Диссертация (1097698), страница 5
Текст из файла (страница 5)
Данная проблема была успешно решена благодаря экспериментальнымрезультатам, полученным на детекторах Kamiokande (Kamioka Nucleon Dесау Experiment), SAGE (Soviet-American Gallium Experiment), GALLEX/GNO(GALLium EXperiment/Gallium Neutrino Observatory), SuperKamiokande (Super-Kamioka Neutrino Detection Experiment) и SNO (Sudbury Neutrino Observatory). Данные детекторов солнечных нейтрино вместе с результатами регистрации реакторных антинейтрино в эксперименте KamLAND (KamiokaLiquid-scintillator Anti-Neutrino Detector) позволили определить параметрысмешивания 12 и Δ221 и выбрать осцилляционное решение с большим углом смешивания LMA (Large Mixing Angle), учитывающее влияние веществаСолнца (МСВ-эффект) на осцилляции нейтрино (LMA-MSW-решение).
Детектор Borexino убедительно показал справедливость Стандартной моделиСолнца и подтвердил LМА-МSW-решение.23Детали упоминаемых здесь нейтринных экспериментов и ссылки на оригинальные работы можно найти в обзорах [52, 61, 62].Вернемся к обсуждению проблемы массы нейтрино. Как мы указываливыше, эксперименты по осцилляциям не дают возможности определить абсолютный масштаб масс нейтрино. Рассмотрим теперь различные экспериментальные данные, способные внести ясность в этот вопрос, т.
е. дающиеограничение сверху на массы нейтрино.(1) Бета-распад трития. Эксперименты по измерению спектра электронов от распада трития 3 H → 3 He + + остаются наиболее точными имодельно-независимыми методами прямого определения массы нейтрино [63].Это связано с тем, что в этих экспериментах не регистрируются конечныенейтрино, а проводится прецизионное измерение спектра конечных заряженных частиц.
На основе таких измерений можно, применяя законы сохраненияэнергии и импульса, получить информацию о массе нейтрино. Заметим, чтов -распаде трития измеряется так называемая средняя масса электронногонейтрино ( ) [20, 53, 64]∑2 ( ) =∣ ∣2 2 .(1.10)Наиболее жесткие экспериментальные ограничения на ( ) полученыгруппами Майнца (Mainz Neutrino Mass Experiment) [65] и Троицка (Троицкню-масс) [66]:( ) ⩽ 2,3 эВ (95% C.L., Майнц),(1.11)( ) ⩽ 2,05 эВ (95% C.L., Троицк).На начало 2015 года намечен запуск эксперимента KATRIN (KArlsruhe TRItium Neutrino experiment).
Предполагается, что в течение пяти лет набора данных в этом эксперименте будет достигнута чувствительность 0,2 эВ(95% C.L.) по измерению величины ( ) [67]. В этом случае измеренноезначение ( ) вплотную приблизится к ограничению (1.9), следующему изанализа осцилляционных данных.(2) Двойной безнейтринный бета-распад 2(0).
Экспериментальное обнаружение этого распада имело бы исключительно важное значениедля установления природы массы нейтрино [18, 23, 39]. В случае смешивания нейтрино с дираковскими массами, как было указано выше, сохраняется24суммарный лептонный заряд, и, следовательно, процесс → +2 −2 + 2−запрещен (поскольку Δ = 2). Он может идти только в том случае, если нейтрино обладает майорановской массой. Майорановская масса, в отличие отдираковской, характеризует также и амплитуду перехода с изменением лептонного числа на ±2.
Матричный элемент 2(0)-распада пропорционалентак называемой эффективной майорановской массе нейтрино [20, 21, 53] ∑∑ 2 2(1.12)∣ ∣ , = ⟨⟩ ≡ = где – -нарушающие майорановские фазы, входящие в матрицу смешивания (вообще говоря, неизвестные). Наличие данных фаз может привестик сокращению вкладов различных массовых состояний нейтрино в ⟨⟩: может оказаться так, что ⟨⟩ < . Данная возможность должна учитыватьсяпри сопоставлении результатов опытов по поиску 2(0)-распада и данныхэкспериментов по измерению -спектра трития (ср. формулы (1.10) и (1.12)).Наиболее сильные экспериментальные ограничения на величину ⟨⟩ получены группами EXO-200 (Enriched Xenon Observatory) [68] и KamLANDZen (KamLAND Zero-Nu) [69], которые изучали процесс 136 Xe →136 Ba+2− :⟨⟩ ≲ 0,14−0,38 эВ (90% C.L., EXO-200),⟨⟩ ≲ 0,12−0,25 эВ (90% C.L., KamLAND-Zen),(1.13)а также группой GERDA (GERmanium Detector Array) [70], которая исследовала «традиционный» процесс 76 Ge →76 Se+2− :⟨⟩ ≲ 0,2−0,4 эВ (90% C.L., GERDA).(1.14)Последнее ограничение улучшает ранние результаты групп HEIDELBERG–MOSCOW и IGEX [71].
Наличие в формулах (1.13) и (1.14) интервалов значений связано, главным образом, с неопределенностями, возникающими прирасчетах ядерных матричных элементов [20, 21, 71].Интересно заметить, что в пределе безмассового нейтрино матричный элемент 2(0)-распада обращается в ноль. Это является следствием общей тео-25ремы (сформулированной впервые Ж.
Серпе [28], см. также [72–74]) об эквивалентности теорий с безмассовыми спиральными майорановскими и дираковскими нейтрино.(3) Сверхновая SN1987A. Нейтрино играют важнейшую роль в процессах гравитационного коллапса и взрыва Сверхновых. Согласно современным моделям [75, 76], гравитационный коллапс массивного звездного ядрасопровождается мощной нейтринной вспышкой – в течение приблизительно10–20 секунд около 10% массы ядра уносится рождающимися при коллапсенейтрино (подробнее эти процессы описаны в разделе 6.4.2).23 февраля 1987 года произошла вспышка Сверхновой 1987А в БольшомМагеллановом облаке.
Нейтрино, сопровождающие взрыв Сверхновой, былизарегистрированы четырьмя детекторами [77]: БПСТ (Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп, СССР), LSD (Жидкостный сцинтилляционный детектор, СССР–Италия), KAMIOKANDE II (Япония) и IMB (Irvine–Michigan–Brookhaven, США). Экспериментальные данные по нейтриннымвспышкам позволяют оценить массу нейтрино по временному распределениюнейтринных событий.Полученные данные многократно подвергались теоретическому анализу,и мы приведем последние ограничения на массу нейтрино, следующие изнаблюдения нейтрино от Сверхновой 1987А [78, 79]: < 5,7 эВ (95% C.L., [78]), < 5,8 эВ (95% C.L., [79]).(1.15)(4) Космология.
Ненулевая масса нейтрино может иметь принципиальное значение для космологии и физики ранней Вселенной [80, 81]. Введение в эксплуатацию спутниковых телескопов, таких как WMAP (WilkinsonMicrowave Anisotropy Probe) и Planck, дало возможность определять космологические параметры с беспрецедентно высокой точностью, и, безусловно,перевело космологию в разряд «точных» наук.Космологические расчеты, использующие данные о постоянной Хаббла,анизотропии микроволнового реликтового излучения (измеренной космической обсерваторией Planck) и иерархии структур во Вселенной, дают возможность получить весьма жесткое ограничение сверху на массу нейтрино [82]:∑ < (0,23−0,66) эВ (95% C.L.),(1.16)26причем сумма распространяется на три известных типа нейтрино.
Разбросзначений в формуле (1.16) возникает вследствие использования разных моделей и различных наборов экспериментальных данных.Заметим, что впервые космологическое ограничение на массу нейтринобыло получено С. С. Герштейном и Я. Б. Зельдовичем еще в 1966 году [83].Безо всякого преувеличения можно сказать, что массивное нейтрино запоследние годы стало одним из самых популярных объектов для астрофизики и космологии. Сегодня ученые практически не сомневается, что в такназываемой барионной форме (т. е.
в форме протонов и нейтронов) существует лишь очень малая часть материи, окружающая нас: барионы составляютлишь около 5% от всей материи, а основная часть вещества, составляющаяостальные 95% массы Вселенной, находится в форме, которая нам неизвестна [84]. Эта неизвестная часть, в свою очередь, состоит из двух частей: изтемной материи (около 25%) и из темной энергии (около 70%).В качестве темной материи обычно рассматриваются объекты, способные участвовать в гравитационном взаимодействии: это могут быть черныедыры, компактные звездоподобные объекты, а также слабо взаимодействующие массивные частицы (WIMP).
В свою очередь, в качестве кандидатов нароль элементарных частиц, формирующих темную материю, наряду с различными гипотетическими частицами рассматриваются также и массивныенейтрино – как обычные активные, так и стерильные нейтрино.Действительно, как говорилось выше, Стандартная модель со смешиванием нейтрино предполагает существование трех типов активных нейтрино,непосредственно участвующие в слабых взаимодействиях, – электронного,мюонного и -нейтрино. Это хорошо согласуется с известным результатом,полученным на электрон-позитронных коллайдерах SLC и LEP в прецизионных экспериментах по анализу «невидимых» распадов -бозонов [85].
Изэтих экспериментов следует, что число ароматов легких активных нейтриноравно = 2,9840 ± 0,0082,(1.17)т. е. не превосходит трех. Тем не менее, данный результат не дает никакихограничений на возможное число стерильных нейтрино.Стерильные нейтрино – это нейтральные лептоны, не участвующие непо-27средственно в слабых взаимодействиях [86–88]. Однако они могут смешиваться с обычными активными нейтрино, и, благодаря этому, принимать участие в осцилляциях [89], в различных нейтринных процессах в астрофизике [19], а также образовывать часть темной материи [86].
Стерильные нейтрино могут обладать массами, причем на сегодняшний день отсутствуюткакие либо общие ограничения на массы этих частиц. Поэтому многие современные теоретические модели, исследующие проявления «Новой физики» запределами Стандартной модели, предсказывают существование стерильныхнейтрино с самыми различными массами: начиная с легких и заканчиваяочень тяжелыми нейтрино, массы которых практически находятся за пределами экспериментальных возможностей по их наблюдению [90, 91].Имеются определенные экспериментальные данные, в частности, «аномальные» результаты осцилляционных экспериментов LSND (Liquid Scintillator Neutrino Detector) и MiniВooNE (Booster Neutrino Experiment), которыесвидетельствуют в пользу возможного существования дополнительного, т. е.четвертого, нейтринного поколения (см.
[92] и цитированную там литературу). В силу соотношения (1.17) четвертое легкое нейтрино, даже если оносуществует, должно быть стерильным. В настоящее время так называемаястандартная модель с четырьмя поколениями (SM4) испытывает существенные трудности в связи с новыми данными по измерениям распадов хиггсовских бозонов на LHC (Большом адронном коллайдере) [93].Ускоренное расширение Вселенной, происходящее в современную эпоху,связывают с существованием темной энергии, которая, как предполагается, ответственна за это явление и в этом смысле является антигравитирующей. Природа темной энергии – одна из самых главных загадок современнойнауки.
В качестве одного из источников космологического ускорения рассматривается «квинтэссенция» [94, 95] – однородное в пространстве поле (чащевсего скалярное), энергия которого выступает в роли темной энергии. Квинтэссенция является динамическим полем, и плотность ее энергии зависит отвремени.Весьма популярными в последнее время становятся теории, в которыхквинтэссенция может взаимодействовать с нейтрино, причем это взаимодействие приводит к притяжению между нейтрино, которое может быть гораздо сильнее гравитационного.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
