neutrino

Neutriinit ovat sähköisesti neutraaleja alkeishiukkasia , joiden massa on hyvin pieni . Vuonna vakiomallin alkeishiukkasfysiikka, on kolmenlaisia ( sukupolvea ) neutriinoja: Electron, muon ja tau neutriinot. Jokainen neutriinin sukupolvi koostuu itse neutriinosta ja sen anti-neutriinosta . Nimi Neutriino on ehdotettu, mukaan Enrico Fermi varten hiukkasten oletetun mukaan Wolfgang Pauli ja välineet (mukaan Italian lyhennettä imino ) pienet, neutraalit hiukkanen.

Kun neutriinot ovat vuorovaikutuksessa aineen kanssa, toisin kuin monet muut tunnetut alkeishiukkaset, tapahtuu vain heikkoja vuorovaikutusprosesseja . Verrattuna sähkömagneettiseen ja vahvaan vuorovaikutukseen reaktioita tapahtuu hyvin harvoin. Siksi neutriinonsäde käy läpi myös suuria ainepaksuja - esim. B. koko maan läpi - vaikka tietyllä heikkenemisellä. Neutriinojen havaitseminen kokeissa on vastaavasti monimutkaista.

Kaikki vakiomallin alkeishiukkaset: vihreät ovat leptoneja, niiden alarivi ovat neutriinoja

Neutriinidetektoreissa havaittujen neutriinojen lähtöpaikan mukaan voidaan tehdä ero

• kosmiset neutriinot (avaruus)
• aurinko-neutriinot (aurinko)
• ilmakehän neutriinot (maan ilmakehä)
• Geoneutrinos (maapallon sisätilat)
• Reaktorin neutriinot (ydinreaktorit)
• Neutriinit kiihdytinkokeista

Tutkimushistoria

Ensimmäinen kuva neutriinosta kuplakammiossa, joka on täynnä nestemäistä vetyä, Argonnen kansallisessa laboratoriossa vuodesta 1970. Neutriini törmää protoniin . Reaktio tapahtui kuvan oikealla puolella, jossa kolme raitaa yhtenevät. Neutriinikeila saatiin hajoamasta positiivisesti varautuneita pioneja, jotka syntyivät pommittamalla berylliumkohde protonisuihkulla.

Yläkuva (peilattu ja erilainen kontrasti), jossa on piirrettyjä jälkiä: Näet reaktion . Vasemman alakulman (näkymättömän) tuleva muonineutrino ( ) törmää nestemäisen vedyn protoniin (p) . Reaktion lopputuote on positiivisesti varautunut pioni ( ) ja negatiivisesti varautunut müoni ( ). Neutriinon yksityiskohtainen reaktio W-bosonin välittämän protonin kvarkkien kanssa ( heikko vuorovaikutus ) on esitetty kaavamaisesti jälkien oikealla puolella.${\ displaystyle \ nu _ {\ mu} + p \ oikeassa reunassa \ pi ^ {+} + \ mu ^ {-} + p}$${\ displaystyle \ nu _ {\ mu}}$${\ displaystyle \ pi ^ {+}}$${\ displaystyle \ mu ^ {-}}$

Radioaktiivisen beeta-miinus-hajoamisen aikana havaittiin aluksi vain yksi säteilevä elektroni . Yhdessä jäljellä olevan ytimen kanssa se näytti olevan kaksirunkoinen ongelma (katso myös kinematiikka (hiukkasprosessit) ). Tämä voisi selittää beetaelektronien jatkuvan energiaspektrin vain, jos oletetaan rikkovan energian säästölakia . Tämä sai Wolfgang Paulin omaksumaan uuden alkeishiukkasen, jota detektorit eivät havaitse - se säteilee ytimestä samanaikaisesti elektronin kanssa. Tämä hiukkanen kuljettaa osan hajoamisen aikana vapautuvasta energiasta. Tällä tavalla beetasäteilyn elektronit voivat vastaanottaa erilaisia ​​määriä kineettistä energiaa ilman, että energiansäästöä rikotaan.

4. joulukuuta 1930 päivätyssä kirjeessä Pauli ehdotti tätä hypoteettista hiukkaa, jota hän alun perin kutsui neutroniksi. Enrico Fermi , joka on laatinut teorian tämän hiukkasen perusominaisuuksista ja vuorovaikutuksesta, nimitti sen uudelleen neutriinoksi (italiaksi "pieni neutroni", "pieni neutroni") välttääkseen nimiristiriidan nykyään tunnetun neutronin kanssa . Vasta vuonna 1933 Pauli esitteli hypoteesinsa laajemmalle yleisölle ja kysyi mahdollisista kokeellisista todisteista. Koska neutriino ei tuottanut signaalia tavallisissa hiukkasilmaisimissa, oli selvää, että sitä olisi erittäin vaikea havaita.

Itse asiassa ensimmäinen havainto oli tehty vain 23 vuosi myöhemmin, vuonna 1956, on yksi ensimmäisistä suuri ydinreaktoreiden kanssa Cowan puhdasta neutrino kokeessa . 14. kesäkuuta 1956 tutkijat lähettivät Wolfgang Paulille sähkeen Zürichiin menestysviestillä. Koska beeta rappeutuminen fissiotuotteiden ydinreaktorin säteilee neutriinoja (tarkemmin: elektroni antineutrinos) on paljon suurempi vuon tiheys kuin voitaisiin saavuttaa radioaktiivisen valmiste. Reines ja Cowan käyttivät seuraavaa hiukkasreaktiota (ns. Käänteinen beeta-hajoaminen) antineutriinien havaitsemiseksi:

${\ displaystyle {\ bar {\ nu}} _ {e} + p \ oikealle nuoli e ^ {+} + n}$

Antineutrino kohtaa protonin ja luo positronin ja neutronin. Molempia reaktiotuotteita on verrattain helppo havaita. Tästä keksinnöstä Reines sai Nobelin fysiikkapalkinnon vuonna 1995 .

Muunneutriinin löysivät Jack Steinberger , Melvin Schwartz ja Leon Max Lederman vuonna 1962 ensimmäisellä neutrino-säteellä, joka tuotettiin kaasupolkimella. Ne tuottivat neutriinisuihkun suorittamalla suurenergisen pionisäteen niin pitkälle, että osa pioneista (noin 10%) oli hajonnut müoneiksi ja neutriineiksi. Massiivisen, noin 12 m paksun teräsvaipan avulla, joka pysäytti kaikki hiukkaset paitsi neutriinot pionien, müonien ja neutriinojen sekoitetusta hiukkassäteestä, he pystyivät sitten saamaan puhtaan neutriinisäteen. Tästä he saivat Nobel-fysiikkapalkinnon vuonna 1988. Muoni-neutriinon myötä tuli tunnetuksi toinen neutriinosukupolvi, joka on elektronien neutriinon analogi muoneille . Lyhyen aikaa termiä neutretto käytettiin muon neutriino ( -etto on myös italialainen lyhennettä ), mutta sitä ei käytetä laajalti. Kun tauon löydettiin vuonna 1975 , fyysikot odottivat myös vastaavaa neutriinosukupolvea, tauon-neutrinoa. Ensimmäiset merkit sen olemassaolosta antoivat jatkuva spektri Tauonin hajoamisessa, samanlainen kuin beeta-hajoamisessa. Vuonna 2000 tau-neutrino havaittiin suoraan ensimmäistä kertaa DONUT- kokeessa.

LSND- koe Los Alamosissa, joka kesti vuosina 1993-1998 , tulkittiin osoitus steriilien neutriinojen olemassaolosta , mutta se oli kiistanalainen. Sen jälkeen kun KA rlsruhe- R utherford- M ittel- E nergie- N eutrino- ( KARMEN ) -kokeilu Karlsruhen tutkimuskeskuksen johdolla Britannian Rutherford-laboratoriossa ei voinut toistaa tuloksia, tämä tulkinta on ollut voimassa vuodesta 2007 ensimmäiseen tulokset MiniBooNE ( pienoiskoossa tehoste neutriino kokeilu on Fermi National Accelerator Laboratory ) kuin auki.

2000-luvun neutriinotutkimuksessa neljä tutkijaa on palkittu fysiikan Nobel-palkinnolla (2002 ja 2015) ja viisi tutkijaryhmää on saanut läpimurropalkinnon perusfysiikassa 2016.

ominaisuudet

Kolme neutriinojen ja antineutriinien sukupolvea

Kolme sukupolvea on leptonit ovat tunnettuja. Kukin näistä koostuu sähköisesti varattujen hiukkasten -  elektroni , muon tai tauon  - ja sähköisesti neutraali neutrino, elektronin neutriino ( ), muon neutriino ( ) tai tau tai tauon neutrino ( ). Sitten on vastaavat kuusi vasta-ainetta . Kaikilla leptoneilla on pyöritys  ½. ${\ displaystyle \ nu _ {e}}$${\ displaystyle \ nu _ {\ mu}}$${\ displaystyle \ nu _ {\ tau}}$

Tuoreiden havaintojen mukaan neutriinot voivat muuttua toisilleen. Tämä johtaa neutriinolajien kuvaamiseen kolmeksi eri tilaksi , ja jokaisella on erilainen, tarkasti määritelty (mutta silti tuntematon) massa. Havaittavat elektroni-, muoni- ja tau-neutriinot - jotka on nimetty varautuneen leptonin mukaan, jonka kanssa ne esiintyvät yhdessä - ovat näiden kolmen oman massansa kvanttimekaaniset päällekkäisyydet . Suhde maku ominaistilat ( , , ), ja massa ominaistilat ( , , ) edustaa sekoitus matriisille PMN: t matriisi . ${\ displaystyle \ nu _ {1}}$${\ displaystyle \ nu _ {2}}$${\ displaystyle \ nu _ {3}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e}}$${\ displaystyle \ nu _ {\ mu}}$${\ displaystyle \ nu _ {\ tau}}$${\ displaystyle \ nu _ {1}}$${\ displaystyle \ nu _ {2}}$${\ displaystyle \ nu _ {3}}$

Neutriinotyyppien lukumäärä, joiden massa on alle puolet Z-bosonin massasta, määritettiin muun muassa tarkkuuskokeissa. määritetään olevan täsmälleen kolme on L3 ilmaisin on Cern .

Tällä hetkellä ei ole näyttöä neutriinittömästä kaksois beetahajoamisesta . Aikaisempi työ, joka viittaa tähän, on kumottu tarkemmilla mittauksilla. Neutriinon vapaa kaksinkertainen beetahajoaminen merkitsisi sitä, että joko säilyttäminen Lepton numero rikkonut tai neutriinoteleskooppi on oma antihiukkanen . Vuonna kvantti alalla teoreettinen kuvaus tämä merkitsisi (ristiriidassa nykyisen standardin malli ), joka neutriinoteleskooppi kenttä ei olisi Dirac spinori , mutta Majorana spinori .

Fyysikot Lee ja Yang aloittivat kokeen neutriinojen ja antineutriinojen pyörien tutkimiseen. Tämän suoritti Chien-Shiung Wu vuonna 1956, ja se johti siihen, että pariteetin ylläpitoa ei sovelleta poikkeuksetta:

Neutriino osoittautui "vasenkätiseksi", sen spin on päinvastainen kuin sen liikesuunta (vastakkainen; katso kättä ). Tämä mahdollistaa objektiivisen selityksen vasemmalta ja oikealta . Heikon vuorovaikutuksen alueella sähkövarauksen lisäksi myös pariteetti, ts. Spin, on vaihdettava siirryttäessä hiukkasesta sen hiukkasiin . Heikko vuorovaikutus eroaa sähkömagneettisesta vuorovaikutuksesta siinä , että heikko isospiini liittyy hiukkasen oikea- tai vasenkätisyyteen:

• leptonien ja kvarkkien tapauksessa vain vasenkätisillä hiukkasilla ja niiden oikeakätisillä hiukkasilla on heikko isospiini kuin nolla.
• Sitä vastoin oikeakätiset hiukkaset ja niiden vasenkätiset hiukkaset ovat inerttejä heikosta vuorovaikutuksesta W-bosonien kanssa ; tätä ilmiötä kutsutaan suurimmaksi pariteettirikkomukseksi .

Tämä tekee myös ymmärrettäväksi, että neutriinot voivat olla omia antihiukkasia, vaikka neutriinot ja antineutriinot käyttäytyvät kokeessa eri tavalla: Kokeessa antineutriineina tunnetut hiukkaset olisivat yksinkertaisesti neutriinoja, joiden spin olisi yhdensuuntainen liikkeen suunnan kanssa. Neutriinojen liikesuuntaa ei voida yksinkertaisesti muuttaa kokeellisesti; Lisäksi tällä hetkellä ei ole mahdollista suorittaa kokeita, joissa nopeampi hiukkanen ohittaa neutriinon ja on vuorovaikutuksessa sen kanssa siten, että liikesuunta vuorovaikutuskeskuksen vertailujärjestelmässä on vastakkainen laboratorion vertailujärjestelmä.

Neutrino-massa

Tyhjiösäiliön kuljetus KATRIN- kokeessa neutriinomassan määrittämiseksi (marraskuu 2006)

Neutriinojen massa on erittäin pieni; kaikki toistaiseksi tehdyt kokeet antavat vain ylärajat. Mutta neutriinovärähtelyjen löytämisen jälkeen on ollut selvää, että niillä on oltava nollasta poikkeava massa.

Menetelmät neutriinomassan määrittämiseksi jaetaan neljään ryhmään:

• massan suora määrittäminen puuttuvasta energiasta beeta-hajoamisen aikana
• neutriinovärähtelyjen havainnointi , toisin sanoen yhden tyyppisen neutriinon muuntuminen toiseksi
• neutriinovapaiden kaksois beetahajotusten etsiminen
• epäsuora johtopäätöksiä muut havainnot, erityisesti havainto kosmologian

Kaikki julkaistut tulokset arvioi hiukkastietoryhmä ja ne sisällytetään vuosittaiseen hiukkasfysiikan katsaukseen .

Suoria mittauksia päätepiste beeta-spektri on tritiumia voisi vuoteen 2006 mahdollinen massa elektronin neutriino 2  eV / c ² rajoittaa ylöspäin. Paremman ylärajan toivotaan saavuttavan vielä tarkemmat mittaukset KATRIN- kokeesta Karlsruhen teknillisessä instituutissa , jonka tulisi saavuttaa yläraja 0,2 eV / c² . Aikaisemmat mittaukset eivät voineet sulkea pois sitä, että kevyin neutrino on massaton, ja tätä ei odoteta ilman mittaustarkkuuden parannusta useita kertaluokkia. Vuonna 2019 yläraja nostettiin 1,1 eV: ksi.

Neutriinovärähtelyjen havaitseminen on epäsuora mittaus eri neutriinojen välisestä massaerosta. Ne todistavat, että neutriinoilla on todella pieni massa, joka eroaa nollasta (verrattuna niihin liittyviin varautuneisiin leptoneihin). Tällä tavalla saadut hyvin pienet massaerot tarkoittavat myös sitä, että edellä mainittu elektronirutriinojen massaraja on myös raja kaikentyyppisille neutrinoille.

Hypoteettinen neutriiniton kaksois beeta-hajoaminen on mahdollista vain, jos neutriinot ovat heidän omia antihiukkasia. Sitten 2 neutronin samanaikaisella beeta-hajoamisella atomiytimessä joskus 2 virtuaalista neutriinoa tuhoutuu 2 (todellisen) neutriinon sijasta. Koska itse neutriinot ovat tuskin mitattavissa, mitataan prosessissa syntyneiden 2 elektronin kokonaisenergia: Jos tapahtuu neutriinovapaita hajoamisia, koko elektronienergiaspektrillä on paikallinen maksimi lähellä hajoamisenergiaa, koska melkein kaikki hajoaminen energia häviää nyt elektronien avulla (pieni loppuosa muuttuu atomin ytimen kineettiseksi energiaksi).

Kosmologinen lähestymistapa määrittämiseksi neutriinoteleskooppi massojen perustuu havaintoon anisotropian kosmisen taustasäteilyn mukaan WMAP ja muut havainnot, jotka määrittävät parametrit lambda CDM malli , nykypäivän standardi malli cosmology. Johtuen neutriinojen vaikutuksesta rakenteen muodostumiseen maailmankaikkeudessa ja alkusukleosynteesiin , kolmen neutriinomassan summan ylärajan voidaan olettaa olevan 0,2 eV / c² (vuodesta 2007) .

Neutriinovärähtelyjen löytämisestä Takaaki Kajita ja Arthur B.McDonald saivat vuoden 2015 fysiikan Nobel-palkinnon .

nopeus

Pienen massansa vuoksi on odotettavissa, että hiukkasfysikaalisissa prosesseissa syntyvät neutriinot liikkuvat lähes valon nopeudella tyhjiössä . Neutriinien nopeus mitattiin useissa kokeissa ja havaittiin mittaustarkkuuden vastaavuus valon nopeuden kanssa.

Mittaamista neutriinoteleskooppi massan, neutriino nopeus ja neutriino heilahdukset myös edustaa mahdollisuuksia tarkistaa voimassaolon Lorentz invariance erityinen suhteellisuusteoria . Vuonna 2011 tehdyn OPERA-kokeen mittaustulokset , joiden mukaan neutriinojen olisi pitänyt liikkua valoa nopeammin , voidaan jäljittää mittausvirheisiin. Uusi ICARUS- mittaus ja myös uusi analyysi OPERA-tiedoista ovat osoittaneet vastaavuutta valon nopeuden kanssa.

Tunkeutumiskyky

Tunkeutumiskyky riippuu neutriinojen energiasta. Energian kasvaessa neutriinojen poikkileikkaus kasvaa ja keskimääräinen vapaa polku pienenee vastaavasti.

Esimerkki:
keskimääräinen vapaa polku neutriinoja, jonka energia on 10 ³  TeV kun vuorovaikutuksessa maan kanssa, on alueella maan halkaisija. Tämä tarkoittaa, että melkein kaksi kolmasosaa näistä neutriinoista on vuorovaikutuksessa lentäessään maan yli, kun taas hyvä kolmasosa lentää maan läpi. 11 MeV: n kohdalla lyijyn keskimääräinen vapaa polku on jo 350 miljardia kilometriä, ja keskimäärin noin kolme miljardista neutriinosta olisi vuorovaikutuksessa maan päällä, kun taas loput lentäisivät esteettä.

Vertailun vuoksi:
Suurin hiukkaskiihdytin maailmassa, suuri hadronitörmäyslaite , tuottaa hiukkasia, joiden energia on 6,5 TeV nukleonia kohden , aurinko tuottaa pääasiassa neutriinejä, joiden energia on alle 10 MeV.

Internetissä on saatavilla yleiskatsaus neutriinojen poikkileikkauksesta eri reaktioissa ja energioissa, julkaistu vuonna 2013.

Hajoamiset ja reaktiot

Feynman-kaavio neutronin n hajoamisesta  protoniksi  p, elektroni  e ^- ja elektroniantineutriinoksi  , välittäjänä W bosoni  W ^- . Tämä reaktio on esimerkki varatusta virrasta.${\ displaystyle {\ overline {\ nu}} _ {e}}$

Neutriinoprosessit tapahtuvat heikon vuorovaikutuksen kautta . Neutriinot ovat myös painovoiman alaisia; mutta tämä on niin heikkoa, että sillä ei ole käytännössä mitään merkitystä. Kuten mikä tahansa heikko vuorovaikutus, neutriinoprosessit voidaan jakaa kahteen luokkaan:

Stream ladattu

Alkuainepartikkeli kytkeytyy neutriinoon sähköisesti varautuneen W-bosonin kautta . Tällöin mukana olevat hiukkaset muuttuvat muiksi. Vaihtobosoni varautuu positiivisesti tai negatiivisesti reaktiosta riippuen, joten varaus säilyy. Elastinen sironta voi edetä myös tällä tavalla. Koska hiukkaset ovat samat alussa ja lopussa, niitä voidaan yleensä kuvata yksinkertaisesti klassisena sironnana.

Neutraali sähkö

Alkuainepartikkeli kytkeytyy neutriinoon sähköisesti neutraalin Z-bosonin kautta . Mukana olevat hiukkasten maut säilyvät ja reaktio on kuin joustava törmäys, joka voi tapahtua minkä tahansa leptonin tai kvarkin kanssa. Jos energiansiirto on riittävän suuri, hiukkasmuunnokset voivat sitten tapahtua iskeytyneissä atomituumissa.

Rappeutuu

Ensimmäiset tunnetut prosessit, joihin neutriinot osallistuvat, olivat radioaktiiviset beeta-hajoamiset . Että β ^- - (beeta-miinus) rappeutuminen, joka on neutroni muunnoksia osaksi protoni ja elektroni ja elektronin antineutriino emittoituu. Yksi kahdesta d-kvarkki neutronien emittoi väli- vektori hiukkanen W ^- ja siten muuttuu ylös kvarkki. Sitten W ^- bosoni hajoaa elektroniksi ja elektroni - antineutriinoksi. Joten se on "ladattu virta". Tämä hajoaminen tapahtuu esimerkiksi vapaiden neutronien kanssa, mutta myös atomiatumien kanssa, joissa on suuri neutronien ylimäärä .

Auringon sisällä tapahtuvan protoni / protoni-reaktion aikana syntyy elektronineutriineja.

${\ displaystyle {} _ {Z} ^ {A} \ mathrm {X} \ - {} _ {Z + 1} ^ {A} \ mathrm {Y} ^ {+} + e ^ {-} + {\ yliviiva {\ nu}} _ {e}}$

Nuklidi kulkee
tytärydinyn, jonka atomiluku on suurempi kuin 1 , lähettämällä elektronin ja elektronin antineutrino .

Päinvastoin, β ⁺ - (beeta-plus) -rappeutumisessa protoni muuttuu neutroniksi, ja tuloksena olevan W ⁺ -bosonin hajoamisessa syntyy positroni ja elektroni-neutrino. Prosessi tapahtuu, kun ytimessä on liikaa protoneja. Koska reaktiotuotteet ovat raskaampia kuin alkuperäinen protoni, massaero on sovellettava ytimen sitoutumisenergiaan .

${\ displaystyle {} _ {Z} ^ {A} \ mathrm {X} \ - {} _ {Z-1} ^ {A} \ mathrm {Y} ^ {-} + e ^ {+} + {\ nu} _ {e}}$

Nuklidi kulkee
tytärydinyn, jonka atomiluku on pienempi kuin 1 , positronin ja elektronineutriinon emissiolla .

Reaktiot

Tärkeitä neutriinolähteitä ovat myös kosmiset ydinfuusioprosessit , esimerkiksi auringossa . Yksi esimerkki on protoni-protoni-reaktio , joka on erityisen tärkeä pienille tähdille. Täällä kaksi vetyydintä sulautuu erittäin korkeissa lämpötiloissa muodostaen deuteriumydin; protonin neutroniksi muuttumisen seurauksena vapautuu positroni ja elektronineutriino.

${\ displaystyle {} ^ {1} \ mathrm {H} ^ {+} + {} ^ {1} \ mathrm {H} ^ {+} \ - {} ^ {2} \ mathrm {H} ^ {+ } + e ^ {+} + {\ nu} _ {e}}$

Hiukkasfysiikan kannalta tämä reaktio vastaa β ⁺ hajoamista. Mutta se on paljon tärkeämpää neutriinotutkimukselle, koska paljon neutriinoja syntyy auringossa. Elektronineutriinit muodostuvat myös toisessa fuusio-prosessissa, Bethe-Weizsäcker-syklissä , auringossa ja painavammissa tähdissä. Niin sanottujen aurinkoneutriinojen havainnointi on tärkeää ymmärtääksesi niiden ominaisuudet, yksityiskohdat auringossa tapahtuvista prosesseista ja fysiikan perustavanlaatuisen vuorovaikutuksen .

Reaktiot neutriinon kanssa laukaisevana törmäyskumppanina ovat tärkeitä "käänteisenä beeta-hajoamisena" neutriinojen havaitsemiseksi, kuten esimerkiksi historiallisessa Cowan-Reines-neutriinikokeessa :

${\ displaystyle \ mathrm {\ bar {\ nu}} _ {e} + \ mathrm {p} \ rightarrow \ mathrm {n} + \ mathrm {e} ^ {+}}$.

Neutrino-tutkimus

Vaikka neutriinojen matala reaktiivisuus vaikeuttaa niiden havaitsemista, neutriinojen tunkeutumiskykyä voidaan käyttää myös tutkimuksessa: kosmisten tapahtumien neutriinot saapuvat maahan , kun taas sähkömagneettinen säteily tai muut tähtienvälisessä aineessa olevat hiukkaset ovat suojattuja.

astrofysiikka

Ensinnäkin neutriinoja käytettiin tutkimaan auringon sisätiloja . Ytimen suora optinen havainnointi ei ole mahdollista johtuen sähkömagneettisen säteilyn diffuusiosta ympäröiviin plasmakerroksiin. Neutriinot, joita tuotetaan suuressa määrin fuusioreaktioiden aikana auringon sisätiloissa, ovat kuitenkin vain heikosti vuorovaikutuksessa ja voivat tunkeutua plasmaan käytännössä esteettä. Fotonin diffundoituminen auringon pintaan kestää yleensä muutaman tuhannen vuoden; neutrino tarvitsee vain muutaman sekunnin tähän.

Myöhemmin neutriinoja käytettiin myös kosmisten esineiden ja tapahtumien tarkkailuun aurinkokuntamme ulkopuolella. Ne ovat ainoat tunnetut hiukkaset, joihin tähtienvälinen aine ei vaikuta merkittävästi. Sähkömagneettiset signaalit voidaan suojata pöly- ja kaasupilviltä tai peittää kosminen säteily, kun ne havaitaan maan päällä . Kosminen säteily puolestaan, erittäin nopeiden protonien ja atomiytimien muodossa, ei voi levitä yli 100 megaparsekkiä GZK-raja-arvon (vuorovaikutus taustasäteilyn) vuoksi . Galaksimme keskusta on myös suljettu suoran havainnoinnin ulkopuolelle tiheän kaasun ja lukemattomien kirkkaiden tähtien vuoksi. On kuitenkin todennäköistä, että galaktisen keskuksen neutriinoja voidaan mitata maapallolla lähitulevaisuudessa.

Neutriinot myös tärkeä rooli havainto supernovat , jotka vapauttavat noin 99% niiden energiaa neutriino salama. Tuloksena olevat neutriinot voidaan havaita maan päällä ja antaa tietoa supernovan aikana tapahtuvista prosesseista. Vuonna 1987, neutriinot oli havaittu , että 1987A supernova päässä Suuren Magellanin pilven : yksitoista Kamiokande , kahdeksan Irvine Michigan Brookhaven Experiment ja viisi Mont Blanc maanalainen Neutrino seurantapalvelu, ja mahdollisesti viisi on Baksan ilmaisin. Nämä olivat ensimmäisiä havaittuja neutriinoja, jotka varmasti tulivat supernovasta, koska tämä havaittiin teleskoopeilla muutama tunti myöhemmin.

IceCuben , Amandan , Antaresin ja Nestorin kaltaisten kokeiden tarkoituksena on havaita kosmogeeniset neutriinot. IceCube on tällä hetkellä (2018) suurin neutriinon observatorio .

Neutrino-ilmaisimet

Edellä olevassa astrofysiikan osiossa mainittu IceCube-koe on korkean energian neutrino-observatorio, jossa työskentelee noin 260 työntekijää. Se valmistui vuonna 2010 etelänavan jäässä ja sen tilavuus on 1 km³. Suuren energian neutriinojen reaktio jään alkupartikkeleiden kanssa havaitaan ja arvioidaan tällä detektorilla.

Tunnettuja neutriinidetektoreita ovat edelleen tai toisaalta radiokemialliset ilmaisimet (esim. Kloorikokeilu Homestake-kultakaivoksessa Yhdysvalloissa tai GALLEX- ilmaisin Gran Sasso -tunnelissa Italiassa), toisaalta Cherenkov- pohjaiset ilmaisimet vaikutus , erityisesti Sudbury Neutrino Observatory (SNO) ja Super-Kamiokande . Ne havaitsevat auringon ja ilmakehän neutriinot ja mahdollistavat muun muassa. neutriinovärähtelyjen mittaaminen ja siten päätelmät neutriinomassojen eroista, koska auringon sisällä tapahtuvat reaktiot ja siten auringon neutrinoemissio ovat hyvin tunnettuja. Kokeilut, kuten Double Chooz -kokeilu tai KamLAND- ilmaisin, joka on toiminut vuodesta 2002 lähtien Kamioka Neutrino Observatoriossa, pystyvät havaitsemaan geoneutriinot ja reaktori- neutriinot käänteisen beeta-hajoamisen kautta ja antamaan täydentävää tietoa alueelta, jota aurinko- neutrino ei kata . ilmaisimet .

Yksi tällä hetkellä suurimmista neutriinoilmaisimista, nimeltään MINOS, sijaitsee maan alla rautakaivoksessa Yhdysvalloissa, 750 kilometrin päässä Fermilabin tutkimuskeskuksesta . Neutriinosäde lähtee tästä tutkimuskeskuksesta detektorin suuntaan, jossa sitten lasketaan, kuinka moni neutriinoista muuttuu maanalaisen lennon aikana.

CNGS kokeilu (CERN Neutriinot ja Gran Sasso ) on tutkinut fysiikkaa neutriinoja vuodesta 2007. Tätä tarkoitusta varten, neutriinon säde lähetetään Cern yli etäisyys 732 km läpi maankuoren että Gran Sasso Laboratory in Italia ja havaitaan siellä. Jotkut müoni-neutriinoista muuttuvat muuntyyppisiksi neutriinoiksi (melkein yksinomaan tau-neutriinoiksi), jotka havaitaan OPERA- ilmaisimella (oskillointiprojekti emulsiotracking-laitteilla). Katso vastaavat nopeusmittaukset kohdasta Nopeus .

sovellus

Tutkijat Sandia National Laboratories haluavat käyttää näyttöä antineutrinos mitata tuotannon plutoniumia vuonna ydinreaktorien jotta IAEA ei enää tarvitse nojautua arvioihin ja kukaan ei voi siirtää mitään rakentamiseen ydinaseita . Antineutriinien korkean tuotantomäärän takia ydinreaktoreissa riittäisi detektori, jossa on 1  m³ detektorinestettä ydinvoimalan edessä.

Rochesterin yliopiston ja Pohjois-Carolinan osavaltion yliopiston tutkijat onnistuivat lähettämään viestin kiinteän aineen kautta neutriinoja käyttäen ensimmäistä kertaa vuonna 2012. Protoni kiihdytin syntyy neutriinon palkki, joka havaittiin neutriinon ilmaisin 100 metriä maan alla.

kirjallisuus

• Kai Zuber: Neutrino-fysiikka. Fysiikan tutkimuslaitos, Bristol / Philadelphia 2004, ISBN 0-7503-0750-1 .
• Konrad Kleinknecht : Hiukkassäteilyn ilmaisimet. 4. painos. Teubner Verlag, Wiesbaden 2005, ISBN 3-8351-0058-0 .
• Heinrich Päs: Täydellinen aalto. Neutriinojen kanssa avaruuden ja ajan rajoille tai miksi hiukkasfysiikka on kuin surffaus. Piper, München 2011, ISBN 978-3-492-05412-6 .
• Norbert Schmitz : Neutrino-fysiikka. Teubner Verlag, Stuttgart 1997, ISBN 3-519-03236-8 , doi: 10.1007 / 978-3-322-80114-2 .
• Y. Suzuki, M. Nakahata, S. Moriyama (Toim.): Viides kansainvälinen seminaari neutrino-värähtelyistä ja niiden alkuperästä: Viidennen kansainvälisen työpajan toimet. World Scientific Publishing, 2005, ISBN 978-981-256-362-0 .
• Jennifer A. Thomas: Neutriinovärähtelyt - nykytila ​​ja tulevaisuuden suunnitelmat. World Scientific, Singapore 2008, ISBN 978-981-277-196-4 .
• Carlo Giunti ym.: Neutriinifysiikan ja astrofysiikan perusteet. Oxford University Press, Oxford 2007, ISBN 978-0-19-850871-7 .
• Frank Close : Neutrino. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 2012, ISBN 3-8274-2940-4 .
• Pasquale Migliozzi: Neutriinonopeuden mittaus OPERA-ilmaisimella CNGS-säteessä. 2. helmikuuta 2012 (PDF; 5,2 Mt).

nettilinkit

Wikisanakirja: Neutrino  - selitykset merkityksille, sanan alkuperälle, synonyymeille, käännöksille

• Neutrino Ei sitoumuksia (laajin online-arkisto, kaikki tärkeät artikkelit)
• Ultimate Neutrino -sivu (laaja online-arkisto)
• Erilaisia ​​neutriinikokeita (linkit, englanti)
• DESY - Auringon neutrino-ongelma (englanti)
• Neutriinot: luominen ja havaitseminen. Hiukkasten fysiikan perusteet.

Videot

• Neutriinot - kosmoksen salainen kirjoittaminen. Christian Spieringin ( German Electron Synchrotron , Zeuthen)luentohuhtikuussa 2010
• Mitä ovat neutriinot? alfa-Centauri- televisiosarjasta(noin 15 minuuttia). Ensimmäinen lähetys 13. lokakuuta 2002.
• Missä neutriinot ovat? alfa-Centauri- televisiosarjasta(noin 15 minuuttia). Ensimmäinen lähetys 19. tammikuuta 2003.

Yksittäiset todisteet

1. ↑ ^{a b} KATRIN-yhteistyö : Parannettu neutriinomassan yläraja KATRINin suoralla kinemaattisella menetelmällä . 13. syyskuuta 2019, arxiv : 1909.06048 . 
2. ↑ Multi-TeV-neutriinovuorovaikutuksen poikkileikkauksen mittaus IceCuben kanssa käyttäen maapallon absorptiota . Julkaisussa: Nature . nauha 551 , ei. 7682 , 2017, s. 596–600 , doi : 10.1038 / nature24459 . 
3. ↑ Viimeaikaiset tapahtumat suuren energian fysiikassa . Julkaisussa: Uusi tutkija . Reed-yritystiedot, 21. tammikuuta 1971, s. 106 (englanti, books.google.com ). 
4. ↑ Paulin kirjeet. (PDF; 104 kB), iltaluento neutriinofysiikan historiasta, professori Dr. Mößbauer Münchenin teknillisessä yliopistossa.
5. ↑ Claus Grupen, Boris Shwartz: Hiukkastunnistimet (Cambridge Monographs on Particle Physics, Nuclear Physics and Cosmology). Cambridge University Press 2008, ISBN 978-0-521-84006-4 .
6. ↑ CL Cowan, Jr., F.Reines, FB Harrison, HW Kruse, AD McGuire: Vapaan neutriinon havaitseminen: vahvistus . Julkaisussa: Science . 124, 1956, s. 103-104. doi : 10.1126 / tiede.124.3212.103 .
7. ↑ Frederick Reines, Clyde L.Cowan, Jr.: Neutrino . Julkaisussa: Nature . 178, nro 4531, 1956, s. 446. raamatunkoodi : 1956Natur.178..446R . doi : 10.1038 / 178446a .
8. ↑ 1953-1956 Reines-Cowan -kokeet: Poltergeistin havaitseminen. (PDF; 664 kB), käyty 21. kesäkuuta 2011.
9. ↑ Leon Ledermann, Dick Teresi: Luova partikkeli . 1. painos. C. Bertelsmann Verlag GmbH, München 1993, ISBN 3-570-12037-6 , Die Mord-GmbH ja 2-Neutrino-kokeilu, s. 391–393 (englanti: The God Particle . New York 1993. Kääntäjä Heinrich Peitz, ensimmäinen painos: Houghton Mifflin Company). 
10. ↑ MiniBooNE-yhteistyö: haku elektronineutrino- ulkoasulle . Julkaisussa: Physical Review Letters , osa 98, 2007, 231801, (PDF; 194 kB).
11. ↑ Neutrino-fysiikka: Uutisia haamupartikkeleista. ( Memento 23. heinäkuuta 2013 Internet-arkistossa )
12. ↑ W.-M. Yao ym.: Particle Data Group. Julkaisussa: Journal of Physics. G 33, 1 (2006).
13. Ide Davide Castelvecchi: Fyysikot sulkevat vaikeasti saavutettavan neutriinomassan . Julkaisussa: Nature . 17. syyskuuta 2019, doi : 10.1038 / d41586-019-02786-z . 
14. ↑ U. Seljak, A. Slosar, P. McDonald: Kosmologinen parametrit yhdistämällä Lyman-alfa metsän CMB, Galaxy klusterointi ja SN rajoitteet. Julkaisussa: JCAP. 0610: 014 (2006), verkossa.
15. ↑ M. Cirelli ja A. Strumia: Neutriinien ja ylimääräisten kevyiden hiukkasten kosmologia WMAP3: n jälkeen. Julkaisussa: JCAP. 0612: 013 (2006), verkossa.
16. ↑ Hirotaka Sugawara, Hiroyuki Hagura, Toshiya Sanami: Ydinpommien tuhoaminen erittäin korkean energian neutrino-säteellä . (PDF; 285 kt). Julkaisussa: arxiv.org. Kesäkuu 2003, luettu 15. maaliskuuta 2012.
17. ↑ EV: stä EeV: iin: neutriinopoikkileikkaukset energian mittakaavassa. (PDF; 2,9 Mt).
18. ↑ K. Hirata et ai .: Observation of a Neutrino Burst Supernova SN 1987a. Julkaisussa: Physical Review Letters , osa 58, 1987, s. 1490-1493. doi: 10.1103 / PhysRevLett.58.1490 .
19. ↑ RM Bionta et ai.: Neutriinipurskeen havainto samanaikaisuudessa Supernova SN 1987a: n kanssa suuressa Magellanic-pilvessä. Julkaisussa: Physical Review Letters , osa 58, 1987, s. 1494. doi: 10.1103 / PhysRevLett.58.1494 .
20. ↑ M. Agliettan et ai.: Tapahtuman Havaittu Mont Blanc maanalainen Neutrino seurantapalvelu aikana esiintyminen Supernova 1987a. Julkaisussa: EPL - Fysiikan rajoja tutkiva kirjelehti. Les-Ulis, osa 3, 1987, sivut 1315-1320. doi: 10.1209 / 0295-5075 / 3/12/011 .
21. Alex EN Aleksejev ym. Julkaisussa: Neuvostoliiton fysiikka. (Sov. JETP Lett.). New York, osa 45, 1987, s.461.
22. ↑ Kai Zuber: Neutrino-fysiikka. Fysiikan tutkimuslaitos, Bristol / Philadelphia 2004, ISBN 0-7503-0750-1 .
23. ↑ Kamland-ilmaisimen kotisivu.
24. ↑ Antineutrinos monitori plutoniumin tuotantoa.
25. ↑ Tutkijat lähettävät langattoman viestin helposti käyttävillä hiukkasilla. Klo: rochester.edu. 14. maaliskuuta 2012.