중성미자

중성미자

1970년 11월 13일 아곤 국립 연구소에서 수소 거품 상자를 사용하여 중성미자를 처음으로 검출한 사진. 여기서 중성미자가 수소 원자의 양성자와 충돌하며, 사진의 오른쪽에서 세 개의 궤적이 뻗어 나오는 지점에서 충돌이 발생한다.
구성	기본 입자
통계	페르미온적
세대	1세대 ( ν e), 2세대 ( ν μ), 3세대 ( ν τ)
상호작용	약한 상호작용 및 중력
기호	ν e , ν μ , ν τ , ν e , ν μ , ν τ
입자	스핀: ⁠±+1/2⁠ħ, 카이랄성: 왼손잡이, 약한 아이소스핀: +⁠1/2⁠, 경입자수: +1, { e, μ, τ } 내의 맛깔
반입자	스핀: ⁠±+1/2⁠ħ, 카이랄성: 오른손잡이, 약한 아이소스핀: −⁠1/2⁠, 경입자수: −1, { e, μ, τ } 내의 맛깔
이론	ν e, 전자 중성미자: 볼프강 파울리 (1930) ν μ, 뮤온 중성미자: 1940년대 후반 ν τ, 타우 중성미자: 1970년대 중반
발견	ν e: 클라이드 코원, 프레더릭 라이너스 (1956) ν μ: 리언 레더먼, 멜빈 슈워츠 및 잭 스타인버거 (1962) ν τ: DONUT 협력단 (2000)
종류	3가지 종류: 전자 중성미자 ( ν e), 뮤온 중성미자 ( ν μ), 그리고 타우 중성미자 ( ν τ)
질량	< 0.120 eV/c2 (< 2.14×10−37 kg), 우주론적 한계, 3가지 맛깔의 합
전하	0 e
스핀	⁠1/2⁠ħ
약한 아이소스핀	LH: +⁠1/2⁠, RH: 0
약한 초전하	LH: −1, RH: 0
B − L	−1
X	−3

중성미자(中性微子, 영어: neutrino 뉴트리노^[*], /njuːˈtriːnoʊ/; 그리스 문자 ν로 표기)는 약한 상호작용과 중력을 통해 상호작용하는 기본 입자이다. 중성미자는 전하가 중성이고 불변 질량이 매우 작아(이탈리아어 지소사 -ino) 오랫동안 0이라고 생각되었기 때문에 이러한 이름이 붙었다. 중성미자의 정지 질량은 (질량이 없는 입자를 제외하고) 알려진 다른 기본 입자들보다 훨씬 작다. 약력은 사정거리가 매우 짧고, 중력 상호작용은 중성미자의 질량이 매우 작기 때문에 극히 약하며, 중성미자는 전자기 상호작용이나 강한 상호작용에 참여하지 않는다. 결과적으로 중성미자는 일반적으로 일반 물질을 방해받지 않고 통과하며 탐지 가능한 효과를 남기지 않는다.

약한 상호작용은 세 가지 렙톤 맛깔: 전자 중성미자,
ν
e; 뮤온 중성미자,
ν
μ 및 타우 중성미자,
ν
τ 중 하나로 중성미자를 생성한다. 각 맛깔은 그에 대응하는 이름의 전하를 띤 렙톤과 연관되어 있다. 중성미자는 오랫동안 질량이 없는 것으로 믿어져 왔으나, 현재는 서로 다른 값을 가진 세 가지 불연속적인 중성미자 질량이 존재함이 알려져 있다(모두 아주 작으며, 그중 가장 작은 것은 0일 수도 있다). 그러나 이 세 가지 질량은 세 가지 맛깔에 일대일로 대응되지 않는다. 특정 맛깔로 생성된 중성미자는 세 가지 질량 고유 상태 모두의 특정 혼합물(양자 중첩)이다. 결과적으로 다른 중성 입자 진동과 유사하게, 중성미자 진동이 발생하여 비행 중에 서로 다른 맛깔 사이를 오간다. 예를 들어, 베타 붕괴 반응에서 생성된 전자 중성미자는 멀리 떨어진 검출기에서 뮤온 또는 타우 중성미자로 상호작용할 수 있다. 세 가지 질량값은 2024년 현재 아직 알려지지 않았으나, 실험실 실험과 우주론적 관측을 통해 그 질량 제곱의 차이, 그 합에 대한 상한선(< 0.120 eV/c²), 그리고 전자 중성미자의 질량에 대한 상한선이 결정되었다. 중성미자는 ⁠1/2⁠ħ의 스핀을 가진 페르미온이다.

각 중성미자에 대해 대응하는 반입자인 반중성미자가 존재하며, 이 역시 ⁠1/2⁠ħ의 스핀을 가지고 전하가 없다. 반중성미자는 중성미자와 반대 부호의 경입자수와 약한 아이소스핀을 가지며, 왼손잡이 카이랄성 대신 오른손잡이 카이랄성을 가짐으로써 구별된다. (핵 베타 붕괴에서) 총 경입자수를 보존하기 위해 전자 중성미자는 양전자(반전자) 또는 전자 반중성미자와 함께 나타나는 반면, 전자 반중성미자는 전자 또는 전자 중성미자와 함께 나타난다.

중성미자는 다양한 방사성 붕괴에 의해 생성된다. 여기에는 원자핵이나 강입자의 베타 붕괴, 항성 내부에서 일어나는 것과 같은 자연적인 핵반응이 포함된다. 다른 메커니즘으로는 원자로, 핵무기, 입자 가속기에서의 인공 핵반응, 초신성, 중성자별의 스핀다운 시기, 그리고 우주선이나 가속된 입자 빔이 원자와 충돌할 때 등이 있다.

지구 주변에서 검출되는 중성미자의 대부분은 태양 내부의 핵반응에서 온 것이다. 지구 표면에서의 플럭스는 1초당 1제곱센티미터당 약 660억(6.5×10¹⁰)개의 태양 중성미자이다. 중성미자는 지구 내부의 단층촬영술에 사용될 수 있다.

역사

파울리의 제안

중성미자는 베타 붕괴가 어떻게 에너지 보존 법칙, 운동량 보존, 그리고 스핀(각운동량 보존)을 만족할 수 있는지 설명하기 위해 1930년 볼프강 파울리에 의해 처음으로 가정되었다. 관찰된 베타 붕괴에서의 전자의 연속적인 에너지 스펙트럼을 설명하기 위해 보존 법칙의 통계적 버전을 제안한 닐스 보어와 대조적으로, 파울리는 양성자와 전자의 명칭에 사용된 것과 동일한 -on 접미사를 사용하여 "중성자"(neutron)라고 부른 탐지되지 않은 입자를 가설로 세웠다. 그는 이 새로운 입자가 베타 입자(전자 또는 양전자)와 함께 핵에서 방출되며 전자와 유사한 질량을 가진다고 생각했다.

제임스 채드윅은 1932년에 훨씬 더 무거운 중성 핵 입자를 발견하고 그것 역시 중성자라고 명명하여, 같은 이름을 가진 두 종류의 입자가 남게 되었다. "중성미자"(neutrino)라는 단어는 엔리코 페르미를 통해 과학 어휘에 도입되었는데, 그는 1932년 7월 파리 컨퍼런스와 1933년 10월 솔베이 회의에서 이 단어를 사용했고 파울리 역시 이를 채택했다. 이 이름(이탈리아어로 "작은 중성적인 것"에 해당)은 로마의 판니스페르나 가의 물리학 연구소에서 페르미와 대화하던 중 에도아르도 아말디가 채드윅의 무거운 중성자와 이 가벼운 중성 입자를 구별하기 위해 농담조로 지은 것이다.

페르미의 베타 붕괴 이론에서 채드윅의 거대한 중성 입자는 양성자, 전자, 그리고 더 작은 중성 입자(현재 전자 반중성미자라고 불림)로 붕괴될 수 있다.

n0
→
p+
+
e−
+
ν
e

1934년에 작성된 페르미의 논문은 파울리의 중성미자를 폴 디랙의 양전자 및 베르너 하이젠베르크의 중성자-양성자 모델과 통합하여 미래의 실험 작업을 위한 견고한 이론적 기초를 제공했다.

1934년경에는 베타 붕괴에서 에너지 보존이 무효하다는 보어의 생각에 반하는 실험적 증거가 있었다. 그해의 솔베이 회의에서 베타 입자(전자)의 에너지 스펙트럼 측정치가 보고되었는데, 이는 각 유형의 베타 붕괴에서 나오는 전자의 에너지에 엄격한 한계가 있음을 보여주었다. 에너지 보존이 무효하다면 통계적으로 최소한 몇 번의 붕괴에서는 어떤 양의 에너지든 사용 가능해야 하므로 그러한 한계는 예상되지 않는다. 1934년에 처음 측정된 베타 붕괴 스펙트럼에 대한 자연스러운 설명은 제한된(그리고 보존된) 양의 에너지만 사용 가능하며, 새로운 입자가 때때로 이 제한된 에너지의 가변적인 일부를 가져가고 나머지를 베타 입자에게 남긴다는 것이었다. 파울리는 이 기회를 이용해 아직 발견되지 않은 "중성미자"가 실제 입자여야 함을 공개적으로 강조했다. 중성미자의 실재에 대한 첫 번째 증거는 1938년 전자와 원자핵의 반동을 안개 상자로 동시에 측정함으로써 나타났다.

직접 검출

1956년경 중성미자 실험을 수행 중인 프레더릭 라이너스와 클라이드 코원

1942년, 왕간창은 중성미자를 실험적으로 검출하기 위해 전자 포획을 사용할 것을 처음 제안했다. 사이언스 1956년 7월 20일 호에서 클라이드 코원, 프레더릭 라이너스, 프랜시스 B. "키코" 해리슨, 헤럴드 W. 크루즈, 그리고 오스틴 D. 맥과이어는 그들이 중성미자를 검출했음을 확인하는 내용을 발표했다. 이 결과는 거의 40년 후인 1995년 노벨상 수여로 보답받았다.

현재 카원-라이너스 중성미자 실험으로 알려진 이 실험에서 원자로에서 베타 붕괴로 생성된 반중성미자가 양성자와 반응하여 중성자와 양전자를 생성했다.

ν
e +
p+
→
n0
+
e+

양전자는 빠르게 전자를 찾아 서로 쌍소멸한다. 결과물인 두 개의 감마선(γ)은 검출 가능하다. 중성자는 적절한 핵에 포획되어 감마선을 방출함으로써 검출될 수 있다. 양전자 쌍소멸과 중성자 포획이라는 두 사건의 동시 발생은 반중성미자 상호작용의 고유한 신호가 된다.

1965년 2월, 프레더릭 라이너스와 프리델 셀숍이 포함된 그룹에 의해 자연에서 발견된 첫 번째 중성미자가 확인되었다. 이 실험은 남아프리카 공화국 복스버그 근처의 이스트 랜드 광산(ERPM) 금광 지하 3km 깊이에 특별히 준비된 챔버에서 수행되었다. 본관의 명판이 이 발견을 기념하고 있다. 이 실험들은 또한 원시적인 중성미자 천문학을 구현했으며 중성미자 물리학 및 약한 상호작용의 문제를 조사했다.

중성미자 맛깔

클라이드 코원과 프레더릭 라이너스가 발견한 반중성미자는 전자 중성미자의 반입자였다.

1962년, 리언 레더먼, 멜빈 슈워츠, 그리고 잭 스타인버거는 (이미 뉴트레토(neutretto)라는 이름으로 가설이 세워졌던) 뮤온 중성미자의 상호작용을 처음으로 검출함으로써 한 종류 이상의 중성미자가 존재함을 보여주었으며, 이 공로로 1988년에 노벨 물리학상을 수상했다.

1975년 스탠퍼드 선형 가속기 센터에서 세 번째 유형의 렙톤인 타우 입자가 발견되자, 연관된 중성미자(타우 중성미자)도 있을 것으로 예상되었다. 이 세 번째 중성미자 유형에 대한 첫 번째 증거는 전자 중성미자의 발견으로 이어진 베타 붕괴와 유사하게 타우 붕괴에서 누락된 에너지와 운동량을 관찰함으로써 얻어졌다. 타우 중성미자 상호작용의 첫 번째 검출은 2000년 페르미 연구소의 DONUT 협력단에 의해 발표되었다. 그 존재는 이미 이론적 일관성과 대형 전자-양전자 충돌기의 실험 데이터를 통해 추론된 바 있었다.

태양 중성미자 문제

 이 부분의 본문은 태양 중성미자 문제입니다.

1960년대에 현재 유명해진 홈스테이크 실험은 태양핵에서 도착하는 전자 중성미자 플럭스를 처음으로 측정했고, 그 값이 표준 태양 모델에 의해 예측된 수의 1/3에서 1/2 사이임을 발견했다. 태양 중성미자 문제로 알려지게 된 이 불일치는 실험과 태양 모델 모두에서 발생 가능한 문제를 조사하는 약 30년 동안 해결되지 않은 채로 남아 있었으나, 그 어느 쪽에서도 문제를 찾을 수 없었다. 결국 두 모델 모두 실제로 옳았으며 그들 사이의 불일치는 중성미자가 이전에 가정한 것보다 더 복잡하기 때문이라는 것이 밝혀졌다. 세 종류의 중성미자가 0이 아니며 약간씩 다른 질량을 가지고 있으며, 따라서 지구로 비행하는 동안 탐지할 수 없는 맛깔로 진동할 수 있다는 가설이 세워졌다. 이 가설은 새로운 일련의 실험을 통해 조사되었으며, 이로써 지금까지 계속되는 새로운 주요 연구 분야가 열렸다. 결국 중성미자 진동 현상의 확인은 두 개의 노벨상으로 이어졌다. 하나는 홈스테이크 실험을 구상하고 이끈 레이먼드 데이비스와 이를 확인한 가미오칸데의 고시바 마사토시에게 수여되었고, 다른 하나는 세 가지 중성미자 맛깔이 모두 존재하며 결손이 없음을 확인한 공동 실험을 수행한 슈퍼 가미오칸데의 가지타 다카아키와 서드베리 중성미자 관측소의 아서 B. 맥도널드에게 수여되었다.

진동

 이 부분의 본문은 중성미자 진동입니다.

중성미자 진동을 조사하기 위한 실질적인 방법은 1957년 브루노 폰테코르보에 의해 케이 중간자 진동과의 유사성을 사용하여 처음 제안되었다. 이후 10년 동안 그는 수학적 형식주의와 진공 진동의 현대적 공식을 개발했다. 1985년 스타니슬라프 미헤예프와 알렉세이 스미르노프는 (린컨 울펜슈타인의 1978년 작업을 확장하여) 중성미자가 물질을 통과할 때 맛깔 진동이 수정될 수 있음을 지적했다. 이 소위 미헤예프-스미르노프-울펜슈타인 효과(MSW 효과)는 태양에서의 핵융합에 의해 방출된 많은 중성미자가 지구의 검출기로 오는 도중에 (본질적으로 모든 태양 핵융합이 일어나는) 태양핵의 밀도가 높은 물질을 통과하기 때문에 이해하는 것이 중요하다.

1998년부터 실험을 통해 태양 및 대기 중성미자가 맛깔을 바꾼다는 사실이 밝혀지기 시작했다(슈퍼 가미오칸데 및 서드베리 중성미자 관측소 참조). 이로써 태양 중성미자 문제가 해결되었다. 태양에서 생성된 전자 중성미자가 부분적으로 실험에서 탐지할 수 없는 다른 맛깔로 변했던 것이다.

태양 중성미자 실험 세트와 같은 개별 실험들이 중성미자 맛깔 변환의 비진동적 메커니즘과 일치하더라도, 중성미자 실험들을 종합해 볼 때 중성미자 진동의 존재를 시사한다. 이 문맥에서 특히 관련이 있는 것은 원자로 실험인 KamLAND와 MINOS와 같은 가속기 실험이다. KamLAND 실험은 태양 전자 중성미자와 관련된 중성미자 맛깔 변환 메커니즘으로서의 진동을 실제로 확인했다. 유사하게 MINOS는 대기 중성미자의 진동을 확인하고 질량 제곱 분할에 대한 더 나은 결정을 제공한다. 일본의 가지타 다카아키와 캐나다의 아서 B. 맥도널드는 중성미자가 맛깔을 바꿀 수 있다는 획기적인 이론적 및 실험적 발견으로 2015년에 노벨 물리학상을 받았다.

우주 중성미자

 이 부분의 본문은 우주 중성미자 배경 및 확산 초신성 중성미자 배경입니다.

특정 소스뿐만 아니라 일반적인 중성미자 배경 수준이 우주에 퍼져 있을 것으로 예상되며, 이는 대폭발과 초신성이라는 두 가지 주요 소스로 인해 발생하는 것으로 이론화되어 있다. 대폭발 후 약 1초 뒤에 중성미자가 결합 해제되어 우주 중성미자 배경(CNB)으로 알려진 배경 수준의 중성미자가 발생했다. 두 번째 확산 중성미자 배경은 초신성에서 유래한 것이다.

레이먼드 데이비스와 고시바 마사토시는 태양 중성미자 검출에 대한 선구적인 연구로 2002년에 노벨 물리학상을 공동 수상했다. 고시바의 연구는 또한 인근의 대마젤란 은하에 있는 SN 1987A 초신성에서 온 중성미자의 첫 실시간 관측 결과를 낳았다. 이러한 노력은 중성미자 천문학의 시작을 알렸다.

SN 1987A는 초신성에서 온 중성미자가 검증된 유일한 검출 사례이다. 그러나 우주에서는 많은 별들이 초신성으로 폭발했으며, 이는 이론적으로 확산 초신성 중성미자 배경을 남겼다.

특성 및 반응

중성미자는 반정수 스핀(⁠1/2⁠ħ)을 가지므로 페르미온이다. 중성미자는 렙톤이므로 강력의 글루온과 상호작용할 수 없는 무색 페르미온이다. 이들은 중력적으로도 상호작용한다고 가정되지만, 약력을 통해서만 상호작용하는 것이 관찰되었다. 이들은 0이 아닌 질량을 가지기 때문에 일부 이론에서는 중성미자가 자기적으로 상호작용하는 것을 허용하지만 요구하지는 않는다. 아직까지 중성미자에서 0이 아닌 자기 모멘트에 대한 실험적 증거는 없다.

맛깔, 질량 및 그들의 혼합

약한 상호작용은 세 가지 렙톤 맛깔: 전자 중성미자(
ν
e), 뮤온 중성미자(
ν
μ), 또는 타우 중성미자(
ν
τ) 중 하나로 중성미자를 생성하며, 이는 각각 대응하는 전하를 띤 렙톤인 전자(
e−
), 뮤온(
μ−
), 및 타우 입자(
τ−
)와 연관되어 있다.

중성미자는 오랫동안 질량이 없는 것으로 믿어져 왔으나, 현재는 세 가지 불연속적인 중성미자 질량이 존재함이 알려져 있다. 각 중성미자 맛깔 상태는 세 가지 뚜렷한 질량 고유 상태의 선형 결합이다. 우주론적 모델에 기반한 계산에 따르면, 세 중성미자 질량의 합은 0.120 eV/c² 미만이어야 한다. 카를스루에 삼중수소 중성미자(KATRIN) 실험의 직접적이고 독립적인 측정에 따르면 전자 반중성미자 질량의 상한선은 0.45 eV/c²이며, 이는 그 다음으로 가벼운 페르미온보다 최소 5자릿수 이상 작다. 이 큰 비율은 중성미자의 질량 생성 메커니즘이 다른 페르미온의 것과 다를 가능성을 시사한다.

질량 비교

	질량 [MeV/c²]	전하	출처
전자 e−	0.5110	−1 e
전자 반중성미자 νe	< 0.45×10−6	0
뮤온 μ−	105.658	−1 e
뮤온 중성미자 νμ	< 0.17×10−6	0
타우 입자 τ−	1777	−1 e
타우 중성미자 ντ	< 18.2×10−6	0

더 공식적으로, 중성미자 맛깔 고유 상태(생성 및 소멸 조합)는 중성미자 질량 고유 상태(간단히 "1", "2", "3"으로 표기)와 동일하지 않다. 2024년 현재, 이 셋 중 어느 것이 가장 무거운지는 알려져 있지 않다. 중성미자 질량 계층구조는 두 가지 가능한 구성으로 이루어져 있다. 전하를 띤 렙톤의 질량 계층구조와 유사하게, 질량 2가 질량 3보다 가벼운 구성을 관례적으로 "정상 계층구조"라고 부르는 반면, "역전 계층구조"에서는 그 반대가 성립한다. 어느 것이 맞는지 확립하기 위해 여러 주요 실험적 노력이 진행 중이다.

특정 맛깔 고유 상태로 생성된 중성미자는 세 가지 질량 고유 상태 모두의 연관된 특정 양자 중첩 상태에 있다. 세 질량의 차이가 너무 작아서 실질적인 비행 경로 내에서 실험적으로 구별하는 것이 거의 불가능하다. 생성된 순수 맛깔 상태에서 각 질량 상태의 비율은 맛깔에 깊이 의존하는 것으로 밝혀졌다. 맛깔과 질량 고유 상태 사이의 관계는 PMNS 행렬에 부호화되어 있다. 2016년 현재, 실험을 통해 이 행렬의 원소들에 대해 중간에서 낮은 정도의 정밀도 값이 확립되었으며, 행렬 내의 단일 복소 위상은 거의 알려지지 않은 상태이다.

0이 아닌 질량은 중성미자가 아주 작은 자기 모멘트를 가질 수 있음을 의미한다. 만약 그렇다면 중성미자는 전자기적으로 상호작용하겠지만, 그들의 엄청난 속도를 고려할 때 아마도 탐지 불가능할 것이다. 그러한 상호작용은 관찰된 적이 없다.

맛깔 진동

 이 부분의 본문은 중성미자 진동입니다.

중성미자는 비행 중에 서로 다른 맛깔 사이에서 진동한다. 예를 들어, 베타 붕괴 반응에서 생성된 전자 중성미자는 검출기에서 생성된 전하를 띤 렙톤의 맛깔에 의해 정의되는 대로, 먼 거리에 있는 검출기에서 뮤온 또는 타우 중성미자로 상호작용할 수 있다. 이 진동은 생성된 맛깔의 세 가지 질량 상태 성분이 약간 다른 속도로 이동하기 때문에 발생하며, 이로 인해 그들의 양자 역학적 파동 패킷이 상대적인 위상 변화를 일으켜 세 가지 맛깔의 변화하는 중첩을 생성하는 방식이 달라지게 된다. 이에 따라 각 맛깔 성분은 중성미자가 비행함에 따라 진동하며, 맛깔들의 상대적 강도가 변하게 된다. 중성미자가 상호작용할 때의 상대적인 맛깔 비율은 해당 상호작용 맛깔이 대응하는 맛깔의 전하를 띤 렙톤을 생성할 상대적 확률을 나타낸다.

질량이 없더라도 중성미자가 진동할 수 있는 다른 가능성이 있다. 만약 로런츠 대칭이 정확한 대칭이 아니라면, 중성미자는 로런츠 위반 중성미자 진동을 겪을 수 있다.

미헤예프-스미르노프-울펜슈타인 효과

 이 부분의 본문은 미헤예프-스미르노프-울펜슈타인 효과입니다.

물질을 통과하는 중성미자는 일반적으로 투명한 재질을 통과하는 빛과 유사한 과정을 겪는다. 이 과정은 이온화 방사선을 생성하지 않기 때문에 직접 관찰할 수는 없지만, 미헤예프-스미르노프-울펜슈타인 효과를 일으킨다. 중성미자 에너지의 아주 작은 부분만이 물질로 전달된다.

반중성미자

각 중성미자에 대해 대응하는 반입자인 반중성미자가 존재하며, 이 역시 전하가 없고 반정수 스핀을 가진다. 이들은 중성미자와 반대 부호의 경입자수와 반대 카이랄성(결과적으로 반대 부호의 약한 아이소스핀)을 가짐으로써 구별된다. 2016년 현재, 다른 차이점에 대한 증거는 발견되지 않았다.

지금까지 예외에 대한 광범위하고 지속적인 탐색에도 불구하고, 관찰된 모든 렙톤 과정에서 총 경입자수의 변화는 없었다. 예를 들어, 초기 상태에서 총 경입자수가 0이면 최종 상태에는 렙톤과 반렙톤 쌍만 일치하게 존재한다. 전자 중성미자는 최종 상태에서 양전자(반전자) 또는 전자 반중성미자와만 함께 나타나고, 전자 반중성미자는 전자 또는 전자 중성미자와 함께 나타난다.

반중성미자는 핵 베타 붕괴에서 베타 입자와 함께 생성된다(베타 붕괴에서 중성자는 양성자, 전자, 그리고 반중성미자로 붕괴된다). 지금까지 관찰된 모든 반중성미자는 오른손잡이 나선도를 가졌던 반면(즉, 두 가지 가능한 스핀 상태 중 하나만 보였다), 중성미자는 모두 왼손잡이였다. 그럼에도 불구하고 중성미자는 질량을 가지고 있기 때문에 그 나선도는 기준틀에 의존하며, 따라서 입자 물리학자들은 나선도와 밀접하게 연관되어 있고 검출기에서 관찰될 수 있는 초고속 중성미자의 나선도와 실질적인 목적에서 동일한 기준틀-독립적 속성인 카이랄성으로 되돌아갔다.

반중성미자는 커다란 물탱크 안의 양성자와의 상호작용 결과로 처음 검출되었다. 이것은 반중성미자의 제어 가능한 소스로서 원자로 옆에 설치되었다(카원-라이너스 중성미자 실험 참조). 전 세계의 연구자들은 핵확산 방지 문맥에서 원자로 모니터링을 위해 반중성미자를 사용할 가능성을 조사하기 시작했다.

마요라나 질량

 시소 메커니즘 문서를 참고하십시오.

반중성미자와 중성미자는 중성 입자이기 때문에 같은 입자일 가능성이 있다. 관습적인 디랙 페르미온 대신, 중성 입자는 이 개념을 처음 제안한 이탈리아 물리학자 에토레 마요라나의 이름을 딴 마요라나 입자라고 불리는 또 다른 유형의 스핀 ⁠1/2⁠ 입자일 수 있다. 중성미자의 경우, 이 이론은 시소 메커니즘과 결합하여 중성미자 질량이 전자나 쿼크와 같은 다른 기본 입자에 비해 왜 그렇게 작은지 설명하는 데 사용될 수 있기 때문에 인기를 얻었다. 마요라나 중성미자는 중성미자와 반중성미자가 오직 카이랄성에 의해서만 구별될 수 있는 특성을 가질 것이다. 실험에서 중성미자와 반중성미자의 차이로 관찰되는 것은 단순히 두 가지 가능한 카이랄성을 가진 하나의 입자 때문일 수 있다.

2019년 기준으로 중성미자가 마요라나 입자인지 디랙 입자인지는 알려져 있지 않다. 이 속성을 실험적으로 테스트하는 것이 가능하다. 예를 들어, 중성미자가 정말로 마요라나 입자라면 중성미자 없는 이중 베타 붕괴와 같은 경입자수 위반 과정이 허용될 것이지만, 중성미자가 디랙 입자라면 허용되지 않을 것이다. 이 과정을 찾기 위해 GERDA, EXO, SNO+, 그리고 CUORE와 같은 여러 실험이 수행되었거나 진행 중에 있다. 우주 중성미자 배경 역시 중성미자가 마요라나 입자인지 여부를 가늠하는 척도인데, 디랙 또는 마요라나의 경우에 따라 검출되는 우주 중성미자의 수가 달라야 하기 때문이다.

핵반응

중성미자는 핵과 상호작용하여 다른 핵으로 바꿀 수 있다. 이 과정은 방사화학적 중성미자 검출기에 사용된다. 이 경우 상호작용 확률을 추정하기 위해 표적 핵 내의 에너지 준위와 스핀 상태를 고려해야 한다. 일반적으로 상호작용 확률은 핵 내의 중성자와 양성자 수가 많을수록 증가한다.

자연적인 방사능 배경 속에서 중성미자 상호작용을 고유하게 식별하는 것은 매우 어렵다. 이러한 이유로 초기 실험에서는 식별을 용이하게 하기 위해 특별한 반응 채널이 선택되었다. 바로 물 분자 내의 수소 핵 중 하나와 반중성미자의 상호작용이다. 수소 핵은 단일 양성자이므로 더 무거운 핵 내에서 발생할 수 있는 동시 핵 상호작용을 검출 실험을 위해 고려할 필요가 없다. 원자로 바로 밖에 배치된 1세제곱미터의 물 내에서는 비교적 소수의 그러한 상호작용만이 기록될 수 있지만, 이 설정은 현재 원자로의 플루토늄 생산율을 측정하는 데 사용된다.

유도 핵분열 및 기타 붕괴 사건

원자로에서 중성자가 하는 것과 매우 비슷하게, 중성미자는 무거운 원자핵 내에서 핵분열 반응을 유도할 수 있다. 지금까지 이 반응은 실험실에서 측정되지 않았으나, 항성과 초신성 내에서 일어날 것으로 예측된다. 이 과정은 우주에서 보이는 이소토프 풍부도에 영향을 미친다. 중수 검출기를 사용하는 서드베리 중성미자 관측소에서는 중수소 핵의 중성미자 유도 붕괴가 관찰되었다.

종류

표준 모형에서의 중성미자

페르미온	기호
1세대
전자 중성미자	ν e
전자 반중성미자	ν e
2세대
뮤온 중성미자	ν μ
뮤온 반중성미자	ν μ
3세대
타우 중성미자	ν τ
타우 반중성미자	ν τ

알려진 중성미자는 전자 중성미자
ν
e, 뮤온 중성미자
ν
μ, 타우 중성미자
ν
τ의 세 가지 유형(맛깔)이 있으며, 표준 모형의 파트너 렙톤의 이름을 따서 명명되었다(오른쪽 표 참조). 중성미자 유형의 수에 대한 현재의 가장 좋은 측정값은 Z 보손의 붕괴를 관찰하는 데서 나온다. 이 입자는 가벼운 중성미자와 그 반중성미자로 붕괴할 수 있으며, 이용 가능한 가벼운 중성미자 유형이 많을수록 Z 보손의 수명은 짧아진다. Z 수명의 측정 결과는 세 가지 가벼운 중성미자 맛깔이 Z에 결합되어 있음을 보여주었다. 표준 모형의 6개의 쿼크와 3개의 중성미자를 포함한 6개의 렙톤 사이의 대응관계는 물리학자들에게 정확히 세 가지 유형의 중성미자가 있어야 한다는 직관을 제공한다.

연구

다음을 찾고자 하는 열망과 함께 중성미자와 관련된 여러 활발한 연구 분야가 있다.

• 세 가지 중성미자 질량값
• 렙톤 섹션에서의 CP 위반 정도(이는 중입자 생성으로 이어질 수 있음)
• 렙톤수 보존 법칙 위반의 증거가 될 중성미자 없는 이중 베타 붕괴와 같이 표준 모형을 깨뜨릴 수 있는 물리학적 증거.

인공 중성미자원 근처의 검출기

국제적인 과학 협력단은 중성미자 질량과 중성미자 맛깔 간의 진동 크기 및 비율 값을 더 잘 제한하기 위해 원자로 근처나 입자 가속기의 중성미자 빔 안에 대형 중성미자 검출기를 설치한다. 이러한 실험을 통해 중성미자 섹션에서 CP 위반의 존재 여부, 즉 물리학 법칙이 중성미자와 반중성미자를 다르게 취급하는지 여부를 조사하고 있다.

독일의 KATRIN 실험은 계획 단계에 있는 이 문제에 대한 다른 접근 방식과 함께, 전자 중성미자의 질량값을 결정하기 위해 2018년 6월에 데이터 수집을 시작했다.

중력 효과

매우 작은 질량에도 불구하고 중성미자의 수는 너무 많아서 그 중력이 우주의 다른 물질에 영향을 미칠 수 있다.

알려진 세 가지 중성미자 맛깔은 실험적으로 확립된 기본 입자 중 암흑물질의 유일한 후보들이다. 구체적으로 이들은 뜨거운 암흑물질이 될 것이다. 그러나 현재 알려진 중성미자 유형은 우주 마이크로파 배경 관측에 근거할 때 암흑물질의 상당 부분을 차지하는 후보에서 본질적으로 제외된 것으로 보인다. 더 무거운 비활성 중성미자가 존재한다면 그것들이 따뜻한 암흑물질을 구성할 가능성은 여전히 남아 있다.

비활성 중성미자 탐색

다른 노력들은 알려진 세 가지 중성미자 맛깔처럼 물질과 상호작용하지 않는 네 번째 중성미자 맛깔인 비활성 중성미자의 증거를 찾고 있다. 비활성 중성미자의 존재 가능성은 위에서 설명한 Z 보손 붕괴 측정의 영향을 받지 않는다. 만약 그것들의 질량이 Z 보손 질량의 절반보다 크다면 붕괴 산물이 될 수 없기 때문이다. 따라서 Z 보손 붕괴에서 검출되지 않은 것과 일치하려면, 무거운 비활성 중성미자는 최소 45.6 GeV의 질량을 가져야 한다.

그러한 입자의 존재는 사실 LSND 실험의 데이터에 의해 암시된 바 있다. 반면, 현재 진행 중인 MiniBooNE 실험은 실험 데이터를 설명하기 위해 비활성 중성미자가 필요하지 않음을 시사했으나, 이 분야에 대한 최신 연구가 진행 중이며 MiniBooNE 데이터의 이상 현상은 비활성 중성미자를 포함한 별난 중성미자 유형을 허용할 수도 있다. 2011년 라우에-랑주뱅 연구소의 참조 전자 스펙트럼 데이터에 대한 재분석도 가벼운 네 번째 비활성 중성미자의 존재를 암시했다. 2011년의 발견에 힘입어 이후 원자로에서 아주 가까운 거리에 있는 여러 실험이 비활성 중성미자를 탐색해 왔다. 그들 중 대부분이 가벼운 비활성 중성미자의 존재를 배제할 수 있었으나, 결합된 결과는 모호하다.

2010년에 발표된 분석에 따르면 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기의 우주 배경 복사 데이터는 세 종류 또는 네 종류의 중성미자와 호환된다.

중성미자 없는 이중 베타 붕괴 탐색

또 다른 가설은 "중성미자 없는 이중 베타 붕괴"와 관련이 있는데, 이것이 존재한다면 경입자수 보존을 위반하게 될 것이다. 이 메커니즘을 찾기 위한 노력이 진행 중이지만 아직 그 증거를 찾지 못했다. 만약 증거를 찾는다면 현재 반중성미자라고 불리는 것이 진정한 반입자가 아닐 수도 있다.

우주선 중성미자

우주선 중성미자 실험은 중성미자의 성질과 이를 생성하는 우주 소스를 모두 연구하기 위해 우주에서 온 중성미자를 검출한다.

속도

 이 부분의 본문은 중성미자 속도 측정입니다.

중성미자가 진동하는 것으로 밝혀지기 전에는 일반적으로 질량이 없으며 빛의 속력(c)으로 전파된다고 가정되었다. 특수 상대성이론에 따르면 중성미자의 속도 문제는 그들의 질량과 밀접하게 관련되어 있다. 중성미자가 질량이 없다면 빛의 속력으로 이동해야 하며, 질량이 있다면 빛의 속력에 도달할 수 없다. 그들의 미세한 질량 때문에 모든 실험에서 예측된 속도는 빛의 속력과 극도로 가까우며 현재의 검출기들은 예상되는 차이에 민감하지 않다.

또한, 빛보다 빠른 중성미자를 허용할 수 있는 로런츠 위반 변형 양자 중력 이론들도 존재한다. 로런츠 위반에 대한 포괄적인 틀은 표준 모형 확장(SME)이다.

중성미자 속도에 대한 첫 번째 측정은 1980년대 초 펄스 파이 중간자 빔(타겟을 때리는 펄스 양성자 빔에 의해 생성됨)을 사용하여 이루어졌다. 파이 중간자는 붕괴하여 중성미자를 생성했고, 일정 거리 떨어진 검출기에서 시간 창 내에 관찰된 중성미자 상호작용은 빛의 속력과 일치했다. 이 측정은 2007년에 MINOS 검출기를 사용하여 반복되었는데, 99% 신뢰 수준에서 3 GeV 중성미자의 속도가 0.999976 c와 1.000126 c 사이의 범위에 있는 것으로 나타났다. 중심값인 1.000051 c는 빛의 속력보다 높지만 불확실성을 고려하면 정확히 c이거나 그보다 약간 작은 속도와도 일치한다. 이 측정은 99% 신뢰 구간에서 뮤온 중성미자의 질량 상한선을 50 MeV로 설정했다. 2012년에 프로젝트 검출기가 업그레이드된 후, MINOS는 초기 결과를 다듬어 중성미자와 빛의 도착 시간 차이가 −0.0006%±0.0012%로 나타나 빛의 속력과 일치함을 확인했다.

초신성 1987A(SN 1987A)에서도 훨씬 큰 규모로 유사한 관측이 이루어졌다. 초신성에서 온 10 MeV 에너지의 반중성미자들이 중성미자의 빛의 속력과 일치하는 시간 창 내에서 검출되었다. 지금까지 중성미자 속도에 대한 모든 측정값은 빛의 속력과 일치했다.

초광속 중성미자 결함

 이 부분의 본문은 초광속 중성미자 이상 현상입니다.

2011년 9월, OPERA 실험 협력단은 자신들의 실험에서 17 GeV 및 28 GeV 중성미자의 속도가 빛의 속력을 초과했다는 계산 결과를 발표했다. 2011년 11월, OPERA는 검출된 각 중성미자의 속도를 개별적으로 결정할 수 있도록 변경하여 실험을 반복했다. 결과는 동일한 초광속을 보여주었다. 2012년 2월, 중성미자의 출발 및 도착 시간을 측정하는 원자 시계 중 하나에 연결된 광섬유 케이블이 느슨해져 결과가 발생했을 수 있다는 보고가 나왔다. 같은 실험실에서 ICARUS 실험에 의한 독립적인 실험 재현 결과, 중성미자의 속도와 빛의 속력 사이에 뚜렷한 차이가 없음이 밝혀졌다.

질량

물리학의 미해결 문제 우리는 중성미자 질량을 측정할 수 있는가? 중성미자는 디랙 또는 마요라나 통계를 따르는가? (더 많은 물리학의 미해결 문제 보기)

서로 다른 실험들에 의한 중성미자 질량 측정 연대표

입자 물리학의 표준 모형은 중성미자가 질량이 없다고 가정했다. 중성미자 맛깔 상태와 중성미자 질량 상태를 (CKM 섞임과 유사하게) 혼합하는 실험적으로 확립된 중성미자 진동 현상은 중성미자가 0이 아닌 질량을 가질 것을 요구한다. 질량이 있는 중성미자는 원래 1950년대에 브루노 폰테코르보에 의해 처음 구상되었다. 그들의 질량을 수용하기 위해 기본 틀을 강화하는 것은 오른손잡이 라그랑지안을 추가함으로써 간단히 이루어진다.

중성미자 질량을 제공하는 것은 두 가지 방법으로 가능하며 일부 제안은 다음과 같이 두 가지 모두를 사용한다.

• 다른 기본 표준 모형 페르미온들처럼 질량이 디랙 메커니즘에 의해 생성된다면, 이 틀은 SU(2) 단일항인 추가적인 오른손잡이 카이랄 성분을 요구할 것이다. 이 성분은 힉스 이중항의 중성 성분과 관습적인 유카와 상호작용을 하겠지만, 그 외에는 표준 모형 입자들과 상호작용이 없을 것이다.
• 또는, 질량이 마요라나 메커니즘에 의해 생성될 수도 있는데, 이는 중성미자와 반중성미자가 같은 입자여야 함을 요구할 것이다.

중성미자 질량에 대한 강력한 상한선은 물리 우주론에서 나온다. 대폭발 모델은 우주 마이크로파 배경 복사의 중성미자 수와 광자 수 사이에 고정된 비율이 존재한다고 예측한다. 세 종류 중성미자 모두의 총 질량이 중성미자당 평균 50 eV/c²를 초과한다면 우주에 질량이 너무 많아 붕괴하게 될 것이다. 이 한계는 중성미자가 불안정하다고 가정함으로써 피할 수 있으나 표준 모형 내에서 이를 어렵게 만드는 한계들이 있다. 우주 마이크로파 배경 복사, 은하 조사 및 라이먼-알파 숲과 같은 우주론적 데이터의 세심한 분석으로부터 훨씬 더 엄격한 제약이 나온다. WMAP 마이크로파 우주 망원경의 데이터 분석에 따르면 세 중성미자 종의 질량 합은 0.3 eV/c² 미만이어야 한다. 2018년 플랑크 협력단은 CMB 총 강도, 편광 및 중력 렌즈 관측값과 은하 조사의 중입자 음향 진동 측정값 및 Pantheon의 초신성 측정값을 결합하여 유도된 더 강력한 한계치인 0.11 eV/c²를 발표했다. SDSS-IV eBOSS 조사의 적색편이 공간 왜곡 측정치를 추가한 2021년 재분석에서는 훨씬 더 좁은 0.09 eV/c²의 상한선을 얻었다. 그러나 플랑크와 유사한 규모의 오차 범위를 가진 여러 지상 기반 망원경들은 중성미자 질량 합에 대해 더 높은 값을 선호하여 데이터 세트 간에 약간의 긴장 상태가 있음을 나타낸다.

2015년 노벨 물리학상은 중성미자가 질량을 가짐을 증명하는 중성미자 진동을 실험적으로 발견한 가지타 다카아키와 아서 B. 맥도널드에게 수여되었다.

1998년 슈퍼 가미오칸데 중성미자 검출기의 연구 결과에 따르면 중성미자가 한 맛깔에서 다른 맛깔로 진동할 수 있으며 이는 0이 아닌 질량을 가져야 함을 요구한다. 이것이 중성미자가 질량을 가짐을 보여주는 반면, 절대적인 중성미자 질량 척도는 아직 알려져 있지 않다. 중성미자 진동은 질량 제곱의 차이에만 민감하기 때문이다. 2020년 기준, 질량 고유 상태 1과 2의 질량 제곱 차이의 최적 적합값은 |Δm₂₁²| = 0.000074 (eV/c²)²인 반면, 고유 상태 2와 3의 경우에는 |Δm₃₂²| = 0.00251 (eV/c²)²이다. |Δm₃₂²|가 두 질량 제곱의 차이이므로 그 중 적어도 하나는 이 값의 제곱근 이상의 값을 가져야 한다. 따라서 질량이 최소 0.05 eV/c²인 중성미자 질량 고유 상태가 적어도 하나 존재한다.

특히 핵 베타 붕괴를 이용하여 실험실 실험에서 절대적인 중성미자 질량 척도를 직접 결정하려는 많은 노력이 진행 중이다. 유효 전자 중성미자 질량에 대한 상한선은 삼중수소의 베타 붕괴에서 나온다. 마인츠 중성미자 질량 실험은 95% 신뢰 수준에서 m < 2.2 eV/c²의 상한선을 설정했다. 2018년 6월부터 KATRIN 실험은 삼중수소 붕괴에서 0.2 eV/c²와 2 eV/c² 사이의 질량을 탐색하고 있다. KATRIN은 259일간의 측정으로부터 90% CL에서 m_ν < 0.45 eV/c²의 상한선을 설정했다.

2010년 5월 31일, OPERA 실험 연구원들은 뮤온 중성미자 빔에서 첫 타우 중성미자 후보 이벤트를 관찰했는데, 이는 중성미자의 이러한 변환이 관찰된 첫 번째 사례로서 그들이 질량을 가지고 있다는 추가적인 증거를 제공했다.

중성미자가 마요라나 입자라면 특정 핵의 중성미자 없는 이중 베타 붕괴의 반감기를 찾음으로써 질량을 계산할 수 있다. 현재 중성미자의 마요라나 질량에 대한 가장 낮은 상한선은 KamLAND-Zen에 의해 0.060–0.161 eV/c²로 설정되었다.

카이랄성

 이 부분의 본문은 비활성 중성미자입니다.

실험 결과에 따르면 오차 범위 내에서 생성되고 관찰된 모든 중성미자는 왼손잡이 나선도(스핀이 운동량에 반평행)를 가지며 모든 반중성미자는 오른손잡이 나선도를 가진다. 질량이 없는 한계에서 이는 두 가지 가능한 카이랄성 중 하나만 각 입자에 대해 관찰됨을 의미한다. 이것들은 입자 상호작용의 표준 모형에 포함된 유일한 카이랄성이다.

그들의 대응물(오른손잡이 중성미자와 왼손잡이 반중성미자)이 단순히 존재하지 않을 가능성도 있다. 만약 존재한다면 그들의 속성은 관찰 가능한 중성미자 및 반중성미자와 실질적으로 다르다. 그것들은 매우 무겁거나(GUT 규모—시소 메커니즘 참조), 약한 상호작용에 참여하지 않거나(비활성 중성미자), 혹은 둘 다일 것으로 이론화되어 있다.

0이 아닌 중성미자 질량의 존재는 상황을 다소 복잡하게 만든다. 중성미자는 약한 상호작용에서 카이랄성 고유 상태로 생성된다. 질량이 있는 입자의 카이랄성은 운동 상수가 아니다. 나선도는 운동 상수이지만 카이랄성 연산자는 나선도 연산자와 고유 상태를 공유하지 않는다. 자유 중성미자는 왼손잡이 및 오른손잡이 나선도 상태의 혼합물로 전파되며 섞임 진폭은 ⁠m_ν/E⁠  정도이다. 관련된 중성미자들이 거의 항상 초상대론적이며 따라서 섞임 진폭이 극도로 작기 때문에 이것은 실험에 큰 영향을 미치지 않는다. 사실상 그들은 너무 빨리 이동하고 그들의 정지틀에서 시간은 너무 느리게 흐르기 때문에 관찰 가능한 경로에서 변화할 충분한 시간이 없다. 예를 들어 대부분의 태양 중성미자는 0.1 MeV에서 1 MeV 정도의 에너지를 가지며, 결과적으로 그들 중 "잘못된" 나선도를 가진 중성미자의 분율은 10⁻¹⁰을 초과할 수 없다.

중성미자원

인공

원자로 중성미자

핵분열 원자로는 초당 약 10²⁰개의 전자 반중성미자를 생성한다. 우주론-235의 핵분열뿐만 아니라 238
U
, 239
Pu
및 241
Pu
는 핵분열당 약 6개의 전자 반중성미자를 생성하며 급격히 일련의 추가 베타 붕괴를 겪는 중성자가 풍부한 딸 핵종을 생성한다. 이러한 후속 붕괴를 포함하여 평균 핵분열은 약 200 MeV의 에너지를 방출하며 그 중 약 95.5%는 핵 내에 열로 남고 약 4.5%(또는 약 9 MeV)는 반중성미자로 방출된다.

반중성미자 에너지 스펙트럼은 연료가 연소되는 정도에 따라 달라지지만(플루토늄-239 핵분열 반중성미자는 평균적으로 우라늄-235 핵분열에서 나오는 것보다 약간 더 많은 에너지를 가진다), 일반적으로 핵분열에서 탐지 가능한 반중성미자는 약 3.5와 4 MeV 사이에서 피크 에너지를 가지며 최대 에너지는 약 10 MeV이다. 문턱값이 없는 CEνNS 상호작용을 통한 저에너지 중성미자 검출 능력을 입증하기 위한 실험이 진행 중이지만, 저에너지 반중성미자의 플럭스를 측정하기 위해 확립된 실험 방법은 없다. 1.8 MeV의 문턱 에너지 이상의 반중성미자만이 역 베타 붕괴를 유발할 수 있어 명확하게 식별될 수 있다(아래의 § 검출 참조).

원자로에서 나오는 모든 반중성미자의 약 3%가 그 문턱값 이상의 에너지를 운반하는 것으로 추정된다. 따라서 평균적인 원자력 발전소는 문턱값 이상에서 초당 10²⁰개 이상의 반중성미자를 생성할 수 있지만 에너지가 문턱값 미만인 훨씬 더 많은 수(약 97% / 3% ≈ 30배)의 반중성미자도 생성한다. 이러한 더 낮은 에너지의 반중성미자들은 현재의 검출기 기술로는 보이지 않는다.

가속기 중성미자

 이 부분의 본문은 가속기 중성미자입니다.

일부 입자 가속기는 중성미자 빔을 만드는 데 사용되어 왔다. 이 기술은 양성자를 고정된 표적과 충돌시켜 전하를 띤 파이 중간자 또는 케이 중간자를 생성하는 것이다. 이 불안정한 입자들은 비행 중에 붕괴하는 긴 터널로 자기적으로 집중된다. 붕괴하는 입자의 상대론적 부스트 때문에 중성미자는 등방적이 아닌 빔 형태로 생성된다. 뮤온 붕괴를 통해 중성미자가 생성되는 가속기 시설을 설계하려는 노력이 진행 중이다. 그러한 설정을 일반적으로 "중성미자 공장"이라고 한다.

충돌기 중성미자

다른 인공 소스와 달리 충돌기는 매우 높은 에너지에서 모든 맛깔의 중성미자와 반중성미자를 모두 생성한다. 충돌기 중성미자의 첫 직접 관측은 2023년 대형 강입자 충돌기의 FASER 실험에 의해 보고되었다.

핵무기

프레더릭 라이너스와 클라이드 코원은 핵무기가 매우 많은 양의 중성미자를 생성할 것이라고 의심했으나 폭발의 짧은 시간 척도가 검출을 불가능하게 만들 것이라고 결론지었다. 그들은 대신 원자로를 가능한 소스로 활용했다. 원자로는 로스앨러모스 물리 부서 책임자인 J.M.B. 켈로그에 의해 더 나은 대안으로 권장되었다. 핵분열 무기는 (핵분열 과정에서) 반중성미자를 생성하고, 핵융합 무기는 (핵융합 과정에서) 중성미자와 (개시 핵분열 폭발에서) 반중성미자를 모두 생성한다.

지질학적

 이 부분의 본문은 지구 중성미자입니다.

AGM2015: 지구의 지각과 맨틀에 있는 천연 우라늄-238 및 토륨-232 붕괴에서 나오는 지구 중성미자와 전 세계 발전소 원자로에서 방출되는 원자로 반중성미자를 결합한 전 세계 전자 반중성미자 플럭스 지도

표준 태양 모델에서의 태양 중성미자(양성자-양성자 연쇄 반응)

중성미자는 자연적인 배경 방사선과 함께 생성된다. 특히 238
U
및 232
Th
동위원소의 붕괴 사슬과 40
K
는 반중성미자를 방출하는 베타 붕괴를 포함한다. 이러한 소위 지구 중성미자는 지구 내부에 대한 귀중한 정보를 제공할 수 있다. 지구 중성미자에 대한 첫 번째 징후는 2005년 KamLAND 실험에 의해 발견되었으며, 업데이트된 결과가 KamLAND와 Borexino에 의해 발표되었다. 지구 중성미자 측정의 주요 배경은 원자로에서 나오는 반중성미자이다.

대기

대기 중성미자는 우주선이 지구의 대기에 있는 원자핵과 상호작용하여 입자 샤워를 만들 때 발생하며, 이 중 많은 입자가 불안정하여 붕괴할 때 중성미자를 생성한다. 타타 기초 연구소(인도), 오사카 시립 대학(일본) 및 더럼 대학교(영국)의 입자 물리학자 협력단은 1965년 인도의 콜라르 금광 지하 실험실에서 첫 번째 우주선 중성미자 상호작용을 기록했다.

태양

 이 부분의 본문은 태양 중성미자입니다.

태양 중성미자는 태양에 에너지를 공급하는 핵융합에서 발생한다. 주요 핵반응에서 네 개의 양성자가 융합하여 하나의 헬륨 핵, 두 개의 양전자 및 두 개의 전자 중성미자가 된다.

태양은 모든 방향으로 엄청난 수의 중성미자를 보낸다. 매초 약 650억(6.5×10¹⁰)개의 태양 중성미자가 태양 방향에 수직인 지구의 매 제곱센티미터를 통과한다. 중성미자는 지구의 질량에 의해 무시할 정도로만 흡수되기 때문에 태양 반대편의 지구 표면적은 태양을 향한 쪽과 거의 같은 수의 중성미자를 받는다.

초신성

 초신성 중성미자, 초신성 조기 경보 시스템 및 확산 초신성 중성미자 배경 문서를 참고하십시오.

SN 1987A

콜게이트와 화이트(1966)는 중성미자가 거대한 별의 붕괴 중에 방출되는 중력 에너지의 대부분을 운반한다고 계산했으며, 이 사건들은 현재 Ib형 및 Ic형 초신성 및 II형 초신성으로 분류된다. 그러한 별들이 붕괴할 때 핵의 물질 밀도는 너무 높아져서(10¹⁷ kg/m³) 전자의 축퇴압이 양성자와 전자가 결합하여 중성자와 전자 중성미자를 형성하는 것을 막기에 충분하지 않게 된다. 맨(1997)은 두 번째이자 더 풍부한 중성미자 소스가 새로 형성된 중성자핵의 열에너지(1000억 켈빈)이며, 이는 모든 맛깔의 중성미자-반중성미자 쌍의 형성을 통해 소산된다는 것을 발견했다.

콜게이트와 화이트의 초신성 중성미자 생성 이론은 1987년 초신성 1987A에서 온 중성미자가 검출되었을 때 확인되었다. 수성 검출기인 가미오칸데 II와 IMB는 각각 열적 기원의 반중성미자(경입자수 = −1)를 11개와 8개 검출했으며, 신틸레이터 기반의 박산 중성미자 관측소 검출기는 13초 미만의 버스트에서 열적 또는 전자 포획 기원의 중성미자(경입자수 = +1) 5개를 발견했다. 초신성에서 온 중성미자 신호는 예상대로 첫 번째 전자기 복사가 도착하기 몇 시간 전에 지구에 도달했는데, 후자는 충격파와 함께 나타나기 때문이다. 보통 물질과의 극도로 약한 상호작용 덕분에 중성미자는 폭발하는 별의 소용돌이치는 질량을 통과할 수 있었던 반면, 전자기 광자는 속도가 느려졌다.

중성미자는 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에 초신성의 중성미자 방출이 폭발의 가장 깊은 부분에 대한 정보를 담고 있다고 생각된다. 가시광선의 상당 부분은 초신성 충격파에 의해 생성된 방사성 원소의 붕괴에서 나오며 폭발 자체의 빛조차 밀도가 높고 난류인 가스에 의해 산란되어 지연된다. 중성미자 버스트는 가시광선, 감마선 또는 라디오파를 포함한 모든 전자기파보다 먼저 지구에 도달할 것으로 예상된다. 전자기파 도착의 정확한 시간 지연은 충격파의 속도와 별의 외층 두께에 달려 있다. II형 초신성의 경우 천문학자들은 항성핵 붕괴 수 초 후에 중성미자 홍수가 방출될 것으로 예상하는 반면 첫 번째 전자기 신호는 폭발 충격파가 별의 표면에 도달할 시간을 가진 후 몇 시간 뒤에 나타날 수 있다. 초신성 조기 경보 시스템 프로젝트는 후보 초신성 사건에 대해 하늘을 감시하기 위해 중성미자 검출기 네트워크를 사용하며 중성미자 신호는 우리 은하에서 폭발하는 별에 대한 유용한 조기 경보를 제공할 것이다.

중성미자가 산란 없이 초신성의 외층 가스를 통과하더라도 여기에서도 중성미자가 상당 부분 산란된다는 증거와 함께 더 깊은 초신성 핵에 대한 정보를 제공한다. 초신성 핵의 밀도는 중성자별(이 유형의 초신성에서 형성될 것으로 예상됨)의 밀도에 도달하여, 일부 중성미자를 지연시킴으로써 중성미자 신호의 지속 시간에 영향을 줄 만큼 충분히 커진다. SN 1987A에서 온 13초 길이의 중성미자 신호는 방해받지 않는 중성미자가 SN 1987A에 대해 직경이 단 3,200km로 예상되는 중성미자 생성 핵을 통과하는 데 걸리는 시간보다 훨씬 더 오래 지속되었다.

집계된 중성미자의 수는 또한 초신성의 거의 모든 총 에너지로 추정되는 2.2×10⁴⁶ joules의 총 중성미자 에너지와 일치했다.

평균적인 초신성의 경우 약 10⁵⁷개의 중성미자가 방출되지만 지상 검출기 $N$에서 감지되는 실제 수는 다음과 같은 수준으로 훨씬 작을 것이다. $$N\sim 10^{4}\left({\frac {M}{25\,{\mathsf {kton}}}}\right)\left({\frac {10\,{\mathsf {kpc}}}{d}}\right)^{2},$$ 여기서 $M$은 검출기의 질량이고(예: 슈퍼 가미오칸데는 50 kton의 질량을 가짐) $d$는 초신성까지의 거리이다. 따라서 실제로 우리 은하(우리 은하계) 내부 또는 근처의 초신성에서 나오는 중성미자 버스트만을 검출하는 것이 가능할 것이다. 개별 초신성에서 나오는 중성미자 검출 외에도 우주의 모든 초신성에서 유래하는 확산 초신성 중성미자 배경을 검출하는 것도 가능해야 한다.

초신성 잔해

초신성 중성미자의 에너지는 수 MeV에서 수십 MeV에 이른다. 우주선이 가속되는 장소는 초신성 폭발에 의해 남겨진 난류 가스 환경인 초신성잔해에서 생성된 최소 백만 배 더 에너지가 넘치는 중성미자를 생성할 것으로 예상된다. 우주선의 기원은 발터 바데와 프리츠 츠비키에 의해 초신성으로 돌려졌다. 이 가설은 초신성 잔해에 기원을 둔 안드레이 사하로프와 세르게이 시로바츠키에 의해 정교화되었으며 그들은 우리 은하의 우주선 손실이 초신성 잔해에서의 가속 효율이 약 10%라면 보상된다는 중요한 언급으로 그들의 주장을 뒷받침했다. 시로바츠키의 가설은 초신성 잔해에서 일어나는 "충격파 가속"이라는 구체적인 메커니즘에 의해 뒷받침되는데 이는 엔리코 페르미가 그린 원래의 이론적 그림과 일치하며 관측 데이터로부터 지지를 받고 있다. 매우 고에너지의 중성미자는 아직 관찰되지 않았으나 중성미자 천문학의 이 분야는 이제 막 시작되었다. 우리 은하에서 온 매우 고에너지 중성미자 관측을 목표로 하는 주요 기존 또는 향후 실험은 바이칼, AMANDA, 아이스큐브, ANTARES, NEMO 및 네스토르이다. 관련 정보는 매직, HESS, VERITAS와 같은 매우 고에너지 감마선 관측소에서 제공된다. 실제로 우주선의 충돌은 하전된 파이 중간자를 생성할 것으로 추정되는데 그 붕괴는 두 종류의 방사선 모두에 투명한 초신성 잔해 환경에서 중성미자, 중성 파이 중간자 및 감마선을 생성한다.

외부 은하 우주선의 상호작용으로 결과하는 훨씬 더 높은 에너지의 중성미자는 피에르 오제 관측소나 ANITA라는 전용 실험으로 관찰될 수 있다.

대폭발

 이 부분의 본문은 우주 중성미자 배경입니다.

대폭발에서 남겨진 우주 마이크로파 배경 복사처럼 우리 우주에는 저에너지 중성미자의 배경이 있다고 생각된다. 1980년대에 이것들이 우주에 존재한다고 생각되는 암흑물질에 대한 설명이 될 수 있다는 제안이 있었다. 중성미자는 대부분의 다른 암흑물질 후보들에 비해 한 가지 중요한 장점이 있다. 바로 존재하는 것으로 알려져 있다는 것이다. 하지만 이 아이디어 역시 심각한 문제들을 가지고 있다.

입자 실험을 통해 중성미자는 매우 가볍다는 것이 알려져 있다. 이는 그들이 빛의 속력에 가까운 속도로 쉽게 이동함을 의미한다. 이러한 이유로 중성미자로 만들어진 암흑물질은 "뜨거운 암흑물질"이라 불린다. 문제는 중성미자가 빠르게 이동하기 때문에 우주론적 팽창이 그들을 덩어리로 모일 만큼 충분히 차갑게 만들기 전에 우주에 고르게 퍼지는 경향이 있다는 것이다. 이것은 중성미자로 만들어진 암흑물질 부분이 흩어지게 하여 우리가 보는 큰 은하 구조를 만들 수 없게 할 것이다.

이러한 은하들과 은하군들은 그 은하들로부터 탈출할 만큼 빠르지 않은 암흑물질에 둘러싸여 있는 것으로 보인다. 아마도 이 물질이 형성을 위한 중력적 핵심을 제공했을 것이다. 이것은 중성미자가 전체 암흑물질 양의 상당 부분을 차지할 수 없음을 시사한다.

우주론적 논거에 따르면 유전 배경 중성미자는 질량이 없다면 세제곱센티미터당 각 유형별로 56개의 밀도와 1.9 K (1.7×10⁻⁴ eV)의 온도를 가질 것으로 추정되며 질량이 0.001 eV/c²를 초과한다면 훨씬 더 차가울 것이다. 그들의 밀도는 상당히 높지만 에너지가 대부분의 검출 방법의 문턱값 미만이고 sub-eV 에너지에서 중성미자 상호작용 단면적이 극도로 낮기 때문에 아직 실험실에서 관찰되지 않았다. 대조적으로 더 높은 에너지로 방출되는 붕소-8 태양 중성미자는 유전 중성미자보다 공간 밀도가 약 6자릿수 정도 낮음에도 불구하고 확실하게 검출되었다.

검출

 이 부분의 본문은 중성미자 검출기입니다.

중성미자는 전하를 띠지 않아 통과하는 물질을 이온화하지 않으므로 직접 검출하기가 매우 어렵다. 그러나 그들은 약한 전하를 띠고 있어 약한 상호작용을 통해 중성 및 전하 흐름 형태 모두로 물질과 상호작용할 수 있다. 하지만 그 짧은 사정거리와 약한 결합 때문에 그러한 상호작용은 극히 드물다.

반중성미자는 1950년대에 원자로 근처에서 처음 검출되었다. 라이너스와 코원은 다음과 같은 반응으로부터 중성미자를 검출하기 위해 카드뮴 옥토에이트를 채운 두 개의 거대한 신틸레이터 용액 탱크를 사용했다.

p
+
ν
e →
n
+
e+
.

카드뮴이 든 탱크는 중성미자 검출에 대해 양전자로부터 하나, 중성자로부터 하나라는 두 개의 신호를 생성할 것이다. 두 신호가 동시에 나타나고 두 번째 탱크에서 신호가 없는 경우를 하나의 중성미자로 간주했다. 두 탱크에서 동시에 카운트되는 것은 우주선 사건으로 간주했다. 그들은 시간당 약 36개의 유효한 중성미자 사건을 측정했다.

1.8 MeV의 문턱값 이상의 에너지를 가진 반중성미자는 물속의 양성자와 전하 흐름 상호작용을 일으켰는데 이는 보통 역 베타 붕괴로 알려진 상호작용으로 양전자와 중성자를 생성한다. 이것은 에너지가 양성자를 중성자로 변환하는 데 사용되고 양전자(
e+
)와 전자 중성미자(
ν
e)가 방출되는
β+
붕괴와 매우 비슷하다.

에너지 +
p
→
n
+
e+
+
ν
e

코원과 라이너스 실험에서는 방출되는 중성미자 대신 원자로에서 오는 입사 반중성미자(
ν
e)가 양성자와 상호작용한다:

에너지 (> 1.8 MeV) +
p
+
ν
e →
n
+
e+

결과물인 양전자가 검출기 물질 내의 전자와 쌍소멸하면서 약 0.5 MeV의 에너지를 가진 광자를 생성했다. 일치하는 한 쌍의 광자들은 표적 위아래에 있는 두 개의 신틸레이션 검출기에 의해 검출될 수 있었다. 중성자들은 카드뮴 핵에 포획되어 약 8 MeV의 감마선을 발생시켰으며 이는 양전자 쌍소멸 사건의 광자 발생 몇 마이크로초 후에 검출되었다.

그 이후로 다양한 검출 방법이 사용되어 왔다. 슈퍼 가미오칸데는 입사 중성미자가 물속에서 전자나 뮤온을 생성할 때 방출되는 체렌코프 복사를 감시하는 광전 증폭관들로 둘러싸인 거대한 양의 물이다. 서드베리 중성미자 관측소도 비슷하지만 검출 매체로 중수를 사용하며 이는 동일한 효과를 이용할 뿐만 아니라 모든 맛깔의 중성미자가 중수소를 광해체하여 자유 중성자를 생성하고 이것이 염소 포획 후 감마 복사로부터 검출되는 추가 반응을 허용한다. 홈스테이크 실험에서 사용된 것과 같은 다른 검출기들은 주기적으로 아르곤이나 저마늄의 과잉 여부를 확인하는 대량의 염소나 갈륨으로 구성되었는데 이들은 원래 물질과 상호작용하는 전자 중성미자에 의해 생성된다. MINOS는 광전 증폭관에 연결된 고체 플라스틱 신틸레이터를 사용한 반면 보렉시노는 역시 광전 증폭관으로 감시되는 액체 슈도큐멘 신틸레이터를 사용하고 NOνA 검출기는 애벌랜치 포토다이오드로 감시되는 액체 신틸레이터를 사용한다. 아이스큐브 중성미자 관측소는 남극점 근처의 1 km³ 남극 빙상을 사용하며 부피 전체에 광전 증폭관이 분포되어 있다. 또 다른 현대적인 검출 방법은 액체 아르곤 시간 투영 챔버(LArTPC)로 이는 이온화된 전자들을 일련의 전하 수집 평면으로 드리프트시키기 위해 고전압 필드가 적용된 대량의 액체 아르곤으로 구성되어 입자 궤적의 3D 재구성을 가능하게 한다. MicroBooNE, 단기선 근거리 검출기 및 향후 진행될 심층 지하 중성미자 실험을 포함한 여러 실험이 이 기술을 사용했다.

중성미자-원자핵 가붙는 탄성 산란 도표

더 이색적으로 어떤 실험들(COHERENT 및 CONUS 등)은 역 베타 붕괴의 문턱값 미만의 중성미자를 검출하기 위해 중성미자와 전체 핵의 중성 흐름 상호작용인 중성미자-원자핵 가붙는 탄성 산란(CEνNS) 상호작용을 활용한다. 암흑물질 직접 검출 실험에 사용되는 고체 검출기와 매우 유사한 결정 기반 검출기를 압도적으로 사용하는 이 실험들은 검출기에 퇴적된 20 eV만큼 낮은 문턱값을 자랑하는 현대 물리학에서 가장 민감한 입자 검출기 중 일부이다. 높은 상호작용 확률을 위해 선택된 무거운 핵들은 중성미자보다 훨씬 더 무거워 탄성 산란에서 에너지를 거의 보유하지 않으므로 이것이 필요하다.

MSW 효과와 같이 중성미자가 환경에 영향을 미칠 수 있는 다른 방식들은 추적 가능한 복사를 생성하지 않으며 검출 가능할 것으로 예측되지 않는다.

과학적 관심

중성미자의 낮은 질량과 중성 전하는 그들이 다른 입자 및 장과 극도로 약하게 상호작용함을 의미한다. 약한 상호작용의 이러한 특징은 중성미자가 빛이나 라디오파와 같은 다른 복사가 통과할 수 없는 환경을 조사하는 데 사용될 수 있음을 의미하기 때문에 과학자들의 관심을 끈다.

중성미자를 탐침으로 사용하는 것은 태양핵의 조건을 탐지하는 방법으로서 20세기 중반에 처음 제안되었다. 태양핵은 가시광선과 같은 전자기 복사가 핵을 둘러싼 엄청난 양과 밀도의 물질에 의해 확산되기 때문에 직접 촬영할 수 없다. 반면 중성미자는 거의 상호작용 없이 태양을 통과한다. 태양핵에서 방출된 광자가 태양의 외층으로 확산되는 데 40000 a이 걸릴 수 있는 반면 핵의 항성 핵융합 반응에서 생성된 중성미자는 이 거리를 거의 빛의 속도로 사실상 아무런 방해 없이 횡단한다.

중성미자는 성간 매질을 통과하는 여행 중에 유의미하게 감쇠되지 않는 유일한 알려진 입자이기 때문에 태양계 너머의 천체물리학적 소스를 조사하는 데에도 유용하다. 광학 광자는 먼지, 가스 및 배경 복사에 의해 가려지거나 확산될 수 있다. 빠른 양성자와 원자핵 형태의 고에너지 우주선은 그라이젠-자체핀-쿠즈민 한계(GZK 컷오프)로 인해 약 100 메가파섹 이상을 여행할 수 없다. 반면 중성미자는 거의 감쇠되지 않고 훨씬 더 먼 거리를 여행할 수 있다.

우리 은하의 은하 중심은 밀집된 가스와 수많은 밝은 물체에 의해 완전히 가려져 있다. 은하 중심에서 생성된 중성미자는 지구 기반의 중성미자 망원경으로 측정 가능할 수도 있다.

중성미자의 또 다른 중요한 용도는 매우 거대한 별들의 삶을 마감하는 폭발인 초신성 관측에 있다. 초신성의 핵 붕괴 단계는 극도로 밀도가 높고 에너지가 넘치는 사건이다. 그것은 너무 밀도가 높아서 중성미자를 제외하고는 어떤 알려진 입자도 전진하는 핵 전면을 탈출할 수 없다. 결과적으로 초신성은 그들의 복사 에너지의 약 99%를 짧은(10초) 중성미자 버스트로 방출하는 것으로 알려져 있다. 이러한 중성미자들은 핵 붕괴 연구를 위한 매우 유용한 탐침이다.

중성미자의 정지 질량은 우주론 및 천체물리학 이론의 중요한 시험대이다. 우주론적 현상을 조사하는 데 있어 중성미자의 중요성은 다른 어떤 방법 못지않게 크며 따라서 천체물리학계의 주요 연구 초점이다.

중성미자는 일반적으로 질량이 있는 입자들 중 가장 낮은 정지 질량을 가지며(즉, 0이 아닌 가장 낮은 정지 질량, 즉 광자와 글루온의 0 정지 질량 제외), 따라서 입자 물리학의 표준 모형 확장판에서 이론화된 가장 낮은 에너지의 질량이 있는 입자의 예시가 되기 때문에 입자물리학 연구에서 중요하다.

2012년 11월 미국 과학자들은 780피트의 암석을 통해 코히어런트 중성미자 메시지를 보내기 위해 입자 가속기를 사용했다. 이것은 통신을 위해 중성미자를 사용한 최초의 사례이며 향후 연구는 이진 중성미자 메시지가 지구 핵과 같은 가장 밀도가 높은 물질을 통해서도 엄청난 거리를 전송되는 것을 허용할 수 있다.

2018년 7월 아이스큐브 중성미자 관측소는 2017년 9월 남극 기반 연구 스테이션을 강타한 초고에너지 중성미자를 추적하여 오리온자리 방향으로 37억 광년 떨어진 곳에 위치한 블레이저 TXS 0506+056의 기원 지점까지 거슬러 올라갔다고 발표했다. 이것은 중성미자 검출기가 우주의 물체를 위치시키는 데 사용된 최초의 사례이며 우주선의 소스가 확인된 최초의 사례이다.

2022년 11월 아이스큐브 중성미자 관측소는 고래자리 방향의 활동 은하이자 지금까지 가장 친숙하고 잘 연구된 은하 중 하나인 고래자리 A(메시에 77로도 알려짐)로부터의 고에너지 중성미자 방출 증거를 발견했다.

2023년 6월 천문학자들은 우리 은하의 은하면으로부터 방출되는 중성미자를 처음으로 검출하기 위해 새로운 기술을 사용했다고 보고했다.

같이 보기

• 중성미자 실험 목록
• 다중 신호 천문학
• 중성미자 진동
• 중성미자 천문학
• 렙톤 섞임

추가 읽기

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외부 링크

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