중성미자는 전하를 띠지 않고 질량이 매우 작은 기본 입자로, 약한 상호작용과 중력 상호작용을 통해 다른 물질과 반응한다. 1930년대 베타 붕괴 연구 과정에서 에너지 보존 법칙을 설명하기 위해 제안되었으며, 이후 다양한 실험을 통해 존재가 확인되었다. 중성미자는 3가지 맛(전자, 뮤온, 타우)과 각 반입자로 구성되며, 비행 중 서로 다른 맛 사이에서 진동하는 현상을 보인다. 중성미자 진동은 중성미자가 질량을 가지고 있다는 증거이며, 태양 중성미자 문제 해결에 기여했다. 중성미자는 원자로, 입자 가속기, 초신성 등에서 발생하며, 중성미자 검출기를 통해 연구된다. 한국은 국립경상대학교 등에서 중성미자 연구를 활발히 진행하고 있다.
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중성미자
기본 정보
1970년 11월 13일 아르곤 국립 연구소에서 수소 기포 챔버를 사용하여 뉴트리노를 처음으로 감지한 모습. 사진 오른쪽에서 세 개의 궤적이 나오는 지점에서 뉴트리노가 수소 원자의 양성자에 부딪힌다.
1930년대 베타 붕괴 실험에서 기존 물리학으로는 설명하기 어려운 에너지 스펙트럼이 발견되었다. 볼프강 파울리는 이 스펙트럼의 연속성에 주목하여 질량이 매우 작거나 0인 입자를 가정하고 중성미자라는 개념을 도입했다. 이후 중성미자는 실험적으로 발견되었으며, 중성미자 진동 현상이 관측되면서 질량이 0이 아니라는 사실도 밝혀졌다.
미국 아르곤 국립 연구소의 수소 거품 상자에서 관측된 (수소 거품 상자에 의한 관측으로는) 사상 최초의 중성미자 (1970년11월 13일). 중성미자는 전하를 띠지 않아 궤적을 남기지 않지만, 사진 오른쪽 중앙에서 3개의 궤적이 갑자기 시작되는 지점에서 양자와 충돌하며 그 존재를 드러냈다.
알파 붕괴에서는 방출된 알파 입자의 운동 에너지가 붕괴 전 원자핵의 질량에서 비롯된다. 그러나 베타 붕괴의 경우, 붕괴 후 운동 에너지 증가량이 질량 감소량보다 작아 일부 에너지가 사라지는 것처럼 보였다. 이 때문에 닐스 보어는 방사성 붕괴에서 에너지 보존 법칙이 깨진다고 주장하기도 했다.
볼프강 파울리는 에너지 보존 법칙을 지키기 위해, 베타 붕괴에서 관측되지 않는 중성 입자가 에너지를 가져간다는 가설을 1930년 말에 발표했다.[17]1932년중성자 발견 이후, 엔리코 페르미는 베타 붕괴에서 중성자가 양성자와 전자를 방출하며 중성 입자(중성미자)도 함께 방출한다는 가설을 제시했다.[18] 중성미자는 질량이 매우 작거나 0으로 추정되었고, 다른 물질과의 상호작용이 거의 없어 검출이 어려웠다.
Csikai Gyulahu는 헬륨 6의 β 붕괴 과정을 안개 상자로 촬영하는 데 1956년 10월에 성공했다.[119][120][121]
1953년부터 1959년까지 프레데릭 라이네스와 클라이드 코완은 실험을 통해 중성미자를 처음으로 관측했다. 이들은 원자로에서 생성된 중성미자 빔을 물에 쏘아, 중성미자가 물 분자 속 원자핵과 반응하여 생성되는 중성자와 양전자를 관측하여 중성미자의 존재를 증명했다.
1962년 레온 레더먼, 멜빈 슈워츠, 잭 슈타인버거 등은 실험을 통해 전자 중성미자()와 뮤 중성미자()가 서로 다른 입자임을 확인했다. 이들은 고에너지 양성자 빔으로 생성한 파이 중간자가 뮤 입자와 뮤 중성미자로 붕괴될 때 생성된 뮤 중성미자를 표적에 쏘았다. 그 결과, 표적에서 약한 상호 작용으로 뮤 입자는 생성되었지만 전자는 생성되지 않았다.
2. 1. 파울리의 중성미자 가설
1930년대 베타 붕괴 실험에서 에너지 보존 법칙이 성립하지 않는 것처럼 보이는 현상이 발견되었다. 베타 붕괴 후의 에너지 총량이 붕괴 전보다 줄어드는 현상 때문에, 닐스 보어는 에너지 보존 법칙이 베타 붕괴에서는 성립하지 않을 수 있다고 주장했다.[21]
반면 볼프강 파울리는 에너지 보존 법칙을 유지하기 위해, 1930년 말에 미지의 입자가 존재한다는 가설을 제시했다. 이 입자는 전하를 띠지 않고 중성이며, 사라진 에너지를 가지고 있다고 가정했다. 파울리는 이 가설을 통해 베타 붕괴에서 에너지 보존, 운동량 보존, 각운동량 보존(스핀)이 모두 보존될 수 있다고 설명했다.[17]
1932년제임스 채드윅이 중성자를 발견한 후, 엔리코 페르미는 1934년에 베타 붕괴를 설명하는 이론을 발표하면서 중성미자라는 용어를 사용했다.[18] 페르미는 이 이론에서 중성자가 양성자, 전자, 그리고 전자 반중성미자로 붕괴된다고 제안했다. 페르미의 논문[19]은 파울리의 중성미자, 폴 디랙의 양전자, 베르너 하이젠베르크의 중성자-양성자 모델을 통합하여, 미래의 실험 연구를 위한 튼튼한 이론적 기반을 제공했다.[20][21]
1934년솔베이 회의에서는 베타 입자(전자) 에너지 스펙트럼 측정 결과가 보고되었는데, 전자의 에너지에 엄격한 제한이 있음을 보여주었다. 이는 에너지 보존 법칙이 베타 붕괴에서도 유효함을 시사하는 증거였다. 파울리는 이 기회를 통해 중성미자가 실제 입자여야 함을 다시 한번 강조했다.[21]
카원-라이너스 중성미자 실험에서는 핵반응로에서 베타 붕괴로 생성된 반중성미자가 양성자와 반응하여 중성자와 양전자를 생성했다. 양전자는 빠르게 전자를 찾아 서로 소멸한다. 결과로 생성된 두 개의 감마선(γ)은 감지할 수 있다. 중성자는 적절한 핵에 포획되어 감마선을 방출함으로써 감지할 수 있다. 양전자 소멸과 중성자 포획이라는 두 사건이 동시에 일어나는 것은 반중성미자 상호작용의 고유한 신호이다.
1965년 남아프리카공화국 이스트 랜드("ERPM") 금광에서 자연 발생 중성미자가 처음으로 검출되었다.[27][28]
2. 3. 태양 중성미자 문제와 중성미자 진동
1998년 슈퍼-카미오칸데와 서드베리 중성미자 관측소 실험에서 태양 및 대기 중성미자가 맛깔을 변화시킨다는 것이 밝혀졌다. 이는 태양 중성미자 문제를 해결했는데, 태양에서 생성된 전자 중성미자가 실험에서 감지할 수 없는 다른 맛깔로 부분적으로 변환되었기 때문이다.[32]
중성미자 진동은 1957년 브루노 폰테코르보가 처음 제안했으며, 그는 카온 진동과의 유추를 사용하여 이 현상을 설명했다. 이후 10년 동안 그는 진공에서의 중성미자 진동에 대한 현대적인 수학적 공식을 개발했다. 1962년에는 사카타 쇼이치, 마키 지로, 나카가와 마사미가 중성미자가 질량을 가지며, 전자, 뮤, 타우 유형 사이에서 변화하는 중성미자 진동을 예측했다. 이 정립에 사용된 행렬은 폰테코르보-마키-나카가와-사카타 행렬이라고 불린다.
1998년 6월, 가지타 다카아키 등이 이끄는 슈퍼-카미오칸데 공동 실험 그룹은 우주선이 대기와 충돌할 때 발생하는 대기 중성미자 관측을 통해 중성미자 진동의 증거를 99%의 확신으로 확인했다. 2001년에는 아서 B. 맥도널드 등이 이끄는 서드베리 중성미자 관측소가 태양 중성미자 관측에서도 강력한 증거를 얻었다.[122]
중성미자 진동이 관측됨에 따라 중성미자가 질량을 가지고 있다는 것을 알게 되었다.[123]가지타 다카아키와 아서 B. 맥도널드는 중성미자가 맛깔을 바꿀 수 있다는 획기적인 발견에 대한 이론적, 실험적 공로로 2015년 노벨 물리학상을 수상했다.[32]
3. 종류
표준 모형에 따르면 중성미자는 세 가지 종류로 나뉜다. 전자 중성미자(), 뮤온 중성미자(), 타우 중성미자()와 각각의 반입자인 반전자 중성미자(), 반뮤온 중성미자(), 반타우 중성미자()가 존재한다.[34] 이들은 각각 전자, 뮤온, 타우 입자와 쌍을 이룬다.
표준 모형에 따르면 중성미자는 전자 중성미자 (), 뮤온 중성미자 (), 타우 중성미자 ()의 3세대와 각 반입자가 존재한다. 이들은 전자, 뮤온, 타우 입자와 짝을 이룬다. 표준 모형의 중성미자는 강력 상호작용과 전자기 상호작용은 하지 않고, 약한 상호작용과 중력 상호작용으로만 반응한다. 다만, 질량이 매우 작기 때문에 중력 상호작용도 거의 반응하지 않으며, 이 때문에 다른 소립자와의 반응이 미미하여 투과성이 매우 높다.
1987년대마젤란 은하의 초신성 SN 1987A에서 날아온 전자 중성미자를 관측한 결과[124], 전자 중성미자의 정지 질량은 최대 이며, 이는 전자 질량의 30만 분의 1이다. 삼중수소 붕괴 측정에 따르면 전자 중성미자 질량의 상한은 이다.[125]
중성미자의 질량이 유한한 값을 갖는다는 사실은 이론 연구에 큰 영향을 미친다. 표준 이론 중 일부는 중성미자의 질량이 0임을 전제로 하고 있어 수정이 불가피하며, 렙톤 수 보존 법칙에 대한 재검토가 필요하게 되었다.
중성미자는 전자기 상호작용을 하지 않아 광학적으로 관측할 수 없다. 빅뱅 이론에 따르면 우주 공간에 대량의 중성미자가 존재한다고 여겨져 암흑 물질의 후보로 여겨졌지만, 확인된 질량이 너무 작아 큰 기여는 하지 못하는 것으로 밝혀졌다.
4. 1. 중성미자 진동
중성미자 진동은 1957년 브루노 폰테코르보가 처음 제안했다. 그는 카온 진동과의 유추를 통해 이 현상을 설명했으며, 이후 10년 동안 진공 진동에 대한 수학적 형식과 현대적 공식을 개발했다.[32] 1962년, 사카타 쇼이치, 마키 지로, 나카가와 마사미는 중성미자가 질량을 가지며, 전자, 뮤온, 타우 유형 사이에서 변화하는 중성미자 진동을 예측했다. 이 정립에 사용된 행렬은 폰테코르보-마키-나카가와-사카타 행렬 (PMNS 행렬)이라고 불린다.[122]
1985년 스타니슬라프 미케예프와 알렉세이 스미르노프는 1978년 링컨 울펜슈타인의 연구를 확장하여 중성미자가 물질을 통과할 때 맛깔 진동이 수정될 수 있음을 밝혔다. 이 현상은 미케예프-스미르노프-울펜슈타인 효과(MSW 효과)라고 불리며, 태양 핵에서 방출된 중성미자가 지구상의 검출기로 이동하는 과정에서 중요한 역할을 한다.[32]
1998년 6월, 가키타 다카아키 등이 이끄는 슈퍼-카미오칸데 공동 실험 그룹은 우주선이 대기와 충돌할 때 발생하는 대기 중성미자 관측을 통해 중성미자 진동의 증거를 99%의 확신으로 확인했다. 2001년에는 아서 B. 맥도널드 등이 이끄는 서드베리 중성미자 관측소가 태양 중성미자 관측에서 중성미자 진동의 강력한 증거를 발견했다.[122] 이러한 실험 결과는 태양에서 생성된 전자 중성미자가 실험에서 감지할 수 없는 다른 맛깔로 부분적으로 변환된다는 것을 보여주며, 이는 태양 중성미자 문제를 해결했다.[32]
중성미자 진동의 발견으로 중성미자가 질량을 가지고 있다는 것이 밝혀졌다.[123] 중성미자는 비행 중에 서로 다른 맛깔 사이에서 진동한다. 예를 들어, 베타 붕괴 반응에서 생성된 전자 중성미자는 먼 거리의 검출기에서 뮤온 또는 타우 중성미자로 상호 작용할 수 있다. 이는 검출기에서 생성된 전하를 띤 렙톤의 맛깔에 의해 정의된다.[7][8]
만약 로렌츠 대칭성이 정확한 대칭성이 아니라면, 중성미자는 로렌츠 위반 진동을 경험할 수 있다.[37]
4. 2. 반중성미자
각 중성미자마다 대응하는 반입자인 ''반중성미자''가 존재하며, 전하는 없고 반정수 스핀을 갖는다는 공통점이 있다.[34] 반중성미자는 렙톤 수 부호와 손지기성(및 약한 아이소스핀 부호)이 중성미자와 반대라는 점에서 구별된다.[34] 2016년 현재까지 그 외의 차이점에 대한 증거는 발견되지 않았다.
지금까지 예외를 찾기 위한 광범위하고 지속적인 탐색에도 불구하고, 관찰된 모든 렙톤 과정에서 총 렙톤 수 변화는 없었다. 예를 들어 초기 상태의 총 렙톤 수가 0이면, 최종 상태는 렙톤-반렙톤 쌍만 갖는다. 즉, 전자 중성미자는 양전자(반전자) 또는 전자 반중성미자와 함께 나타나고, 전자 반중성미자는 전자 또는 전자 중성미자와 함께 나타난다.[11][12]
반중성미자는 베타 입자와 함께 핵 베타 붕괴에서 생성된다 (베타 붕괴에서 중성자는 양성자, 전자, 반중성미자로 붕괴).[34] 지금까지 관찰된 모든 반중성미자는 오른손 헬리시티를 가진 반면, 중성미자는 모두 왼손 헬리시티를 가졌다.[34]
반중성미자는 대형 물 탱크에서 양성자와의 상호작용을 통해 처음 감지되었으며, 이는 반중성미자의 제어 가능한 공급원인 원자로 옆에 설치되었다 (코언-레인스 중성미자 실험 참조). 전 세계 연구자들은 핵 확산 방지 맥락에서 원자로 감시에 반중성미자를 활용할 가능성을 조사하고 있다.[39][40]
중성미자는 전하를 띠지 않으므로 파이 중간자처럼 자신을 반입자로 볼 수도 있다. 그러나 중성미자의 반입자가 중성미자 자신과 동일한 입자인지, 아니면 다른 입자인지는 아직 해결되지 않은 문제이다.
4. 3. 마요라나 질량
반중성미자와 중성미자는 중성 입자이므로, 이들이 동일한 입자일 가능성이 있다. 일반적인 디랙 페르미온 대신, 중성 입자는 에토레 마요라나의 이름을 따서 명명된 스핀 1 |2영어 입자의 또 다른 유형인 ''마요라나 입자''가 될 수 있다.[38] 중성미자의 경우, 이 이론은 시소 메커니즘과 결합하여 중성미자 질량이 전자나 쿼크와 같은 다른 기본 입자보다 훨씬 작은 이유를 설명하는 데 사용될 수 있기 때문에 인기를 얻었다. 마요라나 중성미자는 중성미자와 반중성미자를 헬리시티로만 구별할 수 있다는 특징을 갖게 된다. 실험에서 중성미자와 반중성미자의 차이로 관측되는 것은 두 가지 가능한 헬리시티를 가진 하나의 입자 때문일 수 있다.
2019년 10월 기준으로, 중성미자가 마요라나 페르미온인지 디랙 페르미온인지 알려져 있지 않다. 이 속성을 실험적으로 테스트하는 것이 가능하다. 예를 들어, 중성미자가 실제로 마요라나 입자라면, 중성미자 없는 이중 베타 붕괴와 같은 렙톤 수 보존 법칙을 위반하는 과정이 허용되지만, 중성미자가 디랙 페르미온 입자라면 허용되지 않을 것이다. 이러한 과정을 찾기 위해 여러 실험이 수행되었고 진행 중인데, 예를 들어 GERDA,[106] EXO,[41] SNO+,[42] 및 CUORE가 있다.[43]우주 중성미자 배경 또한 중성미자가 마요라나 입자인지 여부를 탐지하는 데 사용될 수 있는데, 디랙 또는 마요라나의 경우 탐지되는 우주 중성미자의 수가 달라야 하기 때문이다.[44]
또 다른 가설은 "중성미자 없는 이중 베타 붕괴"와 관련이 있는데, 만약 이것이 존재한다면 렙톤 수 보존 법칙을 위반하게 된다. 이 메커니즘을 찾기 위한 탐색이 진행 중이지만 아직 증거를 찾지 못했다. 만약 증거를 찾게 된다면, 현재 반중성미자라고 불리는 입자는 진정한 반입자가 아닐 것이다.
5. 반응
중성미자는 강력 상호작용과 전자기 상호작용에는 관여하지 않고, 약한 상호작용과 중력 상호작용으로만 반응한다. 하지만 질량이 매우 작기 때문에 중력 상호작용도 거의 반응하지 않으며, 이 때문에 다른 소립자와의 반응이 극히 드물어 투과성이 매우 높다.[17]
이러한 특성 때문에 원자핵이나 전자와의 충돌을 이용한 관측이 어려워, 매우 드물게 일어나는 반응을 포착하기 위해 고감도 센서와 대량의 반응 물질로 구성된 중성미자 검출기를 사용해야 한다. 이로 인해 다른 입자에 비해 연구가 더디게 진행되었다.
4세대 이후의 중성미자로 중력 상호작용만 하는 스태릴 중성미자를 가정하는 이론도 있으나, 아직 실험적으로 확인되지는 않았다.
5. 1. 핵반응
중성미자는 원자핵과 상호작용하여 다른 원자핵으로 변환될 수 있다. 이 과정은 방사화학적 중성미자 검출기에서 사용된다. 상호작용 확률은 표적 원자핵 내의 에너지 준위와 스핀 상태를 고려해야 하며, 일반적으로 원자핵 내의 중성자 및 양성자 수와 함께 증가한다.[45][108]
5. 2. 핵분열 유도
중성미자는 원자로 내의 중성자와 매우 유사하게, 무거운 원자핵 내에서 핵분열 반응을 유도할 수 있다.[110] 이 반응은 아직 실험실에서 측정되지 않았지만, 별과 초신성 내에서 발생할 것으로 예측된다. 이 과정은 우주에서 관찰되는 동위원소의 존재비에 영향을 미친다.[108]중수소 핵의 중성미자 유도 분해는 중수 검출기를 사용하는 서드베리 중성미자 관측소에서 관측되었다.[46]
6. 연구 및 실험
볼프강 파울리는 1930년에 베타 붕괴에서 에너지 보존, 운동량 보존, 각운동량 보존 법칙이 어떻게 유지되는지를 설명하기 위해 중성미자를 처음 제안했다.[17] 1932년 제임스 채드윅이 중성자를 발견한 후, 엔리코 페르미는 채드윅의 중성자와 구별되는 가벼운 중성 입자를 지칭하기 위해 중성미자라는 용어를 사용했다.[18]
페르미는 베타 붕괴 이론을 통해 중성자가 양성자, 전자, 전자 반중성미자로 붕괴될 수 있다고 설명했다.[19] 1934년에 발표된 페르미의 논문은 파울리의 중성미자 개념을 폴 디랙의 포지트론 및 베르너 하이젠베르크의 중성자-양성자 모델과 통합하여, 이후 실험 연구의 기반을 제공했다.[19][20][21]
중성미자는 원자로 내의 중성자처럼 무거운 원자핵에서 핵분열 반응을 유도할 수 있다.[110] 이 과정은 우주에서 관찰되는 동위원소의 존재비에 영향을 미친다.[108]중수 검출기를 사용하는 서드베리 중성미자 관측소에서는 중수소 핵의 중성미자 유도 분해가 관측되었다.[46]
6. 1. 중성미자 검출
중성미자는 전하를 띠지 않아 직접 검출이 불가능하다. 따라서 중성미자는 통과하는 물질을 이온화시키지 않으며, MSW 효과와 같이 중성미자가 주변 환경에 영향을 줄 수 있는 다른 방식은 추적 가능한 방사선을 생성하지 않는다. 이러한 이유로, 역베타 붕괴와 같이 중성미자를 식별하는 고유한 반응을 이용하는 간접적인 방법으로 검출하며, 상당한 수의 중성미자를 감지하기 위해 매우 큰 검출기가 필요하다.[145][146] 모든 검출 방법은 중성미자가 최소 임계 에너지를 가져야 하며, 현재까지 저에너지 중성미자를 감지하는 방법은 없다. 중성미자 검출기는 종종 우주선 및 기타 배경 방사선으로부터 검출기를 격리하기 위해 지하에 건설된다.
1942년 중국의 왕칸창이 중성미자 검출 방법으로 베타포획을 제안했고,[145] 1956년 10월 헝가리 과학자 Csikai Gyula는 베릴륨을 중성자로 조사하여 얻은 헬륨 6을 안개 상자로 유도하여 헬륨 6이 β 붕괴하는 과정을 촬영하는 데 성공했다.[119][120][121]
이후 1950년대에 클라이드 카원과 프레더릭 라이너스는 카원-라이너스 중성미자 실험을 통해 역베타 붕괴를 이용하여 중성미자를 실제로 검출하였으며,[146] 이 공로로 1995년 노벨 물리학상을 수상했다. 이 실험에서 1.8MeV 이상의 에너지를 가진 반중성미자는 물 속의 양성자와 반응하여 양전자와 중성자를 생성했다.
: (에너지 > 1.8MeV)
결과적으로 검출 물질 내의 전자와 양전자의 소멸은 약 0.5MeV의 에너지를 가진 광자를 생성했고, 중성자는 카드뮴 핵에 의해 포획되어 약 8MeV의 감마선을 생성했다.
1962년에는 레온 레더먼, 멜빈 슈워츠, 잭 슈타인버거 등이 실험을 통해 전자 중성미자()와 뮤온 중성미자()가 서로 다른 입자임을 확인했다.
이후에도 CHORUS, DONuT, OPERA 등 여러 실험에서 중성미자 연구가 진행되었다. 특히 OPERA 실험에는 한국의 국립경상대학교 고에너지 물리실험실팀이 참여하여 데이터 분석을 수행했다.
슈퍼 가미오칸데는 물 속에서 중성미자가 전자나 뮤온을 생성할 때 방출되는 체렌코프 복사를 관찰하는 광전자 증배관으로 둘러싸인 대형 검출기이다. 서드베리 중성미자 관측소는 중수를 사용하며, 아이스큐브 중성미자 관측소는 1km3의 남극 대륙 빙상에 광전자 증배관을 분산시켜 중성미자를 검출한다.
6. 2. 중성미자 연구 분야
중성미자와 관련된 여러 활발한 연구 분야가 있으며, 다음과 같은 발견을 목표로 한다.[38]
중성미자 없는 이중 베타 붕괴와 같이 입자 물리학의 표준 모형을 깨는 현상에 대한 증거 (이는 렙톤 수 보존 법칙 위반의 증거가 될 수 있음)
중성미자 없는 이중 베타 붕괴는 렙톤 수 보존 법칙을 위반하는 현상으로, 이에 대한 탐색이 진행 중이지만 아직 증거는 발견되지 않았다. 만약 이 현상이 발견된다면, 현재 반중성미자라고 불리는 입자는 진정한 반입자가 아닐 것이다.
우주선 중성미자 실험은 우주에서 오는 중성미자를 감지하여 중성미자의 본질과 그 기원을 연구한다.[59]
과거에는 약한 상호작용만 하는 중성미자의 질량을 관측할 수 없어 0으로 간주하는 것이 일반적이었다. 그러나 광자와 달리 중성미자의 질량이 0이라는 이론적 근거는 없었다. 중성미자 진동 실험을 통해 중성미자가 질량을 가진다는 것이 밝혀졌지만, 이 실험으로는 서로 다른 유형의 중성미자 질량 차이만 측정될 뿐, 질량의 절대값은 알 수 없다.
1987년2월 23일대마젤란 은하의 초신성 SN 1987A에서 날아온 전자 중성미자 관측[124]에 따르면, 전자 중성미자의 정지 질량은 최대 16 eV이며, 이는 전자 질량의 30만 분의 1이다. 삼중수소 붕괴의 정확한 측정에 따르면, 전자 중성미자 질량의 상한은 2 eV이다.[125]
중성미자의 유한한 질량은 표준 모형에 영향을 미친다. 표준 모형의 일부는 중성미자의 질량이 0임을 전제로 하기 때문에 수정이 필요하며, 렙톤 수 보존에 대한 재검토가 필요하다.
또한, 중성미자는 전자기 상호작용이 없어 광학적으로 관측할 수 없지만, 빅뱅 이론에 따르면 우주 공간에 대량으로 존재한다고 여겨진다. 따라서 암흑 물질의 후보 중 하나로 여겨졌지만, 확인된 질량이 너무 작아 큰 기여는 하지 못하는 것으로 밝혀졌다.
6. 3. 스태릴 중성미자 탐색
알려진 세 가지 중성미자 외에 물질과 상호작용하지 않는 네 번째 중성미자인 스태릴 중성미자를 찾기 위한 연구가 진행 중이다.[49][50][51][52] LSND 실험에서는 이러한 입자의 존재 가능성이 실제로 암시되었다.[54] 그러나 MiniBooNE 실험에서는 스태릴 중성미자가 실험 데이터를 설명하는 데 필요하지 않다는 결과가 나왔다.[53] 하지만 이 분야의 최신 연구가 진행 중이며 MiniBooNE 데이터의 이상 현상은 스태릴 중성미자를 포함한 이국적인 중성미자 유형을 허용할 수 있다. 2011년 라우에-랑제뱅 연구소의 기준 전자 스펙트럼 데이터를 재분석한 결과[55] 역시 네 번째, 가벼운 스태릴 중성미자를 암시했다.[56]
6. 4. 중성미자 속도
특수 상대성 이론에 따르면, 중성미자 속도는 질량과 밀접하게 관련되어 있다. 중성미자가 질량이 없으면 빛의 속도로 이동해야 하며, 질량이 있다면 빛의 속도에 도달할 수 없다.[63][64] 극미한 질량 때문에 예측된 속도는 모든 실험에서 빛의 속도에 매우 가깝고, 현재 검출기는 예상되는 차이에 민감하지 않다.
중성미자 속도에 대한 최초의 측정은 1980년대 초 펄스 파이온 빔(표적을 때리는 펄스 양성자 빔으로 생성)을 사용하여 이루어졌다. 파이온은 붕괴되어 중성미자를 생성했으며, 거리에 있는 검출기에서 시간 창 내에 관찰된 중성미자 상호 작용은 빛의 속도와 일치했다. 이 측정은 2007년에 MINOS 검출기를 사용하여 반복되었으며, 중성미자의 속도는 99% 신뢰 수준에서 와 사이의 범위로 나타났다. 중심값 는 빛의 속도보다 높지만, 불확실성을 고려할 때 정확히 이거나 약간 작은 속도와도 일치한다. 이 측정은 뮤온 중성미자의 질량에 대한 상한을 99% 신뢰 구간으로 로 설정했다.[60][61] 2012년에 이 프로젝트의 검출기가 업그레이드된 후, MINOS는 초기 결과를 개선하여 빛의 속도와 일치하는 것을 발견했으며, 중성미자와 빛의 도착 시간의 차이는 -0.0006%(±0.0012%)였다.[62]
유사한 관측이 훨씬 더 큰 규모로 SN 1987A 초신성에서 이루어졌다. 초신성에서 나온 10 MeV 에너지의 반중성미자가 중성미자의 빛의 속도와 일치하는 시간 창 내에서 감지되었다.
2011년 9월, OPERA 협력 연구는 17 GeV 및 28 GeV 중성미자의 속도가 실험에서 빛의 속도를 초과한다는 계산 결과를 발표했다. 그러나 2012년, 실험 과정의 오류 가능성이 발견되었다. 오류 가능성의 하나는 광섬유 케이블과 검출기의 메인 컴퓨터가 느슨하게 연결됐을 수 있다는 것이었다. 또한 검출기에 있는 표준 시계의 진동자가 정상보다 약간 빨리 진동할 수 있는 가능성도 제기되었다.[148] 장비의 결함을 고치고 다시 실험한 결과 중성미자가 빛보다 빠르지 않은 것으로 나타났다.[149] ICARUS에 의한 동일한 실험실에서의 독립적인 실험 재현에서는 중성미자의 속도와 빛의 속도 사이에 뚜렷한 차이를 발견하지 못했다.[95]
6. 5. 카이랄성
실험 결과에 따르면, 오차 범위 내에서 모든 생성 및 관측된 중성미자는 왼손 헬리시티(스핀이 운동량과 반평행)를 가지며, 모든 반중성미자는 오른손 헬리시티를 갖는다.[79] 질량이 없는 극한의 경우, 이는 두 가지 가능한 카이랄성 중 하나만 입자에 대해 관측됨을 의미한다. 이들은 입자 상호 작용의 표준 모형에 포함된 유일한 카이랄성이다.
이들의 상대(오른손 중성미자 및 왼손 반중성미자)가 존재하지 않을 수도 있다. 만약 그들이 실제로 존재한다면, 그들의 특성은 관측 가능한 중성미자 및 반중성미자와 실질적으로 다르다. 그들은 매우 무겁거나 (GUT 스케일 정도, ''시소 메커니즘'' 참조), 약한 상호 작용에 참여하지 않거나 (소위 ''스태릴 중성미자''), 또는 둘 다일 것으로 이론화된다.
0이 아닌 중성미자 질량의 존재는 상황을 다소 복잡하게 만든다. 중성미자는 약한 상호 작용에서 카이랄성 고유 상태로 생성된다. 질량이 있는 입자의 카이랄성은 운동의 불변량이 아니다. 헬리시티는 그렇지만, 카이랄성 연산자는 헬리시티 연산자와 고유 상태를 공유하지 않는다. 자유 중성미자는 왼손 및 오른손 헬리시티 상태의 혼합으로 전파되며, 혼합 진폭은 정도이다. 이것은 실험에 크게 영향을 미치지 않는데, 왜냐하면 관련된 중성미자는 거의 항상 초상대론적이고, 따라서 혼합 진폭은 극히 작기 때문이다. 효과적으로, 그들은 매우 빠르게 이동하고 그들의 정지 프레임에서 시간이 매우 천천히 흘러 관측 가능한 경로에서 변경할 시간이 충분하지 않다. 예를 들어, 대부분의 태양 중성미자는 ~ 정도의 에너지를 갖는다. 결과적으로, 그들 중 "잘못된" 헬리시티를 가진 중성미자의 비율은 를 초과할 수 없다.[80][81]
6. 6. GSI 이상 현상
저장 링에서 순환하는 무거운 고전하 방사성 이온의 붕괴율에서 예상치 못한 진동 현상이 관측되었다. 이 현상은 GSI 이상 현상으로 알려져 있으며, 독일다름슈타트에 있는 GSI 헬름홀츠 중이온 연구소의 저장 링 시설에서 발생했다.
반감기가 약 40초 및 200초인 두 가지 방사성 종의 약한 붕괴율은 약 7초 주기로 상당한 진동 변조를 갖는 것으로 밝혀졌다.[109] 붕괴 과정에서 전자 중성미자가 생성되면서, 관찰된 진동 속도에 대한 일부 제안된 설명에서는 새로운 또는 변경된 중성미자 특성을 제시한다. 맛깔 변화와 관련된 아이디어는 회의적인 반응을 얻었다.[82] 이후 제안은 중성미자 질량 고유 상태 간의 차이에 기반한다.[83]
7. 중성미자 발생원
볼프강 파울리는 1930년에 베타 붕괴에서 에너지 보존, 운동량 보존, 각운동량 보존 (스핀)이 유지되는 현상을 설명하기 위해 중성미자를 처음 제안했다.[17]닐스 보어는 보존 법칙의 통계적 버전을 제안했지만, 파울리는 관측되지 않은 입자를 가정하여 "중성자"라고 명명했다. 이 입자는 양성자와 전자처럼 '-on' 접미사를 사용했다. 그는 이 새로운 입자가 베타 붕괴 과정에서 전자와 함께 핵에서 방출되며, 전자와 비슷한 질량을 가진다고 생각했다.[17]
1932년, 제임스 채드윅은 더 무거운 중성 핵 입자를 발견하고 역시 "중성자"라고 명명하여, 두 종류의 입자가 같은 이름을 가지게 되었다. 엔리코 페르미는 1932년 파리 회의와 1933년 솔베이 회의에서 "중성미자"라는 용어를 사용했고, 파울리도 이 용어를 사용하면서 과학 용어에 포함되었다. 이 이름은 페르미와 에도아르도 아말디가 채드윅의 무거운 중성자와 이 가벼운 중성 입자를 구별하기 위해 농담으로 만든 것이다.[18]
페르미의 베타 붕괴 이론에서 채드윅의 큰 중성 입자는 양성자, 전자, 그리고 더 작은 중성 입자(현재 ''전자 반중성미자''라고 불림)로 붕괴될 수 있었다.
1934년에 쓰여진 페르미의 논문[19]은 파울리의 중성미자를 폴 디랙의 포지트론과 베르너 하이젠베르크의 중성자-양성자 모델과 통합하여, 미래의 실험 연구를 위한 튼튼한 이론적 기반을 제공했다.[19][20][21]
1934년까지 보어의 에너지 보존이 베타 붕괴에 유효하지 않다는 실험적 증거가 있었다. 그 해의 솔베이 회의에서 베타 입자(전자)의 에너지 스펙트럼 측정이 보고되었는데, 각 유형의 베타 붕괴에서 전자의 에너지에 엄격한 제한이 있음을 보여주었다. 파울리는 이 기회를 통해 "중성미자"가 실제 입자여야 함을 공개적으로 강조했다.[21] 중성미자의 실체에 대한 최초의 증거는 1938년 전자와 핵의 반동을 동시에 구름 상자 측정을 통해 나타났다.[22]
우주선 중성미자 실험은 중성미자의 본질과 중성미자를 생성하는 우주 기원을 연구하기 위해 우주에서 오는 중성미자를 감지한다.[59]
자연적으로 발생하는 중성미자는 다음과 같다.
종류
설명
지구 중성미자
지구 내부의 Potassium|칼륨영어-40, Uranium|우라늄영어-238, Thorium|토륨영어-232 동위원소와 Rubidium|루비듐영어-87의 붕괴 연쇄에서 베타 붕괴를 통해 반중성미자가 방출된다. 지구 중성미자는 지구 내부에 대한 정보를 제공한다.[104][93]
대기 중성미자
지구 대기에서 우주선이 원자핵과 상호 작용하여 생성되며, 이 과정에서 많은 입자가 불안정해져 붕괴하면서 중성미자를 생성한다. 1965년 인도 콜라 금광의 지하 실험실에서 최초의 우주선 중성미자 상호 작용이 기록되었다.[111]
핵융합으로 태양과 다른 별에 에너지를 공급하면서 발생한다. 네 개의 양성자가 융합하여 하나의 헬륨 핵이 될 때, 그 중 두 개는 중성자로 변환되어야 하며, 이러한 각 변환 과정에서 하나의 전자 중성미자가 방출된다. 매초 약 650억 () 개의 태양 중성미자가 지구 표면의 각 제곱센티미터를 통과한다.[14]
Type Ib 및 Ic 및 Type II 초신성과 같이 거대한 별의 붕괴 과정에서 중력 에너지의 대부분을 운반하며 방출된다. 1987년에 SN 1987A에서 중성미자가 감지되면서 확인되었다.[100] 중성미자 폭발은 가시광선, 감마선, 전파 등 다른 전자기파보다 먼저 지구에 도달할 것으로 예상된다.
초신성 잔해
우주선이 가속되는 곳에서는 초신성 폭발로 남겨진 격동적인 가스 환경에서 생성된, 최소 백만 배 더 강력한 중성미자가 생성될 것으로 예상된다.
빅뱅의 잔재로 우리 우주에는 저에너지 중성미자 배경이 존재한다고 여겨진다. 잔류 배경 중성미자는 각 유형당 세제곱 센티미터당 56개의 밀도와 질량이 없는 경우 ()의 온도를 갖는 것으로 추정된다.[45]
7. 1. 인공 중성미자
원자로는 인공적으로 중성미자를 생성하는 주요 공급원이다. 원자로의 에너지는 대부분 핵분열에서 비롯된다. 원자로에서 사용되는 주요 핵분열성 동위원소는 , , , 이다.[84] 이 핵분열 과정에서 중성자가 풍부한 딸 핵종이 생성되며, 이들은 추가적인 베타 붕괴를 겪는다. 각 베타 붕괴는 중성자를 양성자와 전자, 그리고 전자 반중성미자로 변환시킨다.[84] 평균 핵분열은 약 의 에너지를 방출하며, 이 중 약 95.5%는 열로 원자로 코어에 남고, 약 4.5%(약 )[84]는 반중성미자로 방사된다.
일반적인 열출력 원자로의 경우, 핵분열 원자로부터의 총 에너지 생산량은 실제로 이며, 이 중 는 반중성미자 방사로 방출된다.[84] 이는 반중성미자가 거의 모든 건축 자재와 상호작용 없이 통과하기 때문이다.
반중성미자 에너지 스펙트럼은 연료의 연소 정도에 따라 달라진다. 플루토늄-239 핵분열 반중성미자는 평균적으로 우라늄-235 핵분열보다 약간 더 많은 에너지를 갖는다. 일반적으로 핵분열에서 감지 가능한 반중성미자는 약 에서 사이의 피크 에너지를 가지며, 최대 에너지는 약 이다.[85] 역 베타 붕괴를 유발할 수 있는 에너지가 이상인 반중성미자만이 명확하게 식별 가능하다. 원자로에서 방출되는 모든 반중성미자의 약 3%만이 이 임계값 이상의 에너지를 갖는다.[85]
일부 입자 가속기는 중성미자 빔을 만드는 데 사용된다. 이 기술은 양성자를 고정된 표적에 충돌시켜 전하를 띤 파이온이나 카오온을 생성하는 것이다. 이 불안정한 입자는 자기적으로 긴 터널에 초점을 맞춰 비행 중에 붕괴된다. 로렌츠 변환에 의한 붕괴 입자의 상대론적 속도 증가로 인해 중성미자는 등방적으로 생성되는 것이 아니라 빔으로 생성된다.[97] 뮤온 붕괴를 통해 중성미자를 생성하는 가속기 시설을 설계하려는 노력이 진행 중이며, 이러한 설정을 중성미자 공장이라고 한다.[97] 콜라이더는 모든 종류의 중성미자와 반중성미자를 매우 높은 에너지로 생성하며, 2023년 거대 강입자 충돌기의 FASER 실험에서 콜라이더 중성미자의 첫 직접 관측이 보고되었다.[86]
핵무기 또한 매우 많은 양의 중성미자를 생성한다. 프레드 레인스와 클라이드 코원은 원자로 중성미자를 찾기 전에 폭탄에서 나오는 중성미자의 검출을 고려했으나, 로스 앨러모스 물리학 부서 책임자인 J.M.B. 켈로그는 핵분열 원자로가 더 나은 대안이라고 권장했다.[87] 핵분열 무기는 반중성미자를 생성하고, 핵융합 무기는 중성미자와 반중성미자를 모두 생성한다.
7. 2. 자연 중성미자
중성미자는 자연적인 배경 방사선과 함께 생성된다. 다음은 그 예시이다.
종류
설명
지구 중성미자
지구 내부의 , 동위원소와 의 붕괴 연쇄에서 베타 붕괴를 통해 반중성미자가 방출된다. 지구중성미자는 지구 내부에 대한 정보를 제공한다.[104][93]
대기 중성미자
지구 대기에서 우주선이 원자핵과 상호 작용하여 생성되며, 이 과정에서 많은 입자가 불안정해져 붕괴하면서 중성미자를 생성한다. 1965년 인도 콜라 금광의 지하 실험실에서 최초의 우주선 중성미자 상호 작용이 기록되었다.[111]
핵융합으로 태양과 다른 별에 에너지를 공급하면서 발생한다. 네 개의 양성자가 융합하여 하나의 헬륨 핵이 될 때, 그 중 두 개는 중성자로 변환되어야 하며, 이러한 각 변환 과정에서 하나의 전자 중성미자가 방출된다. 매초 약 650억 () 개의 태양 중성미자가 지구 표면의 각 제곱센티미터를 통과한다.[14]
Type Ib 및 Ic 및 Type II 초신성과 같이 거대한 별의 붕괴 과정에서 중력 에너지의 대부분을 운반하며 방출된다. 1987년에 SN 1987A에서 중성미자가 감지되면서 확인되었다.[100] 중성미자 폭발은 가시광선, 감마선, 전파 등 다른 전자기파보다 먼저 지구에 도달할 것으로 예상된다.
초신성 잔해
우주선이 가속되는 곳에서는 초신성 폭발로 남겨진 격동적인 가스 환경에서 생성된, 최소 백만 배 더 강력한 중성미자가 생성될 것으로 예상된다.
빅뱅의 잔재로 우리 우주에는 저에너지 중성미자 배경이 존재한다고 여겨진다. 잔류 배경 중성미자는 각 유형당 세제곱 센티미터당 56개의 밀도와 질량이 없는 경우 ()의 온도를 갖는 것으로 추정된다.[45]
8. 과학적 중요성
중성미자는 다른 방사선이 통과할 수 없는 환경을 탐사하는 데 사용될 수 있다는 점에서 과학자들의 관심을 끈다. 예를 들어, 빛이나 전파는 통과할 수 없는 환경을 중성미자를 통해 탐사할 수 있다.
중성미자 천문학을 통해 여러 천체 현상을 연구한다. 태양의 핵은 전자기파가 핵을 둘러싼 물질에 의해 산란되기 때문에 직접 관측할 수 없지만, 중성미자는 태양을 거의 상호작용 없이 통과한다. 태양 핵에서 방출된 광자는 태양 외부로 확산되는 데 4만 년이 걸리지만, 핵융합 반응으로 생성된 중성미자는 빛의 속도에 가깝게 이동한다.[96][101] 은하핵 역시 밀도가 높은 가스와 밝은 물체에 의해 가려져 있지만, 은하핵에서 생성된 중성미자는 지구 기반의 중성미자 망원경으로 측정 가능하다.[21]
초신성 관측에도 중성미자가 사용된다. 초신성은 매우 밀도가 높고 에너지가 넘치는 사건으로, 중성미자를 제외한 다른 입자는 핵에서 탈출할 수 없다. 초신성은 복사 에너지의 약 99%를 중성미자 폭발로 방출하며,[113] 이는 핵 붕괴 연구에 중요한 정보를 제공한다.
중성미자의 정지 질량은 우주론 및 천체물리학 이론에서 중요한 테스트 대상이다.[105]입자물리학에서 중성미자는 질량이 있는 입자 중 가장 낮은 정지 질량을 가지며, 표준 모형을 확장하는 데 중요한 역할을 한다.
2012년에는 입자 가속기를 사용하여 780 피트의 암석을 통과하는 중성미자 메시지 전송이 이루어졌다. 이는 통신에 중성미자를 처음 사용한 사례로, 향후 지구 핵과 같은 밀도가 높은 물질을 통해 중성미자 메시지를 전송할 수 있는 가능성을 열었다.[117]
2018년, IceCube 중성미자 관측소는 극도로 고에너지 중성미자를 오리온자리 방향의 TXS 0506+056 블레이저에서 기원한 것으로 추적했다. 이는 중성미자 검출기가 우주 물체를 찾는 데 사용된 최초의 사례이다.[115][116][107]
2022년, IceCube는 메시에 77로 알려진 활동 은하 NGC 1068에서 고에너지 중성미자 방출 증거를 발견했다.[89] 2023년에는 은하 평면에서 중성미자 방출을 감지하는 새로운 기술이 보고되었다.[90][91]
9. 한국의 중성미자 연구
국립경상대학교 고에너지 물리실험실팀은 OPERA(Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus) 실험에 참가하여 중성미자 연구를 진행하고 있으며, 현재 결과 데이터 분석이 진행 중이다.[1]
10. 논란
유럽 입자 물리 연구소(CERN)의 OPERA 협력 연구는 2011년 9월 22일 중성미자가 빛보다 빠르다는 실험 결과를 발표했다.[147]제네바 CERN에서 약 730km 떨어진 그란 사소 국립 연구소로 1만 6000개의 중성미자를 보낸 결과, 빛보다 60.7나노초(ns) 빠르게 도착했다는 것이다.[130] 이는 아인슈타인의 특수 상대성 이론에 위배되어 세계적인 논쟁을 불러일으켰다.
OPERA 팀은 실험 결과 오류를 찾기 위해 수개월간 내부 토론을 거쳤지만 찾지 못했고, 과학계의 검증을 요청했다.[131] 2011년 11월 18일, OPERA는 중성미자 빔 길이를 짧게 한 재실험에서도 비슷한 결과를 얻었다고 발표했다.[132][133][134]
그러나 2012년 2월, OPERA 연구진은 실험 과정에서 두 가지 오류 가능성을 발견했다. 첫째는 광섬유 케이블과 검출기 메인 컴퓨터의 느슨한 연결, 둘째는 검출기 표준 시계 진동자의 오차 가능성이었다.[148] 장비 결함을 고치고 재실험한 결과, 중성미자는 빛보다 빠르지 않았다.[149]
2011년 11월 19일, 그란 사소 국립 연구소 ICARUS 팀은 OPERA 결과를 부정하는 논문을 발표했다.[141][142][143] 2012년 5월, 실험 미비를 해소한 재실험 결과 중성미자와 빛의 속도에 차이가 없음이 확인되었고, 6월 8일 최초 보고는 공식 철회되었다.[135][136][137]
고시바 마사토시의 SN 1987A 관측에서는 빛과 거의 동시에 도착한 중성미자만 확인되었기에 OPERA 실험 결과와 일치하지 않았다. 중성미자가 OPERA 실험 결과와 같은 속도였다면, 초신성 광학 관측 시각보다 8년 전에 도착했어야 했다.[138]
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ニュートリノの光速超え「疑い抱く」実験舞台の責任者
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Study rejects "faster than light" particle finding
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빛 보다 빠른 중성미자, 2차 실험서도 빛보다 빨라
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빛보다 빠른 물질 있나? 없나?
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전 세계 과학계 발칵 뒤집은 발견, 알고 보니…
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