселенной можно регистрировать только с помощью её гравитационных эффектов. Похоже, что это тёмное вещество является смесью частиц, которые были релятивистскими во времена ранней Вселенной (горячая тёмная материя), и частиц, которые были не релятивистскими (холодная тёмная материя). Такая смесь очень хорошо согласуется со всеми космологическими данными [13] .

Если принять такую картину смеси тёмной материи, то подходящий кандидат на роль горячей тёмной материи - одно или несколько разновидностей нейтрино с суммарной массой , где h=0.5 (постоянная Хаббла в единицах 100 ), FH=0.2 (часть тёмной материи, которая горячая), и ї=1 (отношение плотности Вселенной к скрытой плотности).

Обычно предполагают, что горячая материя это . Однако, если дефицит атмосферного нейтрино объяснить осцилляциями , то одно не может быть горячей материей. Значит, массы и должны быть близки друг к другу. Интересно, что если взамен единственной нейтрино с энергией , разделить между двумя или среди трёх разновидностей нейтрино, то такая модель лучше подходит для структуры Вселенной, и особенно для понимания отклонения плотности вещества с расстоянием [14].

Массивные нейтрино нужны астрофизикам по двум причинам. Во-первых, для объяснения природы невидимых корон галактик. Во-вторых, с помощью тех же нейтринных облаков можно решить некоторые трудности в образовании галактик.

Если нейтрино безмассово, то реликтовое нейтрино всех сортов (а их общее количество по оценкам составляет около 500 штук в см3) не внесут сколько-нибудь заметного вклада в общую плотность вещества. Совсем другая ситуация возникает если нейтрино имеет массу. В этом случае более 95% массы (энергии) приходится на долю нейтринного излучения. И это кардинально меняет наши представления о структуре и будущем Вселенной, поскольку эволюция Вселенной существенно зависит от плотности вещества в ней.

Если считать, что масса нейтрино равна нулю, то согласно современным представлениям Вселенная будет бесконечно расширяться. Однако если нейтрино имеет массу, то расширение через некоторое время сменится сжатием. “Хотя это случится не скоро (расширение в ближайшие 20 миллиардов лет нам гарантированно), вопрос о далёком будущем, конечно же, является принципиально важным и волнующем” (Я.Б.Зельдович).

2.5. Двойной в-распад.

Существование двойного в-распада было предсказано чуть позже (1935 г.), чем существование нейтрино. При обычном в-распаде в ядре А(Z,N) один нейтрон превращается в протон, ядро переходит в A(Z+1,N - 1), испуская электрон и антинейтрино. В достаточно редких случаях оказывается энергетически выгодным двойной в-распад. При нём переход выглядит следующим образом: A(Z,N) A(Z+2,N - 2). Он происходит непосредственно между этими ядрами, если энергия промежуточного ядра A(Z+1,N - 1) выше, чем у A(Z,N) (рис. 4).

Рисунок.4. Энергетические уровни трёх ядер. Ядро Z,N способно испытывать двойной в-распад.

Превращение двух нейтронов в два протона может происходить независимо:

( 2.7)

( 2.8)

( 2.9)

( 2.10)

При этом происходит одновременно слабый переход двух d-кварков в два u-кварка и испускается два нейтрино (рис. 5.). В этом случае распад называется двух нейтринным.

Этот же процесс может происходить и не независимо:

( 2.11)

( 2.12)

( 2.13)

( 2.14)

При этом виртуальное нейтрино, испущенное одним кварком, поглощается другим кварком (рис. 6). В этом случае распад называется без нейтринным. Этот процесс возможен только если нейтрино майораново, так как лептонный заряд в этом процессе не сохраняется. В стандартной теории слабого взаимодействия лептонное число сохраняется. Если, однако, нейтрино обладают майорановыми массами, то лептонное число не сохраняется. При этом вместо трёх нейтрино и трёх антинейтрино, мы ммеем дело с шестью истинно нейтральными, так называемыми майорановыми нейтрино.

Рисунок 5. Рисунок 6.

Поиски двойного без нейтринного двойного в-распада накладывают строгие ограничения на нейтринные массы. Эксперимент Heidelberg - Moscow [15] обеспечил самый строгий верхний предел на эффективную майорановскую массу нейтрино: .

3. Некоторые эксперименты по регистрации нейтрино.

3.1. Детекторы солнечных нейтрино.

Все способы регистрации солнечных нейтрино делятся на три категории: 1) радиохимический 2) геохимический 3) рассеяние электронов.

1)Радиохимические детекторы. В этом методе из Солнца попадают в детектор, содержащий некоторое число ядер Х, которые претерпевают обратный бета распад:

( 3.1)

Детекторы некоторое время облучают и потом наблюдают ядра Y. Ядра Y выделяют химическим способом, и их число даёт скорость захвата нейтрино. В качестве материала мишени можно использовать ядра указанные в таблице 4.

Страницы: 1, 2, 3, 4