Neutrino

Sa Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na: navigacija, traži
Question book-new.svg Ovaj članak ili neka od njegovih sekcija nije dovoljno potkrijepljena izvorima (literatura, web stranice ili drugi izvori).
Sporne rečenice i navodi bi mogli, ukoliko se pravilno ne označe validnim izvorima, biti obrisani i uklonjeni. Pomozite Wikipediji tako što ćete navesti validne izvore putem referenci, te nakon toga možete ukloniti ovaj šablon.

Neutrino je elementarna čestica. Spada u leptone, nema naelektrisanje, spin je polubrojni (\begin{matrix}\frac{1}{2}\hbar\end{matrix}) pa spada u fermione. Sva do sada opažena neutrina su lijeve heličnosti (tj. realizovano je samo jedno od dva moguća spinska stanja; helicitetom se izražava projekcija spinskog momenta na pravac kretanja). Dugo se vjerovalo da nema masu, međutim, postoje indikacije da neutrino ipak ima masu, mada vrlo malu. Postojanje neutrina je postulirao Volfgang Pauli, ime im dao Enrico Fermi a eksperimentalno ih registrovao Frederik Rejns 1956. za šta je dobio Nobelovu nagradu za fiziku 1995. godine.

Commons logo
Fizika portal
Odjeljak isključivo posvećen fizici

Vrste neutrina[uredi | uredi izvor]

Neutrini
u standardnom modelu
Fermion Simbol masa
Generacija 1 (elektron)
Elektronski neutrino \nu_e\, < 2.5 eV
Elektronski antineutrino \bar{\nu}_e\, < 2.5 eV
Generacija 2 (muon)
Mionski neutrino \nu_\mu\, < 170 keV
Mionski antineutrino \bar{\nu}_\mu\, < 170 keV
Generacija 3 (tau)
Tau neutrino \nu_{\tau}\, < 18 MeV
Tau antineutrino \bar{\nu}_\tau\, < 18 MeV

Postoje tri vrste neutrina:

  • elektronski neutrino νe,
  • mionski neutrino νμ i
  • tau neutrino ντ

koji su dobili imena prema leptonima koji su im parovi u standardnom modelu (pogledati tablicu). Trenutno najbolji način za određivanje broja vrsta neutrina je posmatranje raspada Z bozona. Ova čestica se raspada u bilo koji neutrino i odgovarajući antineutrino, i što ima više vrsta neutrina to je kraći život Z bozona. Posljednja mjerenja pokazuju da je broj lahkih neutrina ("lahkih" znači mase manje od pola mase Z bozona) jeste 2.984±0.008[1].

Postoje eksperimenti koji ukazuju na mogućnost postojanja neutrina koji ne učestvuju u slaboj nuklearnoj sili, znači koji nisu u vezi sa raspadom Z bozona. Saglasnost između postojanja šest kvarkova i šest leptona po standardnom modelu, među njima i tri neutrina, daje dodatne dokaze da postoji tačno tri vrste. Ipak, konačan i ubjedljiv dokaz da postoje samo tri vrste neutrina ostaje neuhvatljiv cilj fizike nuklearnih čestica.

Dugo se vjerovalo da neutrini različitih vrsta ne mogu da se pretvore jedan u drugi. Zapravo mogli bi, ali pod uslovom da imaju vrlo malu masu. Zaista ti prelazi, neutrinske oscilacije, su opaženi 1998. za šta su godine 2002. Raymond Davis mlađi i Masatoši Košiba dobili dio Nobelove nagrade za fiziku.

Historija[uredi | uredi izvor]

Pretpostavka da postoji neutrino je prvi put data 1931. godine od strane Volfganga Paulija da bi se objasnio energetski spektrum beta raspada, tj. prelazak neutrona u proton i zatim u elektron. Pauli je pretpostavio da postoji neka čestica koja odnosi razliku između energije i ugaonog momenta početnih i krajnjih čestica. Zbog njihovih fantomskih svojstava, prva detekcija neutrina je morala da sačeka još 25 godina od kad je njihovo postojanje predloženo. Godine 1956., Klajd Kovan, Frederik Rejns, F. B. Harison, H. V. Kruz i A. D. Megvajer su objavili članak pod nazivom Detekcija Slobodnog Neutrina: Potvrda. Ovaj članak je nagrađen Nobelovom nagradom za naučna dostignuća 1995. godine. Naziv neutrino je dao Enrico Fermi, koji je razvio prvu teoriju o interakcijama neutrina. Naziv neutrino je igra riječi od engleskog neutrone, preko italijanskog neutrino. Neutron znači veliki i neutralan, a neutrino mali i neutralan. Dokaz da postoji više od jedne vrste neutrina je dat 1962. godine od strane Leona Ledermana, Melvina Švarca i Džeka Štajnbergera. Naime, primjećene su prve interakcije muonskog (negdje i mionskog) neutrina. Kada je treća vrsta leptona, takozvani tau, pronađena 1975. godine u Stanfordskom linearnom akceleratoru, također se pretpostavljalo da i ona ima odgovarajući neutrino. Naime, ova treća čestica je nađena na sličan način kao i prva, tj. praćenjem nedostajuće energije i momenta u tau raspadu. Podsjetimo se, prva posmatranja su vršena nad beta raspadom. Prva detekcija tau neutrino interakcije je izvršena 2000. godine. Ovaj neutrino je zapravo čestica koja je najkasnije otkrivena direktnim posmatranjem.

Masa[uredi | uredi izvor]

Standardni model fizike čestica govori o neutrinima kao o česticama bez mase. Međutim, svaki dokaz o oscilaciji neutrina pobija ovu pretpostavku. Oscilacije neutrina, očigledne i toliko puta dokazane, zahtjevaju tzv. non-zero masses, odnosno prisustvo mase kod ovih čestica.

Kako se ovo dokazuje? Najjači argument da neutrini imaju masu dolazi iz kosmologije, tj. još od velikog praska. Ovaj model kaže da postoji fiksirani odnos (const.) između broja neutrina i fotona na kosmičkoj mikrotalasnoj pozadini. Ukoliko bi totalna energija sva tri tipa neutrina prevazilazila standardnih 50 eV po neutrinu, bilo bi mnogo više mase u svemiru, te bi se on urušio. Ovaj limit se može donekle prevazići pretpostavkom da je neutrino nestabilan; međutim, sam Standardni model dovodi to u pitanje skoro eliminišući nestabilnost kao mogućnost. Standardni model govori da suma masa neutrina mora biti manja od 0.3 eV (Gubar, 2006.). Svemu ovome je 1998. stao na kraj Super-Kamiokande detektor neutrina koji je otkrio da oni zaista osciluju, te iz toga nužno slijedi da imaju mase. Ova dokazivanja i detekcije Super-Kamiokandea pokazuju da najteži neutrino mora imati težinu od oko 0.05 eV, u krajnjem slučaju ne više od 0.3 eV. Naravno, postoje izvjesna odstupanja između takozvanih stanja masa 1 i 2 (kada se računaju kvadrati) koja se dobijaju jednačinom:

Δm212 = 0.000079 eV2

Godine 2006. sproveden je MINOS eksperiment kojim su mjereni kvadrati masa između stanja muonskog neutrina 2 i 3. Analiziran je intenzivnu muonski zrak, i dobijeni rezultati su se poklopili sa onima od Super-Kamiokandea. Dobijaju se po jednačini:

Δm232 = 0.0031 eV2

Izvori neutrina[uredi | uredi izvor]

Uticaj ljudi[uredi | uredi izvor]

Što se tiče uticaja čovjeka na stvaranje neutrina, nuklearne stanice su glavni emiteri. Antineutrini nastaju u toku beta raspada neutronima bogatih fragmenata nastalih u toku fisije. Uglavnom, glavna četiri izotopa za stvaranje fluksa antineutrina su uranijum-235, uranijum-238, plutonijum-239 i plutonijum-241. Prosječna nuklearna elektrana emituje i do 1020 neutrina u sekundi.

Neki akceleratori čestica se koriste za pravljenje usmjerenih zraka neutrina. Naime, ova tehnika se koristi da bi se protoni velikim brzinama zabijali u stojeće mete, te ovim procesom nastaju pioni i kaoni. Ove nestabilne čestice se zatim usmjeravaju u dugačak tunel gde se raspadaju u toku leta.

Nuklearne bombe također proizvode velike količine neutrina. Fred Rejns i Klajd Kovan su prvo pretpostavili da će naći neutrine kod bombe, a tek kasnije je obraćena pažnja na reaktore.

Zemlja[uredi | uredi izvor]

Neutrini također nastaju kao posljedica pozadinske radijacije. Naročito emituju snopove neutrina raspadi jezgara urana-238 i torijuma-232. Ovdje ubrajamo i kalijum-40 koji emituje antineutrine. Ovi takozvani geoneutrini mogu da daju značajne podatke o Zemljinoj unutrašnjosti. Prva pretpostavka o postojanju geoneutrina je načinjena 2005. godine od strane KamLAND-a.

Atmosferski neutrini[uredi | uredi izvor]

Atmosferski neutrini su rezultat interakcije kosmičkih zraka sa atomskim nukleonima u Zemljinoj atmosferi, pri čemu nastaje kiša čestica od kojih su mnoge nestabilne. Ova nestabilnost je uzrok nastajanju neutrina. Nestabilna jezgra se raspada i emituje neutrine. Prva interakcija je detektovana 1965. godine u KGF rudnicima.

Solarni neutrini[uredi | uredi izvor]

Otkriće neutrina sa supernove SN 1987A označava početak neutrino astronomije.

Solarni neutrini potiču od nuklearne fuzije koja napaja Sunce i sve zvijezde. Također, oni su nusprodukt supernova (kod ovih događaja, pritisak u jezgru postaje toliki da degeneracija elektrona nije dovoljna da zaustavi protone i neutrone da se kombinuju i stvore jedan neutron i neutrino). Ovu vrstu emisije neutrina su otkrili Raymond Davis mlađi i Masatoši Košiba, za šta im je dodjeljena Nobelova nagrada iz fizike 2002. godine.

Kosmička pozadinska radijacija[uredi | uredi izvor]

Pretpostavlja se da kosmička pozadinska radijacija preostala od Velikog praska u sebi sadrži neutrine malih energija. Osamdesetih godina dvadesetog vijeka se mislilo da je ovo objašnjenje za postojanje tamne materije. U odnosu na ostale kandidate za tamnu materiju, neutrini su imali jednu prednost: naučnici su znali da oni postoje. Međutim, i u ovoj teoriji postoje problemi.

Detekcija neutrina[uredi | uredi izvor]

Neutrini mogu da intereaguju preko neutralnog toka (neutral current) uključujući razmjenu Z bozona, ili preko promjenjenog toka (charged current) uključujući razmjenu W bozona. U prvom slučaju, neutrino napušta detektor nakon što je prenio nešto svoje energije i momenta čestici meti. Sva tri spina neutrina ovdje mogu učestvovati bez obzira na energiju neutrina. U drugom slučaju, neutrino se transformiše u njegovu partner-česticu (muon, elektron ili tau). Međutim, ako neutrino nema dovoljno energije da je pretvori u masu svoje teže partner-čestice, energija promenjenog toka mu je nedostupna. Solarni i neutrini raznih reaktora imaju dovoljno energije da izvrše ovaj prelaz u elektron.

Neki detektori neutrina su:

(članci na engleskoj wiki)

Vanjski linkovi[uredi | uredi izvor]


Commons logo
U Wikimedijinom spremniku se nalazi još materijala vezanih uz: