Neutrino

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie

Elementární částice
leptony e μ τ νe νμ ντ	kvarky d s b u c t
intermediální částice γ Z0 W± gluon g
hadrony
mezony π K	baryony p n Λ Ω
bosony	fermiony

Neutrino je elementární částice, lepton. Má spin (), a proto je fermion. Jeho hmotnost je velmi malá ve srovnání s většinou elementárních částic, avšak poslední experimenty ukazují, že je nenulová (vizte Super-Kamiokande). Protože se jedná o elektricky neutrální lepton, nepůsobí na něj ani silná ani elektromagnetická interakce, ale jen slabá interakce a gravitace, a to jen velmi slabě.

Protože jeho účinný průřez pro slabou interakci je velmi malý, neutrina procházejí běžnou hmotou téměř bez jakékoli reakce. Například Slunce emituje neutrina o energii několika megaelektronvoltů, pokud bychom chtěli zadržet polovinu z nich, potřebovali bychom k tomu blok olova o tloušťce asi jeden světelný rok (~10¹⁶m). Detekce neutrin je tedy velmi náročná a vyžaduje velmi rozměrné detektory a nebo produkovat svazky neutrin o velké energii.

Obsah 1 Druhy neutrin 1.1 Oscilace neutrin 2 Historie 3 Hmotnost 4 Zdroje neutrin 4.1 Umělé zdroje 4.2 Planeta Země 4.3 Atmosféra 4.4 Slunce 4.5 Kosmologické jevy 4.6 Reliktní záření 5 Detektory neutrin 6 Poznámky

[editovat] Druhy neutrin

Přehled neutrin

Fermion	Symbol	Hmotnost
Rodina elektronu
Elektronové neutrino		< 2.5 eV
Elektronové antineutrino		< 2.5 eV
Rodina mionu
Mionové neutrino		< 170 keV
Mionové antineutrino		< 170 keV
Rodina tauonu
Tau neutrino		< 18 MeV
Tauonové antineutrino		< 18 MeV

Známe tři typy neutrin: elektronové neutrino ν_e, mionové neutrino ν_μ a tauonové neutrino ν_τ, pojmenované podle jim odpovídajícím leptonům ve standardním modelu (vizte tabulku). Zatím nejlepší odhad počtu neutrin pozorováním rozpadu bosonu Z. Tato částice se může rozpadat na kterékoli neutrino a jeho antineutrino. Jeho doba života tak závisí na počtu druhů neutrin, čím více druhů neutrin, tím více možností rozpadu a tak i kratší doba života. Poslední měření ukazují počet typů lehkých neutrin (hmotnosti < 1MeV) na 2.984±0.008[1]. Toto však nevylučuje možnost sterilního neutrina, to je takového, jež by neinteragovalo ani slabou interakcí. Takové neutrino může vzniknout jen při oscilaci neutrin (vizte níže). Dalším faktem potvrzujícím existenci právě 6 leptonů je, že známe právě šest jim odpovídajících kvarků. Avšak nezvratný důkaz, že existují jen tři druhy neutrin, zůstává těžko splnitelným úkolem částicové fyziky.

[editovat] Oscilace neutrin

Když se postavily první detektory neutrin, měření zachycovala stopy mnohem méně elektronových neutrin než byl teoretický předpoklad. Což by mohlo znamenat, že naše představa o procesech probíhajících ve Slunci je chybná. Řešením problému by mohla být například nižší teplota Slunce, ale to neodpovídá jiným měřením. Jako nejpravděpodobnější se jeví oscilace neutrin, děj při němž se mění typ neutrina. Aby takováto hypotéza mohla platit, musí mít neutrina hmotnost. Dalším významným zlomem by bylo prokázání hypotézy, kterou jako první vyslovil italský fyzik Ettore Majorana, že neutrino a antineutrino je ve skutečnosti ta samá částice.

[editovat] Historie

Neutrino poprvé předpověděl Wolfgang Pauli roku 1931, kdy vysvětlil spektrum beta rozpadu, rozpadu neutronu na proton a elektron. Pauli předpověděl, že vznik nedetekované částice o energii a momentu hybnosti rovným pozorovanému úbytku těchto hodnot u produktů oproti původním částicím. Vzhledem k jejich malé reaktivnosti trvalo 25 let od vyslovení hypotézy i jejich existenci k jejímu experimentálnímu ověření. Roku 1956 Clyde Cowan, Frederick Reines, F. B. Harrison, H. W. Kruse, a A. D. McGuire zveřejnili článek Detekce volných neutrin: potvrzeno v časopise Science, výzkum byl později odměněn Nobelovou cenou za fyziku. Název neutrino vytvořil Enrico Fermi, autor první teorie popisující chování neutrin. Jde o slovní hříčku. V italštině znamená neutrone, název pro neutron, velký a neutrální, kdežto neutrino malý a neutrální . Roku 1962 Leon M. Lederman, Melvin Schwartz a Jack Steinberger dokázali, že existuje více typů neutrin detekcí mionového neutrina. Když byl v SLAC roku 1975 poprvé pozorován třetí lepton - tau, začala se předpokládat i existence odpovídajícího neutrina. První důkaz existence třetího neutrin bylo pozorování chybějící energii a momentu hybnosti při tau rozpadu podobnému beta rozpadu. První pozorování interakce tauonového neutrina oznámil projekt DONUT ve Fermilab jako poslední částice Standardního Modelu, jejíž interakce před tím nebyla pozorována.

[editovat] Hmotnost

Standardní Model původně předpokládal, že jsou neutrina nehmotná, avšak přidání hmotnosti neutrin není obtížné a poslední experimenty ukazují, že neutrina opravdu mají hmotnost.

Nejpřísněji klade horní hranici hmotnosti kosmologie. Model Velkého třesku předpokládá, že je tu stálý poměr počtu neutrin a fotonů v kosmickém záření. Kdyby celková hmotnost všech třech typů neutrin překročila 50 eV (na neutrino), bylo by ve vesmíru tolik hmoty, že by se zhroutil. Tuto hranici by šlo překonat předpokladem, že je neutrino nestabilní, avšak toto by bylo obtížné začlenit do Standardního modelu.

Nyní je široce přijímáno, že neutrina jsou hmotná¹. Pokud se podíváme na Standardní model, zjistíme, že hmotná neutrina na rozdíl od nehmotných mohou měnit svůj typ. Tento fenomén - oscilace neutrin, je schopen vysvětlit, proč pozorujeme mnohem méně elektronových neutrin, než kolik jich podle předpokladů má na Zemi dopadat ze Slunce.

[editovat] Zdroje neutrin

[editovat] Umělé zdroje

Jaderné elektrárny jsou nejvýznamnějším zdrojem neutrin v důsledku lidské činnosti. V běžné jaderné elektrárně vzniká přes 50,000 neutrin každou sekundu. V urychlovači částic rovněž vznikají neutrina.

[editovat] Planeta Země

Neutrina vznikají v důsledku přirozeného radioaktivního rozpadu hornin.

[editovat] Atmosféra

Při interakci kosmického záření s atomy atmosféry vzniká množství částic, mimo jiné i neutrin.

[editovat] Slunce

Při jaderné fúzi, která je hlavním energetickým zdrojem Slunce, jsou neutrina jedním z výsledných produktů.

Raymond Davis Jr. a Masatoshi Koshiba byli roku 2002 odměněni Nobelovu cenu za fyziku za jejich práci na detekci neutrin v kosmickém záření.

[editovat] Kosmologické jevy

[editovat] Reliktní záření

[editovat] Detektory neutrin

• Antarctic Muon And Neutrino Detector Array
• Project DUMAND
• Super-Kamiokande

[editovat] Poznámky

1. Pozn. 1: Jedna z teorií kvantové gravitace, navržená Burkhardem Heimem roku 1980, obsahuje předpověď hmotnosti, která stále odpovídá experimentálním odhadům hmotnosti.