Neutrínó
A Wikipédiából, a szabad lexikonból.
| A neutrínó adatai | |
|---|---|
| Részecskecsalád |
|
| Csoport |
|
| Antirészecske |
|
| Elméleti felfedezés |
|
| Kísérleti kimutatás |
|
| Jele |
|
| Típusai | 3 - elektron, müon és tau |
| Elektromos töltés |
|
| Színtöltés |
|
| Hipertöltés |
|
Spin ( ) |
|
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 (νe), müon-neutrínó (νμ) és a tau-neutrínó (ντ). 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 | Jelölés | 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 |
[szerkesztés] Története, kronológia
A neutrínó létezését először Wolfgang Pauli feltételezte 1930 végén, hogy a béta-bomlás folytonos energiaspektrumát megmagyarázza. A gondolat először híressé vált 1930. december 4-én kelt levelében [1] jelent meg. A neutrínók nélkül 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-ben "Detection of the Free Neutrino: a Confirmation" (A szabad neutrínó kimutatása: igazolás) címmel 1995-ben Reines-t 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.
1963-ban Egyed László geofizikus felállított egy - a Föld átmérőjének növekedésére vonatkozó - hipotézist. Feltételezte, hogy a folyamat oka a radioaktivitás.
1966-ban Gernot Ede részletes számításokat végzett a geoneutrínók detektálására vonatkozóan.
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. A tau-neutrínó felfedezésével vált teljessé a részecskefizika standard modellje.
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. aug. A Super-Kamiokande detektor - Masatoshi Koshiba vezetésével - elsőként detektált szupernóvából SN 1987A származó neutrínókat.
1991 Megkezdte működését a GALLEX detektor (Gran Sasso, Olaszország)
1998 A GALLEX kísérlet folytatásaként megépül a GNO (Gallium Neutrino Observatory - Gallium Neutrínó Obszervatórium), 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 - Sudbury Neutrínó Obszervatórium), amely napjainkban a világ legfejletteb neutrínó obszervatóriuma.
2002 Raymond Davis Jr. és Masatoshi Koshiba megosztott fizikai Nobel-díjat kaptak a kozmikus neutrínók kimutatásáért.
[szerkesztés] Napneutrínó-probléma, neutrínóoszcilláció, neutrínótömeg
- Fő szócikk: neutrínóoszcilláció
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 kísérletekből egyértelműen kimutatták, hogy nem mérési hiba okozza, továbbá a tapasztalt hiány egyaránt jelentkezett a kozmikus sugárzás, és a napneutrínók mérésénél is. Ezt nevezik napneutrínó-problémának (Solar Neutrinos Problem, Solar Neutrino Puzzle – SNP) A probléma megoldására számtalan hipotézis/lehetőség felvetődött:
- nem ismerjük eléggé a Nap energiatermelését
- változtatnunk kell a Standard Nap-Modell bemenő fizikai paraméterein
- 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 mérési 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 neutrínók is rendelkeznek nyugalmi tömeggel, habár az nagyon kicsi. Jelen mérések alapján ennek értéke:
- Δm2 = 4,2 ·10-5 eV2 és m0 ~ 10-6 me > 0
[szerkesztés] Neutrínók keletkezése
| A K- és π-mezonok bomlásánál keletkezett neutrínók | |||
|---|---|---|---|
|
|
|
|
|
| pozitív kaon |
|
K+→ πo + π+ |
|
| pozitív kaon |
|
K+→ μ+ + ![]() |
|
| pozitív kaon |
|
K+→ πo + e+ + ![]() |
|
| pozitív kaon |
|
K+→ πo + μ+ + ![]() |
|
| negatív kaon |
|
K-→ πo + e- + ![]() |
|
| negatív kaon |
|
K-→ μo + μ- + ![]() |
|
| semleges kaon |
|
Ko→ π+ + π- + πo + 83,6 MeV |
|
| semleges kaon |
|
Ko→ π+ + π- + 218,6 MeV | |
| pozitív pion |
|
π+→ μ+ + + 33,9 MeV |
|
| pozitív pion |
|
π+→ e+ + ![]() |
|
| negatív pion |
|
π-→ μ- + + 33,9 MeV |
|
| negatív pion |
|
π-→ e- + ![]() |
|
Több részecskefizikai bomlás(sorozat) végtermékeként keletkezhetnek neutrínók. A közvetlen neutínókeltő folyamatok az alábbiak:
- Neutrínók keletkeznek a pozitív és negatív béta-bomlás során. Pozitív béta-bomlásnál a kiindulási elem rendszáma egyel csökken; proton alakul neutronná, miközben egy pozitron és egy elektron-neutrínó keletkezik. Negatív béta-bomlásnál a keletkező elem rendszáma egyel nő; neutron alakul protonná, miközben egy elektron és egy antielektron-neutrínó emittálódik.

- Neutrínók keletkeznek a K-befogás (inverz béta-bomlás) során is. Ekkor az atommag egy, a K-héjról származó elektront fog be, s vele együtt egy protonja neutronná alakul:

- W-bozon bomlása. A proton és neutron nem tekinthető elemi részecskéknek, tovább bonthatóak kvarkokra. A proton két u-kvarkból és egy d-kvarkból áll, a neutron két d-kvarkból és egy u-kvarkból. A negatív béta-bomlást ezért így is kifejezhetjük:
- Tau-részecske bomlása. Mivel a tau-szerű leptonszám megmarad (legalábbis közelítőleg a neutrínóoszcilláció miatt), akkor keletkezik tau-neutrínó, amikor a tau-lepton müonra vagy elektronra bomlik.


- A tau-részecske hadronokká is bomolhat, ekkor U-antikvark, D-kvark valamint egy tau-antineutrínó keletkezik. A tau elektronra és neutrínókra bomlásának elágazási aránya 17,84 %, a müonra és neutrínókra bomlásé 17,36 %, a hadronokra bomlásé 74,8 %.
- Müonok bomlása során elektron, müon-neutrínó és elektron-antineutrínó, antimüon bomlásánál pedig pozitron, müon-antineutrínó és elektron-neutrínó keletkezik. A bomlásnál érvényesül az elektron- ill. müonszám-megmaradás, ezért neutrínók is létrejönnek.
- pí-mezonok bomlása
- K-mezonok bomlása
- Zo - bozon bomlása. Neutrínókra való bomlása (20,02 %) elméleti számításokból következik, azonban gyakorlatban ez megfigyelhetetlen.
- Higgs-bozon leptonikus bomlása végbemehet úgy, hogy egy tau-részecske és egy tau-antineutrínó keletkezik. A neutrínó itt a leptonszám megmaradása miatt jön létre:
[szerkesztés] Neutrínóforrások
Neutrínók többféle forrásból is érkezhetnek, eredetükre az energiájukból és érkezési irányukból következtethetünk. A mai kísérletek számára elérhető források a következők:
[szerkesztés] Mesterséges források
Az atomerőművek az ember által előállított neutrínók legfőbb forrásai. Egy átlagos erőmű másodpercenként 50 000 neutrínót állít elő, melyek a hasadási termékek bomlását kísérik. A másik forrás a részecskegyorsítók. Az itt keletkező neutrínók a Pí-mezonok bomlásából származnak.
[szerkesztés] A Föld (terresztriális neutrínók)
A neutrínók a természetes háttérsugárzásban is keletkeznek a Föld belsejében lévő radioaktív urán-238 és tórium-232 izotópokból béta-bomlás során. Ezek a folyamatok béta-bomlással járnak, amelyekben antineutrínók is emittálódnak. Energiájuk rendkívül alacsony ( E < 2,6 MeV), ezért "puha" részecskéknek is nevezik őket. Az alacsony energia megnehezíti a detektálásukat. A földi eredetű (terresztriális) neutrínók detektálásával információt kaphatunk a föld belsejében végbemenő radioaktív folyamatokról és a hőmérsékleti viszonyokról. Az első, geoneutrínók kimutatására irányuló kísérlet a japán KamLAND (2005) volt.
[szerkesztés] Légköri neutrínók (atmoszferikus neutrínók)
A légköri neutrínók a kozmikus sugárzás és a légkör atommagjainak kölcsönhatása során keletkeznek a sztratoszférában. Ezen nagyenergiájú folyamatok során pí-mezonok (a kozmikus sugárzás másodlagos összetevői) keletkeznek, melynek bomlásterméke egy müon, és egy vele társultan keletkezett neutrínó. Az atmoszférikus neutrínók energiája széles skálát fog be. Detektálásukra a Cherenkov-detektorok a legalkalmasabbak, mivel ezeknek magas az energiaküszöbe és valós idejű (real-time) méréseket végeznek.
[szerkesztés] 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.) 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).
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.
[szerkesztés] A napneutrínók keletkezése
A Nap energiájának néhány százalékát neutrínók formájában sugározza ki, melyek zöme a pp ciklus során keletkezik. Ez a kísérleti tapasztalat (többek között) a pp ciklus dominanciáját támasztotta alá. Ennek során négy proton alakul héliummaggá, amely egyidejűleg három különböző módon valósulhat meg, azaz a pp ciklusnak három allánca (ppI, ppII, ppIII) létezik.
A lánc elején két proton héliummá alakulása kétféleképpen mehet végbe. Az egyik lehetőség a közvetlen proton–proton (pp) reakció, amiben a pp cikluson belül a napneutrínók zöme keletkezik. Ennek során az egyik proton a másik közvetlen közelében neutronná bomlik; a két részecske ezután a hidrogén egyik nehézizotópjává, deutériummá egyesül, miközben egy prozitron és egy neutrínó szabadul fel. Az ebben a reakcióban keletkező neutrínók maximális energiája 0,42 MeV lehet.
A másik neutrínótermelő folyamatban három részecske – két proton és egy elektron – vesz részt, s egy deutériummag, valamint egy neutrínó keletkezik. Ezeket a neutrínókat pep (proton–elektron–proton) neutrínóknak nevezzük, energiájuk maximum 1,442 MeV. Ennek a reakciónak a valószínűsége azonban jóval kisebb, mint a proton–proton reakcióé.
A folyamat második lépése során az említett két reakcióban létrejött deutériummag egy újabb protonnal gamma-sugárzás kíséretében hélium–3 maggá egyesül
Az említett két reakcióban létrejött deutériummag egy újabb protonnal gamma-sugárzás kíséretében hélium–3-maggá egyesül, mely két protont és egy neutront tartalmaz. Az elfogadott elméletek szerint a reakciólánc az esetek 93 százalékában úgy fejeződik be, hogy két hélium–3 mag egyesül egy alfa-részecskévé, miközben két felesleges proton szabadul fel, melyek ezután ismét belépnek a ciklusba. E folyamat során tehát további neutrínók nem keletkeznek. Az esetek megközelítőleg 7 százalékában azonban a hélium–3 egy alfa-részecskével egyesül, és gamma-sugárzás kíséretében berillium–7 keletkezik; ami azután egy elektront elnyelve lítium–7-té alakul, kibocsátva egy neutrínót. E neutrínók 90 százalékának energiája 0,861 MeV. Nagyon ritkán – nagyjából ezer esetből egyszer – a proton-proton ciklus végén a berillium–7 egy protonnal radioaktív bór–8-cá egyesül, amely azután két alfa-részecskére, egy pozitronra és egy nagy energiájú neutrínóra bomlik el. Ezek a neutrínók mintegy 15 MeV energiájúak; a számítások szerint az észlelt neutrínók zöméért ezek a bór-8 mag bomlása a felelős. A Nap belsejében a hélium–3 magok magányos protonokkal is egyesülhetnek, aminek következtében egy alfarészecske, egy pozitron és egy neutrínó keletkezik. Az így létrejövő Hep (hélium–elektron–proton) neutrínók energiája akár a 18,77 MeV-ot is elérheti, ám ez a reakció olyan szórványosan – még a bór–8 mag bomlásánál is ezerszer ritkábban – fordul elő, így nem járul hozzá számottevően a detektorokkal megfigyelt neutrínómennyiséghez.
[szerkesztés] A napneutrínók detektálásának elengedhetetlen feltételei
- A kozmikus háttér csökkentése. A radioaktivitás szempontjából a detektorban használt minden anyagnak nagyon tisztának kell lennie. A detektornak radioaktivitás szempontjából tisztábbnak kell lennie az 5·10−16 g 238U tisztaságnak megfelelő értéknél, vagyis 1 g szcintillátorban az 5·10−16 g 238U szennyezettséggel ekvivalens radioaktív szennyeződésnél csak kevesebb lehet. A víz-Cserenkov-detektoroknál pl. SNO (Sudbury Neutrínó Obszervatórium), Super-Kamiokande éppen ezért ultratiszta vizet alkalmaznak. További védelmet jelent a kozmikus háttérsugárzás ellen, ha a detektororkat bányákba, vagy tavak, tengerek mélyére telepítik.
- 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 ellentétben 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).
[szerkesztés] A napneutrínók fluxusa
A napneutrínók egy része, a pp, hep és a 8B reakciókból származó neutrínók folytonos energiaspektrummal, a pep és a 7Be reakciókból származó neutrínók pedig jól definiált energiával rendelkeznek.
A különböző előrejelzett fluxusok, amelyek napneutrínó-egységre (SNU) normalizálva vannak, magukba foglalják a különböző reakciókban keletkező neutrínómennyiségeket: 7Be, 8B, pp, pep, valamint a CNO-ciklusban felszabadult neutrínókat. Solar Neutrino Unit = SNU = 10−36 neutrínóbefogás másodpercenként és target-atomonként.
A mért és a várható neutrínófluxus sokáig nem egyezett, ez volt a napneutrínók problémája. A két érték egyezése a SNO detektor (mindegyik neutrínótípusra (azonos mértékben) érzékeny NC-reakción alapuló) méréseinél valósult meg. A két érték bizonytalanságait az ábrán sávos terület jelzi.
A Φ(pp) és Φ(pep) fluxusok pontos meghatásozása különösen fontos, mert értékük szoros kapcsolatban áll a Nap fényerejével (luminozitásával) és alapvető magfizikai törvényekkel.
A Φ(8B) fluxus vizsgálata a legkönnyebb, mivel a 8B-neutrínók energiája a legmagasabb. Ezek a neutrínók csak egy 7Be szinten keresztül jelenhetnek meg, ám ennek a reakciónak igen kicsi a hatáskeresztmetszete, ami ellentmondáshoz vezet és része a napneutrínó-problémának.
| Napneutrínók | |||||
|---|---|---|---|---|---|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
p+ + p+ → 2H + e+ + ve |
|
|
|
|
|
|
p+ + e– + p+ → 2H + ve |
|
|
|
|
|
|
3He + p+ → 4He + e+ + ve |
|
|
|
|
|
|
7Be + e– → 7Li + ve |
|
|
0,383 |
|
|
|
8B → 8Be* + e+ + ve |
|
|
|
|
|
|
13N → 13C + e+ + ve |
|
|
|
|
|
|
15O → 15N + e+ + ve |
|
|
|
|
|
|
17F → 17O + e+ + ve |
|
|
|
|
[szerkesztés] Kozmológiai jelenségek
- Fő szócikk: kozmológia
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 g/cm3) lesz, hogy a csillaganyag elektronjai az atommagokba préselődnek; a protonok neutronokká alakulnak elektronbefogással, miközben a protonok számának megfelelő neutrínómennyiség szabadul fel. E neutrínók energiája néhánytól 10 MeV-ig terjed. Ilyen relatíve nagy energiájú neutrínókat a Baikal, AMANDA, ICECUBE, Antares, NEMO és Nestor kísérlet detektál. Egyéb neutrínó források: a fekete lyukakat körülvevő ún. akkréciós korongból, gamma kitörésekből, aktív galaxismagokból (AGN - Active Galactic Nuclei) származó neutrínók. Neutrínók keletkeztek az Ősrobbanás (Big Bang) során is.
[szerkesztés] Kozmikus háttérsugárzás
- Fő szócikk: 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 neutrínóknak van egy előnyük a többi lehetséges jelölttel szemben: tudjuk, hogy léteznek.
[szerkesztés] A neutrínót övező tudományos érdeklődés
A neutrínósugárzás egyike az univerzumból érkező információáramnak. A neutrínók - a kicsi kölcsönhatási keresztmetszetüknek köszönhetően - a legtávolabbi helyekről is eljuthatnak hozzánk, onnan, ahonnan a csillagközi porban elnyelődő fény nem.
- Napfizika. A neutrínók adtak elsőként lehetőséget arra, hogy bepillantást nyerjünk a Nap belsejében uralkodó fizikai viszonyokra. A közvetlen optikai megfigyelések ezt nem teszik lehetővé; a Nap magjában keletkező fotonoknak a magas nyomás és hőmérséklet következtében ugyanis közel 1 millió évre van szükségük, hogy elérjék a fotoszférát. A neutrínók ezzel szemben közel fénysebességgel hagyják el a magbeli keletkezésük helyét.
- Asztrofizika. Szupernóvák előrejelzése, megfigyelése
- Kozmológia. A sötét anyag problémája
- Galaktikus csillagászat. A neutrínók információt adnak Tejútrendszer központi régiójáról.
- Részecskefizika. A neutrínók tulajdonságainak vizsgálatára nagy intenzitással és irányítható energiával rendelkező gyorsítós neutrínókat állítanak elő.
- Radiokémia
[szerkesztés] 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.
[szerkesztés] A detektorok típusai
A neutrínódetektorok alapvetően két típusba sorolhatók (szcintillációs és Cserenkov-detektorok). A Cserenkov-detektorok működési elve a neutrínók detektoranyagban kiváltott Cserenkov-sugárzásának detektálásán alapszik. 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.
[szerkesztés] A detektálás módszerei
[szerkesztés] 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.
[szerkesztés] 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.
[szerkesztés] A detektálást elősegítő kölcsönhatások
- Kölcsönhatás töltött gyenge áram (CC) segítségével. A folyamat általánosan az atommagban lejátszódó
(E0 = ΔM = Y* - X) reakcióval jellemezhető. Ennek során egy W+−bozon átadására kerül sor, és az atommag egyik neutronja protonná alakul. E reakcióban kizárólag elektronneutrínó vehet részt. - Kölcsönhatás semleges gyenge áram (NC) közvetítésével. Ez a folyamat egy Z0 bozon közvetítésével történik.
- A neutrínó rugalmas szóródása (ES).
- Elektronon:
E reakció segítségével meghatározható a forrásból érkező neutrínó beesési szöge. - Atommagon:
- Protonon:
- Elektronon:
- Béta-bomlás
[szerkesztés] A neutrínódetektorok céltárgya (target)
A radiokémiai kísérleteknél alkalmazható targetizotópokra először John N. Bahcall tett javaslatot. Eszerint a kiindulási izotóp - neutrínó által okozott átmenettel - a leányelem gerjesztett állapotába jut, míg az alapállapot elektron-befogásos inverz bomlása tiltott. Magasabb rendben tiltott elektronbefogással bomló instabil leányelemek keletkeznek az olyan stabil elemekből ill. izotópokból, mint a 41K, 81Br, 97Mo, 98Mo, 205Tl. Fontos még, hogy a neutrínók által keltett instabil leányelem hosszú életű legyen, mert ezek számából következtetnek vissza a detektált neutrínómennyiségre.
A leggyakrabban alkalmazott targetek közé tartozik még a 4He, H2O, D2O, GaCl3, C2Cl4, NaI, 100Mo, 176Yb, 7Li, 127I.
[szerkesztés] Neutrínódetektorok, Neutrínókísérletek
[szerkesztés] Kísérletek kis energiájú napneutrínók detektálására
[szerkesztés] Általános adatok
|
|
|||||
|---|---|---|---|---|---|
| Rövidítés | A kísérlet neve | A kísérlet helyszíne | Hivatalos honlap | Együttműködés | A kísérlet ideje |
| BOREXINO | BORon EXperiment | Gran Sasso, Olaszország | [2] [3] | LNGS, INFN | |
| CLEAN | Cryogenic Low-Energy Astrophysics with Neon | ([4], PDF) | LANL | jövőbeli kísérlet |
|
| GALLEX | GALLium EXperiment | Gran Sasso, Olaszország | [5] | LNGS, INFN | 1991 - 1997 |
| GNO | Gallium Neutrino Observatory | Olaszország | [[6]] | LNGS, INFN | 1998 - |
| HERON | Helium Roton Observation of Neutrinos | [7] | LBNL | ||
| HOMESTAKE–CHLORINE | Homestake chlorine experiment | Homestake-bánya, Dél-Dakota, USA | [8] | BNL | 1967 - 1998 |
| HOMESTAKE–IODINE | Homestake iodine experiment | Homestake-bánya, Dél-Dakota, USA | [9] | BNL | 1996 - |
| ICARUS | Imaging Cosmic And Rare Underground Signal | Gran Sasso, Olaszország | [10] | CERN to CNGS | |
| IceCube | IceCube Neutrino Detector | Déli Sark, Antarktika | [11] | jövőbeli kísérlet | |
| Kamiokande | Kamioka Nucleon Decay Experiment | Kamioka-sziget, Japán | [12] | 1986 - 1995 | |
| LENA | Low Energy Neutrino Astronomy | [13] | ??? | jövőbeli kísérlet | |
| LENS | Low Energy Neutrino Spectroscopy | [14] [15] [16] | LANL | ||
|
|
MEMPHYS | ??? | ??? | ??? | jövőbeli kísérlet |
| MOON | Molybdenum Observatory Of Neutrinos | Washington, USA | [17] | ||
| SAGE | Soviet–American Gallium Experiment | Baksan-hegység, Oroszország | [18] | LANL | 1990 - 2006 |
| SNO | Sudbury Neutrino Observatory | Sudbury-bánya, Észak–Ontario, Kanada | [19] | SNOLAB, LBNL | 1999 - 2006 |
| SK | Super-Kamiokande | Kamioka-sziget, Japán | [20] [21] | 1996 - 2001 | |
| UNO | Underground Nucleon decay and neutrino Observatory | Kamioka-sziget, JapánHenderson-bánya, Colorado | [22] | NUSL | jövőbeli kísérlet |
[szerkesztés] Technikai adatok
|
|
||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Rövidítés | Érzékenység* | Detektálási reakciók** | Reakció típusa |
Detektoranyag | Detektor típusa |
kísérleti Eküszöb |
| BOREXINO | lS, SN | vx + e− → vx + e− |
|
H2O + PC+PPO PC=C6H3(CH3)3 PPO=C15H11NO] |
folyadék-szcintillációs | 250–665 keV |
| CLEAN | lS, SN, WIMP | vx + e− → vx + e− ve + 20Ne → ve + 20Ne |
|
10 t folyékony Ne | szcintillációs | ??? |
| GALLEX | S, SN | ve+71Ga → 71Ge+e− |
|
GaCl3 (30 t Ga) | radiokémiai | 233,2 keV |
| GNO | lS, SN | ve+71Ga → 71Ge+e− |
|
GaCl3 (30 t Ga) | radiokémiai | 233,2 keV |
| HERON | lS | ve + e− → ve + e− |
|
szuperfolyékony He |
szcintillációs | 1000 keV (?) |
| HOMESTAKE–CHLORINE | S, SN | 37Cl+ve → 37Ar*+e− 37Ar* → 37Cl + e+ + ve |
|
C2Cl4 (615 t) | radiokémiai | 814 keV |
| HOMESTAKE–IODINE | S, SN | ve + e− → ve + e− ve + 127I → 127Xe + e− |
|
nátrium-jodid | radiokémiai | 789 keV |
| ICARUS | ATM, GSN, S, SN | ve + e− → ve + e− |
|
folyékony Ar | Cserenkov | 5900 keV |
| Ice Cube | ATM, CR, S | ve + e− → ve + e− |
|
1 km3 H2O (jég) | jég-Cserenkov | ~ 10 MeV |
| Kamiokande | ATM, S | ve + e− → ve + e− |
|
H2O | Cserenkov | 7500 keV |
| LENA | S | anti-ve + p+ → no + e+ anti-ve + 12C→ 12B+e+ ve + 12C → 12N + e- vx + 12C → vx + 12C* vx + e- → vx + e- vx + p+ → vx + p+ |
|
szcintillációs | ??? | |
| LENS | lS | ve+176Yb → 176Lu+e− |
|
In(acc)3 | szcintillációs | 120 keV |
| MEMPHYS | S | ??? |
|
??? | Cserenkov | ??? |
| MOON | lS, lSN | ve+100Mo → 100Tc+e− |
|
100Mo (1 t) + MoF6 (gáz) | szcintillációs | 168 keV |
| SAGE | lS, SN | ve+71Ga → 71Ge+e− |
|
GaCl3 | radiokémiai | 233,2 keV |
| SNO | ATM, GSN, S, SN | ve + 21D →p++p++e− vx + 21D →vx+no+p+ ve + e− → ve + e− |
|
1000 t D2O | nehézvíz-Cserenkov | 1,4 MeV 2,2 MeV ~ 0 MeV |
| Super Kamiokande | ATM, GSN, S, SN | ve + e− → ve + e− ve + no → e− + p+ ve + p+ → e+ + no |
|
H2O | víz-Cserenkov | SK–I SK–II SK–III |
| UNO | ATM, GSN, RSN, S | ve + e− → ve + e− |
|
440 kt H2O | víz-Cserenkov | ??? |
Jelmagyarázat
Érzékenység származási hely szerint*
- S napneutrínók (solar neutrinos)
- lS alacsony energiájú napneutrínók (low-energy solar neutrinos)
- R reaktorból származó neutrínók (reactor neutrino experiment)
- T terresztriális neutrínók (terrestrial neutrinos)
- ATM atmoszférikus neutrínók (atmospheric neutrinos)
- AC gyorsítási kísérlet során keletkező neutrínó (accelerator experiment)
- CR kozmikus sugárzásból származó neutrínók (cosmic ray)
- SN szupernóva-neutrínók (supernova neutrinos)
- lSN kis energiájú szupernóva-neutrínók (low-energy supernova neutrinos)
- AGN aktív galaxismagokból származó neutrínók (Active Galactic Nuclei)
- PUL pulzárból származó neutrínók (pulsar)
- WIMP* gyengén kölcsönható nagytömegű részecskék (Weakly Interacting Massive Particles)
Folyamat típusa
- ES (elastic scattering) rugalmas szóródás
- NC (neutral current) semleges gyenge áram
- CC (charged current) töltött gyenge áram
Intézet
- BNL (Brookhaven National Laboratory - Brookhaveni Nemzeti Laboratórium) [23]
- CERN (Conseil Européen pour la Recherche Nucleaire - nukleáris kutatások európai tanácsa) [24]
- CNGS (CERN Neutrino to Gran Sasso - CERN neutrínókat a Gran Sassonak) [25]
- FermiLab (Fermi National Accelerator Laboratory - Fermi nemzeti gyorsító laboratórium) [26]
- INFN (Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Nemzeti nukleáris fizika intézet) [27]
- LAMPF (Los Alamos Meson Physics Facility - Los Alamos mezonfizika létesítmény)
- LANL (Los Alamos National Laboratory - Los Alamos Nemzeti Laboratórium) [28]
- LBNL (Lawrence Berkeley National Laboratory - Lawrence Berkeley Nemzeti Laboratórium) [29]
- LNGS (Laboratori Nazionali del Gran Sasso - Gran Sasso Nemzeti Laboratórium) [30]
- NUSL (National Underground Science Laboratory - nemzeti tudományos laboratórium a földalatt)
[szerkesztés] Kísérletek nagy energiájú atmoszférikus neutrínók detektálására
[szerkesztés] Általános adatok
|
|
|||||
|---|---|---|---|---|---|
| Rövidítés | A kísérlet neve | A kísérlet helyszíne | Hivatalos honlap | Együttműködés | A kísérlet ideje |
| AMANDA | Antarctic Muon and Neutrino Detector Array | Déli Sark, Antarktika | [31] | ||
|
|
Deep Underwater Stationary Neutrino Telescope at Lake Baikal | Oroszország | Baikal Group | ||
|
|
BAKSAN | Baksan-völgy, Kaukázus, Oroszország | 1978 - | ||
| DUMAND | Deep Undersea Muon and Neutrino Detector | Hawaii | [32] | ||
|
|
Fréjus | Frejus alagút, Alpok, Franciaország | [33] | 1984 - 1988 | |
| IMB | Irvine-Michigan-Brookhaven Experiment | Cleveland, Ohio | [34] | IMB group at the University of California | 1982 - 1991 |
| LVD | Large Volume Detector | Gran Sasso, Olaszország | [35] | INFN | |
| MACRO | Monopole, Astrophysics and Cosmic Ray Observatory | Gran Sasso, Olaszország | [36] | LNGS | 1991 - 2000 |
| NEMO | Neutrino Ettore Majorana Observatory | [37] | |||
| NESTOR | Neutrino Extended Submarine Telescope with Oceanographic Research | Pylos, Görögország | [38] | NOA | 2003 - |
| NOvA | NuMI Off-Axis beam to search for electron neutrino appearance | [39] | FermiLab | ||
| NUSEX | Nucleon Stability Experiment | Mont Blanc, Franciaország | [40] | 1982 - 1988 | |
| RAND | Radio Array Detection of Neutrinos | Déli Sark, Antarktika | [41] | ||
|
|
SOUDAN 2 | Soudan bánya, Minnesota | [42] | 1989 - 1993 | |
[szerkesztés] Technikai adatok
|
|
||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Rövidítés | Érzékenység* | Detektálási reakciók** | Reakció típusa |
Detektoranyag | Detektor típusa |
kísérleti Eküszöb |
| AMANDA | ATM, GRB, SN, WIMP | jég-Cserenkov | 0,5 MeV | |||
| BAIKAL | CR | víz-Cserenkov | ||||
| BAKSAN | ATM, SN | folyékony szcintillátor | 8 MeV | |||
| DUMAND | AGN, SN | víz | víz-Cserenkov | |||
| Fréjus | ATM | vas kaloriméter | ||||
| IMB | ATM, SN, CR | víz | víz-Cserenkov | |||
| LVD | anti-ve + p+ → n0 + e+ ve + 12C → 12N + e− anti-ve + 12C →12B + e+ vx e− → vx + e− anti-vx e− → anti-vx + e− vx + 12C → 12C* + vx anti-vx + 12C → 12C* + anti-vx |
CC CC NC NC NC NC |
CnH2n+2 | folyékony szcintillátor | 4 MeV | |
| MACRO | ATM, SN, ATM | folyadékszcintillációs | 7 MeV | |||
| NEMO | ||||||
| NESTOR | AC, AGN, ATM, DM, SN | víz | Cserenkov | néhány TeV | ||
| NOvA | 30 kt | folyékony szcintillátor | ||||
| NUSEX | ATM, CR | |||||
| RAND | ATM, GRB | jég | Cserenkov | 1 TeV | ||
| SOUDAN 2 | ATM, AGN, CR | vas kaloriméter | ||||
[szerkesztés] Reaktor neutrínóoszcilláció kísérletek
[szerkesztés] Általános adatok
|
|
|||||
|---|---|---|---|---|---|
| Rövidítés | A kísérlet neve | A kísérlet helyszíne | Hivatalos honlap | Együttműködés | A kísérlet ideje |
| Bugey 3 | Franciaország | ||||
|
|
CHOOZ | Ardennek, Franciaország | [43] | ||
| Gosgen | Svájc | ||||
| KamLAND | Kamioka Liquid-scintillator Anti-Neutrino Detector | Japán | [44] [45] | 2002 - | |
|
|
Krasnoyarsk | Oroszország | |||
|
|
Palo Verde | Arizona, USA | [46] [47] [48] | ||
[szerkesztés] Technikai adatok
|
|
||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Név/Rövidítés | Érzékenység* | Detektálási reakciók** | Reakció típusa |
Detektoranyag | Detektor típusa |
kísérleti Eküszöb |
| Bugey 3 | R | ![]() |
inverz β-bomlás | 600 l 6Li | folyékony szcintillátor | |
| CHOOZ | R | ![]() |
inverz β-bomlás | Gd | folyékony szcintillátor | 1996 - |
| Gosgen | R | ![]() |
inverz β-bomlás | |||
| KamLAND | R | ![]() |
inverz β-bomlás | folyékony szcintillátor | ||
| Krasnoyarsk | R | ![]() |
inverz β-bomlás | |||
| Palo Verde | R | |||||
[szerkesztés] Neutrínóoszcilláció kísérletek gyorsítóval
[szerkesztés] Általános adatok
|
|
|||||
|---|---|---|---|---|---|
| Rövidítés | A kísérlet neve | A kísérlet helyszíne | Hivatalos honlap | Együttműködés | A kísérlet ideje |
| AQUA-RICH | AQUA-RICH atmospheric neutrino experiment (RICH - ring imaging Cherenkov) | Gran Sasso, Olaszország | CERN to Gran Sasso | ||
| CHORUS | Genf, svájci-francia határ | [49] | CERN | ||
| COSMOS | Cosmologically Significant Mass Oscillation Search | [50] | |||
| ICARUS | Imaging Cosmic And Rare Underground Signals | Gran Sasso, Olaszország | [51] | CERN to Gran Sasso | |
| KARMEN | Karlsruhe-Rutherford Medium Energy Neutrino Experiment | Egyesült Királyság | [52] | ||
| LSND | Liquid Scintillator Neutrino Detector | Los Alamos | [53] | LAMPF | |
| MiniBooNE | Booster Neutrino Experiment | Arizona, USA | [54] | 2002 - | |
| MINOS | Main Injector Neutrino Oscillation Search | [55] [56] | FermiLab | ||
| NOE | nuclear Overhauser effect (experiment) | Gran Sasso, Olaszország | [57] | CERN to Gran Sasso | |
| NOMAD | Neutrino Oscillation Magnetic Detector | Genf, svájci-francia határ | [58] | CERN | |
| SK | Super-Kamiokande | Kamioka-sziget, Japán | [59] [60] | 1996 - 2001 | |
[szerkesztés] Technikai adatok
|
|
||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Rövidítés | Érzékenység* | Detektálási reakciók** | Reakció típusa |
Detektoranyag | Detektor típusa |
kísérleti Eküszöb |
| AQUA-RICH | AC, ATM | 1 Mt H2O | víz-Cserenkov | |||
| CHORUS | AC | ![]() ![]() ![]() ![]() ![]() |
tau-lepton bomlása | |||
| COSMOS | AC | |||||
| ICARUS | AC, ATM, GSN, S, SN | ve + e− → ve + e− |
|
folyékony Ar | Cserenkov | 5900 keV |
| KARMEN | AC | ve + 12C → 12N + e− ve + 56Fe → 56Ni + e− |
|
|||
| LSND | AC | |||||
| MiniBooNE | AC | ve + no → e− + p+ anti-ve + p+ → e+ + no vμ + no → μ− + p+ anti-vμ + p+ → μ+ + no |
||||
| MINOS | AC | |||||
| NOE | AC | |||||
| NOMAD | AC | |||||
| Super Kamiokande | AC, ATM, GSN, RSN, S | ve + e− → ve + e− ve + no → e− + p+ ve + p+ → e+ + no |
|
440 kt H2O | víz-Cserenkov | |
[szerkesztés] Kísérletek kettős béta-bomlás tanulmányozására
[szerkesztés] Általános adatok
|
|
|||||
|---|---|---|---|---|---|
| Rövidítés | A kísérlet neve | A kísérlet helyszíne | Hivatalos honlap | Együttműködés | A kísérlet ideje |
| COBRA | Cadmium-telluride O-neutrino double Beta Research Apparatus | ||||
| EXO | Enriched Xenon Observatory | ||||
|
|
Gotthard Underground Laboratory | ||||
|
|
Heidelberg-Moscow | német-orsz együttműködés | |||
|
|
Majorana | ||||
[szerkesztés] Technikai adatok
|
|
||||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Rövidítés | Érzékenység* | Detektálási reakciók** | Reakció típusa |
Detektoranyag | Detektor típusa |
kísérleti Eküszöb |
| COBRA | ||||||
| EXO | 200 kg 136Xe | |||||
| Gotthard | 136Xe → 136Ba + 2e- + 2 anti-ve 136Xe → 136Ba + 2e- |
2β- |
136Xe | |||
| Heidelberg-Moscow | 76Ge → 76Se + 2e- + 2 anti-ve 76Ge → 76Se + 2e- |
2β- |
76Ge | |||
| Majorana | ||||||
[szerkesztés] Érdekességek
- A neutrínó hatáskeresztmetszete 6·1044 cm2. Ez azt jelenti, hogy egy fényév vastag ólomfalon a neutrínók kb. fele haladna át. Egy neutrínó át tudja szelni az egész földgömböt anélkül, hogy kölcsönhatna a Földet alkotó atomok bármelyikével.
- A GALLEX neutrínókísérletben alkalmazott gallium mennyisége (~30 t) meghaladja a világ évi gallium termelését.
- Az SN 1987A szupernóva kb. 1057 neutrínót produkált, amelyek közül mindössze 18 lépett kölcsönhatásba a detektorok anyagával. A befogott 18 neutrínó pontosan elegendő volt ahhoz, hogy a mag összeomlásáról alkotott alapvető ismereteink helyességét igazolja.
- A különböző közegeknek eltérő a kozmikus sugárzás ellen nyújtott leárnyékoló képessége. A földfelszín alatt 2073 m-rel épült SNO detektor 6010 m vastag vízréteggel ekvivalens védelmet nyújt a háttérzaj kiküszöbölésére.
[szerkesztés] A neutrínókutatás jövője
- Megoldásra váró tudományos problémák
- Nem tudjuk, hogy a napneutrínó-flusuk időszakos növekedése kapcsolatban áll-e a napflerekkel. A napflerek alaklmával történő rövid idejű neutrínófelvillanások ugyanis növelik a Földet érő kozmikus sugárzás intenzitását. (Természetesen itt nem jelent akadályt a neutrínófelvillanás érzékelése, ha a fler a Nap túlsó oldalán keletkezik.) Ennek ellenőrzésére az eklektronikus detektálási módszerek a legalkalmasabbak, mivel ezek megadják a neutrínó észlelésének pontos idejét.
- Napszeizmológia
- Jövőbeli kísérletek (CLEAN, HELLAZ, HERON, LENA, MEMPHYS, YBEX)
[szerkesztés] Lásd még
- kétneutrínó-kísérlet
- napneutrínó-probléma
- neutrínó-kísérlet
- SN 1987A
- Sudbury Neutrínó Obszervatórium
- Super-Kamiokande
Neutrínófizikával foglalkozó tudósok:
- John N. Bahcall
- Clyde Cowan
- Raymond Davis Jr.
- Enrico Fermi
- Masatoshi Koshiba
- Leon Lederman
- Wolfgang Pauli
- Frederick Reines
- Melvin Schwartz
- Jack Steinberger
| Szerkeszt | |
| Fermionok: Kvarkok: (Up · Down · Strange · Charm · Bottom · Top) | Leptonok: (Elektron · Müon · Tau · Neutrínók) | |
| Bozonok : Foton | W+, W-- és Z0-bozonok | Gluonok | Higgs-bozon | Graviton |
[szerkesztés] Külső hivatkozások
[szerkesztés] Magyar nyelvű honlapok
- A neutrínó
- A neutrínók mérése és tulajdonságaik (Horváth Zalán)
- Forgácsné Dajka Emese: Megoldották a Napneutrínó-problémát?
- Mégis van tömege a neutrínóknak!
- A napneutrínók rejtélye (ELTE)
- http://www.sulinet.hu/tart/ncikk/al/0/10137/n2002.htm
- http://www.kleint1.htm
- K2K Long-baseline Neutrino Oscillation Experiment, Official Homepage A japán KEK neutrínós honlapja
- Helyesnek bizonyul a Napról alkotott elmélet
- Kétneutrínó-kísérlet Nobel-díja
- http://www.grandpierre.zenenet.hu/csillag3.htm
- Fizikai Nobel-díj 2002, Fizikusok a neutrinók és a kozmikus sugarak nyomában
- Neutrínót észleltek (SNO)
- http://csatweb.csatolna.hu/tagok/csa/korabbi/korabbi0109.shtml
- http://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
- Kiss Dezső, Tóth Gábor: A Bajkál neutrínó-kísérlet, Fizikai Szemle 1998/6
[szerkesztés] Könyvek
- Simon Mitton: A nappali csillag (Gondolat, 1986)
- Barcza Szabolcs: A csillagok élete (Gondolat, 1979)
- Bernhard Bröcker: SH atlasz Atomfizika (Springer Hungarica Kiadó, 1995)
- Marx György: Atommag közelben (Mozaik Oktatási Stúdió, 1996)
- Joachim Herrmann: SH atlasz Csillagászat (Athenaeum, 2003)
- Brian Green: Az elegáns univerzum (Akkord Kiadó, 2003)
[szerkesztés] Ismeretterjesztő cikkek
- Bődy Zoltán: A neutrínó újabb meglepetései. Természet Világa 1993. (124. évf.), 5. sz., 200–204. o.
- Bődy Zoltán: Bizonyíték a neutrínóoszcilláció mellett. Természet Világa 1997. (128. évf.), 11. sz., 516. o.
- Bődy Zoltán: Különböző detektorok. Természet Világa 2000. (131. évf.), 10. sz., 472. o.
- Dóczi Rita: A neutrínó visszalökő hatásának észlelése a 6He béta-bomlásában - 50 évvel ezelőtt Fizikai Szemle, 2005. (55. évf.) 10. sz.
- Donald H. Perkins: A nukleon szerkezetének letapogatása neutrínókkal. Fizikai Szemle 2001/9
- Fésüs Éva: Új ablakok a világegyetemre: neutrínócsillagászat. Élet és Tudomány 2002. 49. sz.
- Fodor L. István: A "megfoghatatlan" részecskék - a neutrínók. Természet Világa
- 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.
- Grandpierre Attila: Honnan ered a Nap melege? Élet és Tudomány 2000. jún. 16.
- Grenács László: A müon-neutrínó csavarodása: egy közös kísérlet története személyes emlékekkel, Fizikai Szemle, 2002. (52. évf.) 1. sz. 23-28. o.
- G. T. Zatsepin: A nap-neutrínók problémája. Scientific American (magyar kiadás)
- John N. Bahcall: Neutrínók a Napból. Scientific American 1990/7 (magyar kiadás)
- Kiss Dezső, Tóth Gábor: A Bajkál neutrínókísérlet, Fizikai Szemle, 1998. 6. sz.
- Kiss Dezső: „Bizarr” részecskék: a neutrínók. Élet és Tudomány 2000. 34. sz. 1063–1069. o.
- Luciano Maiani: Hideg sötét anyag és nehéz neutrínók az univerzumban. Fizikai Szemle
- 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.
- Manno István: Megoldották a napneutrínók problémáját. Természet Világa 2001. (132. évf.), 9. sz. 406–408. o.
- Manno István: Fizikai Nobel-díj neutrínó- és röntgencsillagászatért, Természet világa: természettudományi közlöny, ISSN 0040-3717
2003. (134. évf.) 1. sz. 16-17. o.
- Marx György: A századforduló világsztárjai: a neutrínók. Fizikai Szemle 2002. (52. évf.), 7. sz.
- Marx György: A neutrínó Nobel-díja. Természet Világa 1996. (127. évf.), 3. sz., 98–101. o.
- Marx György: A napneutrínók rejtélye. Természet Világa
- Marx György: Neutrínócsillagászat. Scientific American (magyar kiadás)
- Mészáros Péter: A nagyenergiájú neutrínók és a kozmikus sugárzás fizikája és asztronómiája. Fizikai Szemle 2005. (55. évf.), 9. sz., 302–305. o.
- Patkós András: Nobel-díj 1999 – elméleti részecskefizikáért. Természet Világa 2000. (131. évf.), 3. sz., 101–105. o.
- Patkós András: A neutrínó befejezetlen története, Természet világa : természettudományi közlöny, 1999. (130.) 3. sz. 102-107. old.
- Patkós András: Vadászat puha neutrínókra. Természet Világa, 134. évf. 11. sz.
- Pietschmann Herbert: A neutrínó - múlt, jelen, jővő, Fizikai Szemle, 2006. jan. 2-6. o. [61]
- Pietschmann Herbert: Neutrínófizika és a Win-műhelyek. Fizikai Szemle 2002. (52. évf.), 5. sz., 167–168. o.
- Resvanis, L. K.: A nagyenergiájú neutrínó-asztronómia születése, Fizikai szemle, 1995. (45. évf.) 10. sz. 332-341. old.
- Rudolf L. Mössbauer: Neutrínófizika. Scientific American (magyar kiadás)
- Sailer Kornél: 17 keV tömegű neutrínó? Fizikai Szemle, 1992. (42. évf.) 11. sz. 441-443. o.
- Sir Arnold Wolfendale: Kozmikus sugárzás. Fizikai Szemle 1999/1
- Solt György: Mire jók a müonok? Természet Világa 134. évf. 11. sz.
[szerkesztés] 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[62])
- 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
- http://www.gyroscope.txo.hu/spacenews/neutrino.htm
)

















Based on work by