Текст книги "Большая Советская Энциклопедия (НЕ)"
Автор книги: Большая Советская Энциклопедия
Жанр:
Энциклопедии
сообщить о нарушении
Текущая страница: 16 (всего у книги 62 страниц)
Нейтралитет
Нейтралите'т (нем. Neutralität, от лат. neuter – ни тот, ни другой), в международном праве политика неучастия в войне, а в мирное время – отказ от участия в военных блоках. Нейтральное государство имеет право на неприкосновенность его территории, граждан, не участвующих в военных действиях воюющих сторон, и имущества, которое не отнесено к военной контрабанде. Нейтральное государство может защищать свой Н. с помощью оружия (вооружённый Н.).
Н. во время войны распространяется на государства, не участвующие в войне после её начала. Страна может сделать специальное заявление о Н. (но это не обязательно). Права и обязанности нейтрального государства во время войны регламентированы 5-й и 13-й Гаагскими конвенциями 1907 о правах и обязанностях нейтральных держав в случае сухопутной войны и в случае морской войны. В этих документах запрещаются любые военные действия, которые могли бы быть рассмотрены как содействие воюющим сторонам. По Женевским конвенциям 1949 нейтральная страна может выступать как покровительница, содействующая применению конвенций, т. е. может, с согласия воюющих сторон, посылать санитарные формирования для оказания помощи лицам, взятым под покровительство воюющих государств в соответствии с Женевскими конвенциями.
Постоянный Н. предусматривает обязательство государства воздерживаться от войны (кроме случаев самообороны), а в мирное время – проводить миролюбивую внешнюю политику, не участвовать в военных союзах и коалициях, не заключать соглашений, направленных на вовлечение его в войну. В отличие от государств, объявивших себя нейтральными во время войны, постоянно нейтральные государства обязуются проводить соответствующую политику постоянно (как в военное, так и в мирное время). Постоянно нейтральными государствами являются Швейцария (с 1815) и Австрия (с 1955). Постоянный Н. называют договорным, если государства проводят соответствующую политику на основе международного соглашения. В 50—70-е гг. 20 в. большое значение имеет политика позитивного (или конструктивного) Н., которую проводят многие независимые развивающиеся государства Азии, Африки, Латинской Америки, что отражает миролюбивый курс их внешней политики. Часто такой Н. называют нейтрализмом, политикой неучастия в блоках, активным Н. и т.д.
Нейтральная зона
Нейтра'льная зо'на , в международном праве определённый географический район, в котором запрещается подготовка военных действий и который не может быть использован в качестве театра военных действий. Как правило, Н. з. объявляют часть суши или моря пограничного и (или) спорного характера. Н. з. образуется заинтересованным государством в одностороннем порядке или же на основе международного договора (например, была объявлена Н. з. территория между Ираком и Саудовской Аравией по Багдадскому договору 1938).
Н. з. может быть создана временно каким-либо прибрежным государством для обеспечения своей безопасности на период войны между др. государствами (такие Н. з. установлены, например, законодательством Бельгии, Бразилии, Нидерландов, Японии) или постоянно (например, нейтрализация Магелланова пролива по договору Чили и Аргентины 1881, Панамского канала по договору США с Панамой 1903). К временным Н. з. относятся также зоны, которые устанавливаются воюющими сторонами для ведения каких-либо переговоров (например, об обмене военнопленными, ранеными и больными, о перемирии и т.д.), для охраны памятников культуры и старины. Создание Н. з. часто сопровождается её демилитаризацией (см. Демилитаризация территории ).
Нейтральные точки неба
Нейтра'льные то'чки не'ба, небольшие участки ясного дневного неба, посылающие неполяризованный свет; см. Поляризация небесного свода .
Нейтринная астрономия
Нейтри'нная астроно'мия, новый раздел наблюдательной астрономии, связанный с поиском и исследованием потоков нейтрино от источников внеземного происхождения. Нейтрино является единственным видом излучения, который приходит к земному наблюдателю из самых глубоких недр Солнца и звёзд и несёт в себе информацию об их внутренней структуре и о происходящих там процессах. Современные средства регистрации нейтрино допускают возможность обнаружения нейтринного излучения лишь от Солнца и сверхновых звёзд нашей Галактики.
Нейтринная астрономия Солнца. Существование мощного потока нейтрино от Солнца вытекает из современной концепции происхождения и строения Солнца, согласно которой его светимость полностью обеспечивается энергией термоядерного превращения водорода в гелий в центральной области Солнца. Как показывают расчёты моделей Солнца (см. Звёздные модели ), основной вклад в энерговыделение даёт водородный цикл, а доля углеродно-азотного (CNO) цикла составляет не более 1% (см. Термоядерные реакции ). Синтез каждого атома 4 He сопровождается испусканием двух электронных нейтрино ne . а полный поток нейтрино, определяемый светимостью, составляет у поверхности Земли 6,5×1010 нейтрино/см2 сек , причём нейтрино уносят ~3% энергии термоядерного синтеза. Наблюдение солнечных нейтрино явилось бы убедительным подтверждением основных идей термоядерной эволюции Солнца. Измерение потоков нейтрино от различных реакций с помощью соответствующего набора детекторов составляет полную программу исследования внутренней структуры Солнца. Поскольку поток солнечных нейтрино испытывает сезонные вариации с амплитудой около 7% (что связано с наличием эксцентриситета у земной орбиты), наблюдение этих вариаций служило бы доказательством того, что регистрируемые нейтрино – солнечные. Др. способ определения направления прихода нейтрино состоит в измерении углового распределения электронов, образующихся при захвате нейтрино в детекторе (см. ниже): электроны из-за несохранения чётности в b-распаде должны вылетать преимущественно в направлении на Солнце.
Первые эксперименты по наблюдению солнечных нейтрино осуществлены американским учёным Р. Девисом с сотрудниками в 1967—68 с помощью радиохимического нейтринного детектора, содержащего 610 т жидкого перхлорэтилена (C2 Cl4 ). Детектор устанавливался под землёй на глубине 1480 м для подавления фона космических лучей . Регистрация нейтрино основана на методе, предложенном в 1946 Б. М. Понтекорво . Солнечные нейтрино с энергией > 0,814 Мэв образуют в реакции 37 Cl + nе ® е- + Ar радиоактивный Ar с периодом полураспада 35 сут. Согласно расчётам, основной вклад (76%) в эффект должны давать нейтрино наиболее высокой энергии (до 14 Мэв ) от распада 8 В ® 8 Ве + e+ + ne в самой редкой ветви водородного цикла. Поток этих нейтрино зависит от температуры Т как T20, поэтому хлорный детектор является уникальным «термометром» для измерения температуры центральной области Солнца Tc . Теория предсказывала значение Tc » 15·106 K.
В экспериментах Девиса 37 Ar накапливался в детекторе в течение 100 сут, затем извлекался продуванием через жидкость гелия, адсорбировался активированным углём при температуре 77 К и помещался в пропорциональный счётчик, который подсчитывал количество распавшихся атомов 37 Аг. Измерения, полученные в 1972 (как и первые измерения 1967—68), показали, что нейтринный эффект в несколько раз ниже предсказываемого теорией и не превосходит фоновый эффект детектора (в детекторе под действием солнечных нейтрино накапливалось не более 8 атомов 37 Ar за эксперимент вместо ожидаемых 45).
Хотя солнечные нейтрино не были с достоверностью зарегистрированы, результаты экспериментов являются важным достижением Н. а., так как показывают, что современные представления о солнечных нейтрино в чём-то неверны. Решение загадки солнечных нейтрино можно искать в трёх направлениях. 1) Возможно, Tc ниже теоретического значения, предсказываемого стандартными моделями Солнца, и составляет около 13×106 K, т. е. лежит за порогом чувствительности «нейтринного термометра»; это означает, что Солнце устроено иначе, чем считалось до сих пор. 2) Может оказаться, что при расчётах моделей используются неверные значения скоростей ядерных реакций; это означало бы, что шкала «нейтринного термометра» неправильно отградуирована. 3) «Нейтринный термометр» вообще может оказаться «испорченным», если по пути к Земле с нейтрино что-то происходит, например распад (если бы они оказались нестабильными частицами), осцилляции (переводящие нейтрино в невзаимодействующие с хлором состояния) и т.п. Для окончательного решения проблемы необходимо повысить чувствительность хлорного детектора, а также провести дополнительно эксперименты с детекторами, чувствительными к нейтрино меньших энергий, например 7 Li, 71 Ga, 87 Rb, 55 Mn. Др. важная задача Н. а. – наблюдение солнечных нейтрино от реакции 1 H + p + e- ® 2 H + ne (с помощью детекторов 37 Cl и 7 Li), которая обязательно сопутствует водородному циклу. Их обнаружение явилось бы доказательством протекания водородного цикла на Солнце, исключило бы гипотезы об аномальных свойствах нейтрино и тем самым подтвердило правильность заключения о том, что CNO-цикл не вносит заметного вклада в генерацию энергии на Солнце (если бы CNO-цикл вносил основной вклад, в детекторе Девиса должно было бы образовываться около 300 атомов 37 Ar).
Нейтринные вспышки. Потоки нейтрино от др. «спокойных» звёзд, даже самых близких, очень малы и не могут быть зарегистрированы современными методами. Вместе с тем вполне осуществимой представляется задача наблюдения нейтринных вспышек от звёзд в момент их гравитационного коллапса. Наиболее вероятными объектами являются сверхновые звёзды нашей Галактики, непосредственно перед взрывом которых происходит коллапс центрального ядра. Нейтринная вспышка может быть зарегистрирована даже в том случае, если сверхновая оптически ненаблюдаема. Длительность такой вспышки ~0,01 сек (потоки нейтрино у Земли 1010 —1012 нейтрино/см2 за вспышку). Измеряя время запаздывания начала вспышки, зарегистрированного детекторами в разных местах земного шара, можно установить направление прихода нейтринного излучения. Вспышки могут быть зарегистрированы водородсодержащим сцинтиллятором массой в несколько сотен т в виде характерной серии импульсов. Такие эксперименты планируются в СССР и в США.
Нейтринная астрофизика. Необходимость исследования астрофизических явлений с участием нейтрино породила новую ветвь в астрофизике – нейтринную астрофизику. По современным представлениям, нейтринное излучение, которое сильно растет с увеличением температуры, оказывает решающее влияние на картину эволюции звёзд на завершающих стадиях, когда температура в недрах звезды достигает ~ 109 K и выше. Это связано с тем, что испускание нейтрино происходит из самых горячих, внутренних областей звезды (так как пробеги нейтрино в веществе значительно больше размеров звезды), и поэтому именно нейтринное излучение определяет скорость потери энергии такими звёздами. Примером является влияние гипотетического электронно-нейтринного взаимодействия (предсказываемого универсальной теорией слабого взаимодействия; см. Нейтрино ) на эволюцию ядра планетарных туманностей, учёт которого позволяет согласовать наблюдаемые данные о времени эволюции с теоретическими расчётами; в свою очередь, возможность такого согласования является аргументом в пользу существования этого взаимодействия.
Когда температура в центре звезды достигает значения ~1011 К, пробег ne становится сравнимым с размерами звезды и при дальнейшем увеличении температуры звезда становится непрозрачной для нейтрино. Поскольку, однако, пробеги нейтрино остаются ещё несравнимо большими пробегов фотонов, перенос энергии в звезде осуществляется посредством нейтринного газа (нейтринная теплопроводность) и потери энергии продолжают определяться нейтринным излучением. При температурах ³ 2×1011 К звёзды становятся непрозрачными и для мюонных нейтрино nm . Такие стадии жизни звезды наиболее загадочны и интересны. Предполагается, что нейтринное излучение играет решающую роль в механизме взрыва сверхновых.
Развитие Н. а. и нейтринной астрофизики обещает дать ценную информацию не только о строении небесных тел, но по природе самого нейтрино и свойствах слабого взаимодействия.
Лит.: Нейтрино. Сб. ст., пер. с англ., М., 1970 (Современные проблемы физики); Бакал Дж., Солнечные нейтрино, «Успехи физических наук», 1970, т. 101, в. 4, с. 739—53; Азимов А., Нейтрино – призрачная частица атома, пер. с англ., М., 1969, с. 92—105.
Г. Т. Зацепин, Ю. С. Копысов.
Нейтрино
Нейтри'но (итал. neutrino, уменьшительное от neutrone – нейтрон), электрически нейтральная элементарная частица с массой покоя много меньшей массы электрона (возможно равной нулю), спином1 /2 (в единицах постоянной Планка 
) и исчезающе малым, по-видимому, нулевым, магнитным моментом. Н. принадлежит к группе лептонов , а по своим статистическим свойствам относится к классу фермионов . Название «Н.» применяется к двум различным элементарным частицам – к электронному (ne ) и к мюонному (nm ) Н. Электронным называется Н., взаимодействующее с др. частицами в паре с электроном е- (или позитроном е+ ), мюонным – Н., взаимодействующее в паре с мюоном (m- , m+ ). Оба вида Н. имеют соответствующие античастицы : электронное
и мюонное
антинейтрино. Электронные и мюонные Н. принято различать с помощью сохраняющихся аддитивных лептонных квантовых чисел (лептонных зарядов) Le и Lm , при этом принимается, что Le = + 1, Lm = 0 для nе и Le = – 1, Lm = 0 для 
, Le = 0, Lm = + 1 для nm и Le = 0, Lm = – 1 для 
. В отличие от др. частиц, Н. обладают удивительным свойством иметь строго определённое значение спиральности l – проекции спина на направление импульса: Н. имеют левовинтовую спиральность (l = —1 /2 ), т. е. спин направлен против направления движения частицы, антинейтрино – правовинтовую (l = + 1 /2 ), т. е. спин направлен по направлению движения.
Н. испускаются при бета-распаде атомных ядер, К-захвате , захвате m- ядрами и при распадах нестабильных элементарных частиц, главным образом пи-мезонов (p+ , p- ), К-мезонов и мюонов. Источниками Н. являются также термоядерные реакции в звёздах.
Н. принимают участие лишь в слабом взаимодействии и гравитационном взаимодействии и не участвуют в электромагнитном и сильном взаимодействиях. С этим связана крайне высокая проникающая способность Н., позволяющая этой частице свободно проходить сквозь Землю и Солнце.
История открытия нейтрино
Гипотеза Паули. Открытие Н. принадлежит к числу наиболее ярких и вместе с тем трудных страниц в физике 20 в. Прежде чем стать равноправным членом семьи элементарных частиц, Н. долгое время оставалось гипотетической частицей.
Впервые в экспериментальной физике Н. проявилось в 1914, когда английский физик Дж. Чедвик обнаружил, что электроны, испускаемые при b-распаде атомных ядер (в отличие от a-частиц и g-квантов, испускаемых при др. видах радиоактивных превращений), имеют непрерывный энергетический спектр. Это явление находилось в явном противоречии с теорией квантов, требовавшей, чтобы при квантовых переходах между стационарными состояниями ядер выделялась дискретная порция энергии (постулат Бора). Поскольку при испускании a-частиц и g-квантов это требование выполнялось, возникло подозрение, что при b-распаде нарушается закон сохранения энергии.
В 1930 швейцарский физик В. Паули в письме участникам семинара в Тюбингене сообщил о своей «отчаянной попытке» «спасти» закон сохранения энергии. Паули высказал гипотезу о существовании новой электрически нейтральной сильно проникающей частицы со спином 1 /2 и с массой £ 0,01 массы протона, которая испускается при b-распаде вместе с электроном, что и приводит к нарушению однородности спектра b-электронов за счёт распределения дискретной порции энергии (соответствующей переходу ядра из одного состояния в другое) между обеими частицами. После открытия в 1932 тяжёлой нейтральной частицы – нейтрона , итальянский физик Э. Ферми предложил называть частицу Паули «нейтрино». В 1933 Паули сформулировал основные свойства Н. в их современном виде. Как выяснилось позже, эта гипотеза «спасла» не только закон сохранения энергии, но и законы сохранения импульса и момента количества движения, а также основные принципы статистики частиц в квантовой механике.
Теория b-распада Ферми. Гипотеза Паули естественным образом вошла в теорию b-распада, созданную Ферми в 1934 и позволившую описать явления электронного (b- ) и позитронного (b+ ) распадов и К-захвата. Появилась теоретическая возможность ввести два разных Н.: антинейтрино, рождающееся в паре с электроном, и Н., рождающееся в паре с позитроном.
В теории Ферми b- (b+ )-распад есть превращение нейтрона n (протона р) внутри ядра в протон (нейтрон):
С помощью теории Ферми была рассчитана форма спектра b-электронов, оказавшаяся вблизи верхней границы энергии b-электронов очень чувствительной к массе mn Н. Сравнение теоретической формы спектра с экспериментальной показало, что масса Н. много меньше массы электрона (и, возможно, равна нулю). Теория Ферми объяснила все основные черты b-распада, и её успех привёл физиков к признанию Н. Однако сомнения в существовании этой частицы ещё оставались.
Эксперименты по обнаружению нейтрино. Известны две возможности экспериментального обнаружения Н. Первая – наблюдение обратного b-распада – впервые рассмотрена Х. Бете и Р. Пайерлсом в 1934. Обратным b-распадом называются реакции (существование которых следует из теории Ферми):
происходящие как на свободных, так и на связанных в ядрах нуклонах. Оценка вероятности (сечения) поглощения Н. дала поразительный результат: в твёрдом веществе Н. с энергией, характерной для b-распада, должно пройти расстояние порядка сотен световых лет, прежде чем будет захвачено ядром. В 30—40-х гг. обнаружить такую частицу казалось вообще невозможным.
Другой путь – наблюдение отдачи ядра в момент испускания Н. – впервые рассмотрен советским физиком А. И. Лейпунским. В 1938 А. И. Алиханов и А. И. Алиханьян предложили использовать для этой цели реакцию К-захвата в 7 Be: ядро 7 Be захватывает электрон из К-оболочки атома и испускает Н., превращаясь в ядро 7 Li, 7 Ве (е- , ne )7 Li; при этом, если Н. – реальная частица, 7 Li получает импульс, равный и противоположный по знаку импульсу Н. Первый успешный опыт с этой реакцией был выполнен американским физиком Дж. Алленом в 1942. Оказалось, что энергия отдачи ионов 7 Li согласуется с теоретическим значением (в предположении нулевой массы Н.). Последующие опыты с большей точностью подтвердили этот результат. Существование Н. стало экспериментальным фактом. В физике появилась новая частица, все свойства которой были определены из косвенных экспериментов.
Обнаружение свободного Н. в процессе обратного b-распада стало возможным после создания мощных ядерных реакторов и больших водородсодержащих сцинтилляционных детекторов. В реакторе в результате b- -распада осколков деления урана испускаются антинейтрино с энергией до 10 Мэв, в среднем 6 частиц на 1 деление. Поток антинейтрино от мощного реактора составляет (вблизи реактора) около 1013 частиц на 1 см2 в 1 сек.
Эксперимент по прямому детектированию ne впервые был осуществлен в 1953 в США Ф. Райнесом и К. Коуэном на реакторе в Хэнфорде. Регистрировалась реакция (2') на водороде, входящем в состав сцинтилляционной жидкости с добавкой соли кадмия, сильно поглощающего нейтроны. С помощью техники запаздывающих совпадений удалось выделить из фона характерную цепочку событий, вызываемых антинейтрино: позитрон, рождающийся в реакции (2'), аннигилируя с электроном, испускает два g-кванта, которые производят первую сцинтилляционную вспышку; через 5—10 мксек за ней следует вторая вспышка от g-квантов, испущенных ядром кадмия в результате захвата нейтрона, образовавшегося в реакции (2') и замедлившегося в водородсодержащей жидкости. В 1956—59 опыт был повторен в лучших условиях (рис. 1 ). Было получено сечение s = (11 ± 2,6)·10-44см2 . Теоретическая величина сечения (усреднённого по спектру антинейтрино) в предположении двухкомпонентного Н. (см. ниже) равна (10—14)×10-44см2 . Эти опыты окончательно подтвердили существование свободного Н.
Основные свойства нейтрино
Нейтрино и антинейтрино. Представление о Н. и антинейтрино возникло чисто теоретически. Однако доказательство того, что эти частицы действительно разные, не может быть получено в рамках самой теории. Поскольку Н. не имеет электрического заряда, не исключено, что Н. по своим свойствам тождественно антинейтрино, т. е. является истинно нейтральной частицей; такое Н. впервые было рассмотрено итальянским физиком Э. Майорана и поэтому называлось «майорановским». В 1946 Б. М. Понтекорво предложил для экспериментального решения этой проблемы использовать реакцию превращения 37 Cl в 37 Ar. Из существования распада 37 Ar (e- , ne )37 CI следует реакция
37 Cl + ne ® 37 Ar + e- . (3)
Если ne и 
не тождественны, то реакция
аналогичная реакции (3), при облучении 37 Cl пучком антинейтрино от реактора не должна наблюдаться. В эксперименте, осуществленном американским учёным Р. Дейвисом в 1955—56 на четырёххлористом углероде, реакцию (*) не удалось обнаружить. Этот результат доказывает нетождественность ne и 
(и, следовательно, является основой для введения сохраняющегося лептонного числа Le ).
Электронные и мюонные нейтрино. После открытия мюонов, p- и К-мезонов было установлено, что распад этих частиц также сопровождается вылетом Н.:
В 1957 М. А. Марков , Ю.Швингер и К.Нишиджима высказали предположение, что Н., рождающееся в паре с мюоном (nm ), отлично от Н., рождающегося в паре с электроном (nе ). Возможность проверки этих ассоциативных свойств Н. с помощью ускорителей высокой энергии рассматривалась в СССР М. А. Марковым и Б. М. Понтекорво. Успешные опыты были осуществлены в 1962 на Брукхейвенском ускорителе в США и в 1964 в Европейском центре ядерных исследований (в ЦЕРНе). Было показано, что под действием Н. от распадов
p+ ® m + nm , K+ ® m+ + nm , (4)
происходит только реакция nm + n ® p + m- . Реакция nm + n ® р + e- не была найдена; это означает, что Н. от реакций (4) не рождают электроны. Т. о., было доказано существование двух разных Н. – nm и ne .
В 1964—67 в аналогичных опытах было установлено, что nm при столкновении с ядрами рождает m- и не рождает m+ , т. е. мюонные нейтрино nm и антинейтрино 
также не тождественны и необходимо ввести ещё одно сохраняющееся лептонное число Lm.
Спиральность и лептонные числа нейтрино. До открытия несохранения чётности в b-распаде считалось, что Н. описывается волновой функцией, являющейся решением Дирака уравнения , и имеет четыре состояния, соответствующие четырём линейно-независимым решениям: два с проекцией спина на импульс (спиральностью) l = —1 /2 – левое (левовинтовое) Н. nл и левое антинейтрино 
и два с l = + 1 /2 – правое (правовинтовое) Н. nп и правое антинейтрино 
. Теория Н., предполагающая существование четырёх состояний, называется четырёхкомпонентной, а двух состояний – двухкомпонентной. Примером двухкомпонентного Н. является майорановское Н.
Обнаружение в 1956 несохранения чётности открыло новую теоретическую возможность описания Н. В 1957 Л. Д. Ландау и независимо пакистанский физик А. Салам, а также Ли Цзун-дао и Ян Чжэнь-нин построили двухкомпонентную теорию спирального Н., в которой Н. имеет только два состояния: Либо nл и 
, либо nп и 
, т. е. Н. и антинейтрино имеют противоположные значения спиральности. Для спирального двухкомпонентного Н. операция пространственной инверсии Р (операция перехода от правой системы координат к левой) и операция зарядового сопряжения С (переход от частицы к античастице) каждая в отдельности не имеет физического смысла, так как переводит реальное Н. в нефизическое состояние с неправильной спиральностью. Физический смысл имеет только произведение этих операций – так называемая комбинированная инверсия (CP), превращающая реальное Н. nл (nп ) в реальное антинейтрино
с противоположной спиральностью.
В 1958 в Брукхейвене было проведено прямое измерение спиральности электронного Н., испускаемого в процессе 152 Eum (e- ,ne )152 Sm* (рис. 2 ), и найдено, что с вероятностью, близкой к 100%, ne обладает левовинтовой спиральностью. Измерения спиральности мюонных Н. в распадах p+ ® m+ + nm показали, что nm тоже левое. Было также установлено, что 
и 
имеют правую спиральность (рис. 3 ).
Этих опытов, однако, недостаточно для подтверждения теории двухкомпонентного Н. Доказательством двухкомпонентности Н. являются опыты Райнеса по измерению сечения захвата антинейтрино (см. выше): сечение, в соответствии с двухкомпонентной теорией, оказалось в 2 раза выше, чем рассчитанное по четырёхкомпонентной теории. Хотя все проведённые с Н. опыты не позволяют исключить майорановский вариант двухкомпонентного Н., теория спирального двухкомпонентного Н. более предпочтительна, так как допускает введение лептонных чисел Le и Lm , посредством которых удаётся получить все необходимые запреты в процессах с участием лептонов, например m± ® e± + g, е- + р ® n + p- + m+ , К- ® p+ + е- + m- и др. Спиральная двухкомпонентная теория является логически более стройной и «экономной», так как из неё естественно вытекает равенство нулю массы и магнитного момента Н.
Помимо Le и Lm , имеются и др. способы введения лептонных чисел (см. Лептонный заряд ).
Масса и магнитный момент нейтрино. Экспериментально невозможно исключить наличие у Н. очень малой массы. Наилучшая оценка верхнего предела массы электронного Н. получена из анализа формы спектра b-электронов трития: mne £ 60 эв (что почти в 104 раз меньше массы электрона me » 510 кэв ). Для мюонного Н. экспериментальный предел значительно выше: mnm £ 1,2 Мэв. Если масса Н. не строго равна 0, Н. может иметь магнитный момент и, следовательно, участвовать в процессах электромагнитного взаимодействия, например в реакциях
ne + e- ® ne + e- , nm + p ® p + p° + nm .
Эксперименты по поиску этих реакций дали следующие ограничения на величину магнитного момента:
где mв – магнетон Бора, если
Осцилляции нейтрино . В 1958 Б. М. Понтекорво высказал гипотезу, что если масса Н. не строго равна 0 и нет строгого сохранения лептонных зарядов, возможны осцилляции Н., т. е. превращение одного вида Н. в другой (аналогично
осцилляциям К-мезонов вследствие несохранения странности взаимодействиях), например
и т.д. Вопрос об осцилляциях может быть решен лишь экспериментально.
Взаимодействия нейтрино
Как уже говорилось, взаимодействие Н. с др. частицами осуществляется посредством слабого взаимодействия. Современная теория универсального слабого взаимодействия (обобщённая теория Ферми), разработанная американскими учёными М. Гелл-Маном, Р. Фейнманом , Р. Маршаком и Е. Сударшаном, описывает все экспериментально наблюдавшиеся процессы с участием Н., а также предсказывает ещё не наблюдавшиеся, например упругое рассеяние Н. на электроне и мюоне: ne + e ® ne + e, nm + m ® nm + m. Эксперименты по рассеянию Н. на электроне по своей чувствительности близко подошли к возможности обнаружения этих процессов, однако, выделить их над уровнем фона пока не удалось.
Особый интерес представляет взаимодействие Н. при высоких энергиях. Согласно современной теории слабого взаимодействия, сечение рассеяния Н. на др. лептонах, например реакции nm + е- ® ne + m-, должно расти с ростом энергии пропорционально квадрату энергии в системе центра инерции (с. ц. и.) сталкивающихся частиц [или линейно в лабораторной системе (л. с.)]. Однако такой рост сечения взаимодействия в локальной теории Ферми не может происходить неограниченно, т.к. при энергиях ~300 Гэв в с. ц. и. сечение достигает своего естественного предела, определяемого так называемым условием унитарности (условием того, что суммарная вероятность всех возможных процессов при столкновении данных частиц равна 1). Можно ожидать, что при этих энергиях (если окажется справедливой современная теория) слабое взаимодействие станет «сильным» в том смысле, что сечения процессов множественного рождения лептонов станут сравнимыми с сечением двухчастичных процессов.
Экспериментально пока удалось исследовать только процессы взаимодействий Н. с сильно взаимодействующими частицами (адронами ). Наблюдались квазиупругие процессы типа ne (nm ) + n ® p + е- (m- ) и неупругие процессы, например ne (nm ) + n ® n (p) + е- (m- ) + Np + N'K +..., где N, N' – целые числа. Для квазиупругих процессов можно теоретически предсказать ход сечения с ростом энергии. Согласно гипотезе советских учёных С. С. Герштейна и Я. Б. Зельдовича , нуклон является носителем сохраняющегося «слабого заряда», аналогичного электрическому. Если это так, то «слабый заряд» (как и электрический) должен быть «размазан» по объёму нуклона и нуклон при взаимодействии с Н. должен вести себя как протяжённая частица. В то время как сечение квазиупругого рассеяния Н. на точечном нуклоне растет линейно с ростом энергии (в л. с.), на протяжённом нуклоне, как показывают расчёты, оно достигает постоянного значения при энергии Н. En = 1—2 Гэв. Эксперименты подтвердили эту гипотезу при En = 1—5 Гэв.
Для неупругих процессов ситуация более сложная. М. А. Марков высказал предположение, что полное сечение взаимодействия Н. с нуклоном, несмотря на «обрезание» сечения в каждом отдельном канале реакции, должно расти линейно с возрастанием энергии (в л. с.) из-за неограниченного роста числа возможных каналов. В рамках определённых предположений это было доказано американскими учёными С. Адлером и Дж. Бьёрксном. Как показал Р. Фейнман, такая зависимость сечения от энергии возможна, если нуклон представляет собой облако точечных частиц («партонов»). Измерения, проведённые в ЦЕРНе, согласуются с линейным ростом полного сечения в области En = 1—10 Гэв: sn = (0,69 ± 0,05)·10-38 Enсм2 (в формуле энергия En , выражена в Гэв). Получены также данные в опытах с Н. космических лучей при энергии 10—100 Гэв: sn = (0,55 ± 0,15)·10-38Enсм2 . Первые результаты, полученные в Национальной ускорительной лаборатории США (Батавия), не противоречат линейному росту сечения до En ~40 Гэв. Т. о., все данные согласуются с линейным ростом полного сечения взаимодействия Н. с нуклоном при En £ 100 Гэв. Высказывалось предположение, что сечение может линейно расти с энергией вплоть до геометрических размеров нуклона (~ 10-26см2 ).
Существует теория, отличная от теории Ферми, в которой слабое взаимодействие осуществляется за счёт обмена так называемым промежуточным бозоном. В этой теории сечение взаимодействия Н. как с лептонами, так и с адронами должно «обрезаться» при высоких энергиях, причём энергия «обрезания» определяется массой промежуточного бозона.
