Za jedno z większych osiągnięć współczesnej fizyki uznaje się Model Standardowy, który – mimo pewnych wad – pozwala przewidywać wyniki zderzeń wysokoenergetycznych cząstek z olbrzymią dokładnością. Od dziesiątek lat potwierdzają go eksperymenty we wszelkiej maści akceleratorach i detektorach, a w środowisku fizyków uchodzi za najlepszą teorię opisującą trzy z czterech fundamentalnych oddziaływań: elektromagnetyczne, słabe i silne.
O sukcesie Modelu Standardowego może świadczyć fakt, że w XXI wieku zaledwie dwa razy dokonano odkryć, które wymuszałyby jego modyfikację. Pierwsze dotyczyło oscylacji neutrin, drugie zaś cząstki Higgsa (znanej także jako boska cząstka). I choć to o tym drugim było zdecydowanie głośniej, to również oscylacje neutrin zasługują na szersze poznanie.
Czym są neutrina?
W bardzo wielkim skrócie można je nazwać nieśmiałymi, unikającymi poklasku braćmi naładowanych leptonów. Neutrina, pozbawione ładunku elektrycznego, oddziałują tylko słabo. Oddziaływania słabe należą zaś do najtrudniejszych do zaobserwowania w przyrodzie, ponieważ ich zasięg jest około tysiąc razy mniejszy niż promień protonu. Tak blisko neutrina trzeba się znaleźć, by poczuć jego oddziaływanie.
Z tego powodu wykrywamy neutrina o wiele rzadziej niż pozostałe cząstki elementarne. I tak jak padający na Ziemię strumień światła rozproszy się lub zostanie pochłonięty, tak strumień neutrin w znacznej części przeleci między atomami Ziemi – prawie niewykrywalny.
W przyrodzie istnieją trzy rodzaje neutrin, z których każde przenosi inny rodzaj ,,zapachu”. Nie ma on, rzecz jasna, nic wspólnego z jego fizycznym zapachem, a samego neutrina oczywiście nie da się powąchać – po prostu fizycy cząstek bardzo lubią przenosić na świat kwantowy nazwy z życia codziennego.
Zapach neutrin wiąże się z pewnymi zasadami zachowania, które łączą je z pozostałą trójką leptonów. I tak neutrino elektronowe ma ten sam zapach co elektron, neutrino mionowe taki sam jak mion, a neutrino taonowe jak taon. Istotą zapachu jest fakt, że – tak jak np. ładunek elektromagnetyczny – jego ilość w każdym procesie musi być zachowana. Innymi słowy zapach nie może znikać ani pojawiać się znikąd.
Jako ilustrację tej zasady możemy wykorzystać rozpad
Efektywnie obserwujemy więc rozpad:
Jakie znaczenie ma rozpad beta?
Jest niezwykle istotny dla reakcji jądrowych w Słońcu. Na przykład w dominującym cyklu wodorowym następuje fuzja dwóch wodorów w deuter, który wymaga właśnie przemiany protonu na neutron. Ciągłe rozpady beta czynią ze Słońca wielką fabrykę neutrin elektronowych, które bezproblemowo uciekają z jądra i rozlatują się we wszystkich kierunkach. W tym na Ziemię, gdzie możemy je mierzyć.
Jedną z pierwszych takich prób podjęto w latach siedemdziesiątych w eksperymencie Homestake. Neutrina słoneczne uderzały w zgromadzony w zbiornikach chlor, zamieniając go w argon, który następnie wychwytywano i zliczano.
Ponieważ neutrina są cząstkami słabo oddziałującymi, eksperyment wymagał szczególnych przygotowań. Zgromadzono trzysta osiemdziesiąt tysięcy litrów zawierającego chlor tetrachloroetenu i umieszczono w kopalni, półtora kilometra pod poziomem morza – aby odizolować układ od otoczenia i pozbyć się wszelkich szumów. Neutrina elektronowe, uderzając w chlor, wywoływały reakcję, której produktem był zliczany później argon:
Oznaczało to, że coś było nie tak z teorią. A po początkowych próbach modyfikacji teorii działania Słońca fizycy zaczęli skłaniać się ku hipotezie, że brakujące neutrina ,,gubią się” w drodze ze Słońca.
Mechanizm wyjaśniający zagadkę zaproponował już w 1957 roku Bruno Pontecorvo, opierając się na analogicznym procesie zachodzącym wśród kwarków (znanym jako mieszanie kwarków i opisywanym przez macierz CKM). Rozwiązanie Pontecorvo nazywamy dziś oscylacjami neutrin.
Czym są oscylacje neutrin?
Żeby oscylacje mogły zachodzić, muszą być spełnione pewne warunki. Po pierwsze masy neutrin muszą się od siebie różnić – mówimy, że neutrina występują w trzech możliwych stanach masowych. Po drugie (i to jest właśnie kluczowe dla mieszania) relacja między zapachem a masą nie może być tak jednoznaczna, jak w przypadku naładowanych leptonów. Istotą pomysłu jest stwierdzenie, że neutrino, które obserwujemy jako cząstkę o ściśle określonym zapachu (np. neutrino elektronowe), nie ma dobrze określonej masy. W języku mechaniki kwantowej mówimy, że jest superpozycją trzech stanów masowych. Analogicznie, cząstka o ściśle określonej masie jest superpozycją trzech różnych stanów zapachowych. Inaczej mówiąc, neutrino elektronowe (określony zapach) nie jest tym samym co neutrino najlżejsze, bo ma niewielkie domieszki stanów o wyższych masach. Natomiast neutrino najlżejsze oprócz głównego wkładu od neutrina elektronowego niesie w sobie dodatkowo niewielkie wkłady od stanu mionowego i taonowego.
Zwyczajowo stany masowe oznaczamy
Po emisji ze Słońca neutrina poruszają się (już w stanach masowych) w przestrzeni kosmicznej z prędkością bliską prędkości światła i energią
Na koniec zaś dokonujemy pomiaru neutrin, które dolecą do Ziemi. Ponieważ każdy ze stanów masowych porusza się jako fala o innej długości, więc fale, które w chwili emisji były w tej samej fazie, docierają do Ziemi przesunięte względem siebie. W konsekwencji ich złożenie reprezentuje inny stan niż stan początkowy wyemitowany na Słońcu. To powoduje – nawet jeśli stan początkowy był stanem o ustalonym zapachu – że stan końcowy może być już złożeniem stanów o różnych zapachach.
Po dokonaniu kilku przekształceń algebraicznych odzwierciedlających te zmiany otrzymujemy prawdopodobieństwo zmiany zapachu

Co mówią nam oscylacje?
Z powyższych wzorów wynika, że niektóre neutrina, powstałe na Słońcu jako neutrina elektronowe, z niezerowym prawdopodobieństwem będziemy wykrywali jako neutrina mionowe (lub taonowe). O ile
Nie jest to jednak ani jedyny, ani najważniejszy wniosek. Warto zauważyć, że wzór na oscylacje zawiera pod sinusem różnicę kwadratów mas neutrin. Oznacza to, że przynajmniej dwa z nich (a najprawdopodobniej wszystkie) muszą mieć niezerową masę! Fakt ten stanowił spore wyzwanie dla Modelu Standardowego, bowiem wcześniej zakładano, że neutrina jak fotony są cząstkami bezmasowymi. Odkrycie oscylacji zmusiło fizyków cząstek do przeformułowania swojej największej teorii, dodania dodatkowych elementów – kątów mieszania oraz mas – i zadania sobie kolejnych pytań, na przykład o źródło mas neutrin.
Odkrycie było na tyle ważne, iż poświęcono mu aż dwie nagrody Nobla: w 2002 i 2015 roku. Otrzymały je osoby odpowiedzialne za budowę detektorów (Homestake, Sadbury i Super-K); najpierw Raymond Davis i Masatoshi Koshiba, a następnie Takaaki Najita i Arthur McDonald.
Stoi ono również u podstaw rozwoju całej gałęzi badań nad neutrinami i fizyką zapachów. Fizycy teoretyczni wciąż zadają sobie pytania, skąd biorą się takie kąty mieszania, a także zastanawiają się nad naturą neutrin i spekulują o ich masywniejszych partnerach (znanych jako sterylne neutrina). Pytania o tyle interesujące, że z racji ich skrytej natury nasza wiedza na temat neutrin jest skromniejsza, niż byśmy chcieli.
Fizycy doświadczalni nie ustają zaś w planowaniu kolejnych eksperymentów mających zgłębić nieodkryte dotychczas tajemnice tych nieuchwytnych cząstek. Badają, jak neutrina rozpraszają się w atmosferze, czy zachowują symetrię CP, a także wyznaczają coraz dokładniej kąty mieszania. Poza neutrinami słonecznymi badają również te produkowane w akceleratorach – a jest to o tyle wygodne, że znając zakres energii zderzeń, możemy dokładnie określić, gdzie najlepiej postawić detektor neutrin, jeśli chcemy na przykład zwiększyć prawdopodobieństwo oscylacji. W planach są również kolejne wielkie detektory, w tym Hiperkamiokande i DUNE, które – miejmy nadzieję – umożliwią nam kolejne wielkie odkrycia.