Neutrínó

A Wikipédiából, a szabad lexikonból.

A neutrínó adatai
Részecskecsalád	fermion
Csoport	lepton
Antirészecske	antineutrínó
Elméleti felfedezés	1930
Kísérleti kimutatás	1956
Jele	ν_e, ν_μ és ν_τ
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)

A neutrínó a könnyű elemi részecskék (ún. leptonok) egyik fajtája. 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. Tehát – a részecskék világában nem jelentős gravitációt kivéve – csak a gyenge kölcsönhatásban vesznek részt. Emiatt van az a közismert 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 ( $ν e$ ), müon-neutrínó ( $ν μ$ ) és a tau-neutrínó ( $ν τ$ ). Neveik onnan erednek, hogy 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 egy müonból és egy müon–antineutrínóból álló pár keletkezik. A különböző típusú neutrínók – és vele a részecskecsaládok – számának megállapítására legjobb módszer a Z-bozon bomlásának vizsgálata. Ez a részecske többféle neutrínóra és azok antineutrínójaira bomlik.

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

1 Története, kronológia
2 Napneutrínó-probléma, neutrínóoszcilláció, neutrínótömeg
3 Neutrínókeltő részecskefizikai folyamatok
4 Neutrínóforrások
5 Neutrínódetektorok, neutrínókísérletek
- 5.1 Történelmi kísérletek
- 5.2 Neutrínó kísérletek: az új generáció
6 A neutrínót övező tudományos érdeklődés
7 A neutrínók detektálása
8 Érdekességek
9 A neutrínókutatás jövője
10 Referenciák és jegyzetek
11 Lásd még
12 Külső hivatkozások

[szerkesztés] Története, kronológia

A neutrínó létezését először Wolfgang Pauli feltételezte 1930 végén, hogy a béta-bomlás folytonos energiaspektrumát megmagyarázza.^[1] A neutrínók nélkül nem teljesült volna az energia- és perdület-megmaradás törvénye.

1946-ban Bruno Pontecorvo javasolta, hogy a Nap-neutrínókat klórtartalmú anyag (perklór-etilén, C₂Cl₄) segítségével detektálják.

1953-ban Jakov Zeldovich, Emil Konopinski és Marx György egymástól függetlenül felismerik a leptontöltés megmaradási törvényét.^[2]

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.)^[3]

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.

1960-ban William A. Fowler amerikai asztrofizikus olyan napszerkezeti modellt dolgozott ki, amely nagyszámú neutrínó keletkezését jósolja meg a termonukleáris folyamatok során.

1961: A müon-neutrínó felfedezése a Brookhaveni Nemzeti Laboratóriumban.

1962-ben a Leon M. Lederman, Melvin Schwartz és Jack Steinberger által vezetett kétneutrínó-kísérlet kimutatta, hogy nem csak egyféle neutrínó létezik. Elsőként sikerült detektálni a müon-neutrínó kölcsönhatásait; e kutatásokért a három fizikus 1988-ban megosztott Nobel-díjat kapott.

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 érzékelése 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.

1975: Marx György és Szalay Sándor - kozmológiai elméletek alapján - megállapítja a neutrínó tömegének alsó határát.

1985: A Kamiokande-detektor átépítése. A detektor nagyobb mérőtérfogata lehetővé tette a kozmikus eredetű neutrínók detektálását is.

1987: augusztus A Super-Kamiokande detektor - Masatoshi Koshiba vezetésével - elsőként detektált szupernóvából (SN 1987A) származó neutrínókat.

1991: Megkezdte működését a GALLEX detektor (Gran Sasso, Olaszország).

1992: A SAGE kísérlet kezdete.

1996: Megkezdte működését a japán Super-Kamiokande neutrínódetektor.

1998: A GALLEX kísérlet folytatásaként megépül a GNO (Gallium Neutrino Observatory - Gallium Neutrínó Obszervatórium), az újgenerációs galliumkísérletek egyike.

1998: A neutrínóoszcilláció kimutatásával a Super-Kamiokande azt is kimutatta, hogy legalább az egyik neutrínótípusnak kell, hogy legyen tömege. (Légkörben keletkezett neutrínókat észlelt.)

1999: Megkezdte működését a kanadai SNO (Sudbury Neutrino Observatory - Sudbury Neutrínó Obszervatórium), amely napjainkban a világ legfejlettebb neutrínó obszervatóriuma.

2001-ben az SNO hivatalos közleményben erősítette meg a neutrínóoszcilláció létezését.

2002: Raymond Davis Jr. és Masatoshi Koshiba megosztott fizikai Nobel-díjat kaptak a kozmikus neutrínók kimutatásáért.

[szerkesztés] Napneutrínó-probléma, neutrínóoszcilláció, neutrínótömeg

Fő szócikkek: neutrínóoszcilláció és napneutrínó-probléma

Sokáig nem tudták, miért mérünk kevesebb (elektron)neutrínót, mint amennyinek a Nap működésének modellje szerint a magban 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). Mint utólag (kilencvenes évek) kiderült, nem csak az összneutrínó-fluxus, hanem a relatív fluxusok értéke sem egyezik a Standard Nap modell által jósolttal. Alig detektáltak a ⁷Be-mag elektronbefogása után keletkező neutrínót, ezzel szemben jelentős számmal mértek a ⁸B-mag bomlásából. Ez ellentmondásban van a proton-proton ciklus lezajlásáról alkotott elképzeléseinkkel, miszerint ⁸B-magok nem keletkezhetnek ⁷Be-magok nélkül. A napneutrínó-probléma megoldására számtalan hipotézis/lehetőség felvetődött, például:

Nem ismerjük kellőképpen a termonukleáris reakciókban szereplő hatáskeresztmetszetek értékeit, vagyis ezeket újra meg kell mérni, különösen az elágazási pontoknál találhatóakat. A meghatározó hatáskeresztmetszetek a következők: 1. σ(³He + ³He), 2. σ(³He + ⁴He), 3. az elektronbefogás gyakorisága a ⁷Be-ben és 4. a ⁷Be + p⁺ reakció hatáskeresztmetszete.
Változtatnunk kell a standard napmodell bemenő fizikai paraméterein (pl. kor, luminozitás, felszíni kémiai összetétel, opacitásérték).
Az ionizált vasatommagok nem egyenletesen oszlanak el a Napban, ami befolyásolja a Nap hővezető képességét és ezen keresztül a centrális hőmérsékletet, ami pedig hatással van a reakciók hatáskeresztmetszetére.
A rövid periódusú változások megfigyeléséből az a következtetés vonható le, hogy a Nap változócsillag.
A neutrínó esetleges bomlása.
WIMP-ek centrális magbeli jelenléte.

A végső megoldást Pontecorvo olasz fizikus elmélete adta, mely szerint a háromféle neutrínó képes átalakulni egymásba. Ez a jelenség az anyag által felerősített rezonáns neutrínóoszcilláció, vagy más néven Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein effektus (MSW-effektus). 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 elektronneutrínók számában tapasztaltak eltérést. Ebből egyértelműen neutrínóoszcillációra következtettek. Az elmélet (standard modell) szerint az oszcilláció ténye egyben azt is jelenti, hogy a neutrínók is rendelkeznek nyugalmi tömeggel, habár az nagyon kicsi. 2001-es mérsések alapján ennek értéke:

Δm² = 4,2 ·10^-5 eV² és m₀ ~ 10^-6 m_e > 0

A neutrínóoszcillációt több - egymástól különböző - neutrínóforrásnál is megfigyelték különböző detektálási technikával, más-más energiatartományokban:

Napneutrínók (HOMESTAKE, SNO)
Atmoszférikus neutrínók (IMB, MACRO, Super-Kamiokande)
Reaktorban keletkező neutrínók (KamLAND)
Neutrínóbomlás (MINOS, LSND, MiniBooNE, Super-Kamiokande, K2K)

[szerkesztés] Neutrínókeltő részecskefizikai folyamatok

A K- és π-mezonok bomlásánál keletkezett neutrínók
részecske	jelölés	bomlás	elágazási arány (%)
pozitív kaon	K^-	K⁺→ π^o + π⁺	21,13 ± 0,17
pozitív kaon	K^-	K⁺→ μ⁺ + $\bar{\nu}_{\mu}\,$	63,43 ± 0,17
pozitív kaon	K⁺	K⁺→ π^o + e⁺ + $\bar{\nu}_e\,$
pozitív kaon	K⁺	K⁺→ π^o + μ⁺ + $\bar{\nu}_{\mu}\,$
negatív kaon	K^-	K^-→ π^o + e^- + $\bar{\nu}_e\,$
negatív kaon	K^-	K^-→ μ^o + μ^- + $\bar{\nu}_{\mu}\,$
semleges kaon	K^o	K^o→ π⁺ + π^- + π^o + 83,6 MeV	5,58 ± 0,031
semleges kaon	K^o	K^o→ 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-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.

$\tau^- \rightarrow \nu_\tau + e^- + \bar\nu_e$

$\tau^- \rightarrow \nu_\tau + \mu^- + \bar\nu_\mu$

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
Z^o - 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 izotópok béta-bomlása során. Ezekben a folyamatokban antineutrínók is emittálódnak. A Földön megmaradt radioaktív magok többmilliárd év felezési idejűek, következésképpen igen kicsi a bomlási energiájuk. Ezért a keletkező neutrínók energiája rendkívül alacsony ( E < 2,6 MeV, „puha” részecskéknek is nevezik őket.), rendszerint a detektálási küszöbenergia alatt maradnak. Kivételt csak az U²³⁶ - és a Th²³² - család néhány közbeeső rövid életű, ezért ritka, izotópja képez: a Pa²³⁴, Bi²¹⁴, Tl²¹⁰. Az alacsony energia megnehezíti a detektálásukat. A földi eredetű (terresztriális) neutrínók detektálásával információt kaphatunk a föld belsejében végbemenő radioaktív folyamatokról, radioaktív anyagok eloszlásáról és a hőmérsékleti viszonyokról. Az első, geoneutrínók kimutatására irányuló kísérlet a japán KamLAND (2005) volt.

[szerkesztés] Légköri neutrínók (atmoszférikus neutrínók)

A légköri neutrínók a nagy energiájú 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 müon-neutrínó. Az így létrejött müonok tovább bomlanak elektronra, elektron-neutrínóra és müon-neutrínóra. Az atmoszférikus neutrínók energiája széles skálát fog be. Detektálásukra a Cserenkov-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.

A napneutrínók a Nap és a többi csillag energiáját adó atommagfúzió során keletkezik. A Nap 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 napmodellre.

[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 nehéz izotópjává, deutériummá egyesül, miközben egy pozitron 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

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%-ában 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%-ában 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%-ának 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 ezen bór-8 magoknak a bomlása 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 detektorokat 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 való megkülönböztetés jelenti, ami az érkezési irányuk alapján történik. A napneutrínók ugyanis - ellentétben az atmoszférikus neutrínókkal - 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.

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 meghatározása 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	Neutrínóforrás	Neutrínófluxus (10¹⁰ cm⁻² s⁻¹)	Neutrínóenergia (MeV)	Elágazási arány (%)
pp	p⁺ + p⁺ → ²H + e⁺ + v_e	pp-ciklus	6,0 (± 0,02)	< 1,442	99,77
pep	p⁺ + e^– + p⁺ → ²H + v_e	pp-ciklus	1,4 · 10⁻² (±0,05)	0,42	0,23
hep	³He + p⁺ → ⁴He + e⁺ + v_e	pp-ciklus	8,0 · 10⁻⁷	< 18,77	10^-5
⁷Be	⁷Be + e^– → ⁷Li + v_e	pp-ciklus	4,7 · 10⁻¹ (1±0,15)	0,861 0,383	13,572
⁸B	⁸B → ⁸Be* + e⁺ + v_e	pp-ciklus	5,8 · 10⁻⁴ (1±0,37)	< 15	1,508
¹³N	¹³N → ¹³C + e⁺ + v_e	CNO-ciklus	6,0 · 10⁻² (1±0,50)	< 1,199	99,96
¹⁵O	¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + v_e	CNO-ciklus	5,0 · 10⁻² (1±0,58)	< 1,732	99,96
¹⁷F	¹⁷F → ¹⁷O + e⁺ + v_e	CNO-ciklus	5,2 · 10⁻⁴ (1±0,47)	< 1,732	00,04

[szerkesztés] Kozmológiai jelenségek

Fő szócikk: kozmológia

Az 1987 A jelű szupernóva, az elsőként regisztrált extragalaktikus neutrínóforrás

A természetben normális viszonyok között a neutrínók keletkezésének egyetlen formája a spontán radioaktív bomlás. A csillagok által kisugárzott neutrínók együttes száma emiatt nem lehet nagyobb a csillagban található neutronokénál. Ez a helyzet a normális csillagokban. George Gamow amerikai fizikus azonban rámutatott arra, hogy különösen magas hőmérsékleten és nyomáson a helyzet megváltozik: lehetőség adódik, hogy a forró csillag anyaga gyenge kölcsönhatás révén átalakuljon neutrínósugárzássá, és a szupernóva-kitörés során akadálytalanul távozzon. 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. Szupernóvák előrejelzésére a SNEWS (SuperNova Early Warning System – korai szupernóva-előrejelző rendszer) projekt szolgál, mely szupernóvajelenség alkalmával a neutrínótávcsövek hálózatát hangolja össze.

Egyéb neutrínó források: a fekete lyukakat körülvevő ún. akkréciós korongból, aktív galaxismagokból (AGN - Active Galactic Nuclei) származó neutrínók. Neutrínók keletkeztek az Ősrobbanás (Big Bang) során is. Nagyszámú neutrínó keletkezik a gammakitörések során, ilyen jelenségeket detektálnak a HESS és a MAGIC obszervatóriumok.

[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. A sötét anyag mennyisége ugyanis szorosan összefügg a világegyetem tágulásának mértékével, ilyen módon a kozmológiai (sötét anyag) modellekből felső határ adható a neutrínók tömegére.

[szerkesztés] Neutrínódetektorok, neutrínókísérletek

Fő szócikk: Neutrínódetektorok listája

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

[szerkesztés] Történelmi kísérletek

Antineutrínókat először 1953-ban detektáltak egy nukleáris detektor mellett. A kísérlet vezetői, Frederick Reines és Clyde Cowan kadmium-klorid oldatot használtak targetként. Az antineutrínó töltött gyenge árammal történő kölcsönhatásában a vízben pozitron és neutrínó keletkezik. A vizsgálanó pozitron ezután egy elektronnal ütközve annihillálódik, két 0,5 MeV energiájú fotont kibocsátásával. Az így létrejött fotonokat érzékeli a szcintillációs detektor. Napjaink legnagyobb neutrínódetektora, a KamLAND is hasonló szcintillációs elven működik.

A XX. század második felében érthető módon felébredt a vágy, hogy észleljük a Napból érkező elektron-neutrínókat, azaz „neutrínó-fényben” megvizsgáljuk a nap magjában végbemenő termonukleáris reakciókat. Bruno Pontecorvo már 1946-ban javasolta, hogy a Napból származó neutrínókat klórtartalmú anyag segítségével detektáljuk. A ³⁷Cl + ν_e → ³⁷Ar + e – reakcióra épített radiokémiai módszert Raymond Davis és kollégái ragyogóan kidolgozták, majd kivitelezték a Brookhaven Nemzeti Laboratóriumban. Ez a Davis által vezetett kísérlet volt az első és két évtizeden keresztül az egyetlen, amely napneutrínókat figyelt meg. A detektort egy kozmikus sugárzástól védett helyen, 1500 m-nyire a Föld alatt helyezték el a dél-dakotai Homestake aranybányájában. A napneutrínó-érzékelő lényegében egy 40000 m³ térfogatú, klórtartalmú tisztítószerrel, tetraklór-etilénnel megtöltött tartály. Csak ez a hatalmas méret biztosítja, hogy a detektáláshoz szükséges legalább 10 argonatom jelen legyen. A neutrínó a tartályon való áthaladása során kölcsönhatásba lép a klór-37-tel (a földi klórmennyiség egynegyedét alkotó stabil klórizotóppal); ilyenkor a klóratom magjában az egyik proton neutronná alakul át, eközben maga az atommag radioaktív argon-37-té alakul. A proton bomlása során egy elektron keletkezik, melyet detektálva a folyamat kimutatása lehetővé válik. Azonban Davis radiokémiai módszerével csak a 814 ezer elektronvoltnál nagyobb energiájú neutrínókat lehet kimutatni, miután ennyi energia kell a klór-37 argon-37-té alakításához. Ez azt jelenti, hogy a proton-proton ciklus atommagreakciója során keletkező neutrínók közül, csak a ⁸B atommag bomlása során kibocsátottakat lehet érzékelni. A proton-proton ciklus többi atommagreakciója során keletkező neutrínók energiája ennél kisebb.

Davis néhány havonta kiürítette a tartályt, héliumgáz detektoranyagon való átbuborékoltatásával elkülönítette az argonatomokat, radioaktivitásuk alapján megszámlálta őket, ezek után pedig a kapott eredményből meghatározta a tartályon áthaladó neutrínófluxust. A napneutrínók oly kevéssé léptek reakcióba a tartály klóratommagjaival, hogy a reakció számszerű kifejezésére egy új mértékegységet kellett bevezetni. A neutrínó fluxus akkor 1 napneutrínó egység (Solar Neutrino Unit, SNU), ha minden 10³⁶ darab klóratom közül egy lép reakcióba másodpercenként. A napbeli atommag-reakciók elfogadott elméletei szerint a klór-37 detektornak 7,9 ± 2,6 SNU neutrínófluxust kellene érzékelnie, és ez a hibahatár tartalmazza az összes elméleti bizonytalanságot. Davis és munkatársai kísérleti eredménye szerint azonban a napneutrínók fluxusa 2,1 ± 0,3 SNU, vagyis az elméletileg megjósolt értéknek alig az egyharmada. Az eltérést először kézenfekvő módon az elmélet és a kísérlet bizonytalanságának tulajdonították. A különbség azonban az elméleti számítások és mérések több évtizede folyó tökéletesítése ellenére továbbra is fenn állt, túllépve a megengedett hibahatárt: ez az ellentmondás „a hiányzó napneutrínók rejtélye” néven híresült el.

Davis eredményét akkor értékelhetjük igazán, ha belegondolunk, milyen komoly technikai nehézségekkel kellett megküzdenie. Ezt jól érzékelteti maga az eredmény: 2 hónaponként az óriási tartályban levő kb. 2*10³⁰ db klóratomból mindössze 17 argonatomot sikerült kiszűrni. A Davis-kísérlet szinte folyamatosan futott 1970-től kezdve egészen 1994-ig. Utolsó eredményeit 1998-ban tették közzé. A csaknem negyed évszázad alatt összesen 2200 argonatom keletkezését sikerült kimutatni a műszerrel.

A nyolcvanas években világszerte több, a proton esetleges bomlásának kimutatását célzó kísérletet indítottak. (Az átfogóbb ún. Nagy Egyesített elméletek szerint a proton is elbomolhat, ami ez esetben nem béta bomlás során következik be.) Ezek egyike a Nobel-díjas Masatoshi Koshiba által vezetett Kamiokande-kísérlet volt. A detektort a japán Mozumi bányában építették fel, amerikai-japán együttműködésben. Ez egy óriási (16 m magas és 15,6 m átmérőjű) henger alakú víztartály, amely 3000 tonna ultratiszta vizet tartalmaz, melyet 1000 fotoelektron-sokszorozó figyel. (A kívánt jel/zaj arány eléréséhez a víz radioaktív szennyeződéseit minimálisra kell csökkenteni.) 1985-ben a detektort átépítették, hogy kozmikus eredetű neutrínókat is tudjon észlelni. Ennek eredményeképpen sokkal érzékenyebb lett, és 1987-ben sikerült észlelnie a Nagy Magellán-felhőben felrobbant (SN1987A) szupernóva által létrehozott neutrínókat. 1988-ban napneutrínókat is észlelt, ami előrelépést jelentett a neutrínócsillagászatban. Protonbomlást viszont nem sikerült észlelnie, amiből a proton élettartamára alsó becslést lehetett volna adni. A jobb hatásfokú neutrínóészleléshez és a protonbomlás további vizsgálatához nagyobb érzékenységre volt szükség. Ez vezetett a tízszer nagyobb térfogatú Super Kamiokande megépítéséhez, mely 1996-ban kezdte meg működését.

[szerkesztés] Neutrínó kísérletek: az új generáció

A SNO detektor rajza

A kis energiájú neutrínók kimutatására a galliummal töltött detektorok alkalmasak, mivel ezeknek a legalacsonyabb az energiaküszöbe. Működési elvük a neutrínó galliummal kiváltott ν+⁷¹Ga→e^–+⁷¹Ge kölcsönhatásán alapszik, amelynek során a galliumatom magjában az egyik protonja neutronná alakul, miközben egy elektron repül ki a magból. Ez a folyamat a keletkező elektron detektálásával mutatható ki. Sokáig azért nem építettek ilyen detektorokat, mert előállításuk nagyon költséges. A kilencvenes évek elején azonban több ilyen is épült: a Kaukázus északi részének egy magas hegyvonulata alatt a 60 tonna galliumot tartalmazó szovjet-amerikai SAGE detektor, Olaszországban, Rómától nem messze, a Gran Sasso hegy alatt az európai-amerikai-izraeli GALLEX (GALLium EXperiment – Gallium Kísérlet).

Jelenleg a világ legfejlettebb neutrínó obszervatóriuma az 1999 vége óta működő kanadai SNO (Sudbury Neutrínó Obszervatórium), amely Ontarióban, Sudbury mellett egy nikkelbányában, 2 kilométerrel a földfelszín alatt található. A detektor mérő térfogata 1000 tonna ultratiszta nehézvizet tartalmaz, egy 12 méter átmérőjű akril-műanyag tartályba zárva, amelyet egy 4 méter vastag vízréteg vesz körül. A detektor céltárgyát (mérő térfogatát) a körülötte koncentrikusan elhelyezkedő 9450 fotoelektron-sokszorozó figyeli. Ez a detektor a neutrínók mindhárom típusát képes érzékelni, a deutériummagokkal kiváltott különböző reakcióik alapján.

[szerkesztés] A neutrínót övező tudományos érdeklődés

A világegyetemből érkező információáram, az elektromágneses sugárzás és neutrínósugárzás egyes spektrumtartományaiban megfigyelhető csillagászati objektumok

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. Egy néhány MeV-es neutrínó közepes szabad úthossza mintegy 10³⁰ fényév (az antineutrínóké ennél valamivel kisebb). Tehát elvileg 10³⁰ fényév távolságban történő eseményeket is észlelhetünk, feltéve, hogy a detektálás kérdése megoldható.

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 a sokszoros Compton-szóráson keresztül elérjék a fotoszférát. A neutrínók ezzel szemben közel fénysebességgel hagyják el a magbeli keletkezésük helyét.
Csillagok. A Proxima Centauri 8 nagyságrenddel távolabb esik, mint a Nap, tehát a neutrínóintenzitása tizenhat nagyságrenddel gyengébb. Nyilvánvaló tehát, hogy egyetlen csillag neutrínófénye egyelőre regisztrálhatatlan.
Asztrofizika. A szupernóvák előrejelzése illetve tanulmányozása mellett a neutrínók detektálása lehetővé teszi a kémiai elemek kialakulására (nukleoszintézis) felállított modellek kísérleti ellenőrzését.
Kozmológia. A sötét anyag problémájára megoldást adhatnak a neutrínók.
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. A radiokémiai neutrínódetektorok alkalmazása e tudományág fejlődését is elősegíti.

[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). Például 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. Ilyen esetekben a detektorokat több kilométerre a földfelszín alá, bányákba vagy tavak, tengerek mélyére telepítk, ahol a detektor feletti föld-, illetve vízréteg kiszűri a kozmikus sugárzás zavaró hatásait. Viszont a neutrínóknak mindez nem jelent akadályt, könnyen bejutnak a detektorba.

[szerkesztés] A detektorok típusai

Egy szokványos neutrínó esemény a Super-Kamiokandéban

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 módszer 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: ${\nu}_e+{A}\rightarrow{A}+{\nu}_e$
- Protonon: ${\nu}_e+{p}^+\rightarrow{p}^++{\nu}_e$
Béta-bomlás
- Inverz béta-bomlás: $\bar{\nu}_e+\mathrm{p}^+\rightarrow\mathrm{e}^++\mathrm{n}^o$
- Kettős béta-bomlás. Kettős béta-bomlás azoknál a magoknál valósulhat meg, amelyeknek más bomlási módja (átmenete) tiltott: ⁴⁸Ca, ⁷⁶Ge, ⁸²Se, ⁹⁶Zr, ¹⁰⁰Md, ¹¹⁶Cd, ¹³⁴Xe, ¹³⁶Xe, ¹²⁸Te, ¹³⁰Te, ¹⁵⁰Nd és ¹⁶⁰Gd. A kettős béta bomlás neutrínók keletkezésével (1) és anélkül (2) is végbemehet:

(1) $\mathrm2{n}^o\rightarrow\mathrm2{p}^++\mathrm2{e}^-+2{\nu}_e$

(2) $\mathrm2{n}^o\rightarrow\mathrm2{p}^++\mathrm2{e}^-$

[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] 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 galliumtermelését.
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.

Az 1987 A szupernóva optikai észlelése 1987. február 24-én történt, a neutrínók detektálása pedig még ezt megelőzően 1987. február 23-án 07:35 UTC időpontban. A szupernóvából érkező fotonok és neutrínók detektálása a következő értékelés adta:

az antineutrínók által emittált energia: (3 - 6) 10⁴⁵ J
az összes neutrínó által emittált energia: (2 ± 1) 10⁴⁶ J
kinetikus energia: (1,4 ± 0,1) 10⁴⁴ J
a csillag tömege 15 és 18 naptömeg közötti volt
a neutrínózápor időtartama: 13 másodperc
a kollapszus során keletkezett neutrínók száma kb. 10⁵⁷

A felszabadult neutrínók 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.

[szerkesztés] A neutrínókutatás jövője

Megoldásra váró tudományos problémák

Nem tudjuk, hogy a napneutrínó-fluxus időszakos növekedése kapcsolatban áll-e a napflerekkel. A napflerek alkalmával 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 elektronikus detektálási módszerek a legalkalmasabbak, mivel ezek megadják a neutrínó észlelésének pontos idejét.
Napszeizmológia

Jövőbeli kísérletek: CLEAN, HELLAZ, HERON, LENA, MEMPHYS, YBEX

[szerkesztés] Referenciák és jegyzetek

^ A gondolat először híressé vált 1930. december 4-én kelt levelében jelent meg.
^ Szalay A. Sándor, Patkós András: Marx György (1927-2002). Magyar Tudomány, 2003/4
^ Raics: Atommag- és részecskefizika

[szerkesztés] Lásd még

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

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] Külföldi 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)

[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. [1]
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.

A lap eredeti címe "http://hu.wikipedia.org../../../n/e/u/Neutr%C3%ADn%C3%B3.html"

Kategóriák: Részecskefizika | Elemi részecskék