Солнечные нейтрино возникают в результате термоядерных реакций, происходящих в ядре Солнца. Основной процесс — цепочка протон-протонных реакций (pp-цепочка), ведущих к превращению водорода в гелий с выделением энергии. Побочным продуктом этих реакций является испускание нейтрино. В частности, выделяют следующие важнейшие реакции:
Каждому типу реакции соответствует характерный спектр энергий испускаемых нейтрино. Наиболее высокоэнергетические нейтрино исходят из распада ядра 8B, достигая энергий вплоть до 15 МэВ, в то время как нейтрино от основного протон-протонного взаимодействия имеют энергию менее 0,42 МэВ.
Атмосферные нейтрино генерируются при взаимодействии космических лучей (в основном протонов высокой энергии) с ядрами атомов в верхних слоях атмосферы Земли. Возникающие в результате этих столкновений мезоны (главным образом пионы и каоны) распадаются с образованием мюонных и электронных нейтрино:
Такие реакции создают потоки нейтрино с широким спектром энергий — от сотен МэВ до десятков ГэВ и выше.
Наблюдение солнечных нейтрино представляет собой одну из сложнейших задач экспериментальной физики из-за крайне слабого взаимодействия нейтрино с веществом. Первые успешные попытки были осуществлены в конце 1960-х годов в рамках Хлорного эксперимента Дэвиса. Использовался резервуар с перхлорэтиленом (C2Cl4), в котором происходила реакция:
Обнаружение редких атомов аргона подтверждало факт регистрации нейтрино. Однако наблюдаемый поток оказался значительно ниже предсказаний солнечных моделей. Это противоречие получило название проблемы солнечных нейтрино.
В последующие десятилетия были построены более чувствительные и разнообразные установки, такие как:
SNO сыграл ключевую роль в подтверждении гипотезы осцилляций нейтрино, продемонстрировав, что полное число всех flavors (электронных, мюонных и тау-нейтрино) соответствует предсказаниям солнечной модели, а дефицит обнаруживался только в электронном канале.
Атмосферные нейтрино обладают более высокими энергиями, что позволяет их эффективно регистрировать с помощью водных или ледяных черенковских детекторов. В частности, Super-Kamiokande осуществил детальный анализ направлений прихода нейтрино, обнаружив зависимость от зенитного угла. Было замечено, что нейтрино, приходящие снизу (т.е. прошедшие через Землю), регистрировались реже, чем те, что приходят сверху. Это было прямым указанием на осцилляции мюонных нейтрино в тау-нейтрино на длине пробега порядка радиуса Земли.
Позже аналогичные результаты были получены в других установках, включая IceCube (Антарктида), ANTARES (Средиземное море) и др.
Солнечные нейтрино обладают малым диапазоном энергий — в основном до 1 МэВ, за исключением высокоэнергетических нейтрино из распада 8B. Почти все они имеют электронный флейвор. Благодаря этому их детектирование возможно через упругие взаимодействия с электронами, которые в этом энергетическом диапазоне наиболее чувствительны к электронным нейтрино за счёт как слабого, так и электромагнитного взаимодействий.
Атмосферные нейтрино, напротив, включают как мюонные, так и электронные нейтрино, с соотношением νμ : νe ≈ 2 : 1 при рождении. Это связано с тем, что распад пиона даёт одно мюонное нейтрино, а затем мюон распадается, добавляя ещё одно мюонное и одно электронное нейтрино. Ожидаемые флейворные соотношения искажаются в процессе осцилляций на длинных базовых линиях (до нескольких тысяч километров), что было подтверждено в экспериментах.
Солнечные нейтрино подвержены резонансному эффекту Михеева-Смирнова-Вольфенштейна (MSW), обусловленному прохождением через плотную плазму солнечного вещества. Это приводит к усиленной конверсии электронных нейтрино в другие флейворы на определённых энергиях, особенно при переходе от ядра к внешним слоям Солнца. Роль MSW-эффекта ключевая для объяснения наблюдаемого энергетического распределения.
Атмосферные нейтрино осциллируют в вакууме (или в слабой земной среде), и их поведение подчиняется стандартной формуле двухфлейворных осцилляций. Длина осцилляций зависит от массы нейтрино и энергии:
где Δm2 — разность квадратов масс нейтрино, E — энергия. Наблюдения атмосферных осцилляций дали первое прямое измерение Δm322 ∼ 2.4 × 10−3 эВ2 и синус угла смешивания sin2(2θ23) ≈ 1, что указывает на почти максимальное смешивание.
Современные установки для изучения солнечных и атмосферных нейтрино представляют собой масштабные высокотехнологичные детекторы с низким фоном и высокой чувствительностью. Среди них:
Наряду с прямым детектированием ведётся также глобальный анализ данных, включающий данные наземных и подземных экспериментов, с целью уточнения параметров смешивания, проверки возможных отклонений от трёхфлейворной модели и поиска признаков стерильных нейтрино.
Изучение солнечных и атмосферных нейтрино позволило впервые подтвердить экспериментально факт осцилляций нейтрино, что, в свою очередь, требует ненулевой массы этих частиц. Это открытие выходит за рамки Стандартной модели и является ключом к новой физике. Уточнение нейтринных масс, структуры смешивания, CP-нарушения в лептонном секторе — всё это стало возможным благодаря изучению нейтрино естественного происхождения.