Efect Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein

Efectul Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (numit și efectul materiei ) este un proces al fizicii particulelor care poate acționa pentru a modifica oscilațiile neutrino din materie . Lucrările din 1978 și 1979 ale fizicianului american Lincoln Wolfenstein au condus la înțelegerea faptului că parametrii oscilației neutrinilor în materie variază. În 1985, fizicienii sovietici Stanislav Miheiev și Alexei Smirnov au prezis că o scădere lentă a densității materiei poate crește rezonant amestecul de neutrini. ^[1] Mai târziu în 1986, Stephen Parke de la Fermilab , Hans Bethe de la Universitatea Cornell și S. Peter Rosen și James Gelb de la Los Alamos National Laboratory au oferit un tratament analitic al acestui efect.

Explicaţie

Prezența electronilor în material modifică nivelurile de energie ale stărilor proprii de propagare (stări proprii de masă) ale neutrinilor datorită dispersării în mod constant înaintea curentului de încărcare al neutrinilor electronici (adică, interacțiune slabă ). Împrăștierea coerentă înainte este analogă procesului electromagnetic care duce la indicele de refracție al luminii într-un mediu. Aceasta înseamnă că neutrinii din materie au o masă efectivă diferită de neutrini în vid și, din moment ce oscilațiile neutrinilor depind de diferența în pătratul maselor de neutrini, oscilațiile pot fi diferite în materie decât în vid. Cu antineutrinos, punctul conceptual este același, dar sarcina reală cu care interacțiunea slabă cuplează (numită izospin slab ) are un semn opus. Dacă densitatea electronică a materiei se schimbă de-a lungul căii neutrinilor, amestecarea neutrinilor crește cel mult la o anumită valoare a densității și apoi se întoarce; acest lucru duce la conversia rezonantă de la un tip de neutrino la altul.

Efectul este important la densitățile foarte mari de electroni ai Soarelui , unde sunt produși neutrini de electroni. Neutrinii cu energie ridicată observați, de exemplu, la Observatorul Neutrin Sudbury (SNO) și la Super-Kamiokande , sunt produși în principal ca stat propriu de masă în materia ν ₂ și rămân așa cum se schimbă densitatea în Soare. ^[2] Prin urmare, neutrinii cu energie ridicată care părăsesc Soarele se află într-o propagare proprie în vid, ν ₂ , care are o suprapunere mică cu electronul neutrino $\nu _{\text{e}}=\nu _{1}\cos \theta +\nu _{2}\sin \theta$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ text {e}} = \ nu _ {1} \ cos \ theta + \ nu _ {2} \ sin \ theta}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ text {e}} = \ nu _ {1} \ cos \ theta + \ nu _ {2} \ sin \ theta}$ văzut de reacțiile curente încărcate în detectoare.

Dovezi experimentale

Pentru neutrinii solari cu energie ridicată, efectul MSW este important și duce la așteptări $P_{\text{ee}}=\sin ^{2}\theta$ ${\ displaystyle P _ {\ text {ee}} = \ sin ^ {2} \ theta}$ ${\ displaystyle P _ {\ text {ee}} = \ sin ^ {2} \ theta}$ , unde este $\theta$ ${\ displaystyle \ theta}$ $\ theta$ este unghiul de amestecare solar . Acest lucru a fost confirmat puternic la Observatorul Neutrin Sudbury (SNO), care a rezolvat problema neutrinilor solari . SNO a măsurat că fluxul de neutrini de electroni din Soare este de aproximativ 34% din fluxul total de neutrini (fluxul de neutrini de electroni a fost măsurat prin procesul de curent încărcat și fluxul total prin procesul de curent neutru ). Rezultatele SNO sunt de acord cu ceea ce era așteptat. Anterior, Kamiokande și Super-Kamiokande măsurau un amestec de reacții curente încărcate și neutre, care sunt de asemenea de acord cu efectul MSW cu suprimare similară, dar cu mai puțină încredere.

Probabilitatea de supraviețuire a neutrinilor solari, așa cum s-a prezis în teoria MSW. Linia solidă este pentru neutrinii care sunt detectați în timpul zilei, linia punctată pentru neutrinii care sunt detectați noaptea și care traversează Pământul, afectați de „regenerare”. Cele 4 dungi verticale indică valorile energiilor în care a fost măsurată probabilitatea de supraviețuire, prin intermediul neutrinilor solari care provin din pp, ⁷ Be , pep și ⁸ B. Toate acestea sunt etape ale lanțului proton-proton .

Pe de altă parte, pentru neutrinii solari cu energie redusă, efectul materiei este neglijabil, iar formalismul oscilațiilor de vid este valid. Magnitudinea sursei (adică miezul solar) este semnificativ mai mare decât lungimea oscilației, prin urmare, obținând o medie a factorului de oscilație, obținem $P_{\text{ee}}=1-{\tfrac {1}{2}}\sin ^{2}\left(2\theta \right)$ ${\ displaystyle P _ {\ text {ee}} = 1 - {\ tfrac {1} {2}} \ sin ^ {2} \ left (2 \ theta \ right)}$ ${\ displaystyle P _ {\ text {ee}} = 1 - {\ tfrac {1} {2}} \ sin ^ {2} \ left (2 \ theta \ right)}$ . Pentru θ = 34 ° aceasta corespunde probabilității de supraviețuire P _ee ≈ 60%. Acest lucru este în concordanță cu observațiile experimentale ale neutrinilor solari cu energie scăzută din experimentul Homestake (experimentul care a deschis problema neutrinilor solari), urmat de GALLEX / GNO și SAGE (experiment radiochimic cu galiu ) și, mai recent, de Borexino experiment, care a observat neutrini separat de pp (<420 keV) , de la ⁷ Be (862 keV), de la pep (1,44 MeV) și de la ⁸ B (<15 MeV). Măsurătorile Borexino singure verifică modelul prezis de RSM; cu toate acestea, toate aceste experimente sunt în acord unul cu celălalt și oferă dovezi puternice ale efectului MSW.

Aceste rezultate sunt susținute în continuare de experimentul reactorului KamLAND, care este capabil să măsoare în mod unic parametrii de oscilație care sunt, de asemenea, în concordanță cu toate celelalte măsurători.

Tranziția între regimul cu energie scăzută (unde efectul MSW este neglijabil) și regimul cu energie ridicată (unde probabilitatea oscilației este determinată de efectele materiei) pentru neutrini solari se află în regiunea de aproximativ 2 MeV.

Efectul MSW poate modifica, de asemenea, oscilațiile neutrinoase pe Pământ, iar căutarea viitoare a noilor oscilații și / sau încălcări ale leptonului simetriei CP ar putea exploata această proprietate.

Notă

^ Chela-Flores 2011 , p. 305.
^ Când neutrinii trec prin rezonanța MSW, au cea mai mare probabilitate de a schimba aroma , dar se poate întâmpla ca această probabilitate să fie atât de mică încât să fie neglijabilă - aceasta se numește uneori propagare adiabatică .

Bibliografie

J. Chela-Flores, The Science of Astrobiology , Springer Science & Business Media , 2011, ISBN 9789400716278 .
B. Schwarzschild, Antineutrinii din reactorii îndepărtați simulează dispariția neutrinosilor solari , în Physics Today , vol. 56, nr. 3, 2003, pp. 14-16, Bibcode : 2003PhT .... 56c..14S , DOI : 10.1063 / 1.1570758 . Adus la 24 aprilie 2010 (arhivat din original la 10 iulie 2007) .
G. Brooijmans, Neutrino Oscillations in Matter: the MSW Effect , on A New Limit on ν _μ → ν _τ Oscillations , Université catholique de Louvain , 28 iulie 1998, p. 40. Parametru url gol sau lipsă ( ajutor )
SP Mikheyev și A. Yu. Smirnov, Resonance enhancement of oscilations in materie and solar neutrino spectroscopy , în Soviet Journal of Nuclear Physics , vol. 42, n. 6, 1985, pp. 913–917, Bibcode : 1985YaFiz..42.1441M .
L. Wolfenstein, Neutrino oscilations in matter , în Physical Review D , vol. 17, n. 9, 1978, pp. 2369-2374, Bibcode : 1978PhRvD..17.2369W , DOI : 10.1103 / PhysRevD.17.2369 .
L. Wolfenstein, Oscilații neutrino și colaps stelar , în Physical Review D , vol. 20, nr. 10, 1979, pp. 2634-2635, Bibcode : 1979PhRvD..20.2634W , DOI : 10.1103 / PhysRevD.20.2634 .
SJ Parke, Trecere la nivel nonadiabatic în oscilații de neutrini rezonanți , în Physical Review Letters , vol. 57, nr. 10, 1986, pp. 1275–1278, Bibcode : 1986PhRvL..57.1275P , DOI : 10.1103 / PhysRevLett . 57.1275 , PMID 10033402 .
HA Bethe, Posibilă explicație a puzzle-ului solar-neutrino , în Physical Review Letters , vol. 56, nr. 12, 1986, pp. 1305-1308, Bibcode : 1986PhRvL..56.1305B , DOI : 10.1103 / PhysRevLett . 56.1305 , PMID 10032627 .
SP Rosen și JM Gelb, Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein îmbunătățirea oscilațiilor ca o posibilă soluție la problema solar-neutrino , în Physical Review D , vol. 34, nr. 4, 1986, pp. 969–979, Bibcode : 1986PhRvD..34..969R , DOI : 10.1103 / PhysRevD.34.969 , PMID 9957237 .

Elemente conexe

Oscilația neutrino

Portalul fizicii : accesați intrările Wikipedia care se ocupă cu fizica

[1] Chela-Flores 2011 , p. 305.

[2] Când neutrinii trec prin rezonanța MSW, au cea mai mare probabilitate de a schimba aroma , dar se poate întâmpla ca această probabilitate să fie atât de mică încât să fie neglijabilă - aceasta se numește uneori propagare adiabatică .

[1]

[2]