Електронне нейтрино

Електронне нейтрино
Склад:	елементарна частинка
Родина:	ферміон
Група:	Лептон
Покоління:	перше
взаємодії:	слабка, гравітаційна
Частинка:	електронне нейтрино
Античастинка:	електронне антинейтрино
Передбачена:	1930, Вольфганг Паулі
Відкрита:	1956, Клайд Ковен, Фредерік Рейнз, Ф.Б. Гаррісон, Г.В. Крузе та А.Д. Макґваєр
Символ:	νe
Число типів:	2
Маса:	менше 0.28eB та більша за 0eB
Час життя:	стабільна
Електричний заряд:	0
Колірний заряд:	0
Спін:	1/2 ${\displaystyle \hbar }$

Електронне нейтри́но — одне з трьох підвидів нейтрино, стабільна елементарна частинка, електрично нейтральна, з групи лептонів зі спіном ¹/₂ ${\displaystyle \hbar }$. Бере участь лиш у слабкій і гравітаційній взаємодіях. Є першим передбаченим та відкритим підвидом нейтрино. Належить до першого покоління частинок наряду з електроном, від якого й отримала свою назву. Як і будь-яке нейтрино надзвичайно мляво взаємодіють з речовиною, через що майже абсолютно вільно перелітає будь-яку перешкоду. Вільно осцилює в та з інших підвидів нейтрино - мюоного і тау-лептонного нейтрино. Античастинка — електронне антинейтрино.

В 1910-х рр при в рамках дослідження радіоактивних процесів було виявлено що під час β-розпаду енергія електронів варіюється в дуже широких межах і безперервним спектром. ^[1] Попри те що в інших радіоактивних процесах енергія частинок змінюється дискретно. Окрім того, було виявлено що енергія новоутвореного електрона та атомного ядра менша аніж ядра атома до β-розпаду. Це ставило під сумнів закон збереження енергії. Також не спрацьовувала статистика кутових моментів частинок до і після розпаду.

В 1930 4 грудня Вольфганг Паулі в листі висловив припущення, що в ядрі існує електрично нейтральна частинка зі спіном ¹/₂, масою менше ніж 1% від маси протона, яку він назвав "нейтроном". Така частинка пояснила б усі невідповідності. ^[1]

В 1932 Джеймс Чедвік відкрив частинку, яка не має електричного заряду, має спін ¹/₂, щоправда, за масою вона виявилася навіть трохи важчою за протон. Ця частинка отримала назву "нейтрон". Частинка передбачена Паулі залишалася невідкритою.

За пропозицією Енріко Фермі, який в 1934 розробив математичну теорію β-розпаду за участю частинки, її перейменували на "нейтрино". ^[2] Того ж року на основі цих математичних викладок Ганс Бете і Рудольф Пайєрлс розрахували що нейтрино з енергією кілька MeB майже не взаємодіє зі звичайною матерією. Настільки слабко що здатне без суттєвих втрат здолати 1000 св.р матерії (наприклад зрідженого водню). Це робило дуже маловірогідним її експериментальне підтвердження. ^[3]

В 1946 року Бруно Понтекорво запропонував метод детектування нейтрино за допомогою реакції перетворення ядер хлору на ядра радіоактивного аргону. ^[1]

У 1956 році команді фізиків під очільництвом Фредеріка Райнеса та Клайда Ковена вдалося експериментально зафіксувати трек нейтрино. В 1995-му за це відкриття Райнесу вручили Нобелівську премію з фізики. Ковен не дожив до цієї події. ^[1]

На ядерному комплексі Саванна Рівер(інші мови) в штаті Південна Кароліна (США) збудували контейнер з водним розчином хлориду кадмію(інші мови) (CdCl₂). Внаслідок β-розпадів (уточнення: зворотний бета-розпад) ядер урану та плутонія щосекунди генерувався потік порядка 10¹² антинейтрино на 1 см². Згідно з теорією Фермі антинейтрино і протон (ядро гідрогену) при зіткненні породжували позитрон та нейтрон. Виниклі позитрони анігілювали з електронами, при анігіляції виникала пара гамма-квантів з енергією порядка 0.5 МеВ. Нейтрони своєю чергою поглиналися ядрами кадмію, яке випускали гамма-кванти іншої частоти. Аналіз статистики частот гамма-квантів і дозволив довести існування невловних нейтрино. ^[3]

Ядерна реакція з поглинанням антинейтрино:

${\displaystyle {\bar {\nu }}_{e}+p\to n+e^{+}}$

Всі попередні теоретичні і експериментальні дослідження виходили з існування лише одного підвиду нейтрино/антинейтрино, яке виникає при утворенні позитрона/електрона. Потужним генератором нейтрино є Сонце, в ядрі якого відбувається нуклеосинтез: з протонів формуються ядра гелію та часом важчих елементів (металів).

Наступного року після детекції нейтрино було виявлено що нейтринні детектори вловлюють втричі менше нейтрино, аніж мало б бути згідно з розрахунками щодо термоядерних реакцій в надрах Сонця. При цьому інші вимірювання енерговиділення Сонця узгоджувалися з теоретичними розрахунками. Дефіцит нейтрино здобув назву "проблема сонячних нейтрино".

1. ↑ ^{а б в г} Юрій Райхель (8 жовтня 2015). "За перетворення загадкової частинки". Газета День. Архів оригіналу за 14 березня 2017. Процитовано 13 березня 2017.
2. ↑ Андрій Андруховський (25 квітня 2015). "Вольфганг Ернст Паулі". кафедра Інформатики КПНУ. Архів оригіналу за 7 грудня 2018. Процитовано 14 березня 2017.
3. ↑ ^{а б} Олексій Лєвін (1 жовтня 2010). "Частинка - привид: нейтрино". Elementy.ru (рос.). журнал "Популярная механика". Архів оригіналу за 15 березня 2017. Процитовано 14 березня 2017.