Neutrino

Neutrino je jedna od elementarnih čestica koja pripada familiji leptona. Neutrino nije naelektrisana čestica, ima polu-celi spin (${\frac {\hbar }{2}}$), tako da spada u fermione. Neutrino je toliko laka čestica da se dugo verovalo da nema masu, međutim, otkriće oscilacija neutrina je potvrdilo da neutrino nije bezmasena čestica, za šta je dodeljena Nobelova nagrada za fiziku 2005. godine. Sva do sada opažena neutrina su levog heliciteta (t. j. pronađeno je samo jedno od dva moguća spinska stanja neutrina jer nije detektovan neutrino desnog heliciteta, gde se helicitetom se izražava projekcija spinskog momenta na pravac kretanja). Postojanje neutrina je postulirao Volfgang Pauli, ime im je dao Enriko Fermi, a eksperimentalno ih registrovao Frederik Rajnes 1956. godine, za šta je podelio Nobelovu nagradu za fiziku 1995. godine.

Istorijski prvi eksperiment u kom je detektovan neutrino. Fotografija potiče iz 1970. godine iz eksperimenta u komori sa mehurićima.

Neutrino nije vidljiv u detektorima ovog tipa, ali se o njegovom postojanju može posredno zaključiti na osonovu proizvoda reakcije. Fotografija prikazuje kako neutrino udara u proton i kao rezultat sudara proton dobija energiju i kreće se, a neutrino se raspada u μ-mezon i π-mezon, čije se putanje vide kao tragovi u detektoru.

Do sada su dodeljene dve cele i dve podeljene Nobelove nagrade za fiziku vezanih direktno za neutrina. Ledermanu, Švarcu i Stajnbergeru je dodeljena Nobelova nagrada za fiziku 1988. godine za eksperiment sa laboratorijski proizvedenim snopom neutrina i otkrićem mionskog neutrina. Godine 1995. Rajnes je za otkriće neutrina podelio Nobelovu nagradu posvećenu oblasti leptona. Dejvis mlađi i Košiba su 2002. godine podelili Nobelovu nagradu za fiziku za svoj doprinos u detekciji kosmičkih neutrina. 2015. godine Kadžita i Makdonald su dobitnici Nobelove nagrade za otkriće oscilacija neutrina čime je pokazano da neutrini imaju masu.

Vrste neutrina

Neutrini
u standardnom modelu

Fermion	Simbol	masa
Generacija 1 (elektron)
Elektronski neutrino	$\nu _{e}\,$	< 2.5 eV
Elektronski antineutrino	${\bar {\nu }}_{e}\,$	< 2.5 eV
Generacija 2 (mion)
Mionski neutrino	$\nu _{\mu }\,$	< 170 keV
Mionski antineutrino	${\bar {\nu }}_{\mu }\,$	< 170 keV
Generacija 3 (tau)
Tau neutrino	$\nu _{\tau }\,$	< 18 MeV
Tau antineutrino	${\bar {\nu }}_{\tau }\,$	< 18 MeV

Postoje tri vrste neutrina:

• elektronski neutrino ν_e,
• mionski neutrino ν_μ i
• tau neutrino ν_τ

koji su dobili imena prema leptonima koji su im parovi u standardnom modelu (pogledati tablicu). Trenutno najbolji način za određivanje broja vrsta neutrina je posmatranje raspada Z bozona.

Ova čestica se raspada u bilo koji neutrino i odgovarajući antineutrino, i što ima više vrsti neutrina to je kraći život Z bozona. Poslednja merenja pokazuju da je broj lakih neutrina ("lakih“ znači mase manje od pola mase Z bozona) jeste 2,984±0,008 [1].

Postoje eksperimenti koji ukazuju na mogućnost postojanja neutrina koji ne učestvuju u slaboj nuklearnoj sili, znači koji nisu u vezi sa raspadom Z bozona. Saglasnost između postojanja šest kvarkova i šest leptona po standardnom modelu, među njima i tri neutrina, daje dodatne dokaze da postoji tačno tri vrste. Ipak, konačan i ubedljiv dokaz da postoje samo tri vrste neutrina ostaje neuhvatljiv cilj fizike subatomskih čestica.

Dugo se verovalo da neutrini različitih vrsta ne mogu da se pretvore jedan u drugi. Zapravo mogli bi, ali pod uslovom da imaju vrlo malu masu. Zaista ti prelazi, neutrinske oscilacije, su opaženi 1998. za šta su godine 2002. Rejmond Dejvis mlađi i Masatoši Košiba dobili deo Nobelove nagrade za fiziku.

Istorija

Pretpostavku da postoji neutrino prvi je izneo 1931. godine Volfgang Pauli da bi objasnio energijski spektar beta raspada, tj. prelazak neutrona u proton i zatim elektron. Pauli je pretpostavio da postoji neka čestica koja odnosi razliku između energije i ugaonog momenta početnih i krajnjih čestica. Zbog njihovih fantomskih svojstava, prva detekcija neutrina je morala da sačeka još 25 godina od kad je njihovo postojanje predloženo. Godine 1956, Klajd Kovan, Frederik Rejns, F. B. Harison, H. V. Kruz i A. D. Megvajer su objavili članak pod nazivom Detekcija Slobodnog Neutrina: Potvrda. Ovaj članak je nagrađen Nobelovom nagradom za naučna dostignuća 1995. godine.

Naziv neutrino je dao Enriko Fermi, koji je razvio prvu teoriju o interakcijama neutrina. Naziv neutrino je igra reči od engleskog neutrone, preko italijanskog neutrino. Neutron znači veliki i neutralan, a neutrino mali i neutralan.

Da postoji više vrsta neutrina pokazli su 1962. godine Leon Lederman, Melvin Švarc i Džek Štajnberger. Naime, primećene su prve interakcije mionskog neutrina. Kada je treći lepton, tau lepton, pronađen 1975. godine u Stanfordskom linearnom akceleratoru, takođe se pretpostavljalo da i on ima odgovarajući neutrino. Naime, ova treća čestica je pronađena na sličan način kao i prva, tj. praćenjem nedostajuće energije i momenta u tau raspadu. Podsetimo se, prva posmatranja su vršena kod beta raspada. Tau neutrino je prvi put direktno detektovan tek 2000. godine. To je zapravo čestica koja je najkasnije otkrivena direktnim posmatranjem.

Masa

Standardni model fizike čestica govori o neutrinima kao o česticama bez mase. Međutim, svaki dokaz o oscilaciji neutrina pobija ovu pretpostavku. Oscilacije neutrina, očigledne i toliko puta dokazane, zahtevaju nenulte mase (engl. non-zero masses), odnosno prisustvo mase kod ovih čestica.

Kako se ovo dokazuje? Najjači argument da neutrini imaju masu dolazi iz kosmologije, tj. još od velikog praska. Ovaj model predviđa da postoji stalni odnos između broja neutrina i broja fotona na kosmičkoj mikrotalasnoj pozadini. Ukoliko bi totalna energija sva tri tipa neutrina prevazilazila standardnih 50 eV po neutrinu, bilo bi mnogo više mase u svemiru, te bi se on urušio. Ova granica se može donekle prevazići pretpostavkom da je neutrino nestabilan; međutim, sam Standardni model dovodi to u pitanje skoro eliminišući nestabilnost kao mogućnost. Standardni model govori da suma masa neutrina mora biti manja od 0,3 eV (Gubar, 2006). Svemu ovome je 1998. stao na kraj Super-Kamiokande detektor neutrina koji je otkrio da oni zaista osciluju, te iz toga nužno sledi da imaju mase. Ova dokazivanja i detekcije Super-Kamiokandea pokazuju da najteži neutrino mora imati masu od oko 0,05 eV, u krajnjem slučaju ne više od 0,3 eV. Naravno, postoje izvesna odstupanja između stanja masa 1 i 2 (kada se računaju kvadrati) koja se dobijaju jednačinom:

$\Delta m_{12}^{2}=0,000079eV^{2}$

Godine 2006. izveden je MINOS eksperiment kojim su mereni kvadrati masa između stanja mionskog neutrina 2 i 3. Analiziran je intenzivnu? mionski snop, i dobijeni rezultati su se poklopili sa onima od Super-Kamiokandea. Dobijaju se po jednačini:

$\Delta m_{23}^{2}=0,0031eV^{2}$

Izvori neutrina

Uticaj ljudi

Što se tiče uticaja čoveka na stvaranje neutrina, nuklearne elektrane su glavni emiteri. Antineutrini nastaju u toku beta raspada neutronima bogatih fragmenata nastalih u toku fisije. Uglavnom, glavna četiri izotopa za stvaranje fluksa antineutrina su uranijum-235, uranijum-238, plutonijum-239 i plutonijum-241. Prosečna nuklearna elektrana emituje i do 10²⁰ neutrina u sekundi.

Neki akceleratori čestica se koriste za pravljenje usmerenih mlazeva neutrina. Naime, u ovoj tehnici protoni s velikim brzinama sudaraju sa nepokretnom metom, kada nastaju pioni i kaoni. Ove nestabilne čestice se zatim usmeravaju u dugačak tunel gde se raspadaju u toku leta.

Nuklearne bombe takođe proizvode velike količine neutrina. Fred Rejns i Klajd Kovan su prvo pretpostavili da će naći neutrine kod bombe, a tek kasnije je pažnja skrenuta na reaktore.

Zemlja

Neutrini takođe nastaju kao posledica pozadinske radijacije. Naročito emituju snopove neutrina raspadi jezgara urana-238 i torijuma-232. Ovde ubrajamo i kalijum-40 koji emituje antineutrine. Ovi geoneutrini mogu da daju značajne podatke o Zemljinoj unutrašnjosti. Prva pretpostavka o postojanju geoneutrina je načinjena 2005. godine od strane KamLAND-a.

Atmosferski neutrini

Atmosferski neutrini su rezultat interakcije kosmičkih zraka sa atomskim jezgrima u Zemljinoj atmosferi, pri čemu nastaje kiša čestica od kojih su mnoge nestabilne. Ova nestabilnost je uzrok nastajanju neutrina. Nestabilna jezgra se raspadaju i emituju neutrine. Prva interakcija je detektovana 1965. godine u KGF rudnicima.

Solarni neutrini

Solarni neutrini potiču od nuklearne fuzije koja napaja Sunce i sve zvezde. Takođe, oni su nusprodukt supernova (kod ovih događaja, pritisak u jezgru postaje toliki da degeneracija elektrona nije dovoljna da zaustavi protone i neutrone da se kombinuju i stvore jedan neutron i neutrino). Ovu vrstu emisije neutrina su otkrili Rejmond Dejvis Mlađi i Masatoši Košiba, za šta im je dodeljena Nobelova nagrada iz fizike 2002. godine.

Kosmička pozadinska radijacija

Pretpostavlja se da kosmička pozadinska radijacija preostala od Velikog praska u sebi sadrži neutrine malih energija. Osamdesetih godina dvadesetog veka se mislilo da je ovo objašnjenje za postojanje tamne materije. U odnosu na ostale kandidate za tamnu materiju, neutrini su imali jednu prednost: naučnici su znali da oni postoje. Međutim, i u ovoj teoriji postoje problemi.

Detekcija neutrina

Neutrini mogu da intereaguju preko neutralne struje uključujući razmenu Z bozona, ili preko električne struje uključujući razmenu W bozona. U prvom slučaju, neutrino napušta detektor nakon što je preneo nešto svoje energije i momenta čestici meti. Sva tri spina neutrina ovde mogu učestvovati bez obzira na energiju neutrina. U drugom slučaju, neutrino se transformiše u njegovu partner-česticu (mion, elektron ili tau). Međutim, ako neutrino nema dovoljno energije da je pretvori u masu svoje teže partner-čestice, energija promenjenog toka mu je nedostupna. Solarni i neutrini raznih reaktora imaju dovoljno energije da izvrše ovaj prelaz u elektron.

Neki detektori neutrina su:

• Antarctic Muon And Neutrino Detector Array
• Project DUMAND
• Super-Kamiokande
• KamLAND
• LSND
• MiniBooNE
• SNO
• IceCube Neutrino Detector
• MINOS

Literatura

• S. Jokić, SUBATOMSKA FIZIKA, Institut za nuklearne nauke Vinča, Beograd, 2000.
• Adam, T.; (OPERA collaboration); et al. (2011). „Measurement of the neutrino velocity with the OPERA detector in the CNGS beam”. Journal of High Energy Physics. 2012 (10): 93. Bibcode:2012JHEP...10..093A. arXiv:1109.4897 . doi:10.1007/JHEP10(2012)093. 
• Alberico, W. M.; Bilenky, S. M. (2004). „Neutrino oscillations, masses, and mixing”. Physics of Particles and Nuclei. 35: 297—323. Bibcode:2003hep.ph....6239A. arXiv:hep-ph/0306239 . 
• Bahcall, J.N. (1989). Neutrino Astrophysics. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-37975-5. 
• Bumfiel, G. (1. 10. 2001). „The Milky Way's hidden black hole”. Scientific American. Pristupljeno 23. 4. 2010. 
• Close, F. (2010). Neutrino. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-957459-9. 
• David, D.R., Jr. (2003). „Nobel Lecture: A half-century with solar neutrinos” (PDF). Reviews of Modern Physics. 75 (3): 10. Bibcode:2003RvMP...75..985D. CiteSeerX 10.1.1.208.7632 . doi:10.1103/RevModPhys.75.985. 
• Griffiths, D. J. (1987). Introduction to Elementary Particles. John Wiley & Sons. ISBN 978-0-471-60386-3. 
• Jayawardhana, Ray (2015). The Neutrino Hunters: The chase for the ghost particle and the secrets of the universe (softcover izd.). Oneworld Publications. ISBN 978-1-780-74647-0. 
• Perkins, D. H. (1999). Introduction to High Energy Physics. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-62196-0. 
• Povh, B. (1995). Particles and Nuclei: An introduction to the physical concepts. Springer-Verlag. ISBN 978-0-387-59439-2. 
• Riazuddin (2005). „Neutrinos” (PDF). National Center for Physics. Arhivirano iz originala (PDF) 07. 10. 2011. g. Pristupljeno 19. 10. 2019. 
• Schopper, H. F. (1966). Weak Interactions and Nuclear Beta Decay. North-Holland. 
• Tammann, G. A.; Thielemann, F. K.; Trautmann, D. (2003). „Opening new windows in observing the Universe”. Europhysics News. 34 (2): 68—70. doi:10.1051/epn:2003208. 
• Tipler, P.; Llewellyn, R. (2002). Modern Physics (4th izd.). W. H. Freeman. ISBN 978-0-7167-4345-3. 
• Tomonaga, S.-I. (1997). The Story of Spin. University of Chicago Press. 
• Zuber, K. (2003). Neutrino Physics. IOP Publishing. ISBN 978-0-7503-0750-5. 

Spoljašnje veze

• Casper, Dave. „What's a Neutrino?”. University of California, Irvine. Arhivirano iz originala 25. 09. 2010. g. Pristupljeno 19. 10. 2019. 
• „Neutrino unbound”. On-line review and e-archive on Neutrino Physics and Astrophysics. 
• The Ghost Particle (video documentary). Nova. Boston, MA: WGBH. 
• „All Things Neutrino”. Fermilab. 
• „Universe submerged in a sea of chilled neutrinos”. New Scientist. 5. 3. 2008. 
• „The neutrino oscillation industry”. 
• „Search for neutrinoless double beta decay with enriched 76Ge in Gran Sasso 1990–2003” (PDF). 27. 9. 2007. Arhivirano iz originala (PDF) 27. 9. 2007. g. 
• George Johnson. „Cosmic weight gain: A wispy particle bulks up”. The New York Times. 
• „Neutrino 'ghost particle' sized up by astronomers”. BBC News. 22. 6. 2010. 
• Merrifield, Michael; Copeland, Ed; Bowley, Roger (2010). „Neutrinos”. Sixty Symbols. University of Nottingham — preko Brady Haran. 
• Clyde Cowan. „The Neutrino with Dr. Clyde L. Cowan”. Lecture on Project Poltergeist. 
• „Pauli's letter stating the hypothesis of the neutrino”. decembar 1930. Arhivirano iz originala 15. 03. 2016. g. Pristupljeno 19. 10. 2019.