Scientific.ru
Обзоры
Нейтрино, его масса и осцилляции: состояние дел на 2000 г.

1.Введение.

Нейтрино остается одной из самых популярных частиц с 50-х годов, когда его удалось зарегистрировать в реакторном эксперименте. Можем назвать по крайней мере три причины этой популярности:

Во-первых, издавна стоит вопрос о массе нейтрино - она может быть нулевой, но ничто не запрещает ей отличаться от нуля. В последнем случае, нейтрино может играть большую роль в устройстве Вселенной, являясь одним из видов "темной материи", которая составляет большую часть массы Вселенной и природа которой до сих пор не установлена.

Во вторых, с нейтрино связана самая интригующя загадка Солнца - недостаток солнечных нейтрино по сравнению с тем, что дали бы термоядерные реакции, поддерживая его светимость на наблюдаемом уровне.

В третьих, нейтрино можгут быть подвержены очень красивому эффекту квантомеханических осцилляций, который с одной стороны объяснил бы недостаток Солнечных нейтрино, с другой, свидетельствовал бы о ненулевой массе нейтрино. При всей своей важности, нейтрино остается трудным объектом исследования из-за малого сечения взаимодействия с веществом. Именно поэтому проблемы, свяэанные с нейтрино дожили до наших дней.

В последние годы интерес к нейтринной физике дополнительно вырос, по крайней мере, если судить по числу публикуемых статей, в названия которых входят слова “нейтрино” и “кварки”. В первую очередь это связано с результатами нейтринных экспериментов последнего десятилетия, и их возможных последствий для теории элементарных частиц.

Базовой теорией, от которой танцуют в интерпретации экспериментов, является минимальная стандартная модель физики элементарных частиц. В стандартной модели имеется три типа нейтрино (как и три поколения кварков), электронное, мюонное и тау-нейтрино. Масса нейтрино полагается равной нулю и выполняется закон сохранения лептонного числа L. Хотя стандартная модель и представляется как завершенная теория, однако, она требует много входных параметров, таких как массы элементарных частиц и константы взаимодействия. Они не могут быть предсказаны в рамках этой модели и должны определяться экспериментально. С другой стороны, нет убедительных доводов, почему нейтрино должно быть безмассовой частицей, поскольку нет соответствующей точной калибровочной симметрии, сохраняющей лептонное число, и тем самым, запрещая нейтрино иметь массу (аналогично, как в электромагнитном взаимодействии U(1) калибровочная симметрия делает фотон безмассовым).

Нейтринные массовые члены, разрешающие DL=2 переходы, появляются естественным образом из перенормируемых взаимодействий в моделях теории великого объединения. При этом для нейтрино предсказывается масса порядка mn=m2/M2, где величина m= порядка массы кварков или лептонов и M~MCUT, порядка энергии великого объединения.
Например, для  m=O(10)ГэВ и M=O(1013)ГэВ  получается, что mn=O(10-2)эВ. Можно ожидать, что такой механизм приводит к смешиванию в пространстве поколений лептонов, т.е. к смешиванию собственных состояний нейтрино разного сорта, и тем самым к осцилляциям нейтрино, когда нейтрино в полете периодически меняет свой сорт. Именно сообщения об обнаружении нейтринных осцилляций стали самой громкой сенсацией последних лет.

Однако, рассмотрим все по порядку.

2. Верхние пределы на массы нейтрино.

Был проведен ряд экспериментов для измерения масс нейтрино прямыми методами. В экспериментах по измерению спектра электронов от   распада трития получены ограничения на массу электронного нейтрино (Троицкий эксперимент)

mne< 2.2эВ
. Имеются перспективы для достижения чувствительности к mne<  0.5эВ.
Верхний предел на массу мюонных нейтрино получают из измерений импульса мюона при распаде пиона (pi -> mnm) в состоянии покоя. В настоящее время получены ограничения
mnm<  190kэВ
и есть идеи, как можно улучшить это ограничение в 20 раз в BNL (g-2)  эксперименте.
Верхний предел на массу тay нейтрино определяют при измерении спектра инвариантных масс в распаде t-  -> 3p-  + 2p+  +  nt и сейчас достигнут предел
mnt< 15.5МэВ
Имеются перспективы улучшения этого результата примерно в 5 раз в эксперименте на B—фабриках.

3.  Атмосферные нейтрино.

Существуют два экспериментальных метода изучения атмосферных нейтрино на подземных подводных(подледных) детекторах. Первый подход основан на детекторах с большой массой, где регистрируются взаимодействия нейтрино в веществе детектора с последующей идентификацией типа нейтрино (электронное или мюонное). Во втором подходе используется большая плошадь детекторов, нейтрино взаимодействуют вне детектора, например в грунте, а регистрируются мюоны от взаимодействия. Поскольку пробег мюонов достаточно велик, эффективная масса мишени получается огромной. Чтобы избежать фона мюонов от обычных атмосферных ливней, регистрируются толко те частицы, которые идут снизу вверх. Они могут быть рождены только мюонными нейтрино, прошедшими Землю насквозь и провзаимодействовавшими под детектором. Такие нейтирно в основном рождаются а атмосферных ливнях с противоположной стороны Земли.

В настоящее время действуют три подземных нейтринных детектора: Super-Kamiokande (SK) (Япония), Баксан (Россия) и Soudan 2 (Канада), глубоководный HT200 (Байкал) и подледный AMANDA (Антарктида) детекторы.
Эксперименты на подземном детекторе MACRO были завершены в 2000 году. Основная статистика нейтринных событий была набрана на детекторах SK, Баксан, MACRO и IMB3 (США, подземный детектор, на котором эксперименты были завершены в еще в 1994 году) и составляет примерно 3000 событий.

Результаты экспериментов по регистрации нейтринных взаимодействий внутри детекторов SK, IBM3 и Kamiokande (подземный детектор в Японии, прообраз SK, на котором эксперименты были завершены в 1996 году) указывают на существование проблемы атмосферных нейтрино.
Измеренное отношение (Nm/Ne)DATA, где Nm(Ne) - число взаимодействий мюонных (электронных) нейтрино, не согласуется с ожидаемым отношением (Nn/Ne)MC. Из данных SK следует, что

R=(Nn/Ne)DATA/(Nn/Ne)MC
сильно зависит от зенитного угла, т.е. от направления прихода нейтрино в установку, и его среднее значение
R=0.63±0.03(stat)±0.04(syst)
практически не зависит от энергии нейтрино. Кроме того, для мюонных нейтрино измеренное отношение (Up/Dw )DATA, где Up(Dw) - число событий от нейтрино, идущих снизу вверх (сверху вниз), оказалось меньше, чем ожидаемое значение (Up/Dw )MC и
(U/D)m=(Up/Dw)DATA/(Up/Dw)MC=0.53±0.6(stat)±0.01(syst)
для  E < 1.33ГэВ. В то же время, для электронных нейтрино, в пределах ошибок, (U/D)e ~ 1.
Таким образом, данные SK указывают на дефицит мюонных нейтрино, приходящих из нижней полусферы.
Одним из вариантов объяснения этих результатов может служить предположение о существовании осцилляций между мюонными и тау нейтрино (  nm  -> nt ) с параметрами sin2(2F)>0.79 и  8*10-4 <Dm2<6*10-3эВ2 на 90% доверительном уровне (д.у.). Правда, надо отметоить, что   nm  -> ne  переходы требуют таких значений параметров осцилляций, которые запрещены результатами экспериментов с реакторными нейтрино (CHOOZ эксперимент).

Результаты измерений углового распределения потоков мюонов, рожденных атмосферными нейтрино на детекторах SK и MACRO, также лучше описываются, если предположить nm  -> nt осцилляции с параметрами  sin2(2F)>0.7 и 1.5*10-3 <Dm2<1.5*10-2эВ2 на 90 % д.у.
Полный поток мюонов, измеренный на баксанском детекторе, хорошо согласуется с ожидаемым значением в отсутствии осцилляций, однако, угловое распределение мюонов из нижней полусферы существенно отличается от расчетного. Введение  nm  -> nt  переходов не описывает форму измеренного углового распределения мюонов.  Поэтому данные этого эксперимента не могут ни подтвердить, ни опровергнуть существование нейтринных осцилляций.

Полный поток и угловое распределение мюонов, рожденных атмосферными нейтрино, были измерены, также, и в эксперименте на детекторе IMB3. Результаты согласуются с ожидаемыми значениями, что исключает большую часть области параметров nm  -> nt осцилляций, разрешенных экспериментами SK и MACRO.

Таким образом, несмотря на сенсационные заявления, сделанные командой SK пару лет назад, ситуация с осцилляциями нейтрино не столь проста. Из анализа только данных по потоку и угловому распределению мюонов из нижней полусферы нельзя сделать определенного вывода о существовании или отсутствии нейтринных осцилляций. Речь может идти только об указании на их существование, каковым служит наблюдаемый на SK дефицит мюонных нейтрино низких энергий из нижней полусферы.

  4. Солнечные нейтрино.

Солнце является интенсивным источником низкоэнергетичных (Еn<15МэВ) электронных нейтрино. Поток и спектр солнечных нейтрино на земной поверхности может быть предсказан в рамках стандартной солнечной модели (ССМ).
Первый эксперимент по регистрации нейтрино от Солнца начался в 1968 году в Homestake (США) и продолжался почти 30 лет. В этом эксперименте использовался радиохимический метод регистрации нейтрино, основанный на обратном бета процессе

ne + 37Cl -> e- + 37Ar
с энергетическим порогом реакции 0.814 МэВ. Для этого эксперимента, в рамках ССМ, предсказывалась скорость счета нейтринных событий RMC=8.00±1.1SNU (единица SNU, Solar Neutrino Unit, составляет 10-36 захватов/атом мишени/сек). Измеренная скорость, в среднем за период 1970-1995 годы, оказалась значительно меньше и составила RDATA=2.54±0.14 SNU (отношение RDATA/RMC=0.273±0.015).
В период с 1987 по 1995 год потоки солнечных нейтрино измерялись на черенковском детекторе Kamiokande II ,III. В этом эксперименте  взаимодействие нейтрино с энергией выше 7.5МэВ  посредством реакции ne+e- ->e-+ne, регистрировалось по черенковскому излучению электрона отдачи. Определялись  его энергия и направление, которые связаны с энергией и направлением нейтрино, и регистрировалось время взаимодействия. Измеренный поток нейтрино составил
FDATA=2.80±0.19(stat)±0.33(syst) [x106/см2/сек]
а ожидался
FMC=6.62±1.03 [x106/см2/сек]
и отношение
R=FDATA/FMC=0.423±0.029±0.50
В тоже время спектр электронов отдачи , в пределах ошибок, согласуется с ожидаемым и, в течении суток, поток нейтрино постоянный (нет вариаций день-ночь). Поскольку форма спектра и короткопериодические вариации не зависят от модели Солнца, то отклонения от ожидаемого поведения были бы связаны с новыми неизвестными свойствами нейтрино.
В начале 90-х годов начались эксперименты на двух детекторах SAGE (Баксан, Россия) и GALLEX (Gran Sasso, Италия), где использовался радиохимический метод регистрации
ne + 71Ga -> e- + 71Ge
с порогом реакции 0.233 МэВ. Ожидаемая скорость счета нейтринных событий составляет 130±8 SNU , а измеренные оказались: GALLEX – 77.5±6.2±4.5SNU, а SAGE – 75.4±7.6SNU. В 1997 году эксперимент GALLEX  был завершен, и на основе этого же детектора стартовал эксперимент GNO.  Измеренная скорость счета составила 65.8±9.8±3.5SNU.
В настоящее время эксперименты по регистрации солнечных нейтрино проводятся на детекторах SAGE, GNO, SuperKamiokande и SNO (Sudbury, Канада). Методика регистрации на детекторе  SK такая же, как и на детекторе Kamiokande, только объём регистрации, примерно, в 10 раз больше. Измеренный поток составил 0.465±0.005±0.014 от ожидаемого, спектр электронов отдачи согласуется с предсказаниями ССМ со средней энергией 8.14±0.02МэВ, а
эффект день-ночь
2(N-D)/(N+D)=0.034±0.022±0.13
где N(D) – число нейтринных событий зарегистрированных в ночное (дневное) время. Никаких сезонных вариаций отличных от 1/r2 (r – расстояние от Земли до Солнца) не наблюдается.
На детекторе  SNO эксперимент начался в 1999 году. Регистрация нейтрино на нынешней стадии основана на реакциях
ne  + d -> p + p + e-
и
Sini + d -> Sini + e-
Во второй фазе планируется регистрировать взаимодействие нейтрино посредством нейтрального тока (NC)
Sini + d -> p + p + Sini
а в третьей фазе добавить 3He детектор, чтобы сделать независимые  измерения числа взаимодействий посредством нейтральных токов. Предварительные результаты по измерению спектра электронов хорошо согласуются с предсказаниями ССМ.
В настоящее время имеется ряд вариантов решения проблемы солнечных нейтрино в рамках гипотезы об осцилляциях нейтрино. Однако, ни один из этих вариантов не в состоянии описать весь имеющийся набор экспериментальных данных (поток, спектр и угловое распределение солнечных нейтрино) и, поэтому, не может быть окончательно принят или отвергнут. Можно лишь отметить, что предпочтительны сценарии с ne -> nmt осцилляциями:
а) с большими углами смешивания sin2(2Q)>0.5  и Dm2~(10-5...10-4)эВ2,
б) с малыми разностями масс Dm2~10-7 эВ2  и sin2(2Q)~1.
Не исключен так же и вариант с малыми углами смешивания 10-3< sin2(2Q)<10-2 и Dm2<10-5 эВ2.

5. Эксперименты с нейтрино от ускорителей и удаленными подземными нейтринными детекторами.  (Long-Baseline Experiments) .

Основным недостатком экспериментов с атмосферными и солнечными нейтрино является неконтролируемость источников нейтрино. На этом фоне, идея о проведении эксперимента с нейтрино от ускорителей с энергией 1 < E < 100 ГэВ и детектором с большой площадью или большим объемом регистрации, удаленном на расстояние D > 100 км от ускорителя, выглядит весьма привлекательной. Такой эксперимент позволил бы явным образом зарегистрировать появление нового типа нейтрино в “чистом пучке” мюонных нейтрино (эксперимент на появление) и точно определить значения параметров осцилляций.
В 1999 году коллаборация К2К начала эксперимент в котором пучок мюонных нейтрино с энергией 1 ГэВ от ускорителя в КЕК (Япония) направлен на детектор SK.  Расстояние между ускорителем и детектором составляет 250 км, что позволяет исследовать область параметров nm -> nt  осцилляций, которые необходимы для объяснения дефицита атмосферных мюонных нейтрино. Правда, энергия нейтрино не достаточна для рождения t-лептона в случае взаимодействия nt  в установке. Коллаборация сообщила о регистрации 28 событий, вызванных взаимодействием мюонных нейтрино при ожидаемом числе 37.8±3.5 в отсутствии осцилляций. При такой статистике эффект не превышает 2s  и, кроме того, скорость накопления событий была ниже ожидаемой только в начале эксперимента, а затем, практически, совпала с ожидаемой.
Планируется проведение еще двух экспериментов. Один из них MINOS, который  находится сейчас в стадии реализации, будет  использовать пучек  мюонных нейтрино от ускорителя в Fermilab с энергией 25 ГэВ и мюонный спектрометр в шахте SOUDAN. Расстояние между ускорителем и детектором 730 км, что позволяет при энергии нейтрино 25 ГэВ исследовать интересующую область параметров nm -> nt  осцилляций. Кроме того, в этом эксперименте , в принципе, можно будет регистрировать и взаимодействие тау нейтрино. Второй проект CERN-Gran Sasso планирует использовать пучек мюонных  нейтрино с энергией 25 ГэВ от ускорителя в  CERN и подземный детектор в лаборатории Гран Сассо на расстоянии 730 км. Предлагается несколько вариантов детекторов (ICARUS, NOE, OPERA) способных хорошо идентифицировать события с рождением  t-лептона.

6.  Выводы.

Итак, во всех экспериментах, регистрирующих потоки солнечных нейтрино, наблюдается дефицит нейтрино.
Во всех экспериментах по регистрации атмосферных нейтрино, кроме IMB3, наблюдаются аномалии в потоках или угловых распределениях мюонных нейтрино. Только в эксперименте на детекторе  SK искажение формы углового распределения мюонных нейтрино низких энергий удалось описать в рамках гипотезы о нейтринных осцилляциях, а именно nm -> nt переходами.

7. Что необходимо

Чтобы экспериментально показать, что нейтрино осциллирует необходимо, по крайней мере,
а) наблюдать “осцилляционную картинку” (oscillation pattern), т.е. изменение влияния осцилляций с характерной для них зависимостью от D/E, где D – расстояние от источника нейтрино до детектора, а Е – энергия нейтрино.
  б) проверить, что аномалии в потоках атмосферных нейтрино связаны с nm -> nt осцилляциями, т.е. зарегистрировать появление nt в пучках мюонных нейтрино.

Обзор подготовил А. Буткевич, ИЯИ РАН.

На главную страницу