Neutrínó

A Wikipédiából, a szabad lexikonból.

A neutrínó adatai
Részecskecsalád
fermion
Csoport
lepton
Antirészecske
antineutrínó
Elméleti felfedezés
1930
Kísérleti kimutatás
1956
Jele
νe, νμ és ντ
Típusai 3 - elektron, müon és tau
Elektromos töltés
0
Színtöltés
0
Hipertöltés
- 1/2
Spin (\hbar/2)
1/2
Az első neutrínó észlelés egy hidrogén buborékkamrában (1970)
Nagyít
Az első neutrínó észlelés egy hidrogén buborékkamrában (1970)

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.

Neutrínók
a Standard Modellben
  Fermion     Jelölés      Tömeg   
1. generáció (elektron)
Elektron-neutrínó
\nu_e\,
< 2.5 eV
Elektron-antineutrínó
\bar{\nu}_e\,
< 2.5 eV
2. generáció (müon)
Müon-neutrínó
\nu_\mu\,
< 170 keV
Müon-antineutrínó
\bar{\nu}_\mu\,
< 170 keV
3. generáció (tau)
Tau-neutrínó
\nu_{\tau}\,
< 18 MeV
Tau-antineutrínó
\bar{\nu}_\tau\,
< 18 MeV


Tartalomjegyzék

[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
részecske
jelölés
bomlás
elágazási arány (%)
pozitív kaon
K-
K+→ πo + π+
21,13 ± 0,17
pozitív kaon
K-
K+→ μ+ + \bar{\nu}_{\mu}\,
63,43 ± 0,17
pozitív kaon
K+
K+→ πo + e+ + \bar{\nu}_e\,
pozitív kaon
K+
K+→ πo + μ+ + \bar{\nu}_{\mu}\,
negatív kaon
K-
K-→ πo + e- + \bar{\nu}_e\,
negatív kaon
K-
K-→ μo + μ- + \bar{\nu}_{\mu}\,
semleges kaon
Ko
Ko→ π+ + π- + πo + 83,6 MeV
5,58 ± 0,031
semleges kaon
Ko
Ko→ π+ + π- + 218,6 MeV
pozitív pion
π+
π+→ μ+ + \bar{\nu}_{\mu}\, + 33,9 MeV
99,9877
pozitív pion
π+
π+→ e+ + {\nu}_e\,
0,0123
negatív pion
π-
π-→ μ- + \bar{\nu}_{\mu}\, + 33,9 MeV
99,9877
negatív pion
π+
π-→ e- + \bar{\nu}_e\,
0,0123

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.
\mathrm{p}^+\rightarrow\mathrm{n}^o+\mathrm{e}^++{\nu}_e                \mathrm{n}^o\rightarrow\mathrm{p}^++\mathrm{e}^-+\bar{\nu}_e
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:
\mathrm{p}^++\mathrm{e}^-\rightarrow\mathrm{n}^o+{\nu}_e
  • 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:
udd \rightarrow ddu + W \rightarrow ddu + e^- + \nu_e
\tau^- \rightarrow \nu_\tau + e^- + \bar\nu_e
\tau^- \rightarrow \nu_\tau  + \mu^- +  \bar\nu_\mu
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.
\mu^- \rightarrow e^- + \nu_\mu + \bar\nu_e              \mu^+ \rightarrow e^+ + \bar\nu_\mu + \nu_e
  • 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:
H\rightarrow \tau^-+\bar\nu_\tau

[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 proton–proton ciklus átalakulásai részletezve. Az ábrán feltüntettük az egyes reakciók arányát a Nap esetére.
Nagyít
A proton–proton ciklus átalakulásai részletezve. Az ábrán feltüntettük az egyes reakciók arányát a Nap esetére.

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

A CNO-ciklusban keletkezett neutrínók
Nagyít
A CNO-ciklusban keletkezett neutrínók

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 Standard Nap-modell által előrejelzett neutrínófluxusok és a kísérletileg mért neutrínófluxusok aránya néhány fontosabb neutrínókísérletben.
Nagyít
A Standard Nap-modell által előrejelzett neutrínófluxusok és a kísérletileg mért neutrínófluxusok aránya néhány fontosabb neutrínókísérletben.

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
Reakció
Reakció
fluxus (1010 cm-2 s-1)
energia (MeV)
pp
p+ + p+2H + e+ + ve 6,0 (± 0,02)
< 1,442
pep
p+ + e + p+2H + ve 1,4 * 10-2 (±0,05)
0,42
hep
3He + p+4He + e+ + ve 8,0 * 10-7
< 18,77
7Be
7Be + e7Li + ve 4,7 * 10-1 (1±0,15)
0,861
0,383
8B
8B → 8Be* + e+ + ve 5,8 * 10–4 (1±0,37)
< 15
13N
13N → 13C + e+ + ve 6,0 * 10–2 (1±0,50)
< 1,199
15O
15O → 15N + e+ + ve 5,0 * 10–2 (1±0,58)
< 1,732
17F
17F → 17O + e+ + ve 5,2 * 10–4 (1±0,47)
< 1,732

[szerkesztés] Kozmológiai jelenségek

Fő szócikk: kozmológia
Az 1987 A jelű szupernóva, az elsőként regisztrált extragalaktikus neutrínóforrás
Nagyít
Az 1987 A jelű szupernóva, az elsőként regisztrált extragalaktikus neutrínóforrás

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 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 Super-Kamiokande Cserenkov-detektor. A felvétel a detektor belsejében készült, ahol a technikusok karbantartják a fotoelektron-sokszorozókat.
Nagyít
A Super-Kamiokande Cserenkov-detektor. A felvétel a detektor belsejében készült, ahol a technikusok karbantartják a fotoelektron-sokszorozókat.

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 {\nu}_e+ {X}^Z\rightarrow{Y}^{Z+1}+\mathrm{e}^-       (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:   {\nu}_e+\mathrm{e}^-\rightarrow\mathrm{e}^-+{\nu}_e   E reakció segítségével meghatározható a forrásból érkező neutrínó beesési szöge.
    • Atommagon:   {\nu}_e+{A}\rightarrow{A}+{\nu}_e   

[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

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

Technikai adatok
Rövidítés Érzékenység* Detektálási reakciók** Reakció
típusa
Detektoranyag Detektor
típusa
kísérleti Eküszöb
BOREXINO lS, SN vx + e → vx + e
ES
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
ES
ES
10 t folyékony Ne szcintillációs  ???
GALLEX S, SN ve+71Ga → 71Ge+e
CC
GaCl3 (30 t Ga) radiokémiai 233,2 keV
GNO lS, SN ve+71Ga → 71Ge+e
CC
GaCl3 (30 t Ga) radiokémiai 233,2 keV
HERON lS ve + e → ve + e
NC
szuperfolyékony
He
szcintillációs 1000 keV (?)
HOMESTAKE–CHLORINE S, SN 37Cl+ve37Ar*+e
37Ar*37Cl + e+ + ve
CC
C2Cl4 (615 t) radiokémiai 814 keV
HOMESTAKE–IODINE S, SN ve + e → ve + e
ve + 127I → 127Xe + e
ES
CC
nátrium-jodid radiokémiai 789 keV
ICARUS ATM, GSN, S, SN ve + e → ve + e
ES
folyékony Ar Cserenkov 5900 keV
Ice Cube ATM, CR, S ve + e → ve + e
ES
1 km3 H2O (jég) jég-Cserenkov ~ 10 MeV
Kamiokande ATM, S ve + e → ve + e
ES
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+
β+
β+
CC
ES
ES
ES
szcintillációs  ???
LENS lS ve+176Yb → 176Lu+e
CC
In(acc)3 szcintillációs 120 keV
MEMPHYS S  ???
???
 ??? Cserenkov  ???
MOON lS, lSN ve+100Mo → 100Tc+e
CC
100Mo (1 t) + MoF6 (gáz) szcintillációs 168 keV
SAGE lS, SN ve+71Ga → 71Ge+e
CC
GaCl3 radiokémiai 233,2 keV
SNO ATM, GSN, S, SN ve + 21D →p++p++e
vx + 21D →vx+no+p+
ve + e → ve + e
CC
NC
ES
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
ES

CC
H2O víz-Cserenkov SK–I
SK–II
SK–III
UNO ATM, GSN, RSN, S ve + e → ve + e
ES
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

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

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
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

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

Technikai adatok
Név/Rövidítés Érzékenység* Detektálási reakciók** Reakció
típusa
Detektoranyag Detektor
típusa
kísérleti Eküszöb
Bugey 3 R \bar{\nu}_e+\mathrm{p}^+\rightarrow\mathrm{e}^++\mathrm{n}^o inverz β-bomlás 600 l 6Li folyékony szcintillátor
CHOOZ R \bar{\nu}_e+\mathrm{p}^+\rightarrow\mathrm{e}^++\mathrm{n}^o inverz β-bomlás Gd folyékony szcintillátor 1996 -
Gosgen R \bar{\nu}_e+\mathrm{p}^+\rightarrow\mathrm{e}^++\mathrm{n}^o inverz β-bomlás
KamLAND R \bar{\nu}_e+\mathrm{p}^+\rightarrow\mathrm{e}^++\mathrm{n}^o inverz β-bomlás folyékony szcintillátor
Krasnoyarsk R \bar{\nu}_e+\mathrm{p}^+\rightarrow\mathrm{e}^++\mathrm{n}^o inverz β-bomlás
Palo Verde R

[szerkesztés] Neutrínóoszcilláció kísérletek gyorsítóval

[szerkesztés] Általános adatok

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

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^- \rightarrow \nu_\tau  + \mu^- +  \bar\nu_\mu
\tau^- \rightarrow \pi^-+n\pi^o+\nu_\tau
\tau^- \rightarrow K^-+n\pi^o+\nu_\tau
\tau^- \rightarrow \pi^-+\pi^++\pi^-+n\pi^o+\nu_\tau
\tau^- \rightarrow K^-+K^++K^-+n\pi^o+\nu_\tau
tau-lepton bomlása
COSMOS AC
ICARUS AC, ATM, GSN, S, SN ve + e → ve + e
ES
folyékony Ar Cserenkov 5900 keV
KARMEN AC ve + 12C → 12N + e
ve + 56Fe → 56Ni + e
CC

CC
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
ES

CC
440 kt H2O víz-Cserenkov

[szerkesztés] Kísérletek kettős béta-bomlás tanulmányozására

[szerkesztés] Általános adatok

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

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-
-
-
136Xe
Heidelberg-Moscow 76Ge → 76Se + 2e- + 2 anti-ve
76Ge → 76Se + 2e-
-
-
76Ge
Majorana

[szerkesztés] A neutrínót övező tudományos érdeklődés

A világegyetemből érkező információáram, az elektromágneses sugárzás és neutrínósugárzás egyes spektrumtartományaiban megfigyelhető csillagászati objektumok
Nagyít
A világegyetemből érkező információáram, az elektromágneses sugárzás és neutrínósugárzás egyes spektrumtartományaiban megfigyelhető csillagászati objektumok
  • Csillagászat. 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.
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.
A neutrínók információt adnak Tejútrendszer központi régiójáról.
  • Részecskefizika. A neutrínók tulajdonságainak vizsgálatára nagy intenzitással és irányítható energiával rendelkező gyorsítós neutrínókat állítanak elő.
  • Radiokémia

[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 (HELLAZ, HERON, YBEX)

[szerkesztés] Lásd még

Neutrínófizikával foglalkozó tudósok:

Elemi részecskék a fizikában

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

[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. [61]
  • 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. [62]
  • 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