Бесплатно скачать, заказать диплом, курсовую, диссертацию МАССИВНОЕ НЕЙТРИНО ВО ВНЕШНИХ ПОЛЯХ

У нас уже 176407 рефератов, курсовых и дипломных работ

Сделать закладку на сайт

Заказать диплом, курсовую, диссертацию

Быстрый переход к готовым работам

Мнение посетителей:

Книга жалоб
и предложений

Название	МАССИВНОЕ НЕЙТРИНО ВО ВНЕШНИХ ПОЛЯХ

Количество страниц	128

ВУЗ	МГИУ

Год сдачи	2010

Бесплатно Скачать	23263.doc

Содержание	Содержание Введение 4 1.1 История исследования осцилляции нейтрино... 4 1.2 Экспериментальное изучение солнечных нейтрино... 6 1.3 Экспериментальное изучение атмосферных нейтрино ... 12 1.4 Реакторные эксперименты... 13 1.5 Современные кинематические ограничения на «массы» флейворных нейтрино... 15 1.5.1 Эксперименты по изучению /3-распада и измерение массы нейтрино... 15 1.5.2 Ограничение на массы мюонного и т-лептонного нейтрино ... 17 1.6 Основы феноменологической теории массы и смешивания нейтрино ... 18 1.7 Осцилляции нейтрино... 19 1.8 Электромагнитные характеристики нейтрино... 22 1.9 Основные результаты диссертации... 25 2 Электромагнитные формфакторы массивного нейтрино 28 2.1 Вершинная функция нейтрино... 32 2.1.1 Структура электромагнитной вершинной функции массивного нейтрино... 42 2.1.2 Исследование расходимостей в электромагнитной вершинной функции нейтрино... 47 2.2 Зарядовый формфактор нейтрино... 48 2.2.1 Исследование зарядового формфактора при нулевой передаче импульса... 51 2.2.2 Вычисление в калибровке 'т Хофта-Фейнмана... 58 2.3 Магнитный формфактор нейтрино... 59 2.3.1 Исследование асимптотического поведения магнитного формфактора... 60 2.3.2 Магнитный момент нейтрино... 62 2.4 Анапольный формфактор нейтрино... 69 2.4.1 Анапольный момент... 71 3 Эволюция спина нейтрино в произвольных внешних полях 75 4 Релаксация спина нейтрино в веществе со стохастическими характеристиками 86 5 Осцилляции нейтрино в электромагнитных полях различной конфигурации 93 5.1 Осцилляции нейтрино в поле линейно поляризованной электромагнитной волны... 97 5.2 Параметрический резонанс при осцилляциях нейтрино в периодически меняющихся электромагнитных полях... 104 5.2.1 Осцилляции нейтрино в поле электромагнитной волны 105 5.2.2 Осцилляции нейтрино в поле плоского ондулятора . . 110 5.2.3 Возможные применения явления параметрического резонанса при осцилляциях нейтрино... 114 6 Заключение 117 А Правила Фейнмана 123 В Фейнмановские интегралы 128 Введение 1.1 История исследования осцилляции нейтрино Первоначально идея об осцилляциях нейтрино была выдвинута выдающимся советским физиком Б. Понтекорво в 1957 г. [1]. Данная работа последовала за серией публикаций, посвященных фундаментальным вопросам слабых взаимодействий, таких как открытие нарушения пространственной четности в /3-распаде [2] и теории двухкомпонентного безмассового нейтрино [3-5]. Современное изложение феноменологической теории электрослабых взаимодействий приведено в книге [6]. В работе [1] Б. Понтекорво впервые предположил, по аналогии с довольно хорошо известными в то время осцилляциями К мезонов (К0 <-> К0), что возможны также и переходы между нейтрино и антинейтрино в вакууме. Необходимо отметить, что к моменту опубликования статьи [1], электронное антинейтрино еще не было обнаружено в эксперименте. Детектирование электронного антинейтрино произошло при проведении реакторного эксперимента [7], в котором электронное антинейтрино было зарегистрировано в результате обратного /3-распада. Окончательно идея об осцилляциях между нейтрино и антинейтрино была сформулирована Б. Понтекорво в 1958 г. в работе [8]. В этой статье было отмечено, что в данном типе осцилляции нейтрино не сохраняется лептонное число. Следует упомянуть, что в своей статье [8] Б. Понтекорво рассматривал осцилляции нейтрино не только с чисто теоретической точки зрения, но также и предложил возможный эксперимент по изучения данного явления в лабораторных условиях. Однако, как это также было отмечено и самим автором, длина осцилляции, т.е. характерное расстояние, пойдя которое, значительная часть первоначально испущенных антинейтрино перейдет в нейтрино, должна быть большой. Таким образом, подобный эксперимент вряд ли мог быть осуществлен в то время. Б. Понтекорво вернулся к рассмотрению осцилляции нейтрино в 1967 г. В его работе [9] были сформулированы критерии возможности возникновения осцилляции нейтрино, которые, по современной терминологии, эквивалентны наличию недиагональных элементов в массовой матрице нейтрино. Наряду с осцилляциями нейтрино, принадлежащими к различным поколениям, в этой статье обсуждались также и осцилляции между активными и стерильными нейтрино. В работе [9] высказывалось предположение о возможности осцилляции нейтрино испущенных в недрах Солнца в результате протекающих там термоядерных реакций. Как следствие подобных осцилляции, поток нейтрино, регистрируемый на поверхности Земли, должен быть меньше ожидаемого. Таким образом, можно утверждать, что в статье [9] Б. Понтекорво предугадал хорошо известную теперь проблему солнечных нейтрино. Отметим, что работа [9] была опубликована еще до того, как были получены окончательные результаты по регистрации солнечных нейтрино. В работе [10] В. Н. Грибов и Б. Понтекорво рассмотрели майрановскую массовую матрицу. В данном случае два майорановских нейтрино имеют определенные массы и связаны с нейтрино, участвующими в слабых взаимодействиях, посредством смешивания. Выражение для вероятности того, что электронное нейтрино останется в прежнем состоянии с течением времени, было получено в статье [10]. Также в данной работе были рас- смотрены вакуумные осцилляции солнечных нейтрино. Аналогия между кварковым и лептонным секторами была проведена в работах [11, 12], в которых нейтринные остщллятщи рассматривались на основе смешивания между двумя дираковскими нейтрино. По аналогии с кварками и лептона-ми остщллятщи солнечных нейтрино в случае дираковской и майорановской массовой матрицы также обсуждались в работе [13]. Необходимо отметить, что смешивание между нейтринными состояниями, принадлежащими к различным поколениям, рассматривалось в работе [14]. В данной статье предполагалось, что существуют состояния нейтрино (определенные как истинные нейтрино) отличные от состояний, участвующих в слабых взаимодействиях, которые были названы слабыми нейтрино. Было также показано, что истинные и слабые состояния нейтрино связанны друг с другом с помощью ортогонального преобразования. Однако, остщллятщи нейтрино, как явление, основанное на временной эволюции квантовой системы со смешиванием, в работе [14] не обсуждались. 1.2 Экспериментальное изучение солнечных нейтрино Возможность регистрировать солнечные нейтрино начала интенсивно обсуждаться после того, как в 1958 г. было экспериментально обнаружено (см. работу [15]), что вероятность рождения изотопа 7Ве в термоядерной реакции 3Не +4 Не -^7 Be + 7 оказалась более чем в тысячу раз выше, чем предполагалось ранее. Используя этот результат, В. Фаулер и А. Камерон предположили [15], что изотоп 8В может возникать при протекании реакции 7Ве + р ^8 В + 7 в количествах, достаточных для генерации существенного потока нейтрино, образующихся в результате /3-распада радиоактивного 8В. Несмотря на то, что 8В нейтрино составляют лишь 10~2 от общего потока солнечных нейтрино, распад радиоктивного 8В является крайне важным. На сегодняшний день крайне сложно эксперимен- тально зарегистрировать нейтрино, обладающих малой энергией. Например, моноэнергетические Be нейтрино, образующиеся в результате реакции е~ +7Ве —>¦ z/e+7Li, обладают энергией 0.86 МэВ, а 8В нейтрино имеют энергию в диапазоне меньшем, чем 15 МэВ. Именно поэтому 8В нейтрино дают основной вклад в экспериментально регистрируемые потоки солнечных нейтрино. Первая успешная попытка измерить количество солнечных нейтрино, достигающих поверхности Земли, была предпринята в США в результате проведения эксперимента Хоумстэйк (Homestake) [16]. В данном эксперименте электронное нейтрино регистрировалось при помощи реакции Понтекорво-Дэйвиса: ve +37 С1 —>¦ е~ +37 Аг. Как уже было отмечено выше, в эксперименте Хоумстэйк регистрировались главным образом 8В нейтрино. После обработки данных было получено явное рассогласование между предсказанным и измеренным потоками солнечных нейтрино [17]. Измеренный поток нейтрино оказался примерно в три раза меньшим предсказанного. Действительно, согласно работе [16], отношение измеренного потока нейтрино к предсказанному R равно 0.34 ± 0.03. Спустя год после опубликования результатов эксперимента Хоумстэйк, в статье [10] В. Н. Грибов и Б. Понтекорво выдвинули гипотезу о том, что нейтрино, при распространении от Солнца к Земле, переходит из одного типа в другой, который труднее детектировать. Тем самым, дефицит солнечных нейтрино может быть объяснен. Фактически, авторы предложили механизм осцилляции нейтрино как способ решения проблемы солнечных нейтрино. Здесь необходимо отметить, что вычисления потока нейтрино, излучаемого Солнцем, основываются на стандартной солнечной модели. В свою очередь предсказания стандартной солнечной модели обладают довольно высокой точностью благодаря ряду особенностей: • Точность измерений и вычислений входных данных. • Зависимость между потоками нейтрино и измеряемой солнечной светимостью. • Измерения гелиосейсмологических частот солнечных мод колебаний давления (так называемых р мод). Таким образом, на вычисления потоков нейтрино в рамках стандартной солнечной модели можно полагаться с большой степенью вероятности. Эксперимент Хоумстэйк [18], в котором использовалось ядро 37С1 в качестве мишени, принадлежит к группе так называемых радиохимических экспериментов. По аналогичной схеме работают галлиевые эксперименты: SAGE (Россия) и GALLEX1. Идея использования 71Ga в качестве мишени принадлежала советскому физику-теоретику В.А. Кузмину и была сформулирована им еще в 1965 г. Солнечные нейтрино в данных экспериментах регистрировались при помощи реакции ve +71 Ga —>¦ е~ +71 Ge. Запуск гал-лиевых детекторов ознаменовал собой большой шаг вперед в изучении солнечных нейтрино. Одним из главных достоинств данного метода оказался низкий энергетический порог. Действительно, с помощью подобных детекторов стало возможно регистрировать даже рр нейтрино, имеющие энергию менее 0.42 МэВ. Данные нейтрино, образующиеся в результате реакции р +р —>¦ d + е+ + ve, дают наибольший вклад в поток солнечных нейтрино. Результаты экспериментов SAGE и GALLEX также обнаруживают расхождение, хотя и в несколько меньшей степени, чем в эксперименте Хоумстэйк, между измеренным и предсказанным потоками солнечных нейтрино. Для сравнения, отношение R, полученное в ходе проведения эксперимента SAGE равно 0.60 ± 0.05 [19]. В случае эксперимента GALLEX данное отношение равно 0.58 ± 0.05 [20]. Таким образом, мы видим, что галлиевые детекторы дают более высокий процент зарегистрированных солнечных нейтрино по сравнению с хлорным детектором Хоумстэйк. Современное объяснение наблюдаемого с помощью галлиевых детекторов дефицита :В подготовке и проведении данного эксперимента участвуют несколько стран. В их числе Германия, Франция, Италия, Израиль и США. солнечных нейтрино аналогично объяснению, даваемому в случае хлорного детектора. Если существует смешивание первоначально испущенных электронных нейтрино, то из-за нейтринных осцилляции или переходов в веществе, обусловленных эффектом Михеева-Смирнова-Вольфенштейна1, эти частицы преобразуются в другие типы нейтрино, которые не могут быть зарегистрированы экспериментально. Достаточно веский аргумент в пользу существования переходов солнечных электронных нейтрино в мюонные и т-нейтрино был выдвинут в ходе анализа данных, недавно полученных при проведении эксперимента СНО (SNO, Sudbury Neutrino Observatory) [21,22]. Детектор эксперимента СНО представляет собой черенковский детектор, рабочим веществом которого является тяжелая вода (D2O). Солнечные нейтрино регистрируются при помощи следующих трех реакций: ve + d^ e~ +p + p, (1.2.1) v + d^v + n+p, (1.2.2) v + e^v + e. (1.2.3) Заметим, что реакция (1.2.1) идет через взаимодействия заряженных токов, в то время как реакция (1.2.2) - через нейтральные токи. Реакция (1.2.3) представляет собой упругое рассеяние. Следовательно, в реакциях (1.2.2) и (1.2.3) могут участвовать все типы нейтрино. В течении 306.4 дней проведения эксперимента СНО было зарегистрировано примерно 1697 событий типа (1.2.1), 577 событий типа (1.2.2) и 264 события типа (1.2.3). Энергетический порог при детектировании электронов отдачи был равен 5МэВ, а порог протекания реакции (1.2.2) 2.2 МэВ. Таким образом, в данном эксперименте наблюдались главным образом 8В нейтрино. Особенно важным является тот факт, что первоначальный спектр 8В нейтрино известен. 1 Данное явление будет обсуждаться более подробно ниже. В эксперименте СНО было получено, что (см. работы [21,22]) {^S)sno ^ 2.39 х 106 см"2 с"1. (1.2.4) где ^^s)sno - поток нейтрино, измеренный при помощи процесса (1.2.3). Спектр электронов, образующихся в результате процесса (1.2.1), также был измерен в ходе проведения эксперимента СНО, причем никакого заметного искажения спектра не было зарегистрировано. Если бы дефицит солнечных нейтрино был вызван не процессом остщллятщй нейтрино, а каким-либо другим процессом, например рассеянием нейтрино, то в этом случае произошло бы искажение спектра вторичных электронов. В эксперименте СНО было получено, что поток электронных нейтрино на поверхности Земли составляет (см. статьи [21,22]) {&C?)sno - 1.76 х К^см^с"1, (1.2.5) где (<&^)sno - поток нейтрино, измеренный при помощи процесса (1.2.1). Для потока всех типов нейтрино, измеренного с помощью процесса (1.2.2) было получено следующее значение (см. работы [21,22]) (Ф„С)бмо ^ 5.09 х 106см"2с"1, (1.2.6) что примерно в три раза больше, чем поток электронных нейтрино. Учитывая тот факт, что наряду с электронными нейтрино в величину Ф^с также дают вклады мюонные и т-нейтрино, можно, используя данные эксперимента СНО, вычислить поток Ф„ т. Для расчета величины Ф^ т в работах [21,22] также были учтены вклады процесса (1.2.3). Окончательное выражение для рассматриваемого потока имеет вид (Ф^,тЫо - 1.76 х lOWV1. (1.2.7) Одним из основных результатов, полученных в ходе проведения эксперимента СНО, является подтверждение того факта, что в потоке солнечных нейтрино кроме электронных нейтрино также присутствуют мюонные и т-нейтрино. Сравним теперь предсказания стандартной солнечной модели с результатами эксперимента СНО. В работе [23] был вычислен поток 8В нейтрино ($Ve)ssM - 5.05 х 106 см"2 с"1, (1.2.8) что находится в хорошем согласии с величиной полного потока (1.2.6). Таким образом, было установлено, что полный поток электронных нейтрино, излучаемых Солнцем, равняется суммарному потоку всех нейтрино, зарегистрированному на поверхности Земли. Проблема дефицита солнечных нейтрино также изучалась в ходе проведения эксперимента Супер-Камиоканде [24]. В данном эксперименте наблюдались электронные и мюонные нейтрино при помощи регистрации че-ренковского излучения в детекторе, рабочим веществом которого являлась вода (порядка 50 кт). Таким образом, нейтрино регистрировались с помощью процесса (1.2.3). В течении 1496 дней работы было зарегистрировано большое число нейтрино (22400 ± 800). Исходя из данных эксперимента Супер-Камиоканде было получено, что (Ф^Ь-к « 2.35 х 106 см"2 с"1 (1.2.9) Эта величина хорошо согласуется с результатами эксперимента СНО (1.2.4). Данные всех экспериментов по изучению солнечных нейтрино могут быть описаны, если предположить, что солнечные электронные нейтрино переходят в мюонные или т-лептонные нейтрино и вероятность ve остаться в прежнем состоянии характеризуется двумя параметрами Аш2о1 и tg 9SO\. Наилучшее совпадение экспериментальных и теоретических результатов получается в случае, когда данные параметры принимают следующее значение Ams2ol = 5 х 1(Г5 эВ2, tg2 6>sol = 0.34. (1.2.10) Значения Am2ol и tg2#soi в формуле (1.2.10) соответствуют большому углу смешивания (LMA, Large Mixing Angle). 1.3 Экспериментальное изучение атмосферных нейтрино Атмосферные нейтрино рождаются главным образом при распадах заряженных пионов и следующих за ними распадов мюонов ?r^/i + z/M, fi —e е + Vp + ve. (1.3.1) Пионы в свою очередь рождаются в процессах взаимодействия космических лучей в атмосфере. Одним из основных центров по изучению атмосферных нейтрино является эксперимент Супер-Камиоканде [25-27] , упоминавшийся в разделе 1.2 в связи с исследованием проблемы солнечных нейтрино. При относительно малых энергиях (< 1 ГэВ) практически все мюо-ны распадаются в атмосфере. Кроме того, из формулы (1.3.1) следует, что отношение мюонных нейтрино к электронным R^/e равно 21. Отношение (Rjj,/e)measured, измеренное в ходе проведения эксперимента Супер-Камиоканде, значительно меньше предсказанного (R^/e)predicted- Например, в области энергий Е > 1.33 ГэВ отношение измеренной величины к предсказанной составляет e)measured V м/ e ) predicted Таким образом, данная аномалия в течении долгого времени рассматривалась в качестве обоснования реальности нейтринных осцилляции. В ходе проведения эксперимента Супер-Камиоканде был не только подтвержден факт уменьшения числа мюонных нейтрино, но также было изучено угловое распределение мюонных и электронных нейтрино [26]. Было найдено, что электронные нейтрино распределены симметрично в зависимости от зенитного угла, тогда как симметрия распределения мюонных нейтрино по зенитному углу оказалась явно нарушенной. Следовательно, энергиях, больших чем 1ГэВ, данное отношение больше, чем 2. число мюонных нейтрино сильно зависит от расстояния между точкой их рождения в атмосфере и детектором. Наилучшее теоретическое обоснование данных эксперимента Супер-Ка-миоканде состоит в предположении о том, что мюонное нейтрино превращается в т-лептонное в результате нейтринных осцилляции. Величины параметров осцилляции при этом имеют следующие значения Amltm = 2.5 х 1(Г3 эВ2, sin2 26>atm = 1. 1.4 Реакторные эксперименты Осцилляции нейтрино с величиной Ага в диапазоне осцилляции атмосферных нейтрино (см., раздел 1.3) исследовались в эксперименте К2К [28]. В данном эксперименте нейтрино, рождающиеся главным образом при распадах пионов, регистрировались детектором Супер-Камиоканде. Пионы рождались в ускорителе КЕК (Е ~ 12ГэВ), который находился на расстоянии примерно 250 км от детектора Супер-Камиоканде. Средняя энергия нейтрино составляла порядка 1.3 ГэВ. Для того, чтобы контролировать флейворный состав пучка нейтрино непосредственно на выходе из ускорителя, были сооружены два дополнительных детектора на расстоянии примерно 300 м. Таким образом, общее число и спектр мюонных нейтрино, зарегистрированных детектором Супер-Камиоканде, сравнивались с измерениями двух близлежащих детекторов в предположении об отсутствии осцилляции. Первые результаты эксперимента К2К были недавно опубликованы [28]. Общее число мюонных нейтрино, зарегистрированных детектором Супер-Камиоканде оказалось равным « 56, тогда как ожидаемое число составляет ~ 80. Следовательно, данные длиннобазового ускорительного эксперимента К2К указывают на факт исчезновения мюонных нейтрино. Величины параметров осцилляции в данном случае равны Дт\|ж = 2.8 х 10"3 эВ2, sin2 26>к2К Среди длиннобазовых реакторных экспериментов по изучению осцилляции нейтрино следует отметить эксперименты ШУЗ (CHOOZ) [29] и Пало Верде [30]. Цель данных экспериментов состоит в том, чтобы исследовать исчезновение электронных антинейтрино. Несмотря на тот факт, что в этих экспериментах не обнаружено указаний на осцилляции нейтрино, их результаты важны для изучения смешивания нейтрино. Не вдаваясь в технические детали результатов экспериментов, приведем здесь лишь величины параметров осцилляции Am2 = 2.5 х 1(Г3 эВ2, sin2 20 < 1.5 х 10 Еще одно доказательство существования осцилляции нейтрино получено совсем недавно в ходе проведения эксперимента КамЛЭНД (KamLAND) [31]. В данном эксперименте регистрировались электронные антинейтрино от ядерных реакторов в Японии и Корее при помощи процесса Энергетический порог данного процесса составляет ~ 1.8 МэВ. Детектор регистрировал антинейтрино от 26 реакторов расположенных на расстояниях 138 — 214 км. В течении 145 дней проведения данного эксперимента было зарегистрировано 54 электронных антинейтрино в противоположность примерно 87 ожидаемым. Также был изучен энергетический спектр антинейтрино. Следует привести величины параметров осцилляции получающихся при анализе результатов эксперимента КамЛЭНД = 6.9 Х 10~5 эВ2, s^ 2# KamLAND = Результаты эксперимента КамЛЭНД позволяют исключить из рассмотрения параметры осцилляции нейтрино, соответствующие малому углу смешивания и вакуумным осцилляциям. Таким образом, единственно возможным решением проблемы солнечных нейтрино, которое согласуется с данными эксперимента КамЛЭНД, является решение LMA МСВ1. 1.5 Современные кинематические ограничения на «массы» флейворных нейтрино В этом разделе приведены современные ограничения на массы электронного, мюонного и т-лептонного нейтрино. В разделе 1.6 (см. ниже) отмечено, что флейворные нейтрино являются суперпозицией массовых состояний. Следовательно можно говорить лишь об эффективной массе соответствующего флейворного нейтрино. 1.5.1 Эксперименты по изучению /3-распада и измерение массы нейтрино Стандартный метод измерения абсолютного значения массы нейтрино состоит в детальном исследовании высокоэнергетического диапазона спектра [3 электронов, образующихся при радиоактивном распаде трития 3H ^3 He + е~ + ие. Данный распад имеет малое энерговыделение (Е ~ 18.6 кэВ), а период полураспада трития составляет T\j2 ~ 12.3 лет. Ведущими научными центрами по изучению /3-распада являются экспериментальные группы в Троицке [32] и Майнце [16]. Точность определения массы нейтрино в данных экспериментах составляет порядка 2 — ЗэВ. 1 Эффект Михеева-Смирнова-Вольфенштейна, см. ниже. В эксперименте [16] использовался молекулярный тритий, сконденсированный на графитовой основе. Спектр электронов измерялся при помощи интегрального электростатического спектрометра, который совмещает высокую светосилу с высоким разрешением. В результате проведения данного эксперимента получено следующее ограничение на массу нейтрино Ш1<2.2эВ. (1.5.1) Напомним, что, например, электронное нейтрино не является массовым состоянием. Следовательно, в формуле (1.5.1) приведено ограничение на массу самого легкого массового состояния (см. также раздел 1.6). В Троицком эксперименте также использовался интегральный электростатический спектрометр, разрешение которого составляло 3.5 — 4эВ. В этом эксперименте получено ограничение на массу нейтрино, которое согласуется с результатом (1.5.1) и составляет тгц < 2.2 эВ. Очень важным представляется вопрос о том, является ли массивное нейтрино дираковской или майорановской частицей. Эксперименты по исследованию осцилляции нейтрино не могут пролить свет на эту фундаментальную проблему. Природа нейтрино может быть разгадана в экспериментах по поиску безнейтринного двойного /3-распада. Безнейтринный двойной /3-распад представляет собой реакцию типа (Д Z) -> (Д Z + 2) + е" + е", (1.5.2) где (A, Z) - ядро с зарядом Z и массовым числом А. Реакции вида (1.5.2) изучались во многих экспериментах, ведущими из которых являются коллаборации Гейдельберг-Москва [33] и IGEX [34]. В этих экспериментах изучался распад ядер германия 76Ge. В результате по- лучены следующие ограничения на период полураспада Т\/2 > 1.9 х 10 лет, Гейдельберг-Москва, T1/2 > 1.57 х 1025лет, IGEX. Исходя из полученных периодов полураспада может быть вычислена эффективная масса нейтрино, которая составляет И < (0.35- 1.24) эВ. Несмотря на недавние сообщения группы Гейдельберг-Москва о том, что ими было обнаружено указание на безнейтринный двойной /3-распад, данный результат был подвернут жесткой критике в работах [35,36]. Несмотря на критику, исследователям из группы Гейдельберг-Москва в последнее время удалось значительно повысить точность своих измерений [37]. 1.5.2 Ограничение на массы мюонного и т-лептонного нейтрино Наиболее современные данные о массах мюонного и т-лептонного нейтрино приведены в обзоре [38]. Результаты, использованные в настоящем разделе взяты из этого обзора. Верхняя граница массы мюонного нейтрино может быть получена на основе данных о нуклеосинтезе в ранней Вселенной, а также из ускорительных экспериментов. Космологические ограничения на массу мюонного нейтрино основываются на анализе термодинамического равновесия ниже точки фазового перехода КХД для право-поляризованных дираковских нейтрино. Космологическое ограничение составляет mVii < 0.15ч-0.48МэВ. В ускорительных экспериментах исследуются распады заряженных пионов вида Подобные эксперименты дают ограничение на массу мюонного нейтрино порядка mv < 0.17 ч- 0.65 МэВ. Ограничения на массу т-лептонного нейтрино также можно условно разделить на космологические и ускорительные. Космологические ограничения составляют mVr < 0.19 Ч- 1 МэВ. В ускорительных экспериментах исследовались реакции вида Т~ —> 27Г~7Г+?/г, Т —У IT IT IT IT IS т~ —>¦ Зтг т" ->¦ 2тг Соответствующие ограничения на массу составляют порядка пгУт < 28 -Ь 70 МэВ. Из оценок, приведенных в разделах 1.5.1 и 1.5.2, видно, что для электронного, мюонного и т-лептонного нейтрино массовые слагаемые в лагранжиане малы. 1.6 Основы феноменологической теории массы и смешивания нейтрино В предыдущих разделах 1.2-1.4 были выдвинуты достаточно веские доводы в пользу существования осцилляции нейтрино. Исследование осцилляции нейтрино основывается на согласующихся с экспериментом предположениях о том, что • Взаимодействия нейтрино с другими частицами описывается в рамках стандартной модели электрослабых взаимодействий. • Существуют три флейворных поколения нейтрино. В рамках стандартной модели электрослабых взаимодействий все три поколения нейтрино являются безмассовыми частицами, и все три лептонных числа по отдельности сохраняются. Гипотеза смешивания нейтрино основывается на том, что полный лагранжиан, описывающий нейтринные поля, содержит массовые слагаемые, ответственные за несохранение флейворных лептонных чисел. Существуют два основных вида массовых членов: 1. Дираковский массовый член где MD - комплексная недиагональная матрица. 2. Майорановский массовый член где Мм - симметрическая матрица. Заметим, что в данных определениях v - это столбец, содержащий флей-ворные нейтрино, т.е. частицы, которые участвуют в слабых взаимодействиях. В обоих случаях флейворные состояния связаны с массовыми v^m\ т.е. состояниями нейтрино с определенной массой, посредством унитарного преобразования Лагранжиан, записанный в терминах массовых состояний имеет диагональный вид. 1.7 Осцилляции нейтрино На примере двух поколений нейтрино кратко рассмотрим явление осцилляции нейтрино в вакууме. Уравнение временной эволюции массовых нейтрино имеет вид

Список литературы

Цена, в рублях: (при оплате в другой валюте, пересчет по курсу центрального банка на день оплаты)	1425

Скачать бесплатно	23263.doc

Найти готовую работу

ЗАКАЗАТЬ

Обратная связь:

Связаться

Вход для партнеров

Регистрация

Восстановить доступ

Материал для курсовых и дипломных работ

15.04.24 Задачи, условия и этапы организации экспериментальной работы

15.04.24 Критерии качества преподавания

15.04.24 Категория нормы в обучающей деятельности

Архив материала для курсовых и дипломных работ

Ссылки:

Счетчики:

© 2006-2022. Все права защищены.
Выполнение уникальных качественных работ - от эссе и реферата до диссертации. Заказ готовых, сдававшихся ранее работ.