Атмосферные нейтрино возникают в результате взаимодействия космических лучей с атомами верхних слоёв атмосферы Земли. Космические лучи представляют собой высокоэнергетические частицы (в основном протоны, реже ядра гелия и более тяжёлых элементов), движущиеся со скоростями, близкими к скорости света. При столкновении с ядрами атмосферы они инициируют цепочку вторичных частиц — космические ливни (air showers), в ходе которых образуются мезоны, преимущественно пионы (π±) и каоны (K±, K0).
Основные реакции, формирующие нейтрино, включают:
p + A → π±, K±, K0 + X
где p — первичный протон космического луча, A — ядро атмосферы (азот или кислород), X — вторичные частицы. Далее мезоны распадаются на мюоны и нейтрино:
π+ → μ+ + νμ, π− → μ− + ν̄μ
K+ → μ+ + νμ, K− → μ− + ν̄μ
Мюоны, в свою очередь, распадаются с выделением электронных и мюонных нейтрино:
μ+ → e+ + νe + ν̄μ, μ− → e− + ν̄e + νμ
Таким образом, в атмосфере формируется поток нейтрино разных типов (νμ, ν̄μ, νe, ν̄e) с широким спектром энергий, простирающимся от десятков МэВ до сотен ТэВ.
Энергетический спектр атмосферных нейтрино отражает спектр первичных космических лучей, обычно приближённо описываемый степенной функцией:
$$ \frac{dN}{dE} \sim E^{-\gamma}, \quad \gamma \approx 2.7 $$
Для низкоэнергетических нейтрино ( < 1 ГэВ) доминируют распады мюонов, для высокоэнергетических ( > 10 ГэВ) существенный вклад вносят каоны и редкие распады тяжелых мезонов (D, B-мезоны), формирующих prompt-нейтрино, обладающие более жёстким спектром.
Флюкс атмосферных нейтрино зависит от угла падения космических лучей. Так как путь мюонов через атмосферу зависит от зенитного угла θ, для горизонтальных направлений вероятность распада мюона увеличивается, что приводит к повышенному числу низкоэнергетических нейтрино в горизонтальном направлении. Угловое распределение нейтрино удобно описывать через зависимость:
$$ \Phi_\nu(E, \theta) = \Phi_\nu(E, 0) \left(1 + \frac{E}{\epsilon_\pi} \cos\theta\right)^{-1} $$
где ϵπ ≈ 115 ГэВ — характеристическая энергия пиона.
Калибровка детекторов Атмосферные нейтрино используются как естественный источник для тестирования больших нейтринных детекторов (Super-Kamiokande, IceCube, ANTARES). Благодаря известному угловому распределению и спектру энергии можно проверять чувствительность и разрешающую способность приборов.
Изучение осцилляций нейтрино Атмосферные нейтрино стали ключевым источником данных для открытия осцилляций нейтрино. Различие между ожидаемым и измеренным флюксом νμ и νe в зависимости от угла падения и энергии позволило выявить явление смены нейтринных типов при прохождении через Землю.
Фон для астрофизических наблюдений Для космических нейтринных телескопов атмосферные нейтрино представляют естественный фон, с которым нужно справляться при поиске нейтрино от астрофизических источников (активные ядра галактик, гамма-всплески, сверхновые).
Для точного расчета флюкса атмосферных нейтрино используются сложные монте-карло модели, учитывающие:
Наиболее известные модели: Honda et al., Bartol, FLUKA, обеспечивающие согласие с данными детекторов на уровне нескольких процентов в широком диапазоне энергий.
Флюкс атмосферных нейтрино чувствителен к:
| Характеристика | Значение |
|---|---|
| Основные источники | Пионы и каоны, распадающиеся на мюоны и нейтрино |
| Энергетический диапазон | 100 МэВ — 100 ТэВ |
| Типы нейтрино | νμ, ν̄μ, νe, ν̄e |
| Основное применение | Осцилляции нейтрино, калибровка детекторов, фон для астрофизических исследований |
| Угловая зависимость | Горизонтальный флюкс выше, чем вертикальный при низких энергиях |