YaChudo

Нейтрино

Переглядів: 0. Оновлено 30.10.2026.

Нейтрино
Символ ν {\displaystyle \nu }
Родинаферміон
Групалептон
Античастинкаантинейтрино
Поколіннятри покоління: електронне, мюонне, таонне
Складелементарна частинка
Гіпотетичний суперпартнерsneutrinod[2] Редагувати інформацію у Вікіданих
Вивчається наукоюneutrino physicsd Редагувати інформацію у Вікіданих
Фізичні властивості
Масаневідомо, <0.45 еВ (електронне)[1] 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, однак в кінці 20 ст. було експериментально 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. Ці типи мають відповідники серед важчих лептонів - електрони, мюони та тау-лептони відповідно. Нейтрино й відповідні їм антинейтрино відіграють велику роль у перетвореннях елементарних частинок, у глобальних космогонічних процесах. Нейтрино притаманні осциляції (перетворення одних нейтрино на інші під час їхнього руху), саме ця властивість допомогла встановити що їхні маси ненульові. Згідно з експериментальними обмеженнями станом на 2024 рік сума мас всіх видів нейтрино не перевищує 0.12 еВ[5].

Історія відкриття

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

Гіпотезу про існування нової, електрично нейтральної частинки, яка надзвичайно слабо взаємодіє з речовиною, висунув 4 грудня 1930 року Вольфганг Паулі у неформальному листі учасникам фізичної конференції в Тюбінгені. Він припускав, що нова частинка може пояснити дефіцит енергії та імпульсу, однак її детекція виходила за межі чутливості тогочасного обладнання. Водночас Паулі називав власне припущення «відчайдушним кроком», оскільки скептично ставився до перспектив її експериментального виявлення через її «примарну» природу[6].

У 1932 році Джеймс Чедвік відкрив значно масивнішу нейтральну ядерну частинку і також назвав її «нейтроном», через що з’явилися два типи частинок з однаковою назвою. Термін «нейтрино» увійшов до наукового вжитку завдяки Енріко Фермі, який використав його під час конференції в Парижі в липні 1932 року, а також на 7 Сольвеєвському конгресі в Брюсселі в жовтні 1933 року, де це слово вжив і Паулі. Паулі виступив з рефератом про механізм β-розпаду з участю легкої нейтральної частинки зі спіном 1/2, в якому, з посиланням на Фермі, назвав гіпотетичну частинку «нейтрино». Цей виступ був фактично першою офіційною публікацією, присвяченою нейтрино.

Цю назву (італійський відповідник вислову «маленька нейтральна частинка») жартома запропонував італійський фізик Едоардо Амальді під час розмови з Фермі в Інституті фізики на вулиці Панісперна в Римі — щоб відрізнити цю легку нейтральну частинку від важкого нейтрона, відкритого Чедвіком[7].

Безпосереднє детектування

Нейтрино вперше спостерігала 1956 року група Клайда Ковена та Фредеріка Райнеса[8][9] за механізмом, який 1942 року запропонував Ван Ганьчан[10]. 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 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[11].

Відкриття космічних нейтрино

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[12]. 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)[13].

Властивості та реакції

Спіральність

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[14]. 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

Часоплин результатів експериментів з вимірювання маси нейтрино[15]

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[16], що в мільйони разів менше маси електрона. В 2024 році сумарні спостережні обмеження на суму мас із детекторних експериментів та космології складають 0.12 еВ[5].

Осциляції нейтрино

В процесі свого руху нейтрино змінюють свій аромат, постійно перетворюючись з одного виду в інший[17]. Наприклад, електронне нейтрино, що утворюється в реакції бета-розпаду, може взаємодіяти у віддаленому детекторі як мюонне або тау-нейтрино, що визначається ароматом зарядженого лептона, що утворюється в детекторі. Це так звані осциляції нейтрино, які відбуваються тому, що три компоненти масового стану утвореного аромату рухаються з дещо різними швидкостями, так що їхні квантово-механічні хвильові пакети розвивають відносні фазові зсуви, які змінюють те, як вони поєднаються при наступній взаємодії, створюючи змінну суперпозицію трьох ароматів[18]. На користь існування осциляцій свідчать спостереження сонячних нейтрино, кутової анізотропії атмосферних нейтрино, а також проведені на початку 21 століття експерименти з реакторними (див. Kamioka Liquid Scintillator Antineutrino Detector) 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

Нейтрино, що проходять крізь речовину, загалом проходять процес, аналогічний проходженню 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[19].

Цей ефект є важливим для розв'язання проблеми сонячних нейтрино: початково, розрахунок очікуваного потоку проводився без врахування ефекту, тому потік очікувався нижчий, ніж спостережений. Однак після врахування ефекту, отриманий потік вдалося узгодити із модельованими термоядерними реакціями в сонячному ядрі.

Дослідження

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

Детектори поблизу штучних джерел нейтрино

У межах міжнародних наукових колаборацій поблизу ядерних реакторів або на шляху пучків нейтрино від прискорювачів частинок встановлюють великі детектори нейтрино. Це робиться для того, щоб точніше визначити маси нейтрино, а також амплітуди й частоти осциляцій між різними типами (ароматами) нейтрино. У такий спосіб ці експерименти мають на меті виявити наявність CP-порушення в нейтринному секторі — тобто з’ясувати, чи по-різному закони фізики описують поведінку нейтрино й антинейтрино[20]. Прикладом такого експерименту є JUNO.

У червні 2018 року в Німеччині розпочав збір даних експеримент KATRIN, метою якого є визначення маси електронного нейтрино, для чого вимірюється потік нейтрино утворених із розпаду тритію; водночас на стадії планування перебувають й інші підходи до вирішення цієї проблеми[21].

Пошук подвійного безнейтринного бета-розпаду

Джерела нейтрино

Сонячні нейтрино (протон-протонний ланцюжок) у Стандартній моделі Сонця

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[22].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[23].
  • 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)[24]. 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 космічних променів. В результаті розпадів частинок, що утворюються в таких середовищах (піонів та мюонів) народжуються високоенергетичні нейтрино[25].
  • Від компактних астрофізичних джерел. Компактні астрофізичні об'єкти, такі як нейтронні зорі є досить продуктивними виробниками нейтрино у Всесвіті. Основними механізмами, що призводять до генерації нейтрино та антинейтрино в надрах нейтронних зір, є електрон-позитронна анігіляція, плазмонний розпад, нейтринне гальмівне випромінювання електронів, що зіткнулися з атомними ядрами, а також процеси Урка та нейтринне гальмівне випромінювання в нуклон-нуклонних зіткненнях в ядрі[26].
  • Реліктові. Нейтрино реліктового фону, аналогічно до фотонів реліктового мікрохвильового випромінювання, заповнюють собою весь Всесвіт. Вони були народжені у дуже ранньому Всесвіті під час його розширення, коли температура і густина матерії спали достатньо, що він став прозорим для нейтрино.

Див. також

Примітки

  1. ↑ New record set for neutrino mass: one million times less than an electron(англ.)
  2. ↑ Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics — ISBN 9789400724648
  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. ↑ а б Olive, K.A. (2024). Navas, S. та ін. (ред.). Sum of neutrino masses (PDF). Physical Review D. 110: 030001 — через Lawrence Berkeley Laboratory (lbl.gov). {{cite journal}}: Проігноровано невідомий параметр |collaboration= (довідка)
  6. ↑ Сальниченко, Ігор (13 січня 2025). Нейтрино: частинка, що проходить крізь усе. ФІЗИКАUA (укр.). Процитовано 30 жовтня 2026.
  7. ↑ Amaldi, Edoardo (1984). From the discovery of the neutron to the discovery of nuclear fission. Physics Reports. 111 (1—4): 306. Bibcode:1984PhR...111....1A. doi:10.1016/0370-1573(84)90214-X.
  8. ↑ 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.
  9. ↑ K. Winter (2000). Neutrino physics. Cambridge University Press. с. 38ff. ISBN 978-0-521-65003-8.
    Джерело відтворює статтю 1956 року.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ В крижаних глибинах Антарктиди виявили невловимі космічні частинки тау-нейтрино. // Автор: Андрій Неволін. 17.03.2024
  12. ↑ В.А. Рябов (2006). Нейтрино сверхвысоких энергий от астрофизических источников и распадов сверхмассивных частиц. Успехи физических наук. 176 (9): 939.
  13. ↑ Земля прийняла на себе вибух чорної діри: удар залишився непоміченим для людей. // Автор: Андрій Неволін. 04.02.2026
  14. ↑ Is it true that all neutrinos are left-handed?. Neutrino Science (амер.). Процитовано 28 січня 2026.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ Установлено строгое астрофизическое ограничение на массы нейтрино. Архів оригіналу за 26 травня 2012. Процитовано 25 травня 2012.
  17. ↑ Bilenky, Samoil M. (2016). Neutrino oscillations: From a historical perspective to the present status. Nuclear Physics B. 908: 2—13. arXiv:1602.00170. Bibcode:2016NuPhB.908....2B. doi:10.1016/j.nuclphysb.2016.01.025. S2CID 119220135.
  18. ↑ Waltham, Chris (1 червня 2004). Neutrino Oscillations for Dummies. American Journal of Physics. 72 (6): 742—752. doi:10.1119/1.1646132. ISSN 0002-9505.
  19. ↑ 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.
  20. ↑ Capozzi, Francesco; Lisi, Eligio; Marrone, Antonio; Montanino, Daniele; Palazzo, Antonio (2016). Neutrino masses and mixings: Status of known and unknown 3ν parameters. Nuclear Physics B. 908: 218—234. arXiv:1601.07777. Bibcode:2016NuPhB.908..218C. doi:10.1016/j.nuclphysb.2016.02.016. S2CID 119292028.
  21. ↑ Die Neutrino-Waage geht in Betrieb Physik Journal. Physik News. pro-physik.de (Пресреліз) (нім.). 12 червня 2018. Архів оригіналу за 16 червня 2018. Процитовано 15 червня 2018.
  22. ↑ 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.
  23. ↑ Bahcall, John N. (Липень 1969). Neutrinos from the Sun (PDF). Scientific American. 221 (1): 28—37. doi:10.1038/scientificamerican0769-28. ISSN 0036-8733.
  24. ↑ 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.
  25. ↑ 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.
  26. ↑ 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

Україномовні

Англомовні

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).