neutrino

Neutrina to elektrycznie obojętne cząstki elementarne o bardzo małej masie . W standardowym modelu fizyki cząstek elementarnych istnieją trzy typy ( generacje ) neutrin: neutrina elektronowe, mionowe i tau. Każda generacja neutrina składa się z samego neutrina i jego antyneutrina . Nazwę neutrino zaproponował Enrico Fermi dla cząstki postulowanej przez Wolfganga Pauliego i oznacza (według włoskiego zdrobnienia ino ) małą, neutralną cząstkę.

Kiedy neutrina oddziałują z materią, w przeciwieństwie do wielu innych znanych cząstek elementarnych, zachodzą tylko słabe procesy interakcji . W porównaniu z oddziaływaniem elektromagnetycznym i silnym reakcje zachodzą bardzo rzadko. Dlatego wiązka neutrin przechodzi również przez duże grubości materii - np. B. przez całą ziemię - nawet z pewnym osłabieniem. Wykrywanie neutrin w doświadczeniach jest odpowiednio złożone.

Wszystkie elementarne cząstki Modelu Standardowego: zielony to leptony, dolny rząd to neutrina

W zależności od miejsca pochodzenia neutrin obserwowanych w detektorach neutrin, można je rozróżnić

• kosmiczne neutrina (kosmos)
• neutrina słoneczne (słońce)
• atmosferyczne neutrina (atmosfera ziemska)
• Geoneutrina (wnętrze Ziemi)
• Neutrina reaktorowe (reaktory jądrowe)
• Neutrina z eksperymentów akceleratorowych

Historia badań

Pierwsze zdjęcie neutrina w komorze pęcherzykowej wypełnionej ciekłym wodorem w Argonne National Laboratory z 1970 roku. Neutrino zderza się z protonem . Reakcja miała miejsce po prawej stronie zdjęcia, gdzie zbiegają się trzy ścieżki. Wiązkę neutrin uzyskano z rozpadu dodatnio naładowanych pionów, które zostały wygenerowane przez bombardowanie berylowego celu wiązką protonów.

Górny obraz (lustrzany i inny kontrast) z narysowanymi śladami: Możesz zobaczyć reakcję . Neutrino mionowe ( ) pochodzące z dolnej lewej strony (niewidoczne) zderza się z protonem (p) ciekłego wodoru. Końcowym produktem reakcji jest dodatnio naładowany pion ( ) i ujemnie naładowany mion ( ). Szczegółową reakcję neutrina z kwarkami protonu, w których pośredniczy bozon W ( oddziaływanie słabe ), pokazano schematycznie po prawej stronie śladów.${\ Displaystyle \ nu _ {\ mu} + p \ rightarrow \ pi ^ {+} + \ mu ^ {-} + p}$${\ displaystyle \ nu _ {\ mu}}$${\ displaystyle \ pi ^ {+}}$${\ displaystyle \ mu ^ {-}}$

Podczas rozpadu radioaktywnego beta-minus , początkowo zaobserwowano tylko jeden wyemitowany elektron . Wraz z pozostałym rdzeniem wydawało się, że jest to problem dwóch ciał (patrz także kinematyka (procesy cząstek) ). To mogłoby wyjaśniać ciągłe widmo energii elektronów beta tylko przy założeniu naruszenia prawa zachowania energii . To skłoniło Wolfganga Pauliego do przyjęcia nowej cząstki elementarnej, która - niezauważona przez detektory - jest emitowana z jądra w tym samym czasie co elektron. Ta cząstka przenosi część energii uwolnionej podczas rozpadu. W ten sposób elektrony promieniowania beta mogą otrzymywać różne ilości energii kinetycznej bez naruszania zasady zachowania energii.

W liście z 4 grudnia 1930 roku Pauli zaproponował tę hipotetyczną cząstkę, którą początkowo nazwał neutronem. Enrico Fermi , który opracował teorię dotyczącą podstawowych właściwości i interakcji tej cząstki, przemianował ją na neutrino (po włosku „mały neutron”, „mały neutron”), aby uniknąć konfliktu nazw ze znanym dzisiaj neutronem . Dopiero w 1933 roku Pauli przedstawił swoją hipotezę szerszej publiczności i zapytał o możliwe dowody eksperymentalne. Ponieważ neutrino nie generowało sygnału w zwykłych detektorach cząstek, było jasne, że jego wykrycie będzie niezwykle trudne.

W rzeczywistości pierwsza obserwacja została dokonana dopiero 23 lata później, w 1956 r., W jednym z pierwszych dużych reaktorów jądrowych z eksperymentem z czystym neutrinem Cowan . 14 czerwca 1956 r. Badacze wysłali Wolfgangowi Pauli telegram do Zurychu z wiadomością o sukcesie. Ze względu na rozkład beta z produktów rozszczepienia, a wydzielające reaktora jądrowego neutrin (dokładniej: elektronów antyneutrina) o znacznie wyższej gęstości strumienia magnetycznego, niż może być osiągnięty z preparatem radioaktywnego. Reines i Cowan zastosowali następującą reakcję cząstek (tak zwany odwrotny rozpad beta), aby wykryć antyneutrina:

${\ Displaystyle {\ bar {\ nu}} _ {e} + p \ rightarrow e ^ {+} + n}$

Antyneutrino spotyka proton i tworzy pozyton i neutron. Oba te produkty reakcji są stosunkowo łatwe do zaobserwowania. Za to odkrycie Reines otrzymał w 1995 roku Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki .

Neutrino mionowe zostało odkryte w 1962 roku przez Jacka Steinbergera , Melvina Schwartza i Leona Maxa Ledermana wraz z pierwszą wiązką neutrino wytworzoną w akceleratorze. Wygenerowali wiązkę neutrin, wystrzeliwując wiązkę pionu o wysokiej energii tak daleko, że niektóre piony (około 10%) rozpadły się na miony i neutrina. Za pomocą masywnej stalowej osłony o grubości około 12 m, która zatrzymywała wszystkie cząstki z wyjątkiem neutrin z mieszanej wiązki cząstek pionów, mionów i neutrin, byli w stanie uzyskać czystą wiązkę neutrin. W tym celu w 1988 roku otrzymali Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki. Wraz z neutrinem mionowym odkryto drugą generację neutrin, która jest analogiem neutrina elektronowego mionów . Przez krótki czas termin neutretto był używany w odniesieniu do neutrina mionowego ( -etto jest również włoskim zdrobnieniem ), ale nie był on powszechnie używany. Kiedy w 1975 roku odkryto tauon , fizycy spodziewali się również odpowiedniej generacji neutrin - neutrina tauonowego. Pierwsze oznaki jego istnienia dały ciągłe widmo w rozpadzie Tauon, podobnie jak w rozpadzie beta. W 2000 roku po raz pierwszy neutrino tau wykryto bezpośrednio w eksperymencie DONUT .

Eksperyment LSND w Los Alamos, który trwał od 1993 do 1998 roku , został zinterpretowany jako wskazanie na istnienie sterylnych neutrin , ale był kontrowersyjny. Po KA rlsruhe- R utherford- M ittel- è nergie- N eutrino- ( KARMEN ) eksperyment pod przewodnictwem Centrum Badań w Karlsruhe w brytyjskim laboratorium Rutherford nie mógł odtworzyć wyniki, interpretacja ta obowiązuje od 2007 roku przez pierwszy wyniki MiniBooNE ( eksperyment z miniaturowym neutrinem wzmacniającym w Fermi National Accelerator Laboratory ) jako otwarte.

W badaniach nad neutrinami XXI wieku czterech naukowców otrzymało Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki (2002 i 2015), a pięć zespołów naukowców otrzymało przełomową nagrodę w dziedzinie fizyki fundamentalnej 2016.

nieruchomości

Trzy generacje neutrin i antyneutrin

Trzy pokolenia z leptonów są znane. Każdy z nich składa się z elektrycznie naładowanej cząstki -  elektronu , mionu lub tauonu  - i elektrycznie neutralnego neutrina, neutrina elektronowego ( ), neutrina mionowego ( ) lub neutrina tau lub tauonu ( ). Następnie jest odpowiednich sześć antycząstek . Wszystkie leptony mają spin  ½. ${\ displaystyle \ nu _ {e}}$${\ displaystyle \ nu _ {\ mu}}$${\ displaystyle \ nu _ {\ tau}}$

Zgodnie z nowszymi odkryciami neutrina mogą się wzajemnie przekształcać. Prowadzi to do opisu gatunków neutrin jak trzech różnych stanach , i , z których każdy ma inną, ostro zdefiniowana (ale nadal nieznany) masowej. Obserwowalne elektronów, mionów i neutrina tau - nazwane naładowanej leptonu z którymi występują one razem - są kwantowe mechaniczne superpozycji tych trzech mas własnych . Zależność pomiędzy stany własne smak ( , , ), a stany własne masowe ( , , ) jest reprezentowany przez macierz mieszającą, w matrycy PMN . ${\ 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}}$

Liczbę typów neutrin o masie mniejszej niż połowa masy bozonu Z określano m.in. w eksperymentach precyzyjnych. ustalono, że wynosi dokładnie trzy w detektorze L3 w CERN .

Obecnie nie ma dowodów na podwójny rozpad beta bez neutrin . Wcześniejsze prace sugerujące, że zostało to obalone przez dokładniejsze pomiary. Neutrino wolne podwójny rozpad beta oznaczałoby, że albo zachowanie w Liczba Leptonowa jest naruszone lub neutrino jest jego własny antyczastka . W opisie teoretycznym pola kwantowego oznaczałoby to (w przeciwieństwie do obecnego modelu standardowego ), że pole neutrinowe nie byłoby spinorem Diraca , ale spinorem Majorany .

Fizycy Lee i Yang rozpoczęli eksperyment w celu zbadania spinów neutrin i antyneutrin. Zostało to przeprowadzone w 1956 roku przez Chien-Shiung Wu i doprowadziło do tego, że utrzymanie parytetu nie obowiązuje bez wyjątku:

Neutrino okazało się „leworęczne”, jego spin jest przeciwny do kierunku jego ruchu (antyrównoległość; patrz: ręczność ). Umożliwia to obiektywne wyjaśnienie z lewej i prawej strony . W obszarze oddziaływań słabych nie tylko ładunek elektryczny, ale także parzystość, czyli spin, muszą zostać zamienione podczas przechodzenia od cząstki do jej antycząstki . Słaba interakcja różni się od oddziaływania elektromagnetycznego tym, że słaba izospina jest związana z prawostronną lub leworęczną cząstką:

• w przypadku leptonów i kwarków tylko lewoskrętne cząstki i ich prawoskrętne antycząstki mają słabą izospinę różną od zera.
• Natomiast prawoskrętne cząstki i ich lewoskrętne antycząstki są obojętne na słabe oddziaływania z bozonami W ; zjawisko to nazywa się maksymalnym naruszeniem parzystości .

To również czyni zrozumiałym, że neutrina mogą być ich własnymi antycząstkami, chociaż neutrina i antyneutrina zachowują się inaczej w eksperymencie: Cząstki znane jako antyneutrina z eksperymentu byłyby po prostu neutrinami, których spin jest równoległy do ​​kierunku ruchu. Kierunku ruchu neutrin nie można po prostu odwrócić eksperymentalnie; Ponadto nie jest obecnie możliwe prowadzenie eksperymentów, w których neutrino jest wyprzedzane przez szybszą cząstkę i oddziałuje z nią, tak że kierunek ruchu w układzie odniesienia centrum oddziaływania jest przeciwny do kierunku ruchu w system odniesienia laboratorium.

Masa neutrinowa

Transport zbiornika próżniowego do eksperymentu KATRIN w celu określenia masy neutrin (listopad 2006)

Masa neutrin jest niezwykle mała; wszystkie dotychczasowe eksperymenty podają tylko górne granice. Ale od czasu odkrycia oscylacji neutrin stało się jasne, że muszą one mieć niezerową masę.

Metody wyznaczania masy neutrin dzielą się na cztery grupy:

• bezpośrednie wyznaczenie masy na podstawie brakującej energii podczas rozpadu beta
• obserwacja oscylacji neutrin , czyli przemian jednego typu neutrina w inny
• poszukiwanie wolnych od neutrin podwójnych rozpadów beta
• pośrednie wnioski z innych obserwacji, zwłaszcza z kosmologii obserwacyjnej

Wszystkie opublikowane wyniki są oceniane przez Particle Data Group i uwzględniane w corocznym przeglądzie fizyki cząstek .

Bezpośrednie pomiary punktu końcowego widma beta z trytem mógł by 2006 możliwe masa neutrinem elektron 2  eV / c ² ograniczyć do góry. Oczekuje się, że lepsza górna granica zostanie osiągnięta poprzez jeszcze dokładniejsze pomiary eksperymentu KATRIN w Instytucie Technologii w Karlsruhe , które powinny osiągnąć górną granicę 0,2 eV / c² . Poprzednie pomiary nie mogły wykluczyć, że najlżejsze neutrino jest bezmasowe, czego nie można się spodziewać bez poprawy dokładności pomiaru o kilka rzędów wielkości. W 2019 roku górna granica została poprawiona do 1,1 eV.

Obserwacja oscylacji neutrin jest pośrednim pomiarem różnic mas między różnymi neutrinami. Udowadniają, że neutrina w rzeczywistości mają bardzo małą masę różną od zera (w porównaniu do powiązanych z nimi naładowanych leptonów). Uzyskane w ten sposób bardzo małe różnice mas oznaczają również, że powyższa granica masy dla neutrin elektronowych jest jednocześnie granicą dla wszystkich typów neutrin.

Hipotetyczny, pozbawiony neutrin podwójny rozpad beta jest możliwy tylko wtedy, gdy neutrina są ich własnymi antycząstkami. Następnie, przy jednoczesnym rozpadzie beta 2 neutronów w jądrze atomowym, czasami anihilowane są 2 wirtualne neutrina zamiast emitowanych 2 (rzeczywistych) neutrin. Ponieważ same neutrina są trudne do zmierzenia, mierzona jest całkowita energia 2 elektronów wytworzonych w tym procesie: Jeśli zachodzą rozpady wolne od neutrin, całkowite widmo energii elektronów ma lokalne maksimum bliskie energii rozpadu, ponieważ prawie cały rozpad energia jest teraz rozpraszana przez elektrony (niewielka pozostałość jest przekształcana w energię kinetyczną jądra atomowego).

Kosmologiczne podejście do wyznaczania mas neutrin opiera się na obserwacji anizotropii kosmicznego promieniowania tła przez WMAP i innych obserwacjach określających parametry modelu lambda CDM , dzisiejszego standardowego modelu kosmologii. Ze względu na wpływ, jaki neutrina wywierają na tworzenie struktury we Wszechświecie i na pierwotną nukleosyntezę , można przyjąć , że górna granica sumy trzech mas neutrin wynosi 0,2 eV / c² (stan na 2007 r . ) .

Za odkrycie oscylacji neutrin Takaaki Kajita i Arthur B. McDonald otrzymali w 2015 roku Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki .

prędkość

Oczekuje się, że ze względu na małą masę neutrina powstające w procesach fizyki cząstek poruszają się w próżni z prędkością niemalże prędkości światła . W kilku eksperymentach zmierzono prędkość neutrin i zaobserwowano zgodność w zakresie dokładności pomiaru z prędkością światła.

Pomiar masy neutrin, prędkość neutrin i oscylacji neutrin reprezentują także możliwości sprawdzenia ważności niezmienniczości Lorentza z tej szczególnej teorii względności . Wyniki pomiarów eksperymentu OPERA z 2011 roku, zgodnie z którymi neutrina powinny poruszać się szybciej niż światło , można przypisać błędom pomiarowym. Nowy pomiar przeprowadzony przez ICARUS, a także nowa analiza danych OPERA wykazały zgodność z prędkością światła.

Zdolność penetracji

Zdolność do penetracji zależy od energii neutrin. Wraz ze wzrostem energii przekrój poprzeczny neutrin rośnie, a średnia droga swobodna odpowiednio maleje.

Przykład:
Średnia droga swobodna neutrin o energii 10 ³  TeV podczas interakcji z ziemią mieści się w zakresie średnicy Ziemi. Oznacza to, że prawie dwie trzecie tych neutrin wchodzi w interakcje podczas lotu nad ziemią, podczas gdy jedna trzecia przelatuje przez Ziemię. Przy 11 MeV średnia swobodna ścieżka w ołowiu wynosi już 350 miliardów kilometrów, a średnio około trzech z miliarda neutrin oddziałuje na Ziemię, podczas gdy reszta przeleciałaby przez nią bez przeszkód.

Dla porównania:
Największy akcelerator cząstek na świecie, Wielki Zderzacz Hadronów , generuje cząstki o energii 6,5 TeV na nukleon , Słońce produkuje głównie neutrina o energii poniżej 10 MeV.

Przegląd przekroju neutrin przy różnych reakcjach i energiach, opublikowany w 2013 r., Jest dostępny w Internecie.

Rozpady i reakcje

Diagram Feynmana dla rozpadu neutronu  n na proton  p, elektron  e ^- i antyneutrino elektronowe  , w którym pośredniczy bozon  W ^- . Ta reakcja jest przykładem naładowanego prądu.${\ displaystyle {\ overline {\ nu}} _ {e}}$

Procesy z neutrinami zachodzą poprzez oddziaływanie słabe . Neutrina również podlegają grawitacji; ale to jest tak słabe, że praktycznie nie ma znaczenia. Jak każde oddziaływanie słabe, procesy neutrin można podzielić na dwie kategorie:

Naładowany strumień

Cząstka elementarna sprzęga się z neutrinem poprzez naładowany elektrycznie bozon W. Tutaj zaangażowane cząstki są przekształcane w inne. Bozon wymienny jest naładowany dodatnio lub ujemnie w zależności od reakcji, więc ładunek zostaje zachowany. W ten sposób może również zachodzić elastyczne rozpraszanie. Ponieważ cząsteczki są takie same na początku i na końcu, zwykle można je opisać po prostu jako klasyczne rozpraszanie.

Neutralna energia elektryczna

Cząstka elementarna sprzęga się z neutrinem za pośrednictwem elektrycznie neutralnego bozonu Z. Związane z tym aromaty cząstek zostają zachowane, a reakcja przypomina elastyczne zderzenie, które może mieć miejsce z dowolnymi leptonami lub kwarkami. Jeśli transfer energii jest wystarczająco duży, konwersja cząstek może mieć miejsce w jądrach atomowych, które zostały trafione.

Rozpady

Pierwszymi znanymi procesami, w których uczestniczą neutrina, były radioaktywne rozpady beta . Podczas rozpadu β ^- - (beta-minus) neutron przekształca się w proton i emitowany jest elektron i antyneutrino elektronowe. Jeden z dwóch dolnych kwarków neutronu emituje pośredni bozon wektorowy W ^- i w ten sposób zamienia się w kwark górny. The W ^- boson następnie dzieli się na elektron i antyneutrino elektronów. Jest to więc „prąd naładowany”. Ten rozpad występuje np. Przy wolnych neutronach, ale także przy jądrach atomowych z dużym nadmiarem neutronów .

Podczas reakcji proton / proton wewnątrz Słońca generowane są neutrina elektronowe.

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

Nuklid przechodzi
do jądra potomnego o liczbie atomowej większej o 1 , wysyłając elektron i antyneutrino elektronowe .

I odwrotnie, w rozpadzie β ⁺ - (beta-plus) proton przekształca się w neutron, a podczas rozpadu powstałego bozonu W ⁺ emitowany jest pozyton i neutrino elektronowe. Proces zachodzi, gdy w jądrze występuje nadmiar protonów. Ponieważ produkty reakcji są cięższe niż pierwotny proton, należy zastosować różnicę masy z energii wiązania jądra.

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

Nuklid przechodzi
do jądra potomnego o liczbie atomowej mniejszej o 1 , z emisją pozytonu i neutrina elektronowego .

Reakcje

Ważnymi źródłami neutrin są także kosmiczne procesy syntezy jądrowej , na przykład zachodzące na słońcu . Jednym z przykładów jest reakcja proton-proton , która jest szczególnie ważna w przypadku małych gwiazd. Tutaj dwa jądra wodoru łączą się w ekstremalnie wysokich temperaturach, tworząc jądro deuteru; w wyniku przemiany protonu w neutron uwalniany jest pozyton i neutrino elektronowe.

${\ Displaystyle {} ^ {1} \ mathrm {H} ^ {+} + {} ^ {1} \ mathrm {H} ^ {+} \ to {} ^ {2} \ mathrm {H} ^ {+ } + e ^ {+} + {\ nu} _ {e}}$

Z punktu widzenia fizyki cząstek, reakcja ta jest równoważna rozpadowi β ⁺ . Ale jest to o wiele ważniejsze dla badań nad neutrinami, ponieważ dużo neutrin jest generowanych w słońcu. Neutrina elektronowe powstają również w innym procesie syntezy jądrowej, w cyklu Bethe-Weizsäckera , w słońcu i cięższych gwiazdach. Obserwacja tak zwanych neutrin słonecznych jest ważna dla zrozumienia ich właściwości, szczegółów procesów zachodzących na słońcu i podstawowych interakcji fizycznych .

Reakcje z neutrinem jako partnerem wyzwalającym zderzenie są ważne jako „odwrotny rozpad beta” przy wykrywaniu neutrin, jak na przykład w historycznym eksperymencie z neutrinami Cowana-Reina :

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

Badania neutrin

Chociaż niska reaktywność neutrin utrudnia ich wykrywanie, zdolność penetracji neutrin można również wykorzystać w badaniach: neutrina ze zdarzeń kosmicznych docierają do Ziemi , podczas gdy promieniowanie elektromagnetyczne lub inne cząstki w materii międzygwiazdowej są ekranowane.

astrofizyka

Najpierw do zbadania wnętrza Słońca wykorzystano neutrina . Bezpośrednia obserwacja optyczna rdzenia nie jest możliwa ze względu na dyfuzję promieniowania elektromagnetycznego w otaczających warstwach plazmy. Jednak neutrina, które są wytwarzane w dużych ilościach podczas reakcji syntezy jądrowej we wnętrzu Słońca, oddziałują tylko słabo i mogą przenikać plazmę praktycznie bez przeszkód. Foton zwykle potrzebuje kilku tysięcy lat, aby rozproszyć się na powierzchni Słońca; neutrino potrzebuje na to tylko kilku sekund.

Późniejsze neutrina były również używane do obserwacji kosmicznych obiektów i wydarzeń poza naszym Układem Słonecznym. Są to jedyne znane cząstki, na które materia międzygwiazdowa nie wpływa znacząco. Sygnały elektromagnetyczne mogą być chronione przed pyłem i chmurami gazu lub pokrywane promieniowaniem kosmicznym po wykryciu na Ziemi . Z kolei promieniowanie kosmiczne w postaci superszybkich protonów i jąder atomowych nie może rozprzestrzeniać się dalej niż 100 megaparseków ze względu na odcięcie GZK (oddziaływanie z promieniowaniem tła) . Centrum naszej galaktyki jest również wyłączone z bezpośredniej obserwacji z powodu gęstego gazu i niezliczonych jasnych gwiazd. Jest jednak prawdopodobne, że neutrina z centrum galaktyki będą mogły być mierzone na Ziemi w najbliższej przyszłości.

Neutrina odgrywają również ważną rolę w obserwacji supernowych , które uwalniają około 99% swojej energii w błysku neutrina. Powstałe neutrina można wykryć na Ziemi i dostarczyć informacji o procesach zachodzących podczas supernowej. W 1987 neutrina zostały wykryte przez supernową 1987A z Wielkiego Obłoku Magellana : jedenaście w Kamiokande , osiem w Irvine Michigan Brookhaven Experiment , pięć w Mont Blanc Underground Neutrino Observatory i prawdopodobnie pięć w detektorze Baksan . Były to pierwsze wykryte neutrina, które z pewnością pochodziły z supernowej, co zaobserwowano przez teleskopy kilka godzin później.

Eksperymenty takie jak IceCube , Amanda , Antares i Nestor mają na celu wykrycie kosmogennych neutrin. IceCube to obecnie (2018) największe obserwatorium neutrin .

Detektory neutrin

Eksperyment IceCube wspomniany w sekcji astrofizyki powyżej to wysokoenergetyczne obserwatorium neutrin zatrudniające około 260 pracowników. Został ukończony w 2010 r. W lodzie bieguna południowego i ma objętość 1 km³. Za pomocą tego detektora obserwuje się i ocenia reakcję wysokoenergetycznych neutrin z cząstkami elementarnymi lodu.

Znana detektory neutrin są ciągle lub z jednej strony radiochemiczna detektory (na przykład eksperyment chloru w kopalni Homestake złota , USA lub GALLEX detektora w tunelu Gran Sasso we Włoszech), z drugiej strony, że detektory oparte na Czerenkowa efekt , zwłaszcza Sudbury Neutrino Observatory (SNO) i Super-Kamiokande . Wykrywają neutrina słoneczne i atmosferyczne i pozwalają m.in. pomiar oscylacji neutrin, a tym samym wnioskowanie o różnicach mas neutrin, ponieważ reakcje zachodzące wewnątrz słońca, a tym samym emisja neutrin przez słońce, są dobrze znane. Eksperymenty, takie jak eksperyment Double Chooz lub detektor KamLAND , który działa od 2002 roku w Obserwatorium Neutrino Kamioka, są w stanie wykryć geoneutrina i neutrina reaktorowe poprzez odwrotny rozpad beta i dostarczają uzupełniających informacji z zakresu, który nie jest objęty neutrinem słonecznym. detektory .

Jeden z największych obecnie detektorów neutrin, o nazwie MINOS, znajduje się pod ziemią w kopalni żelaza w USA, 750 kilometrów od centrum badawczego Fermilab . Wiązka neutrin jest emitowana z tego ośrodka badawczego w kierunku detektora, gdzie następnie zliczane jest, ile neutrin przekształca się podczas lotu pod ziemią.

CNGS eksperyment (CERN Neutrina do Gran Sasso ) zostało śledztwo fizyki neutrin od 2007 roku. W tym celu wiązka neutrin jest wysyłana z CERN na odległość 732 km przez skorupę ziemską do Laboratorium Gran Sasso we Włoszech i tam wykrywana. Niektóre neutrina mionowe przekształcają się w inne typy neutrin (prawie wyłącznie neutrina tau), które są wykrywane przez detektor OPERA (Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus). Powiązane pomiary prędkości znajdują się w rozdziale Prędkość .

podanie

Naukowcy z Sandia National Laboratories chcą wykorzystać dowody na obecność antyneutrin do pomiaru produkcji plutonu w reaktorach jądrowych, tak aby MAEA nie musiała już polegać na szacunkach i nikt nie mógł niczego przekierować na budowę broni jądrowej . Ze względu na wysoki poziom produkcji antyneutrin w reaktorach jądrowych, wystarczyłby detektor z 1  m³ cieczy detekcyjnej przed elektrownią jądrową.

Naukowcom z University of Rochester i North Carolina State University po raz pierwszy udało się wysłać wiadomość poprzez materię stałą przy użyciu neutrin po raz pierwszy w 2012 roku. Protonowej przyspieszacz generowane wiązki neutrin, który został wykryty przez neutrinowym detektora 100 metrów powyżej ziemi.

literatura

• Kai Zuber: Fizyka neutrin. Institute of Physics Publishing, Bristol / Philadelphia 2004, ISBN 0-7503-0750-1 .
• Konrad Kleinknecht : Detectors for Particle Radiation. Wydanie 4. Teubner Verlag, Wiesbaden 2005, ISBN 3-8351-0058-0 .
• Heinrich Päs: Idealna fala. Z neutrinami do granic przestrzeni i czasu lub dlaczego fizyka cząstek jest jak surfowanie. Piper, Monachium 2011, ISBN 978-3-492-05412-6 .
• Norbert Schmitz : Fizyka neutrin. Teubner Verlag, Stuttgart 1997, ISBN 3-519-03236-8 , doi: 10.1007 / 978-3-322-80114-2 .
• Y. Suzuki, M. Nakahata, S. Moriyama (red.): The Fifth International Workshop on Neutrino Oscillations and their Origin: Proceedings of the Fifth International Workshop. World Scientific Publishing, 2005, ISBN 978-981-256-362-0 .
• Jennifer A. Thomas: Oscylacje neutrin - stan obecny i plany na przyszłość. World Scientific, Singapur 2008, ISBN 978-981-277-196-4 .
• Carlo Giunti et al: Podstawy fizyki neutrin i astrofizyki. 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: Pomiar prędkości neutrin za pomocą detektora OPERA w wiązce CNGS. 2 lutego 2012 (PDF; 5,2 MB).

linki internetowe

Wikisłownik: Neutrino  - wyjaśnienia znaczeń, pochodzenie słów, synonimy, tłumaczenia

• Neutrino Unbound (najobszerniejsze archiwum internetowe, wszystkie ważne dokumenty)
• Strona Ultimate Neutrino (obszerne archiwum internetowe)
• Różne eksperymenty z neutrinami (linki, angielski)
• DESY - Problem neutrin słonecznych (angielski)
• Neutrina: generowanie i wykrywanie. Podstawy fizyki cząstek elementarnych.

Filmy

• Neutrina - tajemne pismo kosmosu. Wykład Christiana Spieringa ( niemiecki synchrotron elektronowy , Zeuthen) w kwietniu 2010
• Co to są neutrina? z serialu alpha-Centauri (ok. 15 minut). Pierwsza emisja 13 października 2002 r.
• Gdzie są neutrina? z serialu alpha-Centauri (ok. 15 minut). Pierwsza transmisja 19 stycznia 2003.

Indywidualne dowody

1. ↑ ^{a b} Współpraca KATRIN : Ulepszona górna granica masy neutrin z bezpośredniej metody kinematycznej KATRIN . 13 września 2019 r., Arxiv : 1909.06048 . 
2. ↑ Pomiar przekroju poprzecznego interakcji neutrin multi-TeV z IceCube przy użyciu absorpcji Ziemi . W: Nature . taśma 551 , nie. 7682 , 2017, s. 596–600 , doi : 10,1038 / nature24459 . 
3. ↑ Ostatnie wydarzenia w fizyce wysokich energii . W: New Scientist . Reed Business Information, 21 stycznia 1971, s. 106 (angielski, books.google.com ). 
4. ↑ Listy Pauliego. (PDF; 104 kB), wieczorny wykład z historii fizyki neutrin, wygłoszony przez prof. Mößbauer na Politechnice w Monachium.
5. ↑ Claus Grupen, Boris Shwartz: Detektory cząstek (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: Detection of the Free Neutrino: A Confirmation . W: Science . 124, 1956, s. 103-104. doi : 10.1126 / science.124.3212.103 .
7. ↑ Frederick Reines, Clyde L. Cowan Jr .: Neutrino . W: Nature . 178, nr 4531, 1956, s. 446. bibcode : 1956Natur.178..446R . doi : 10,1038 / 178446a .
8. ↑ 1953-1956 Eksperymenty Reines-Cowan: Wykrywanie Poltergeista. (PDF; 664 kB), dostęp 21 czerwca 2011.
9. ↑ Leon Ledermann, Dick Teresi: twórcza cząstka . Wydanie 1. C. Bertelsmann Verlag GmbH, Monachium 1993, ISBN 3-570-12037-6 , Die Mord-GmbH and the 2-Neutrino-Experiment, s. 391–393 (angielski: The God Particle . New York 1993. Przetłumaczone przez Heinricha Peitza, pierwsze wydanie: Houghton Mifflin Company). 
10. ↑ Współpraca MiniBooNE: poszukiwanie wyglądu neutrin elektronowych. W: Physical Review Letters , tom 98, 2007, 231801, (PDF; 194 kB).
11. ↑ Neutrino Physics: Wiadomości z cząstek-duchów. ( Pamiątka z 23 lipca 2013 w Internet Archive )
12. ↑ W.-M. Yao i wsp .: Particle Data Group. W: Journal of Physics. G 33, 1 (2006).
13. ↑ Davide Castelvecchi: Fizycy zbliżają się do masy nieuchwytnego neutrina . W: Nature . 17 września 2019 r., Doi : 10.1038 / d41586-019-02786-z . 
14. ↑ U. Seljak, A. Slosar, P. McDonald: Parametry kosmologiczne z połączenia lasu Lyman-alfa z CMB, gromadami galaktyk i ograniczeniami SN. W: JCAP. 06: 10: 014 (2006), online.
15. ↑ M. Cirelli i A. Strumia: Kosmologia neutrin i dodatkowych cząstek światła po WMAP3. W: JCAP. 0612: 013 (2006), online.
16. ↑ Hirotaka Sugawara, Hiroyuki Hagura, Toshiya Sanami: Destruction of Nuclear Bombs Using Ultra-High Energy Neutrino Beam. (PDF; 285 kB). W: arxiv.org. Czerwiec 2003, obejrzano 15 marca 2012.
17. ↑ Od eV do EeV: przekroje neutrin w różnych skalach energetycznych. (PDF; 2,9 MB).
18. ↑ K. Hirata et al .: Observation of a Neutrino Burst from the Supernova SN 1987a. W: Physical Review Letters , tom 58, 1987, str. 1490-1493. doi: 10.1103 / PhysRevLett.58.1490 .
19. ↑ RM Bionta i wsp .: Obserwacja wybuchu neutrin w zbiegu okoliczności z supernową SN 1987a w Wielkim Obłoku Magellana. W: Physical Review Letters , tom 58, 1987, str. 1494. doi: 10.1103 / PhysRevLett.58.1494 .
20. ↑ M. Aglietta et al.: O zdarzeniu obserwowanym w Podziemnym Obserwatorium Neutrino Mont Blanc podczas Wystąpienia Supernowej 1987a. W: EPL - czasopismo listowe badające granice fizyki. Les-Ulis, tom 3, 1987, str. 1315-1320. doi: 10.1209 / 0295-5075 / 3/12/011 .
21. ↑ EN Alexeyev i in. W: Sowiecka fizyka. (Sov. JETP Lett.). New York, tom 45, 1987, str. 461.
22. ↑ Kai Zuber: Fizyka neutrin. Institute of Physics Publishing, Bristol / Philadelphia 2004, ISBN 0-7503-0750-1 .
23. ↑ Strona internetowa detektora Kamland.
24. ↑ Antyneutrina monitorują produkcję plutonu.
25. ↑ Badacze wysyłają „bezprzewodową” wiadomość przy użyciu nieuchwytnych cząstek. Pod adresem : rochester.edu. 14 marca 2012.