efect Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein

Efectul Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein ( de asemenea , numit efectul materiei) este un proces de fizica particulelor care pot acționa pentru a modifica oscilații ale neutrinilor în materie . Munca în 1978 și 1979 de către american fizicianul Lincoln Wolfenstein a condus la înțelegerea faptului că parametrii oscilatiei neutrinilor în materie variază. În 1985, sovietic fizicienii Stanislav Mikheyev și Alexei Smirnov , a prezis că o scădere lentă a densității materiei poate crește rezonant de amestecare neutrini. ^[1] Mai târziu , în 1986, Stephen Parke de la Fermilab , Hans Bethe de la Universitatea Cornell , și S. Peter Rosen si James Gelb de la Los Alamos National Laboratory oferit un tratament analitic al acestui efect.

Explicaţie

Prezența electronilor în materiale modifică la nivelele de energie ale eigenstates de propagare (eigenstates în masă) de neutrini datorită împrăștierii constant înaintea curentului de încărcare neutrinilor de electroni (adică interacțiune slabă ). Scattering coerentă înainte este analog cu procedeul electromagnetic , care conduce la indicele de refracție al luminii într - un mediu. Acest lucru înseamnă că neutrinii în materie au o masă efectivă diferită de neutrini în vid și deoarece oscilațiile neutrinilor depind de diferența în piața maselor neutrinice, oscilațiile pot fi diferite în materie decât în vid. Cu antineutrini, punctul conceptual este aceeași , dar taxa reală că cuplurile de interacțiune slabă cu (numit izospin slab ) , are un semn opus. Dacă densitatea de electroni a materiei se schimbă de-a lungul căii neutrinilor, amestecarea neutrino crește cel mult la o anumită valoare a densității, și apoi se întoarce; Acest lucru conduce la conversia rezonant de la un tip de neutrini la altul.

Efectul este important la o densitate foarte mare de electroni ale Soarelui , în cazul în care sunt produse de electroni neutrini. Neutrinii de mare energie văzut, de exemplu, la Neutrino Observatory Sudbury (SNO) și Super-Kamiokande , sunt produse în principal ca eigenstate de masă în materia ν _2, și să rămână astfel încât densitatea în Soare se schimbă. ^[2] prin urmare, neutrinii de mare energie care părăsesc Soare sunt într - un eigenstate de propagare în vid, ν _2, care are o suprapunere mică cu neutrinul electronic $\nu _{\text{e}}=\nu _{1}\cos \theta +\nu _{2}\sin \theta$ ${\ Displaystyle \ _ {Nu \ text {e}} = \ _ {Nu 1} \ cos \ theta + \ Nu _ {2} \ păcatul \ theta}$ ${\ Displaystyle \ _ {Nu \ text {e}} = \ _ {Nu 1} \ cos \ theta + \ Nu _ {2} \ păcatul \ theta}$ văzută de reacții curente percepute în detectoarele.

Dovezi experimentale

Pentru neutrinii de mare energie solară efectul MSW este important și conduce la așteptări $P_{\text{ee}}=\sin ^{2}\theta$ ${\ Displaystyle P _ {\ text {ee}} = \ păcat ^ {2} \ theta}$ ${\ Displaystyle P _ {\ text {ee}} = \ păcat ^ {2} \ theta}$ , unde este $\theta$ ${\ displaystyle \ theta}$ $\ theta$ este unghiul de amestecare solar . Acest lucru a fost puternic confirmată la Sudbury Neutrino Observatory (SNO), care a rezolvat problema neutrinilor solare . Sno măsurat ca electron neutrino fluxul de Soare este de aproximativ 34% din fluxul total de neutrino (electron neutrino fluxul a fost măsurat prin procedeul curent încărcat, iar fluxul total prin actualul proces neutru ). Rezultatele SnO sunt în acord cu ceea ce era de așteptat. Anterior, Kamiokande și Super-Kamiokande măsurat un amestec de reacții curente încărcate și neutre, care , de asemenea , de acord cu efectul RSU cu suprimarea similară, dar cu mai puțină încredere.

probabilitatea de supraviețuire de neutrini solare așa cum a prezis de teoria MSW. Linia solidă este pentru neutrinilor care sunt detectate în timpul zilei, linia punctată pentru Neutrinii care sunt detectate în timpul nopții și crucea Pământului, afectate de „regenerare“. Cele 4 dungi verticale indică valorile energiilor în care a fost măsurat probabilitatea de supraviețuire, prin intermediul neutrinii solare care provin respectiv din pp, ⁷ Be , pep și ⁸ B. Acestea sunt toate etapele lanțului de proton-proton .

Pentru neutrini solare cu emisii reduse de energie, pe de altă parte, efectul materiei este neglijabil și formalismul oscilațiilor de vid este valabilă. Magnitudinea sursei (adică miezul solar) este semnificativ mai mare decât lungimea de oscilație, prin urmare, o medie pe factorul de oscilație, obținem $P_{\text{ee}}=1-{\tfrac {1}{2}}\sin ^{2}\left(2\theta \right)$ ${\ P displaystyle _ {\ text {ee}} = 1 - {\ tfrac {1} {2}} \ păcatul ^ {2} \ stânga (2 \ theta \ dreapta)}$ ${\ P displaystyle _ {\ text {ee}} = 1 - {\ tfrac {1} {2}} \ păcatul ^ {2} \ stânga (2 \ theta \ dreapta)}$ . Pentru θ = 34 ° aceasta corespunde P _ee probabilitate de supraviețuire ≈ 60%. Acest lucru este în concordanță cu observațiile experimentale ale neutrinilor solare cu emisii reduse de energie ale experimentului Homestake (experimentul care a deschis problema neutrino solar), urmată de GALLEX / GNO și salvia (experimentul radiochimica cu galiu ) și , mai recent , de Borexino experiment, care a observat neutrinii separat de pp (<420 keV) , de la ⁷ Be (862 keV), de la pep (1,44 MeV) și de la ⁸ B (<15 MeV). La măsurătorile Borexino singur verifica modelul prezis de RSU; Cu toate acestea toate aceste experimente sunt în acord unele cu altele și să furnizeze dovezi puternice a efectului RSU.

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

Tranziția între regimul redus de energie (în cazul în care efectul RSU este neglijabil) și regimul de înaltă energie (în cazul în care probabilitatea de oscilație este determinată de efectele materiei) pentru neutrino solare se află în regiunea de aproximativ 2 MeV.

Efectul MSW poate modifica, de asemenea oscilații ale neutrinilor pe Pământ, și căutarea viitor pentru noi oscilații și / sau încălcări leptoni de simetrie CP ar putea exploata această proprietate.

Notă

^ Chela-Flores 2011 , p. 305 .
^ Când neutrini trec prin rezonanta MSW ei au cea mai mare probabilitate de a schimba aroma , dar se poate întâmpla ca această probabilitate este atât de mică încât este neglijabil - aceasta este uneori numită propagare adiabatice.

Bibliografie

J. Chela-Flores, Știința Astrobiology , Springer Science & Business Media , 2011, ISBN 9789400716278 .
B. Schwarzschild, antineutrini de la reactoarele Distant Simulați Disparitia Solar Neutrinii , în Fizică Astăzi , voi. 56, nr. 3, 2003, pp. 14-16, bibcode : 2003PhT .... 56c..14S , DOI : 10.1063 / 1.1570758 . Adus de 24 aprilie 2010 (arhivate de original pe 10 iulie 2007).
G. Brooijmans, Neutrino Oscilații Materiei: efectul MSW, pe o nouă limită pe _{_{ν μ → ν τ}} Oscilații, Université Catholique de Louvain , 28 iulie 1998, p. 40. Blank sau lipsă url parametru ( de ajutor )
SP Mikheyev și A. Yu. Smirnov, accesoriu Rezonanța oscilații în materie și spectroscopie neutronilor solari, în Journal sovietică de Fizică Nucleară , vol. 42, n. 6, 1985, pag. 913-917, bibcode : 1985YaFiz..42.1441M .
L. Wolfenstein, oscilațiile neutrinilor în materie , în Physical Review D , vol. 17, n. 9, 1978, pp. 2369-2374, bibcode : 1978PhRvD..17.2369W , DOI : 10.1103 / PhysRevD.17.2369 .
L. Wolfenstein, oscilațiile neutrinilor și colaps stelare , 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 de nivel Nonadiabatic în oscilațiile neutrinilor rezonante , 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-neutrini , 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, accesoriu Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein oscilațiilor ca o posibilă soluție la problema solare 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 neutrinului

Portalul fizicii : accesați intrările Wikipedia care se ocupă cu fizica

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

[2] Când neutrini trec prin rezonanta MSW ei au cea mai mare probabilitate de a schimba aroma , dar se poate întâmpla ca această probabilitate este atât de mică încât este neglijabil - aceasta este uneori numită propagare adiabatice.

[1]

[2]