Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Нейтрино

- электрически нейтральная частица со спином 1/2 (в ед. И), участвующая только в слабом и гравитац. взаимодействиях. Н. относятся к классу лептонов. Масса покоя Н. мала (возможно, нулевая). При нулевой массе покоя магн. момент Н. равен нулю. Известны три типа Н.- электронное ($\nu_e$), мюонное ($\nu_\mu$) и тау-нейтрино ($\nu_\tau$), превращающиеся в процессах слабого взаимодействия в соответствующие заряженные лептоны - электрон, мюон и тритон ($\tau$).

Гипотеза о существовании Н. была предложена в 1930 г. В. Паули для того, чтобы "спасти" закон сохранения энергии в $\beta$-распаде (см. Бета-процессы). Испускание вместе с электроном лёгкой, нейтральной, слабо взаимодействующей с веществом и потому не регистрируемой в опытах частицы обеспечивало сохранение энергии и момента количества движения в $\beta$-распаде.

Характерной особенностью Н. явл. его большая проникающая способность. Напр., Н. с энергией 1 МэВ имеет в свинце длину свободного пробега ~ 1020 см (~ 100 св. лет). Выделение одиночных событий взаимодействия при прохождении интенсивных потоков Н. сквозь большую массу вещества составляет осн. сложность нейтринного эксперимента. Впервые такие события, подтвердившие существование Н., были зарегистрированы в 1953 г. амер. учёными Ф. Рейнсом и К. Коуэном. С ростом энергии Н. вероятность его взаимодействия с веществом возрастает. На совр. ускорителях получают потоки Н. с энергиями в сотни ГэВ, что позволяет наблюдать в многотонных нейтринных детекторах сотни тысяч событий взаимодействия Н.

В распадах, обусловленных слабым взаимодействием, $\nu_e$ испускается вместе с позитроном (напр., в $\beta^+$-распаде). Вместе с электроном (напр., в $\beta^-$-pacпаде) испускается частица, к-рая явл. античастицей по отношению к электронному Н.,- электронное антинейтрино ($\tilde{\nu}_e$). Мюонное Н. испускается вместе с $\mu^+$, мюонное антинейтрино ($\tilde{\nu}_\mu$) - с $\mu^-$, напр. $\pi^+\to \mu^+ +\nu_\mu$ и $\pi^-\to \mu^- +\tilde{\nu}_\mu$. Аналогично $\nu_\tau$ должно испускаться вместе с $\tau^+$, a $\tilde{\nu}_\tau$ - вместе с $\tau^-$ (частицы $\nu_\tau$ и $\tilde{\nu}_\tau$ до сих пор в опытах непосредственно не наблюдались). При взаимодействии с веществом $\nu_e$ превращается в электрон, a $\tilde{\nu}_e$ - в позитрон в реакциях $\nu_e + {\rm n} \to {\rm p + e}^-$, $\tilde{\nu}_e + {\rm p} \to {\rm n + e}^+$. Взаимодействие $\nu_\mu$ с веществом приводит к образованию $\mu^-$, а $\tilde{\nu}_\mu$ - к образованию $\mu^+$. Эти св-ва взаимодействия Н. связывают с сохранением лептонного числа (лептонного заряда; см. Заряд).

Н. рождаются и взаимодействуют с веществом только в состояниях с определённой проекцией спина на направление движения - спиральностью. Все Н. имеют левую спиральность, а все антинейтрино - правую, т.е. проекция спина всех Н. на направление движения отрицательна, а антинейтрино - положительна.

В 1980 г. В.А. Любимовым и др. при измерениях спектра $\beta$-распада трития были получены экспериментальные указания на наличие у электронного Н. массы покоя, превышающей 20 эВ с наиболее вероятным значением 30 эВ. В этих экспериментах наблюдались изменения формы спектра вылетающих электронов вблизи их макс. энергии $\varepsilon_{макс}$. Математич. обработка данных позволяет интерпретировать это изменение как проявление отличной от нуля массы покоя Н. $m_\nu$. Вблизи $\varepsilon_{макс}$ энергия вылетающих вместе с электронами Н. минимальна. Если $m_\nu\ne 0$, то эти Н. становятся нерелятивистскими, связь между их импульсом и энергией меняется, что и отражается на форме спектра электронов. Для др. типов Н. установлены только ограничения сверху на их массы покоя ($m_{\nu_\mu}$ < 0,5 МэВ, $m_{\nu_\tau}$ < 250 МэВ).

Если лептонное число не сохраняется строго, то состояния $\nu_e, \nu_\mu, \nu_\tau$ могут не обладать определённой массой и являться когерентной смесью состояний Н. с различной массой. Наоборот, состояния Н. с определённой массой явл. смесью состояний $\nu_e, \nu_\mu, \nu_\tau$. В частности, рождение $\nu_e$ соответствует, напр., рождению трёх Н. с разными массами. Различие в скорости распространения Н. с разной массой вызывает т.н. осцилляции Н. (периодич. превращения Н. данного сорта в Н. др. сортов и обратно, напр. $\nu_e\rightleftharpoons\nu_\tau$ или $\nu_e\rightleftharpoons \nu_\mu$), впервые предсказанные в 1957 г. Б.М. Понтекорво. Осцилляции Н. (не наблюдавшиеся пока в лабораторных опытах), уменьшая поток электронных Н. от Солнца, могли бы иметь важное следствие для нейтринной астрономии.

Вещество звёзд для Н. практически прозрачно. Н., рождающиеся в недрах звезды в результате ядерных реакции, $\beta$-процессов или процессов образования пар $\nu\tilde{\nu}$, беспрепятственно покидают звезду, унося значит, долю выделяющейся энергии. Источником Н. на Солнце явл. реакции водородного цикла. Регистрация Н. от Солнца составляет важнейшую задачу нейтринной астрономии, позволяя исследовать процессы в недрах Солнца. На поздних стадиях эволюции звёзд, начиная со стадии красных гигантов и сверхгигантов, потеря энергии звездой за счёт нейтринного излучения определяет темп звездной эволюции. Процессы излучения и поглощения Н. играют важную роль во взрывах сверхновых звёзд и в нуклеосинтезе при таких взрывах, а также при образовании пульсаров. Исследованием роли Н. в космических явлениях занимается нейтринная астрофизика.

На ранних стадиях расширения Вселенной при высоких темп-рах (kT > 3 МэВ) и соответствующих плотностях плазмы Н. находились в равновесии с плазмой и излучением (см. Космология). С понижением темп-ры в ходе расширения взаимодействие Н. с плазмой практически прекратилось (как из-за уменьшения плотности плазмы, так и из-за уменьшения сечения взаимодействия Н. с веществом, обусловленного уменьшением ср. энергии Н.), после чего концентрация реликтовых (оставшихся от ранних стадий расширения) Н. изменялась только за счёт расширения Вселенной. Исходя из этих соображений, С.С. Герштейн и Я.Б. Зельдович в 1966 г. указали, что в рамках теории горячей Вселенной совр. ср. концентрация реликтовых Н. $N_\nu$ сравнима по величине с концентрацией реликтовых фотонов $N_\gamma$. Точное соотношение, полученное амер. учёным П. Пиблсом, имеет вид: $N_\nu=(3/4)\cdot(4/11) N_\gamma$, множитель 3/4 отражает различие в статистике Н. и фотонов, а множитель 3/11 связан с повышением плотности фотонов после отщепления Н., обусловленного аннигиляцией позитронов в ранней Вселенной.

Наличие у Н. отличной от нуля массы покоя могло бы иметь важные космологич. следствия. Если масса покоя Н. превышает 1 эВ, то реликтовые Н. вносят осн. вклад в ср. плотность вещества в совр. Вселенной и определяют развитие гравитационной неустойчивости на стадии формирования структуры Вселенной (см. Модель горячей Вселенной). Эволюция неоднородностей в газе Н. приводит к образованию сверхскоплений галактик и скоплений галактик. При этом Н. должны формировать массивные гало на периферии галактик, обеспечивая т.н. скрытую массу галактик и скоплений галактик. Т.о., в отличие от реликтовых фотонов (см. Микроволновое фоновое излучение), реликтовые Н. с $m_\nu\ne 0$ должны быть распределены неоднородно. В видимой части Галактики концентрация реликтовых Н. должна составлять 107-108 см-3, что соответствует плотности 10-24-10-25 г/см3, ничтожной не только по сравнению со ср. плотностью Солнца или Земли, но и со ср. плотностью Солнечной системы в пределах орбиты Плутона.

Лит.:
Зельдович Я.Б., Хлопов М.Ю., Масса нейтрино в физике элементарных частиц и космологии ранней Вселенной, "УФН", 1981, т. 135, в. 1; Окунь Л. Б., Лептоны и кварки, М., 1981.

(М.Ю. Хлопов)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: нейтрино
Публикации со словами: нейтрино
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнение читателя [1]
Оценка: 2.6 [голосов: 29]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования