Электромагнитные эффекты взаимодействия нейтрино с веществом в расширенных калибровочных моделях

• Автор: Рашба, Тимур Ильич
• Шифр специальности: 01.04.16
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2001
• Место защиты: Троицк
• Количество страниц: 101 с. : ил

Содержание
Введение
1 Спин-ароматные осцилляции нейтрино и магнитное поле Солнца
1.1 Уравнение распространения нейтрино
1.2 Крупномасштабное магнитное поле
1.2.1 Простейшие конфигурации магнитного поля
1.2.2 Астрофизические ограничения на магнитное поле
1.2.3 Реалистичные конфигурации магнитного поля
2 Осцилляции двух нейтрино»,при нулевом смешивании
2.1 Решение уравнения распространения нейтрино
2.2 Потоки солнечных нейтрино и скорости счета нейтринных событий
2.3 День-ночь вариации и энергетический спектр электронов отдачи
2.4 Полное статистическое исследование
2.4.1 Конверсия активных нейтрино в активные нейтрино
2.4.2 Конверсия активных нейтрино в стерильные нейтрино
2.5 Спин-ароматная прецессия нейтрино как решение Проблемы солнечных нейтрино
3 Осцилляции двух нейтрино
3.1 Распространение нейтрино при ненулевом смешивании
3.2 Область углов смешивания нейтрино в Є [тг/4,7г/2]
3.3 Электронные антинейтрино
3.4 Разрешенные области параметров модели спин-ароматной конверсии

4 Рассеяние нейтрино на поляризованной электронной мишени
4.1 Магнитный момент нейтрино
4.2 Сечение рассеяния нейтрино на поляризованном электроне
4.2.1 Сечение рассеяния при малых переданных энергиях
4.2.2 Сечение рассеяния при переданных энергиях близких
к максимальной
4.2.3 Рассеяние на атомарных электронах
4.3 Схема эксперимента
Заключение
А Процедура у2-анализа
В Разностная схема решения
Список литературы
Введение
Одним из важнейших достижений физики второй половины XX века является создание Стандартной модели взаимодействия элементарных частиц, которая основана на группе ЭИ (3)с О ЭИ (2)ь <8> II (1) . Стандартная модель включает электрослабую теорию [1, 2, 3] (группа преобразований Эи (2)£® и (1)) и квантовую хромодинамику (ЭИ (3)с). В настоящее время большинство экспериментальных данных находится в хорошем согласии с расчетами Стандартной модели. Предсказания Стандартной модели позволили открыть новые элементарные частицы и классифицировать уже известные.
В 1930 году Вольфганг Паули, анализируя спектры атомных распадов, обнаружил отклонение от закона сохранения энергии [4]. Он предположил, что часть энергии уносит некая частица, не имеющая заряда и, возможно, массы. Спустя четыре года Энрико Ферми назвал эту частицу ’’нейтрино” (’’нейтрончик”). Через двадцать с лишним лет, в 1953-56 гг., нейтрино были обнаружены экспериментально Фредом Райнисом и Клайдом Кованом. Стандартная модель описывает три поколения нейтрино (электронное ие, мюонное и тау-нейтрино ит) и соответствующие им лептоны (электрон е, мюон ц и тау-мезон т). В рамках Стандартной модели нейтрино являются безмассовыми частицами с левой спиральнос-тью.
Несмотря на большой успех Стандартной модели, требуется дальнейшее развитие теории и эксперимента. С одной стороны это обусловлено тем, что Стандартная модель содержит множество параметров, ко-

конвективной зоны, точнее в переходном слое г = 0.65 -г- 0.7 радиуса Солнца. Ближе к поверхности магнитное поле падает и достигает на поверхности средних значений порядка одного гаусса. В радиационной зоне и ближе к центру Солнца магнитное поле достаточно мало, по сравнению с максимальным полем и может составлять несколько десятков или сотен гаусс [65]. Это обусловлено распределением дифференциального вращения Солнца, которое получено из данных гелиосейсмических наблюдений. Очевидно, что данная картина не согласуется с одномодовой конфигурацией магнитного поля Солнца, представленной в предыдущем параграфе 1.2.1 и показанной на Рис. 1.1. Чтобы разрешить данное противоречие, учтем линейность уравнений для магнитного поля (1.7) и рассмотрим суперпозицию отдельных безразмерных мод ЕС (к = 1
Полученное поле будет также, как и каждая из отдельных мод, удовлетворять требованиям устойчивости и критерия Ферми-Чендрасекара.
Учтем дополнительные астрофизические требования на магнитное поле (1.13). Положим, что магнитное поле в центре Солнца пренебрежимо мало
Последнее соотношение эквивалентно следующему уравнению для коэффициентов Ск
Таким образом, мы имеем ктах — 1 свободных параметров. Потребуем также, чтобы основная энергия магнитного поля была сосредоточена в конвективной зоне Солнца
В —Втах Е СкВ&

(1.13)
в (г = 0)
Е ск= о.
(1.14)
(1.15)