Neutrina są bardzo niewdzięcznymi obiektami do badań eksperymentalnych. Biorą one udział jedynie w oddziaływaniach słabych (ich oddziaływania grawitacyjne na poziomie mikroświata związane z ewentualnym posiadaniem masy są obecnie poza jakąkolwiek możliwością obserwacyjną) a przekrój czynny na ich oddziaływanie z materią jest bardzo mały (rzędu 10^-46 cm² przy energiach poniżej 10 MeV). Otaczająca nas materia jest dla nich niemal całkowicie przezroczysta. W każdej sekundzie przenikają nas dziesiątki miliardów neutrin na każdy centymetr kwadratowy a tylko raz na wiele dni zachodzi proces oddziaływania któregoś z nich z nukleonami jąder atomowych. Tym niemniej zaprojektowano i zrealizowano kilka eksperymentów do badania ich własności.

Najważniejszym źródłem neutrin poddawanych eksperymentom są neutrina pochodzenia słonecznego (powstające w reakcjach termojądrowych we wnętrzu Słońca). Drugim źródłem są neutrina atmosferyczne - powstające w kaskadach cząstek wywoływanych przy zderzeniach promieniowania kosmicznego z atomami gazów w górnych warstwach naszej atmosfery. Są też eksperymenty, w których neutrina produkowane są w akceleratorach naziemnych i rejestrowane w pewnej odległości od miejsca ich wyprodukowania.

Wspomnieć także należy o prawdopodobnym istnieniu kosmologicznego tła neutrinowego (podobnego do kosmologicznego promieniowania tła) o gęstości rzędu 10² na cm³ lecz o energiach zbyt małych jak na nasze obecne możliwości detekcji.

Najważniejszym procesem produkcji energii w Słońcu jest cykl protonowy (p-p), w którym pierwsza reakcja (związana z procesem b⁺) ma postać:

Zdarzają się też zderzenia trójcząstkowe (p-e-p):

Produkowane w ten sposób neutrina mają stosunkowo niewielką energię - poniżej 0.4 MeV dla pierwszej reakcji i ok. 1.5 MeV dla drugiej, natomiast ich strumień jest najbardziej znaczący. Na rysunku 1 (na następnej stronie) przedstawiono najważniejsze procesy ze słonecznego cyklu p-p będące źródłem neutrin.

Pierwszy eksperyment badający strumień neutrin słonecznych rozpoczęto w 1968 roku w Południowej Dakocie (USA). Był to tzw. detektor chlorowy - ogromny zbiornik wypełniony 4-chloroetanem (C₂Cl₄), w którym neutrina oddziałując z neutronami jądra chloru prowadziły do reakcji: (była to na poziomie nukleonu reakcja ). W doświadczeniu tym zachodziła jedna taka reakcja na kilka tygodni. Powstający izotop argonu jest niestabilny i rozpada się w końcowym etapie na hel, którego ilość rejestrowano. Trwający już ponad 30 lat eksperyment pozwala określić ilość rejestrowanych neutrin na ok. 2.5 SNU (Solar Neutrino Unit, 1 SNU = 10^-36 reakcji na 1 atom na 1 sekundę). Teoretycznie oszacowana ilość neutrin w badanym zakresie energii jest ok. 7.3 SNU czyli prawie trzy razy większa.

Detektor chlorowy nie mógł rejestrować wszystkich neutrin słonecznych a jedynie te o energii większej od 0.8 MeV (patrz rys. 1.). Były to więc neutrina z reakcji ⁷Be--->⁷Li

w której zachodziło oddziaływanie , a także reakcji (pep). A więc tylko te reakcje uwzględniało się przy określeniu teoretycznej ilości neutrin.

Wyniki wskazujące na wyraźny deficyt neutrin słonecznych były następnie potwierdzane w eksperymencie "Kamiokande” (w Japonii) trwającym w latach 1986 -95 a później w tzw. "Super-Kaniokande" trwającym cały czas do dziś. Detektor ten bazuje na wyłapywaniu błysków promieniowania Czerenkowa powstających jako wtórny efekt oddziaływania neutrin z materią w zbiorniku. Zbiornik tego detektora wypełniony jest superczystą wodą a jego ścianki obłożone są dziesiątkami tysięcy światłoczułych elementów rejestrujących błyski. Idea detekcji polega na tym, że wysokoenergetyczne neutrino uderzając w nukleon jądra atomowego z molekuły wody powoduje produkcję ultra relatywistycznego leptonu (zderzenie z neutrinem elektronowym produkuje elektron, z mionowym mion, z taonowym taon). Tak wyprodukowany lepton porusza się w otaczającej wodzie z prędkością większą niż światło w tym ośrodku co powoduje emisję promieniowania Czerenkowa - i to emisję w miarę dobrze ukierunkowaną. Można więc określić kierunek, z którego neutrino nadleciało. Analiza błysku pozwala też zidentyfikować rodzaj zarejestrowanego neutrina. Natomiast pewnym ograniczeniem jest tu stosunkowo wysoki energetyczny próg czułości. Detektor ten widzi neutrina o energiach ponad 7 MeV. Stanowią one znikomą część strumienia słonecznego (rys. 1). Natomiast możliwość określania kierunku przylotu cząstki pozwala wykorzystywać go także do badania neutrin pochodzenia atmosferycznego jak i neutrin generowanych w innym odległym akceleratorze.

Do rejestracji neutrin słonecznych o energiach poniżej 1 MeV zbudowane zostały dwa detektory gallowe pracujące od 1991 r, jeden o nazwie GALLEX (we Włoszech) i drugi SAGE (w Rosji na Kaukazie). Ich zbiorniki wypełnione są superczystym gallem, który w reakcji z neutrinem przekształca się w german:

, co na poziomie nukleonu wygląda: .Otrzymywane w tych dwóch eksperymentach rezultaty dają rejestrację na poziomie 69 do 79 SNU przy teoretycznej wartości ok. 132 SNU. Mamy więc jak dotychczas potwierdzenie deficytu neutrin słonecznych o czynnik 2 do 3 w kilku niezależnych eksperymentach.

Detektor Super-Kamiokande, ze względu na możliwość określania kierunku, z którego przyleciało neutrino oraz jego generacji, nadaje się także znakomicie do badania neutrin powstających w atmosferze ziemskiej. Górne warstwy atmosfery bombardowane są nieustannie przez wysokoenergetyczne cząstki pierwotnego promieniowania kosmicznego (są to głównie protony o energiach dochodzących nawet do 10¹⁵ GeV). Przy zderzeniu takiej cząstki z jądrem atomowym azotu lub tlenu atmosferycznego powstaje kaskada wtórnych cząstek - w tym także mezonów (pionów) oraz mionów , które rozpadają się dalej w czasie przelotu przez atmosferę. Przykładowo, mezon p rozpada się: lub z kolei miony rozpadają się lub . Jak widać, neutrin (i antyneutrin) mionowych powstaje dwa razy więcej niż elektronowych. Zliczając rejestracje obu typów neutrin dolatujących do detektora "z góry" otrzymywano rezultat zbliżony do spodziewanego czyli obserwując natomiast neutrina dobiegające "od dołu" czyli z antypodów (Ziemia jest praktycznie przezroczysta dla neutrin) proporcja ta wynosiła . Nasuwała się tu również - jako wytłumaczenie tego efektu - koncepcja oscylacji neutrin. Neutrina lecące "od góry” przebiegały zaledwie kilkanaście do kilkadziesiąt kilometrów i na takim dystansie znikoma ich część ulega oscylacji. Neutrina lecące z antypodów mogłyby natomiast na dystansie ok. 12800 km. podlegać oscylacjom - oraz . Warunki detekcji Super-K były jednak takie, że nie rejestrowało się neutrin taonowych (ze względu na ich zbyt małą energię) i stąd obserwowany ubytek neutrin mionowych.

Ilustracja prawdopodobnego efektu oscylacji neutrin dobiegających

Oprócz porównywania stosunku ilościowego porównywano także wprost ilość neutrin elektronowych i mionowych dolatujących "z góry" i "z antypodów". Przy braku efektu oscylacji stosunek ten powinien być równy jedności (tyle samo neutrin danego typu z góry co z dołu). Dla neutrin elektronowych faktycznie stosunek ten był (w granicach błędu) bliski jedności, natomiast dla neutrin mionowych ich ilość dolatująca z dołu była prawie o połowę mniejsza niż tych z góry. Oznacza to, że dominuje proces przekształcania neutrin mionowych w taonowe, zaniedbywalny zaś ilościowo jest udział przemiany neutrin mionowych w elektronowe.

Rezultaty otrzymane przy badaniach neutrin słonecznych oraz atmosferycznych okazały się bardzo obiecujące wymagają jednak dalszej weryfikacji. W tym celu zaprojektowano eksperymenty polegające na produkcji neutrin w wysokoenergetycznych zderzeniach w akceleratorze oraz ich detekcji w detektorze oddalonym od miejsca ich powstawania. Pierwszy tego typu eksperyment wykonano w Los Alamos (USA) w roku 1994. Rozpędzane w akceleratorze protony trafiały następnie na zbiornik wody i w rezultacie zderzeń z jądrami atomowymi następowała produkcja pionów, które rozpadały się (jak opisano wyżej) m.in. na neutrina mionowe. W odległości kilkudziesięciu metrów znajdował się detektor rejestrujący z kolei neutrina elektronowe. Rezultat zliczeń wskazywał na to, że cześć neutrin mionowych przekształciła się po drodze w elektronowe. Oszacowano nawet różnicę mas tych dwóch typów neutrin - Dm = 2.4 eV. Wynik ten wzbudzał sporo wątpliwości i kontrowersji. Tym niemniej w przygotowaniu są kolejne tego typu eksperymenty, w których jako detektor wykorzystany ma być również Super-Kamiokande. Odległość między generatorem a detektorem neutrin będzie teraz rzędu setek kilometrów. Pierwsze rezultaty tych eksperymentów powinny ukazać się w najbliższych dwóch latach.

Powrot do strony LEPTONY, HADRONY KWARKI