Neutrínó
A Wikipédiából, a szabad lexikonból.
A háromféle neutrínó a leptonok, azaz a könnyű elemi részecskék családjába tartozik, vagyis nem vesznek részt az erős kölcsönhatásban. Elektromos töltésük nincs, semlegesek (innen van a nevük is, mely olaszul „semlegeskét” jelent), emiatt az elektromágneses kölcsönhatásban sem vesznek részt. Legfontosabb tulajdonságuk, hogy rendkívül közömbösek az anyaggal szemben (a hatáskeresztmetszetük igen kicsi), egy fényév vastag ólomfalon a neutrínók kb. fele haladna át. Ez a tulajdonságuk jelentős mértékben megnehezíti, hogy kísérleti úton észlelni tudjuk őket, mert a kimutatás alapja valamilyen kölcsönhatás. (A kölcsönhatási valószínűség ugyanakkor erősen függ a neutrínó energiájától: ennek következtében az is erőteljesen nő.)
A neutrínóknak 3 típusa van: elektron-neutrínó, müon-neutrínó, tau-neutrínó. A standard modell szerint mindegyik kapcsolatba hozható egy másik - negatív töltéssel rendelkező - leptonnal az elektronnal, müonnal, ill. a tau-részecskével. Amikor a nagy energiájú neutrínó kölcsönhatásba kerül az anyaggal, általában töltött lepton keletkezik, ehhez hasonló folyamat felelős a hadronok gyenge bomlásaiért is. A pozitív pion bomlása során például a pionban lévő kvark–antikvark pár megsemmisül, és ennek során müon és müon–antineutrínó pár keletkezik.
Fermion | Jel | Tömeg |
---|---|---|
1. generáció (elektron) | ||
Elektron-neutrínó | ![]() |
< 2.5 eV |
Elektron-antineutrínó | ![]() |
< 2.5 eV |
2. generáció (müon) | ||
Müon-neutrínó | ![]() |
< 170 keV |
Müon-antineutrínó | ![]() |
< 170 keV |
3. generáció (tau) | ||
Tau-neutrínó | ![]() |
< 18 MeV |
Tau-antineutrínó | ![]() |
< 18 MeV |
Tartalomjegyzék |
Története, kronológia
A neutrínó létezését először Wolfgang Pauli feltételezte 1931-ben, hogy a béta-bomlás folytonos energiaspektrumát megmagyarázza. Nélküle nem teljesült volna az energia- és perdület-megmaradás törvénye.
1946 Bruno Pontecorvo javasolta, hogy a Nap-neutrínókat klórtartalmú anyag (perklór-etilén, C2Cl4)segítségével detektáljuk.
1954-ben Szalay Sándor és Csikai Gyula kimutatták közvetett módon a neutrínó létezését. A gyorsan bomló hélium-3 izotóp bomlásakor sikerült lefényképezni, hogy nem csak energia, hanem impulzus is hiányzik. (A kísérlet eredetileg a paritássértést cáfolta volna.)
1956 a neutrínók közvetlen kimutatása protonokon kiváltott inverz béta-bomlásuk alapján. Frederick Reines, Clyde Cowan, F. B. Harrison, H. W. Kruse és A. D. McGuire közzétették cikküket a Science (folyóirat)-ben "Detection of the Free Neutrino: a Confirmation" (A szabad neutrínó kimutatása: igazolás) címmel 1995-ben Reines-t és Cowant Nobel-díjjal tüntették ki.
1957-ben Bruno Pontecorvo felvetette a neutrínóoszcilláció lehetőségét.
1961 a müon-neutrínó felfedezése a Brookhaveni Nemzeti Laboratóriumban.
1962-ben a Leon Lederman által vezetett kétneutrínó-kísérlet kimutatta, hogy nem csak egyféle neutrínó létezik.
1968 A Davis-kísérlet kezdete. A napneutrínók első detektálása perklór-etilént tartalmazó detektorral.
1974 a tau-neutrínó felfedezése (Fermilab, USA).Gyorsítós kísérletek során rámutattak arra, hogy az elektron-, müon-, és tau-neutrínók az elektron, müon, ill. a tau részecske bomlása során keletekeznek.
1996 megkezdte működését a japán Super-Kamiokande neutrínódetektor.
1985 A Super-Kamiokande átépítése. A detektor nagyobb mérőtérfogata lehetővé tette a kozmikus eredetű neutrínók detektálását is.
1987 A Super-Kamiokande elsőként detektált szupernóvából SN1987A származó neutrínókat.
1991 Megkezdte működését a GALLEX detektor (Gran Sasso, Olaszország)
1998 A GALLEX kísérlet folytatásaként megépül a GNO, az újgenerációs galliumkísérletek egyike.
1998 a neutrínó-oszcilláció kimutatásával a Super-Kamiokande azt is kimutatta, hogy legalább az egyik neutrínótípusnak kell, hogy legyen tömege.
1999 megkezdte működését a kanadai SNO (Sudbury Neutrino Observatory), mely napjainkban a világ legfejletteb neutrínó obszervatóriuma.
2002 Raymond Davis Jr. és Masatoshi Koshiba megosztott fizikai Nobel-díjat kaptak a kozmikus neutrínók kimutatásáért.
Napneutrínó-probléma, neutrínóoszcilláció, neutrínótömeg
Sokáig nem tudták, miért mérünk kevesebb (elektron)neutrínót, mint amennyinek a Nap működésének modellje szerint a Nap belsejében keletkeznie kell. A kísérletileg észlelt neutrínók száma közel harmada az elméleteink által megjósoltnak. A tapasztalt hiányt egyaránt kimutatták a kozmikus sugárzásban, és a napneutrínók esetében is. Ezt nevezik napneutrínó-problémának (Solar Neutrinos Problem – SNP)
A probléma megoldására számtalan hipotézis felvetődött (a Nap energiatermelését nem ismerjük eléggé, az ún. Standard Nap-Modell fizikai paramétereinek változtatása, a neutrínó esetleges bomlása). A végső megoldást Pontecorvo olasz fizikus oszcillációs elmélete adta.
Az oszcillációt elsőként a Super-Kamiokande és a Sudbury Neutrino Observatory nevű neutrínódetektorok mutatták ki. Ezeknek a detektoroknak a detektálási technikája lehetővé teszi mindhárom típusú neutrínó észlelését. A mérések alapján arra következtettek, hogy a mért neutrínók száma megegyezik az elméletileg jósolttal, csak az elektron-neutrínók számában tapasztaltak eltérést. Ebből egyértelműen (neutrínóoszcilláció)-ra következtettek. Az elmélet (standard modell) szerint az oszcilláció ténye egyben azt is jelenti, hogy a neutrínóknak is rendelkeznek nyugalmi tömeggel, habár az nagyon kicsi.
Neutrínóforrások
Mesterséges források
Az atomerőművek az ember által előállított neutrínók legfőbb forrásai. Egy átlagos erőmű másodpercenként 50 000 neutrínót állít elő. A másik forrás a részecskegyorsítók.
A Föld
A neutrínók a természetes háttérsugárzásban is keletkeznek a Föld belsejében lévő radioaktív urán és tóriumizotópokból béta-bomlás során. A földi eredetű (terresztriális) neutrínók detektálásával információt kaphatunk a föld belsejében végbemenő radioaktív folyamatokról és a hőmérsékleti viszonyokról.
Légköri (atmoszferikus) neutrínók
A légköri neutrínók a kozmikus sugárzás és a légkör atommagjainak kölcsönhatása során keletkeznek a sztratoszférában. Ezen nagyenergiájú folyamatok során pí-mezonok keletkeznek, melynek bomlásterméke egy müon, és egy vele társultan keletkezett neutrínó.
Napneutrínók (szoláris neutrínók)
A napneutrínók a Nap és a többi csillag energiáját adó atommagfúzió során keletkezik. A Nap egy rendkívül intenzív neutrínóforrás: belsejében másodpercenként 3,8×1038 neutrínó keletkezik. Ezek zöme a proton-proton ciklusban, kisebb részük a CNO ciklusban keletkezik. A napneutrínók - kicsi hatáskeresztmetszetük következtében - könnyen kijutnak a Nap belsejéből (ellentétben a fotonokkal, amiknek akár 106 évre is szükségük van minderre) és keletkezésüktől számítva 8,3 perc alatt érik el a Földet. A napneutrínók energiaspektruma a magreakciók részleteinek függvénye. Az energiaspektrum 0,4 MeV-tól 19 MeV-ig terjed. (A különböző forrásokból érkező neutrínók közül a napneutrínók energiája a legkisebb) Azok a kísérletek, amelyek a napneutrínókat detektálják, lehetővé teszik a Nap belsejében uralkodó fizikai körülmények meghatározását. Az energiatermelés pontos mechanizmusának ismeretében pedig tökéletesíthetjük a Nap szerkezetére és fejlődésére felállított asztrofizikai elméleteinket, különös tekintettel a széles körben elfogadott és alkalmazott ún. Standard Nap-modellre. A napneutrínók detektálásának elengedhetetlen feltételei:
- A kozmikus háttér csökkentése. A radioaktivitás szempontjából a detektorban használt minden anyagnak nagyon tisztának kell lennie. A víz-Cserenkov-detektoroknál pl. SNO (Sudbury Neutrínó Obszervatórium), Super-Kamiokande éppen ezért ultratiszta vizet alkalmaznak.
- A napneutrínók megkülönböztetése más neutrínóforrásoktól. A terresztriális neutrínók kiszűrése nem okoz gondot, mivel energiájuk jóval alacsonyabb, mint a napneutrínóké. A fő nehézséget a kozmikus sugárzásban keletkezett neutrínóktól jelentik. A napneutrínókat érkezési irányuk alapján különböztetik meg az atmoszférikus neutrínóktól, amelyek ellnetétben velük irányfüggetlen háttérzajt keltenek. A másik jelentős különbség, hogy a napneutrínók intenzitása függ a Föld Naptól mért távolságától: nyáron (naptávolban) valamivel kisebb a jelintenzitás, mint télen (napközelben).
Kozmológiai jelenségek
A neutrínók a szupernóvarobbanás fontos végtermékei. A szupernóva energiájának nagy része neutrínókitörés formájában távozik. A neutrínó akkor keletkezik, amikor a proton elektron befogásával neutronná alakul. Az első bizonyítékot az 1987A szupernóva szolgáltatta 1987-ben, amelyből neutrínókat észleltek. A robbanás folyamán a csillag magjának sűrűsége olyan nagy (1014 gramm/cm3) lesz, hogy a neutrínó és a körülötte levő csillaganyag közötti kölcsönhatás jelentőssé válik. Egyéb neutrínó források: a fekete lyukakat körülvevő ún. akkréciós korongból, aktív galaxismagokból (AGN - Active Galactic Nuclei) származó neutrínók. Neutrínók keletkeztek az Ősrobbanás (Big Bang) során is.
Kozmikus háttérsugárzás
Feltételezik, hogy az Ősrobbanás folyamán létrejött kozmikus háttérsugárzásban is jelen vannak alacsony energiájú neutrínók. Az 1980-as években az gondolták, hogy ez a magyarázata a világegyetemben feltételezett sötét anyagnak.
A neutrínók detektálása
A különböző származású neutrínóknál eltérő detektálási módszereket alakalmaznak. A részecskegyorsítók és reaktorok között alig van ebben a vonatkozásban eltérés; körülbelül hasonló felépítésűek, bár a jelentősen eltérő energiákat figyelembe kell venni (a reaktorokban ált. kisenergiájú neutrínók keletkeznek). Pl. a kozmikus sugárzással érkező neutrínók (energiájuk széles skálát fog be) detektálása másképp történik, mint a kisenergiájú napneutrínóké. Itt az alapnehézségen kívül, miszerint a neutrínók hatáskeresztmetszete igen kicsi, még hozzájárul az is, hogy az Univerzumból származó neutrínók intenzitása igen alacsony, ezért a háttér nagyon súlyosan esik latba.
A detektorok típusai
- Szcintillációs detektorok
- Cserenkov-detektorok
Cserenkov-sugárzás akkor lép fel, ha egy töltött részecske mozgása egy átlátszó közegben (pl.: víz, benzol, plexi- vagy teflonüveg stb.) gyorsabb a fény fázissebességénél. (Csak a vákuumbeli fénysebességet nem lehet túllépni!) [ A fény fázissebessége c/n-nel egyenlő, ahol c a fénysebesség vákuumban, n pedig az átlátszó anyag fénytörésmutatója.] Mivel a neutrínók közel fénysebességgel haladnak, így a töltött részecskék 1-nél nagyobb törésmutatójú közegben Cserenkov-sugárzást bocsátanak ki. A Cserenkov-sugárzás magyarázata az ún. Cserenkov-effektus. (Ez csak abban az esetben megy végbe, ha az anyag nem vezet, Cserenkov-sugárzás ezért csak dielektrikumokban fordul elő.) Ha a töltött részecske egy közegben gyorsan mozog, akkor a részecske előtt a polarizáció nem jött létre, mivel az elektromos kölcsönhatások fénysebességgel terjednek. A részecske helyén eredő dipólmomentum keletkezik. Ez a gyorsan keletkező és megszűnő dipólmomentum okozza az elektromágneses sugárzást. A Cserenkov-sugárzás főként a látható kék tartományban lép fel, mert a törésmutató csak ezekre a hullámhosszokra nagyobb 1-nél.
A detektálás módszerei
1. direkt mérés
A különböző termonukleáris reakciókban keletkezett neutrínók egyidejű mérése. Ez a módszre lehetővé teszi a relatív neutrínófluxusok meghatározását is. Fontos szerepe van a napneutrínók detektálásánál(a fúzió alláncainak százalékos bekövetkezési valószínűségében). Direkt méréseket végez a Super-Kamiokande és a Sudbury Neutrínó Obszervatórium
2. radiokémiai mérés
A neutrínók detektoranyaggal kiváltott inverz béta-bomlásán alapuló módszer. Ennek során mérik a bekövetkezett reakciók - „neutrínóesemények” - számát. Ezek a kísérletek valamennyi neutrínótípusra érzékenyek, ha azok energiája nagyobb a béta bomlásban reagáló ill. keletkezett atommagok tömegének különbségével. Hátrányuk, hogy nem tudnak különbséget tenni a különböző neutrínóforrások között.
Neutrínó-detektorok, neutrínó-kísérletek
- AMANDA [Antarctic Muon and Neutrino Detector]
- ANTARES
- ATLAS [A Toroidal LHC ApparatuS]
- BDUNT [Baikal Deep Underwater Neutrino Telescope]
- BNO [Baksan Neutrino Observatory]
- BooNE [Booster Neutrino Experiment]
- BOREXINO [BORon EXperiment]
- BUGEY
- CCFR (FermiLab)
- CHOOZ (reactor neutrino oscillations experiment )
- CHORUS [CERN Hybrid Oscillation Research apparat US]
- CLEAN [Cryogenic Low-Energy Astrophysics with Neon]
- CNGS [CERN to Gran Sasso]
- COSMOS [COsmologically Significant Mass Oscillation Search]
- CRESST [Cryogenic Rare Event Search using Superconducting Thermometers]
- CUORE [Cryogenic Underground Observatory for Rare Events]
- DAMA (particle DArk Matter searches with highly radiopure scintillators at Gran Sasso)
- DONUT (experiment at FermiLab)
- Double–CHOOZ
- DUMAND [Deep Undersea Muon and Neutrino Detector], from Hawaii US.
- EAS–TOP [Extensive Air Showers-TOP]
- ELEGANT
- EXO [Enriched Xenon Observatory of double beta decay]
- GALLEX [GALLium EXperiment]
- GENIUS [GErmanium NItrogen Underground Setup]
- GNO [Gallium Neutrino Observatory]
- GOTTHARD [Gotthard Xe double beta decay experiment]
- HEIDELBERG–MOSCOW
- HELLAZ [HElium at Liquid AZzote temperature]
- HERON [Helium Roton Observation of Neutrinos]
- HOMESTAKE–CHLORINE (Homestake chlorine experiment)
- HOMESTAKE–IODINE (Homestake iodine experiment)
- ICARUS [Imaging Cosmic And Rare Underground Signal]
- IceCube (a kilometer-scale neutrino observatory)
- IGEX [International Germanium EXperiment]
- IMB [Irvine Michigan Brookhaven] experiment]
- Kamiokande
- KamLAND [Kamioka Liquid scintillator Anti Neutrino Detector]
- KARMEN [KArlsruhe Rutherford Intermediate Energy Neutrino Experiment]
- KATRIN [KArlsruhe TRItium Neutrino Experiment]
- K2K
- KM3NeT
- LENS [Low Energy Neutrino Spectroscopy]
- LSND [Liquid Scintillator Neutrino Detector]
- LVD [Large Volume Detector] at Gran Sasso
- MACRO [Monopole Astrophysics and Cosmic Ray Observatory]
- MINERvA (experiment at FermiLab)
- MINOS [Main Injector Neutrino Oscillation Search]
- MONOLITH [Massive Observatory for Neutrino Oscillation or LImits on THeir Existence]
- MOON [Molybdenum Observatory Of Neutrinos]
- NEMO [Neutrino Ettore Majorana Observatory] (double beta decay experiment)
- NESTOR [Neutrino Extended Submarine Telescope with Oceanographic Research]
- NOE [Neutrino Oscillation Experiment]
- NOMAD [Neutrino Oscillation MAgnetic Detector]
- OMNIS [Observatory for Multiflavor NeutrInos from Supernovae]
- OPERA [Oscillation Project with Emulsion–tRacking Apparatus]
- ORLAND [Oak Ridge Laboratory for Neutrino Detectors]
- Palo Verde
- RAND [Radio Neutrino Detector Array]
- RICE [Radio Ice Cherenkov Experiment]
- SAGE [Soviet–American Gallium Experiment]
- SNO Sudbury Neutrino Observatory
- SOUDAN–2 [Tower–Soudan Iron Mine, Minesota, USA]
- Super-Kamiokande [SK]
- TOSCA [Topological Oscillation Search with kinematiCal Analysis]
- Troitsk Neutrino Mass Experiment
- UNO [Underground Nucleon decay and neutrino Observatory]
Lásd még
Külső hivatkozások
Magyar nyelvűek
- A neutrínó
- A neutrínók mérése és tulajdonságaik (Horváth Zalán)
- Forgácsné Dajka Emese: Megoldották a Napneutrínó-problémát?
- http://cosmo.supernova.hu/neutrino.htm Mégis van tömege a neutrínóknak!
- http://astro.elte.hu/icsip/nap/nap_energiatermeles/napneutrino_in.html A napneutrínók rejtélye
- http://www.sulinet.hu/tart/ncikk/al/0/10137/n2002.htm
- http://www.kleint1.htm/
- http://www.neutrino.kek.jp/
- http://www.sg.hu/cikk.php?cid=21751
- http://www.szgti.bmf.hu/fizika/cern-sajatkezüleg/stdmod/nobel-prize/1988.htm
- http://www.grandpierre.zenenet.hu/csillag3.htm
- http://www.poli.hu/poli/iskelet/poligraf/12/03/120304.htm
- http://www.intervareh/valas/Valas/hirek/other/sudbury.htm
- http://www.csatweb.csatolna.hu/tagok/csa/korabbi/korabbi0109.shtml
- http://www.nukinfo.reak.bme.hu/printphp?sid=188-6k
- http://www.enc.hu/1enciklopedia/fogalmi/fiz-atom/neutrino
- http://www.sulinet.hu/Albd&nrl=/termeszetvilaga/archiv/2000/0015/20.htm
- A Bajkál neutrínó-kísérlet
Irodalom
- Herbert Pietschmann: A neutrínó - múlt, jelen, jővő, Fizikai Szemle, 2006. jan. 2-6. o.
- Forgácsné Dajka Emese: Szupernóvák és neutrínók Fizikai Szemle, 1999. febr. 49-56. o.
- Forgácsné Dajka Emese: A Nap és a neutrínók Fizikai Szemle, 2000. ápr. 124-134. o.
- Patkós András: Nobel-díj 1999 – elméleti részecskefizikáért. Természet Világa 2000. (131. évf.), 3. sz., 101–105. o.
- Bődy Zoltán: Különböző detektorok. Természet Világa 2000. (131. évf.), 10. sz., 472. o.
- Manno István: Megoldották a napneutrínók problémáját. Természet Világa 2001. (132. évf.), 9. sz. 406–408. o.
- Pietschmann Herbert: Neutrínófizika és a Win-műhelyek. Fizikai Szemle 2002. (52. évf.), 5. sz., 167–168. o.
- Marx György: A századforduló világsztárjai: a neutrínók. Fizikai Szemle 2002. (52. évf.), 7. sz.
- Mészáros Péter: A nagyenergiájú neutrínók és a kozmikus sugárzás fizikája és asztronómiája. Fizikai Szemle 2005. (55. évf.), 9. sz., 302–305. o.
- Grandpierre Attila: Honnan ered a Nap melege? Élet és Tudomány 2000. jún. 16.
- Kiss Dezső: „Bizarr” részecskék: a neutrínók. Élet és Tudomány 2000. 34. sz. 1063–1069. o.
- Fésüs Éva: Új ablakok a világegyetemre: neutrínócsillagászat. Élet és Tudomány 2002. 49. sz.
- Bődy Zoltán: A neutrínó újabb meglepetései. Természet Világa 1993. (124. évf.), 5. sz., 200–204. o.
- Marx György: A neutrínó Nobel-díja. Természet Világa 1996. (127. évf.), 3. sz., 98–101. o.
- Manno István: A napneutrínók. Természet Világa 1996. (127. évf.), 4. sz., 162–166. o.
- Manno István: Csendes fizika. Természet Világa 1996. (127. évf.) 10. sz. 441–444. o.
- Manno István: A Borexino–kísérlet. Természet Világa 1997. (128. évf.), 2. sz.
- Bődy Zoltán: Bizonyíték a neutrínóoszcilláció mellett. Természet Világa 1997. (128. évf.), 11. sz., 516. o.
Külföldi honlapok
- http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb3/testnu.html (Photon 1Million year Quote)
- http://www.bnl.gov/bnlweb/raydavis/1967PR.pdf (Ray Davis Press release)
- http://www.bnl.gov/bnlweb/raydavis/BB_sept1967.pdf (Bullitin borde Ray Davis)
- http://www.mpi-hd.mpg.de/nuastro/gallex.html (GALLEX)
- http://www.sns.ias.edu/~jnb/ John Bahcall Website
- http://www.sno.phy.queensu.ca/ SNO Home page
- http://www.geo.mtu.edu/weather/aurora/images/sun/ Photo of the sun
- OMNIS: Observatory for Multi-flavor NeutrInos from supernovae (Suggested experiment at WIPP[1])
- Ultimate neutrino page
- Super-Kamiokande neutrino detector finds neutrino mass
- Measuring the density of the earth's core with neutrinos
- The IceCube Neutrino Observatory Web site
- MiniBooNE
- http://www.ps.uci.edu/~tomba/sk/tscan/pictures.html
- http://www.pha.jhu.edu/people/faculty/gd.html
- http://physicsweb.org/article/news/
- http://xxx.lanl.gov/abs/hep-ex/9807003
- http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/doc/sk/photo/index.html
- http://www.phys.washington.edu/~superk/
- http://sno.phy.queesu.ca/
- http://www.neutrino.kek.jp/
- www.gyroscope.txo.hu/spacenews/neutrino.htm