István Manno. April 13, 2011

Átírás

1 A neutrínók István Manno April 13, 2011 Abstract A neutrínó a leptonok 1 családjába tartozó elektromosan semleges részecske, a gravitációskölcsönhatáson kívül csak a gyengekölcsönhatásban vesz részt, ezért nagyon nehéz detektálni. A neutrínó már számos esetben meglepte a kutatókat. A neutrínó hipotézis születése sem volt kivétel ezek közül a meglepetések közül. Wolfgang Pauli a neutrínó hipotézist akkor vezette be, amikor egy kétségbeesett kisérletet tett arra, hogy a hosszú időn keresztül igaznak bizonyult energia megmaradásnak a törvényét megmentse a β-bomlásban (1930). A neutrínó olyan gyengén hat kölcsön az anyaggal, hogy a neutrínó hipotézisének születésétől egy negyed évszázadnak kellett eltelni addig, amig Frederick Reines és Clyde L. Cowan Jr. kisérletileg ki tudták mutatni a neutrínó létezését 1956-ban ben Frederick Reines Nobel-díjat kapott a neutrínó kisérleti kimutatásáért. Bistos vagyok benne, hogy a neutrínófizika jövője legalább olyan izgalmas és eredményes lesz, mint a múltja Fred Reines - Nobel-előadás. A neutrínók kiváló kutatási eszközök, szondarészecskék. Ennek az a magyarázata, hogy az anyaggal csak gyengén hatnak kölcsön. Az anyag alig abszorbeálja őket, az elektromos és mágneses mezők pedig nem hatnak rájuk, így a keletkezési helyüktől egyenes vonalban érkeznek meg a detektorhoz, megőrizve az információt a keletkezésük körülményeiről (impulzus, energia, a keletkezési helyükhöz mutató irány). A neutrínók egyedülálló lehetőséget nyújtanak a tudósoknak arra, hogy bepillantsanak a Földbe, a Napban, a csillagokban és más érdekes égitestekben lejátszódó folyamatokba. A tudósok egyrészt tanulmányozzák a neutrínókat, hogy egyre pontosabban feltárják a neutrínók tulajdonságait, másrészt a neutrínók segítségével egyre újabb ismereteket szereznek a geofizika, az asztrofizika és az asztronómia területén. Könnyen elképzelhető, hogy a legújabb neutrínó-kisérletek alapján ismét új fizikai jelenségek felfedezése előtt állunk. 1 A lepton azoknak a részecskéknek a gyüjtő neve, amelyek nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban és fermionok. Fermionnak nevezünk minden olyan részecskét, amelynek az eloszlását a Fermi-Dirac statisztika írja le. Ezeknek a részecskéknek a spinje félegésszám. A lepton görög szó, amely könnyűt jelent. Ez az elnevezés akkor született, amikor az erősen kölcsönható részecskéknél, lényegesen könnyebb olyan részecskéket ismertek, amelyek nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban (e,µ). 1

2 Tartalom A természettudomány fejlődése Részecskék és kölcsönhatások (synopsis) A részecskék és kölcsönhatások standard modellje A négy alapvető kölcsönhatás A standard modell fejlődése Kölcsönhatások A négy alapvető kölcsönhatás Csendes fizika (Undergound Physics) Földalatti laboratóriumok I Laboratori Nazionali del Gran Sasso Neutrínók A β-bomlás Fermi β-bomlás elmélete A ν e kisérleti kimutatása (1956) A ν µ kisérleti kimutatása ( ) A ν τ kisérleti kimutatása (2000) Neutrínó (synopsis) A leptonszámok megmaradásának törvényei Neutrínó-elméletek A zérus-tömegű kétkomponensű neutrínó A Dirac-féle neutrínó A Majorana-féle neutrínó Neutrínók a Standard Modellben A neutrínó mint kutatási eszköz A csillagászat fejlődése Detektálási technikák Radiokémiai-detektor Cserenkov-detektor 2

3 Szintillátoros-detektorok Milyen nehéz detektálni a neutrínókat? Hol születnek a neutrínók? A neutrínók osztályozása Neutrínócsillagászat A Nap Mennyi energiát sugároz szét a Nap Mekkora a Nap életkora? Miért nem tudtak a fizukusok jó választ adni a Nap életkorára? Madách Imre: Az ember tragédiája Mitől ragyog a Nap? (Mi okozza a napsütést?) A napneutrínók A napneutrínó-kisérletek A 37 Cl-kisérlet A 37 Cl-kisérlet céltárgya A napneutrínók problémája A napneutrínók új problémája (N. Hata és P. Langacker (1994)) Napneutrínó-problémák Neutrínó-oszcilláció Neutrínó-oszcilláció vákuumban Neutrínó-oszcilláció anyagban Hogyan lehet megoldani a napneutrínók problémáját? Megoldották a napneutrínók problémáját Szupernova (egy csillag haláltusája) Szupernovaneutrínók Kamiokande II. Fizikai Nobel-díj a neutrínó- és röntgencsillagászatért 2002 A kozmikus sugárzás 3

4 Kozmikus neutrínók Atmoszférikusneutrínók Super Kamiokande (SK) Nagyenergiás csillagászat Nagyenergiájú neutrínó-csillagászat A nagyenergiájú neutrínók detektálása Neutrínó-detektorok vízben és jégben Az IceCube 1 km 3 neutrínó teleszkóp Még nagyobb detektorok Földneutrínók (geoneutrínók) KamLAND Neutrínók a kozmológiában A jövő neutrínó-detektorai Sötét anyag (Dark Matter) Irodalom Történelem Nobel Prizes concerning particle physics Nobel Prizes concerning neutrino physics A neutrínóval kapcsolatos kisérleti és elméleti eredmények Megoldásra váró problémák Mit lehet tanulmányozni a neutrínókkal? Mi hasznunk származik a neutrínó-kisérletektől A neutrínókkal kapcsolatos problémák Példa a keveredésre a leptoncsaládok között Példa arra, hogy a leptonszám nem marad meg egy leptoncsaládon belül Neutrínó-nélküli kettős β-bomlás Neutrínók a kozmológiában Glossary Jegyzetek 4

5 Physicists Transparencies Photo album Stories Notes Figures 5

6 A természettudomány fejlődése A természettudomány történetét tanulmányozva arra a felismerésre juthatunk, hogy a tudósok, kutatók igyekeznek megérteni a világot amelyben élnek. Probálják megérteni az anyagi világ szerkezetét és azt, hogy a különböző jelenségeket milyen törvények írják le. Az egyes jelenségek leírására egyre tökéletesebb elméleteket készítenek, amelyek egyre tökéletesebb leírást adnak a jelenségekről és magukban foglalják azt is, amit a korábbi elméletek már helyesen írtak le. Például Einsteinféle relativisztikus mechanika magábafoglalja Newton-féle mechanikát, amely a kis sebességgel mozgó testek mozgását írja le. Az Einstein-féle relativisztikus mechanika jó leírást ad a kis sebességgel mozgó testekről és azoknak a testeknek a mozgásáról is, amelyek a fénysebességhez közeli sebességgel mozognak. A Newton-féle mechanika a fénysebességhez közeli sebességgel mozgó testek mozgásáról már nem ad jó leírást. Előfordulnak természetesen hibás elméletek is, mint Ptolemáiosz geocentrikus világrendszere. Ma már tudjuk, hogy a Föld nem a világ közepe és a bolygók a Nap körül keringenek. A Nap sem a világ közepe mivel a galaxisunknak, a Tejútnak inkább a szélén található mint a közepén és a galaxisunk is csak egy galaxis a sok közül. Thales, Miletus, 600BC, egy elsődleges anyagból ( primary matter ), amelynek a vizet választotta, Empedocles, 400BC négy elemből (föld, víz, levegő és tűz) építette fel a világot. Arisztotelész átvette ezt az elképzelést. Platon szabályos testeket rendelt ezekhez az elemekhez. Democritus bevezette az atom és az üres tér fogalmát. A XVIII. század végén a szentpétervári egyetem professzora Dimitri Ivanovich Mengyelejev a kémiai elemeket az atomsúlyuk és a kémiai tulajdonságaik alapján táblázatba rendezte (Ekkor 63 kémiai elemet ismertek). Így jött létre a kémiai elemek periódusos rendszere. A természetben 92 féle különböző tulajdonságú kémiai elem (atom) létezik, amelyekből felépíthetők a molekulák, a molekulákból pedig az élettelen és élő világ. Az atomfizika fejlődésével felismerték, hogy a kémiai elemek atomokból állnak. Az egyes kémiai elemeket az különbözteti meg egymástól, hogy az atommagjukban hány proton és neutron található, illetve, hogy az atom elektronburka hány elektronból épül fel. A kvarkmodell alapján a protonok és neutronok is alkotóelemekből (up és down kvarkokból) állnak (p=uud, n=udd). Az egyes elméletek számos esetben megjósólnak az elmélet születésekor nem ismert dolgokat. Newton gravitációs elmélete alapján az Uránusz bolygó mozgásából megjósolták a Neptunusz bolygót. Azért, hogy a hasonló tulajdonságú kémiai elemek a táblázatban egymás alá ugyanabba az oszlopba kerüljenek, Mengyelejevnek üres helyeket kellett hagynia a táblázatában. A periódusos rendszerben talált üres helyek alapján megjósolták az addig nem ismert kémiai elemek tulajdonságait (példák erre a Sc Szkandium, a Ga Gallium, a Ge Germánium). Maxwell egyenletei, amelyek az elektromágnesség elméletévé egyesítették az elektromosság és a mágnesség elméletét, megjósolták az elektromágneses hullámokat. A kvarkmodell alapján megjósolták az addig nem ismert Ω részecskét. Az SM segítségével meg lehetett jósolni, az addig nem ismert kvarkokat (b,t) és leptonokat (τ,ν τ ). 6

7 Részecskék és kölcsönhatások (synopsis) Az atom atommagból és az azt körülvevő elektronokból (e ) áll. Az elektronok elektronfelhőt képeznek az atommag körül. Az atommag protonokból (p) és neutronokból (n), a protonok és neutronok pedig két kvarkból, az up (u) és down (d) kvarkokból épülnek fel (p = uud és n = udd). A természetben négy alapvető kölcsönhatást találunk, az erős-, az elektromágneses-, a gyenge- és a gravitációskölcsönhatást. A gravitációs vonzás bármely két részecske között létezik. A gravitációs kölcsönhatás olyan kis távolságokon mint az atom mérete a többi kölcsönhatáshoz képest elhanyagolható. Nagy távolságokon azonban a gravitáció döntő szerepet játszik. A gravitáció fontos szerepet játszik, például, a csillagok és galaxisok kialakulásánál és fejlődésénél. Az elektromágneses erő köti az elektronokat az atommaghoz. A molekulákban töltött részecskék (elektronok, protonok) vannak. A molekuláknak ez az elektromos szubstruktúrája az alapja annak, hogy kristályok jönnek létre. Nagyon sok hétköznapi jelenség mögött az elektromágneses erők fedezhetők fel. Az anyagban az elektromágneses erők akadályozzák, hogy az egyes molekulák elmozdúljanak az egyensúlyi helyzetükből. Ennek a következménye, hogy a padló megtartja a ráhelyezett testeket, a szilárd anyagok ellenállnak a nyíró hatásoknak stb. Az erős és gyenge erőhatások hatótávolsága olyan rövid, hogy az atomoknál nagyobb távolságokon gyakorlatilag nem érzékelhetők. Így nem érzékeljük őket a mindennapi életben, azonban alapvető szerepet játszanak a környezetünkben található anyag felépítésében és a bomlási folyamatokban. A proton vonza az elektront, ez példa az elektromágneses kölcsönhatásra, a kvarkok között ható erő példa az erős kölcsönhatásra, a β-bomlás pedig példa a gyengekölcsönhatásra. A szabad neutron elbomlik n pe ν e, ahol a ν e az antielektronneutrínót jelöli. Ezt a fajta bomlást β-bomlásnak nevezik. Ennek a bomlásnak az alapja a neutron d kvakjának a bomlása d ue ν e. (A gyengekölcsönhatás az egyetlen kölcsönhatás, amelyben egy kvark átalakulhat mástípusú kvarkká és egy lepton mástípusú leptonná.) A gyenge kölcsönhatás a felelős azért, hogy a körülöttünk található anyag u és d kvarkból és elektronból épül fel. Az alapvető kölcsönhatásokat megfelelő erőmezőkkel írják le. Ezeknek a mezőknek a gerjesztéseit alapvető bozonoknak nevezik (Ezek a kölcsönhatás közvetítő részecskéi). A természetben található erőhatások a részecskék közötti kölcsönhatásokra vezethetők vissza. A részecskék közötti kölcsönhatásokban fellépő erőket az elmélet ún. közvetítő részecskékkel (az ún. fundamentális bozonokkal) írja le. Az elektromágneses erő közvetítő részecskéje a foton, amelyet az energiájától függetlenül γ-val jelölnek. A fotonok az energiájuktól függően részecskéi lehetnek a rádióhullámoknak, az infravörös sugárzásnak, a látható fénynek, az ultraibolya sugárzásnak stb. Az erős kölcsönhatásnak nyolc közvetítő részecskéje van. A protonokban és neutronokban található kvarkokat olyan hatásossan ragasztják össze az erős kölcsönhatás közvetítő részecskéi, hogy ezért gluonnak nevezték el őket (a gluon angol szó ragasztót jelent). A gyengekölcsönhatás közvetítő részecskéi a W +, W és Z 0 bozonok, a gravitációsnak pedig a graviton. Egy kölcsönhatás folyamán a részecskék elnyelik, vagy kibocsátják a kölcsönhatás 7

8 közvetítő részecskéit. Ezzel a folyamattal az egyik részecske töltést, impulzust, energiát tud átadni a másik részecskének. (Képzejünk el két csónakot. Mindegyik csónakban egy gyerek van. A két gyerek labdázik egymással. Amikor az egyik gyerek elkapja a labdát, amit a másik dobott neki, akkor nem csak a labdát kapja el, hanem ezzel együtt impulzust is kap. Így a csónakok távolodni fognak egymástól.) A különböző kölcsönhatások (erős-, elektromágneses- és gyengekölcsönhatások) különböző csatolási állandókkal rendelkeznek. A csatolási állandók jellemzik a kölcsönhatások erősségét. A részecskefizikai kisérletek eredményei alapján a csatolási állandók függnek az energiától. Az energia növekedésével ezek az állandók közelítenek egymáshoz és egy megadott energia értéknél ( GeV) találkoznak egymással. Ennél nagyobb energiákon a négy alapvető kölcsönhatás egy egységes kölcsönhatást képez. Megfordítva az Univerzum keletkezése után, ahogy a nagyon meleg Univerzum hült, úgy váltak ki az egyes kölcsönhatások az egységes kölcsönhatásból. Az elektron (e) és az elektronneutrínó (ν e ) mellett létezik még két hasonló részecskepár a µ, ν µ és a τ, ν τ. A részecskék többségének van antirészecskéje, amelynek a tömege ugyanolyan nagy mint a részecskéjé, a töltéseinek az abszolútértéke is ugyanolyan nagyságú, mint a részecskéjé, az előjele viszont ellentetje a részecske töltése előjelének. 8

9 A részecskék és kölcsönhatások standard modellje A standard modell építőelemei Particles Generation I. Generation II. Generation III. Quarks Up u Charm c Top t q=+2/3 q=+2/3 q=+2/3 m=3 MeV/c 2 m=1500 MeV/c 2 m= MeV/c 2 Down d Strange s Bottom b q=-1/3 q=-1/3 q=-1/3 m=6 MeV/c 2 m=170 MeV/c 2 m=4500 MeV/c 2 Leptons Electron e Muon µ Tau τ q=-1 q=-1 q=-1 m=0.511 MeV/c 2 m=105 MeV/c 2 m=1782 MeV/c 2 Electron Neutrino ν e Muon Neutrino ν µ Tau Neutrino ν τ q=0 q=0 q=0 m < 15 ev/c 2 m < 0.17 MeV/c 2 m < 18.2 MeV/c 2 Antiparticles ū c t d s b e + µ + τ + ν e ν µ ν τ A tudomány történetét tanulmányozva arra a felismerésre juthatunk, hogy a tudósok igyekeznek megérteni a világot amelyben élnek. Probálják megérteni a különböző jelenségeket és az anyagi világ szerkezetét. Thales, Miletus, 600BC, egy elsődleges anyagból ( primary matter ), amelynek a vizet választotta, Empedocles, 400BC négy elemből (föld, víz, levegő és tűz) építette fel a világot. Arisztotelész átvette ezt az elképzelést. Platon szabályos testeket rendelt ezekhez az elemekhez. Democritus bevezette az atom és az üres tér fogalmát. A XVIII. század végén a szentpétervári egyetem professzora Dimitri Ivanovich Mengyelejev a kémiai elemeket súlyuk és kémiai tulajdonságaik alapján táblázatba rendezte. Így jött létre a kémiai elemek periódusos rendszere. A táblázatban azonos tulajdonságú kémiai elemek meghatározott periódusonként ismétlődtek. Azért, hogy a hasonló kémiai tulajdonságú kémiai elemek egymás alá ugyanabba az oszlopba kerüljenek Mengyelejevnek meghatározott helyeket üresen kellet hagynia a táblázatban. Rövid időn belül megtalálták a táblázatban hiányzó elemeket (pl. Sc szkandium, Ge germánium, Ga gallium stb.) A temészetben 92 féle különböző kémiai elem (atom) található, amelyből felépíthetők a molekulák, a molekulákból 9

10 pedig az élettelen és az élő világ. Az atomfizika fejlődésével felismerték, hogy az anyagok atomokból állnak. Az atom atommagból és az azt körülvevő elektronokból (e ) áll. Az elektronok elektronfelhőt képeznek az atommag körül. Az atommag protonokból (p) és neutronokból (n) épül fel. A protonok és neutronok is alkotóelemekből, u és d kvarkokból épülnek fel (p = uud és n = udd). Az egyes kémiai elemeket az különbözteti meg egymástól, hogy az atommagjukban hány proton és neutron található, illetve, hogy az atom elektronburkát hány elektron képezi. Az részecskék és alapvető kölcsönhatások standard modellje (Standard Model of particles and fundamental interactions SM) meghatározza az anyag legalapvetőbb építőelemeit (ezek között találjuk a neutrínókat is). Leírja az összes lehetséges módot, ahogy az építőelemek egymással kölcsönhatnak és ahogy egymásba átalakulnak. Az SM tizenkét részecskét (6 quarkot és 6 leptont) és ezek antirészecskéit és a közöttük fellépő négy alapvető kölcsönhatást (erős, elektromágneses, gyenge és gravitációs) használja a körülöttünk található Univerzum leírására. A világmindenség eddig feltérképezett valamennyi részén ezeket az építőelemeket és ezeket a kölcsönhatásokat találjuk. A quarkoknak tört elektromos töltésük van és főleg az erős kölcsönhatásban vesznek részt. Az erőskölcsönhatás, amelyet szinerőnek is neveznek, köti össze a kvarkokat a protonokban, a neutronokban, a hadronokban (erősen kölcsönható részecskék), valamint a protonokat és neutronokat az atommagokban. Az elektromos töltéssel rendelkező leptonok három alapvető kölcsönhatásban vesznek részt (az elektromágneses, a gyenge és a gravitációs kölcsönhatásban), de nem vesznek részt az erős kölcsönhatásban. Az elektromosan töltött leptonok közé tartozik az elektron (e ) és a hozzá hasonló, de a nála nehezebb müon (µ ) és tau (τ ). Minden töltött leptonhoz tartozik egy semleges lepton, egy neutrínó, az elektronhoz az elektronneutrínó (ν e ), a müonhoz a müonneutrínó (ν µ ), a tauhoz pedig a tauneutrínó (ν τ ) ben Murray Gell-Mann és George Zweig bevezeti a hadronok kvarkmodelljét. Három kvark, az up (u), a down (d) és a strange (s) kvarkból épitik fel a protont, a neutront és más erősen kölcsönható részecskéket, hadronokat. Glashow, Iliopoulis és Maiani (GIM) 1970-ben azt állították, hogy a kvarkok párokban léteznek, az addig ismert három kvark (u, d, s) mellett kell léteznie egy negyedik kvarknak is. Hamarosan megtalálták a c kvarkot. Két japán elméleti fizikus Makoto Kobayashi és Toshilde Maskawa, arra a következtetésre jutott, hogy a K 0 mezonok bomlásánál a CP-sértést az SM keretein belül egy új kvark-lepton család bevezetésével meg lehet magyarázni. A b és t kvarkokat is megtalálták így meglett a három kvark-lepton család. A CERN-ben a LEP-pel bebizonyították, hogy három és csak három könnyű kvark-lepton család létezik. Minél nagyobb tömegű egy részecske, annál többféle módon bomolhat, egy-egy konkrét bomlásfajta tehát annál ritkább, ezért igen sok bomló részecske kell ahhoz, hogy a kutatók minden bomlásból elég sokat észlelhessenek és vizsgálhassanak. A Z 0 élettartamát a tömeg bizonytalanságával mérjük. Heisenberg szabályáról van szó. A mérés nem adja mindig ugyanazt a tömeget. A GeV/c 2 éték, az egy átlagos érték. A Z 0 tömegeloszlása határozatlansággal rendelkezik (2.5 GeV/c 2 ). Egy bomlási mód, adott értékkel csökkenti az élettartamot és ezzel növeli a tömegeloszlás szélességét. Ha létezik 10

11 egy negyedik család, akkor az eloszlásnak más szélessége van, mint három család esetében. A kémiai elemek keletkezési viszonyait tanulmányozták a világ kezdeti időszakában, akkor amikor a protonok és a neutronok összeálltak atommagokká. Ez nem sokkal az ősrobbanás után történt, de annyival már később, hogy legyen elég biztos modelljük. Mint kiderült, ekkor keletkezett a hidrogén és hélium aránya attól is függ, hogy hányféle neutrínó vett részt a megfelelő reakcióban. Ezt az arányt vissza lehet következtetni, a mostani arányból, amit meg is tettek, az eredmény egyértelműen három neutrínó fajta, nem több. A természetben négy alapvető kölcsönhatást találunk, az erős, az elektromágneses, a gyenge és a gravitációs kölcsönhatást. A gravitációs vonzás bármely két részecske között létezik. A gravitáció tart bennünket a Földön és a bolygókat a pályáikon stb. A gravitációs kölcsönhatás olyan kis távolságokon mint az atom mérete a többi kölcsönhatáshoz képest elhanyagolható. Nagy távolságokon azonban a gravitáció döntő szerepet játszik. A gravitáció fontos szerepet játszik például a csillagok és galaxisok kialakulásánál és fejlődésénél. Az elektromágneses erő tarja össze az atomokat, köti az elektronokat az atommaghoz. Fontos szerepet játszik a kémiai reakciókban. A molekulákban töltött részecskék (elektronok és protonok) vannak. A molekuláknak ez az elektromos szubstruktúrája az alapja annak, hogy kristályok jönnek létre. Nagyon sok hétköznapi jelenség mögött az elektromágneses erők fedezhetők fel: az anyagban az elektromágneses erők akadályozzák, hogy az egyes molekulák elmozdúljanak az egyensúlyi helyzetükből. Ennek a következménye, hogy a padló megtartja a ráhelyezett testeket, a szilárd anyagok ellenállnak a nyíró hatásoknak stb. Az erős és gyenge erőhatások hatótávolsága olyan rövid, hogy az atomoknál nagyobb távolságokon gyakorlatilag nem érzékelhetők. Így nem érzékeljük őket a mindennapi életben, azonban alapvető szerepet játszanak a környezetünkben található anyag felépítésében és a bomlási folyamatokban. A proton vonzza az elektront, ez példa az elektromágneses kölcsönhatásra, a kvarkok között ható erő példa az erős kölcsönhatásra, a β-bomlás pedig példa a gyenge kölcsönhatásra. A szabad neutron elbomlik n pe ν e, ahol a ν e az antielektronneutrínót jelöli. Ezt a fajta bomlást β-bomlásnak nevezik. Ennek a bomlásnak az alapja a neutron d kvakjának a bomlása d ue ν e. (A gyenge kölcsönhatás az egyetlen kölcsönhatás, amelyben egy kvark átalakulhat mástípusú kvarkká és egy lepton mástípusú leptonná.) A gyenge kölcsönhatás a felelős azért, hogy a körülöttünk található anyag u és d kvarkból és elektronból épül fel. A természetben található erőhatások a részecskék közötti kölcsönhatásokra vezethetők vissza. Az alapvető kölcsönhatásokat, a megfelelő erők mezejével írják le. Ezeknek a mezőknek a gerjesztéseit (kvantumait) fundamentális bozonoknak nevezik. A részecskék közötti kölcsönhatásokat az elmélet úgynevezett közvetítő részecskékkel (az ún. fundamentális bozonokkal) írja le. Az elektromágneses erő közvetítő részecskéje a foton, amelyet az energiájától függetlenül γ-val jelölnek. A fotonok az energiájuktól függően részecskéi lehetnek a rádióhullámoknak, az infravörös sugárzásnak, a látható fénynek, az ultraibolya sugárzásnak. Az erős kölcsönhatásnak nyolc közvetítő részecskéje van. A protonokban és neutronokban található kvarkokat olyan hatásossan ragasztják össze az erős kölcsönhatás közvetítő részecskéi, hogy ezért gluonnak nevezték el őket (a gluon angol szó 11

12 ragasztót jelent). A gyenge kölcsönhatás közvetítő részecskéi a W +, W és Z 0 bozonok, a gravitációsnak pedig a graviton. Egy kölcsönhatás folyamán a részecskék elnyelik, vagy kibocsátják a kölcsönhatás közvetítő részecskéit. Ezzel a folyamattal az egyik részecske töltést, impulzust, energiát tud átadni a másik részecskének. (Képzeljünk el két csónakot. Mindegyik csónakban egy gyerek van. A két gyerek labdázik egymással. Amikor az egyik gyerek elkapja a labdát amit a másik dobott neki, akkor ezzel együtt impulzust is kap. Így a csónakok távolodni fognak egymástól. A gyengekölcsönhatás szor lassabban megy végbe, mint az elektromágneseskölcsönhatás. A bomlásidők a különböző kölcsönhatások esetében: gyenge 10 8 sec; elektromágneses sec; erős sec. A különböző kölcsönhatások (erős, elektromágneses és gyenge kölcsönhatások) különböző csatolási állandókkal rendelkeznek. A csatolási állandók jellemzik a kölcsönhatások erősségét. A részecskefizikai kisérletek eredményei alapján a csatolási állandók függnek az energiától. Az energia növekedésével ezek az állandók közelítenek egymáshoz és egy megadott energia értéknél ( GeV) találkoznak egymással. Ennél nagyobb energiákon a négy alapvető kölcsönhatás egy egységes kölcsönhatást képez. Megfordítva az Univerzum keletkezése után, ahogy a nagyon meleg Univerzum hült, úgy váltak ki az egyes kölcsönhatások az egységes kölcsönhatásból. A standard modell négy alapvető kölcsönhatása Kölcsönhatás relatív potenciál élettartam közvetítő m erősség (s) bozon (GeV/c 2 ) Erős 1 r gluon 0 pπ Elektromágneses r foton 0 π 0 γγ Gyenge r e r/r > W ± 80 R h M W π µ ν Z 0 90 c Gravitációs r graviton 0 A jelenlegi tudásunk szerint a világmindenségről a legjobb leírást a részecskék és az alapvető kölcsönhatások ún. standard modellje (Standard Model of particles and fundamental interactions SM) adja. Az SM az anyag néhány építőelemének (hat kvark és hat lepton, valamint ezek antirészecskéi) és a köztük létrejövő négy alapvető kölcsönhatás segítségével írja le a világmindenséget, amelyben élünk. Az SM leírja azt, ahogy a részecskék egymással kölcsönhatnak és ahogy egymásba átalakulnak. Ezek a kölcsönhatások és építőelemek elegendőek valamennyi eddig felfedezett jelenség leírására. 12

13 Az SM következes leírást ad a fiatal és nagyon forró Univerzumtól kiindulva, amely a Big Bangben (ősrobbanás) keletkezett, az Univerzum jelenlegi állapotáig. A parányi méretektől, a részecskék mikrovilágától, amelyet nagy részecskegyorsítókkal lehet tanulmányozni a hatalmas méretekig, a legjobb távcsövekkel vizsgálható égitestek világáig. Az SM jóslatait számos kisérlettel ellenőrizték. Valamennyi kisérlet igazolta, hogy az SM helyesen írja le az anyagi világot és annak jelenségeit. Ennek ellenére már a modell elkészítésekor sokakban felvetődött az a gondolat, hogy ennél a modellnél kell, hogy létezzen egy jobb elmélet, amely még tökéletesebben és kevesebb szabad paraméter segítségével fog leírást adni a környezetünkről. Az SM nem ad választ számos kérdésre. Ilyen kérdések a következők: Honnan van a részecskéknek tömegük? Miért különböznek a részecskék tömegei? Van-e a kvarkoknak és a leptonoknak szerkezetük? A jelenleg ismert erők egy ugyanazon dolognak a különböző megjelenési formái? Léteznek-e más részecskék és kölcsönhatások az LHC segítségével elérhető energiákon? Miért nem észleljük az antianyagot az Univerzumban? Miből áll az Univerzum sötét anyaga? Ma szemtanúi vagyunk olyan kisérleteknek, amelyek azt sugalják, hogy vannak olyan jelenségek, amelyek túlmutatnak standard modellen. 13

14 A standard modell fejlődése 1897, J.J.Thomson, elektron (e ) 1936, müon (µ) 1956, ν e 1962, ν µ 1964, Gell-Mann és Zweig: kvark-hipotézis, up (u), down (d) és strange (s) kvarkok, amelyb felépíthetők a proton, a neutron és más erősen kölcsönható részecskék (hadronok). 1970, Glashow, Iliopoulis és Maiani (GIM) azt állították, hogy a kvarkok párokban léteznek. 1974, SPEAR, SLAC (Stanford) és Brookhaven AGS (J/ψ = c c). 1975, tau (τ) 1977, Fermilab, bottom (Υ = b b) 1994, Fermilab, top (t) 2000, ν τ 2000, CERN, LEP, három és csak három könnyű kvark-lepton család létezik. 14

15 Kölcsönhatások A standard modell belső (helyi) szimmetriái definiálják a kvarkok és leptonok töltéseit és kölcsönhatásait, hasonlóan ahhoz, ahogy a kocka szimmetriája magába foglalja azt, hogy a kockának 6 oldala és nyolc csúcsa van és hogy számos forgatás létezik, amely felcseréli a kocka oldalait és csúcsait. A standard modellben a helyi szimmetriák következménye: A kvarkok és leptonok elkülönült családokra oszlanak. Meghatározott töltésekkel rendelkeznek. Léteznek olyan transzformációk, amelyek következtében valamely család valamelyik tagja átalakul ugyanannak a családnak egy másik tagjává. Ezek a helyi szimmetriák magukban foglalják azt, hogy léteznek olyan részecskék, bozonok, amelyek a kölcsönhatást közvetítik. A részecskék között a kölcsönhatások ún. közvetítő részecskékkel valósulnak meg. Egy részecske emittál, kibocsát egy közvetítő részecskét, a másik pedig abszorbeálja, elnyeli azt. Így két részecske a közvetítő részecske segítségével hat egymásra. Így a távolhatást a részecskék átadása váltja fel. Egy kvark vagy lepton kibocsát egy közvetítő részecskét, egy másik pedig elnyeli ezt a közvetítő részecskét. A közvetítő részecske töltést, impulzust stb. tud közvetíteni az egyik részecskétől a másikhoz. Így ennek a részecskének a cseréje következtében a kvarkok vagy leptonok érzik egymás hatását. Továbbá ezeknek a részecskéknek a cseréjekor egy belső forgatás jön létre, amely a kvarkot vagy leptont átváltoztatja egy másik kvarkká vagy leptonná. Az elektromágneses kölcsönhatás Az elektromágneses kölcsönhatás közvetítő részecskéje a foton. Két elektromosan töltött részecske közül az egyik kibocsát egy fotont a másik pedig elnyeli azt és a két elektromosan töltött részecske érzi egymás hatását. Így a távolhatást a részecskék cseréje váltja fel. Minden elektromágneses folyamatban egy kölcsönhatási vertexet találunk. 1) Ez a vertex leírja azt, ahogy például egy elektron kibocsát, vagy elnyel egy fotont. 2) Ez a vertex leírja azt, ahogy egy foton részecske antirészecske párrá alakul, vagy ahogy 3) egy részecske antirészecske pár fotonokká alakul (annihilálódik). Két elektron szóródása esetén az egyik elektron kibocsát egy fotont a másik pedig elnyeli azt. Ennek a folyamatnak a következményeképpen a két elektron taszítja egymást. Így a távolhatást a részecskék cseréje váltja fel. Az elektromágneses kölcsönhatásban két elektron, vagy két elektromosan töltött részecske foton átadásával lép egymással kölcsönhatásba. Az egyik részecske kibocsátja a másik pedig abszorbeálja a közvetítő részecskét. Az elméletet, amely leírja az elektronok és fotonok kölcsönhatását kvantum-elektrodinamikának nevezik (Quantum Electrodynamics QED). 15

16 Az erős kölcsönhatás Az erős kölcsönhatást 8 gluon közvetíti. Három különböző színű kvark létezik (piros, zöld és kék). Ezeknek a szineknek nincs közük az optikai szinekhez, csupán különböző kvarkok megkülönböztetésére szolgálnak. Az elméletet, amely leírja a kvarkok és gluonok kölcsönhatásait, kvantum-kromodinamikának, színdinamikának (Quantum Chromodynamics QCD) nevezik. A gyenge kölcsönhatás A csillagok energiatermelésében a fúzió játszik fontos szerepet, amelynek során hidrogénből hélium keletkezik. Ebben a folyamatban keletkeznek az alacsony rendszámú elemek is. Ezekben a reakciókban fontos szerepet játszik a gyengekölcsönhatás. A gyengekölcsönhatás az egyetlen kölcsönhatás, amelyben egy kvark átalakulhat más típusú kvarkká és egy lepton más típusú leptonná. Az SM szerint a gyenge kölcsönhatásnak két helyi mértékszimmetriája van. Ez a két szimmetria két gyenge töltést határoz meg a gyenge izotoptöltést és a gyenge hipertöltést. Így a gyenge kölcsönhatásnak két különböző fajta közvetítő részecskéi vannak a W +, W részecskék és a Z 0 részecske. A W ± közvetítő részecske egységnyi elektromos és egységnyi gyenge izotóp töltést hordoz. A Z 0 közvetítő részeszecske egységnyi gyenge hipertöltést hordoz és nem hordoz elektromos töltést. A W + és W bozonok közvetítésével mennek végbe a töltött áram által megvalósuló reakciók: n p + e + ν e n β-bomlás, µ ν µ + e + ν e µ β-bomlás, a Z 0 bozon közvetítésével mennek végbe a semleges áram által megvalósuló reakciók: ν e + e ν e + e. Az elektronneutrínó és az elektron szóródása A töltött áram közvetítésével ν e + e e + ν e, e W + ν e ν e + W e kibocsátás elnyelés Ebben az esetben a reakcióban résztvevő mindkét részecske más részecskévé, az elektronneutrínó elektronná, az elektron pedig elektronneutrínóvá alakul, de a reakcióban ugyanolyan részecskék keletkeznek, mint amelyek reakcióba léptek egymással. A semleges áram közvetítésével ν e + e ν e + e, e e + Z 0 ν e + Z 0 ν e kibocsátás elnyelés Itt a részecskék nem változtatják meg identitásukat. 16

17 A négy alapvető kölcsönhatás A természetben négy alapvető kölcsönhatást ismerünk: a gravitációs-, az elektromágneses-, az erős- és a gyengekölcsönhatást. A gravitáció tart bennünket a Földön és a bolygókat a pályáikon. A gravitációs vonzás bármely két részecske között létezik. A gravitáció olyan kis távolságokon, mint az atom mérete a többi kölcsönhatáshoz képest elhanyagolható. Nagy távolságokon azonban a gravitáció döntő szerepet játszik. Fontos szerepet játszik a csillagok és galaxisok kialakilásánál és fejlődésénél. Az elektromágneses erő tartja össze az atomokat, köti az elektronokat az atommaghoz. A molekulákban elektromosan töltött részecskék (protonok és elektronok) vannak. A molekuláknak ez az elektromos szubstruktúrája az alapja annak, hogy kristályok jönnek létre. Az elektromágneseskölcsönhatás fontos szerepet játszik a kémiai reakciókban. Nagyon sok hétköznapi jelenség mögött az elektromágneses erők fedezhetők fel. Az anyagban elektromágneses erők akadályozzák, hogy az egyes molekulák elmozduljanak egyensúlyi helyzetükből. Ennek következménye, hogy a padló megtartja a ráhelyezett testeket, a szilárd anyagok ellenálnak a nyíró hatásoknak stb. Az erőskölcsönhatás, amelyet szinerőnek is neveznek, köti össze a kvarkokat a protonokban, a neutronokban és más erősen kölcsönható részecskékben a hadronokban, valamint a protonokat és neutronokat az atommagokban. A gyengekölcsönhatás fontos szerepet játszik a bomlási folyamatokban, neki köszönhetjük, hogy a Nap süt és hogy a Földön kialakult az élet. A csillagok energiatermelésében a fúzió játszik szerepet, amely során hidrogénből hélium keletkezik. Ebben a folyamatban keletkeznek az alacsony rendszámú elemek is. Ezekben a reakciókban fontos szerepet játszik a gyengekölcsönhatás, amelyben egy kvark átváltozhat egy más típusú kvarkká és egy lepton más típusú leptonná. A részecskék között a négy alapvető kölcsönhatás ún. közvetítőrészecskék segítségével megy végbe. A részecskék a közvetítőrészecskék segítségével inpulzust, elektromos töltést, gyenge töltést stb. tudnak átadni egymásnak. A makroszkópikus testek kölcsönhatása visszavezethető a részecskék kölcsönhatására. 17

18 Csendes fizika (Underground Physics) Hiba lenne azt gondolni, hogy az érdekes részecskefizikai-kisérleteket a jövőben csak nagy részecskegyorsítók mellett fogják végezni. Az utóbbi időben egyre nagyobb érdeklődés kiséri az ún. csendes fizikát, azokat a kisérleteket, amelyeket mélyen a föld alatt kis háttérsugárzással rendelkező laboratóriumokban végeznek. Számos olyan esemény van a részecskefizikában, amely nagyon ritkán következik be. Ahhoz, hogy ezeket az eseményeket tanulmányozni tudjuk, a háttéresemények 2 bekövetkezését megadott érték alá kell csökkenteni. A kozmikus sugárzás és a természetes rádióaktivitás háttéreseményeket okoznak. A kozmikus sugárzás ellen vastag anyagréteggel lehet védekezni. Ezért helyezik ezeket a mérőberendezéseket mélyen a föld alá, vagy a tengerek, vagy oceánok mélyére. A földalatti laboratóriumokban a kozmikus sugárzás töredéke a Föld felszínén mért értéknek, a földalatti laboratoriumokban kozmikus csend uralkodik. A földalatti laboratóriumokban és a detektorokban a rádióaktivítás szempontjából nagyon tiszta anyagokat használnak azért, hogy a természetes rádióaktivitás ne zavarja a méréseket. A csendes fizika a fizikának egy viszonylag fiatal ága, amely csupán néhány évtizedes múltra tekinthet vissza. Vannak olyan problémák, amelyeket gyorsítós kisérletekkel lehetne tanulmányozni, azonban a jelenlegi gyorsítók méreteiből kiindulva olyan nagy gyorsítót kellene építeni, amelynek kerülete nagyobb lenne a Föld egyenlítőjénél. Ilyen gyorsító megépítésére nyilvánvalóan nincs mód. Lehet, hogy az Univerzum születésekor a Big Bangben keletkeztek és még ma is léteznek egzotikus részecskék mivel elkerülték azt, hogy a keletkezésük után találkozva antirészecskéjükkel annihilálódjanak. Ilyen esetben azt tehetjük, hogy építünk egy detektort és várjuk, hogy a részecske áthaladjon a detektoron. A csendes fizika szerteágazó kisérleti programmal rendelkezik. Többek között a következő problémákat tanulmányozza: A proton stabilitását. A neutrínókat. A neutrínó-oszcillációt. A napneutrínókat. A szupernovákat. A sötét anyagot (dark matter). Egzotikus részecskéket (mágneses monopólus, szuperszimmetrikus részecskék, stb.) Kettős β-bomlást Atmoszférikusneutrínókat Az utóbbi időben egyre több földalatti kisérlet használja a távoli gyorsítókkal gyártott neutrínókat. 2 A háttéresemény a tanulmányozni kivánt eseményhez hasonló nyomot hoz létre a detektorban. 18

19 A fontosabb földalatti laboratóriumok Laboratórium Ország Védelem (m) m.w.e. LNGS Olaszország SNO Canada Kamiokande Japán Sudan USA Frejus 4800 Baksan S.U Homestake USA m.w.e. = meters in water equivalent I Laboratori Nazionali del Gran Sasso Magasság 20 m Hosszúság 100 m Szélesség 18 m Térfogat m 3 Védelem (1494 m szikla) Müonok 3800 m.w.e. 1µ/(hm 2 ) (6 nagyságrend) Földalatti laboratóriumok I Laboratori Nazionali del Gran Sasso Mint ismeretes Olaszország kitűnő autópályahálózattal rendelkezik. Autópálya halad végig mindenütt a csizma szélén és a tengerparton haladó autópályákat többször autópályák kötik össze. Az 1980-as évek elején épült meg az az autópálya, amely Rómát köti össze Terámóval. Ez az autópálya áthalad egy 10.4 km hosszú kettős alagútban az Appenninek legmagasabb csúcsai alatt, amelyet Gran Sasso d Italia-nak neveznek. Antonio Zichichi, aki az alagút tervezésekor az INFN (Instituto Nazionale di Fisica Nucleare) elnöke volt, azt javasolta, hogy építsenek itt egy földalatti laboratóriumot (1979). Az Olasz Parmament 1982-ben hagyta jóvá a laboratórium építését, amely 1987-ben fejeződött be. Így jött létre a világ legkorszerűbb földalatti laboratóriuma az Appenninek legmagasabb csúcsai alatt. Ennek a laboratóriumnak a neve: Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS). Ebben a laboratóriumban a müonok fluxusa hat nagyságrenddel kisebb, mint a Föld felszínén. A laboratórium 3 teremből áll, amelyeket A-, B- és C-teremnek neveznek. A laboratóriumok hossza több mint 100 méter, a magassága és szélessége is 18 m. A laborátórium bejárata 6 kilométerre van az alagút nyugati bejáratától. 19

20 A leptonok tömegei. m e MeV/c 2 m µ MeV/c 2 m τ MeV/c 2 m νe < 15 ev/c 2 m νµ < 0.17 MeV/c 2 m ντ < 18.2 MeV/c 2 Neutrínók A részecskék standard modellje, amely a jelenlegi tudásunk szerint a legjobb leírást adja a környezetünkről és a környezetünkben végbemenő jelenségekről, a világmindenséget néhány építőelem (hat kvark és hat lepton és ezek antirészecskéi) és a köztük végbemenő négy alapvető kölcsönhatás segítségével írja le. A neutrínók a leptonok 3 családjába tartozó stabil, elektromosan semleges részecskék, a spinjük 1/2. Három elektromosan töltött leptont ismerünk: az elektront (e ) és a hozzá hasonló, de nála nehezebb müont (µ ) és a taut (τ ). Az elektromosan töltött leptonok három alapvető kölcsönhatásában vesznek részt (elektromágneses-, gyengeés gravitációskölcsönhatásban), de nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban. Minden töltött leptonhoz tartozik egy elektromosan semleges lepton, egy neutrínó: az elektronhoz az elektronneutrínó (ν e ), a müonhoz a müonneutrínó (ν µ ), a tauhoz pedig a tauneutrínó (ν τ ). A neutrínók a gravitációskölcsönhatáson kívül csak a gyengekölcsönhatásban vesznek részt, ezért nagyon nehéz detektálni őket. A neutrínó-kisérletek nagyon nehéz kisérletek, ugyanakkor a neutrínó-kisérletek alapvető kérdésekre adhatnak választ, például, a részecskefizika, az asztrofizika, a kozmológia és a geofizika területén. A neutrínók egyrészt a kutatás tárgyát képzik, A tulajdonságaik tanulmányozásával jobban megismerjük a részecskék viselkedését. Másrészt a kutatás aktív szereplői, próbarészecskék, amelyek információt hoznak a Földben, a Napban, a csillagokban és más érdekes égitestekben végbemenő folyamatokról. A legutóbbi kisérletek alapján a neutrínóknak, jóllehet nagyon kicsi de véges tömegük van. A neutrínó már számos esetben meglepte a kutatókat. A neutrínó hipotézis születése sem volt kivétel ezek közül a meglepetések közül. Wolfgang Pauli a neutrínó hipotézist akkor vezette be, amikor 1930-ban egy kétségbeesett kisérletet tett arra, hogy a hosszú időn keresztül igaznak bizonyult energia megmaradásnak, az impulzus megmaradásának és az impulzusmomentum megmaradásának a törvényét megmentse a β-bomlásban. A β-bomlásra példa a szabad neutron bomlása: n p + e + ν e, 3 A lepton azoknak a részecskéknek a gyüjtő neve, amelyek nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban és fermionok. Fermionnak nevezünk minden olyan részecskét, amelynek az eloszlását a Fermi-Dirac statisztika írja le. Ezeknek a részecskéknek a spinje félegésszám. A lepton görög szó, amely könnyűt jelent. Ez az elnevezés akkor született, amikor az erősen kölcsönható részecskéknél, lényegesen könnyebb olyan részecskéket ismertek, amelyek nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban (e,µ). 20

21 ahol n a neutront, p a protont, e az elektront és ν e az antielektronneutrínót jelöli. A β-bomlásnál a β-részecskék (e ) energia spektruma folytonos. Ha a bomlásnál csak két részecske keletkezne, akkor a β-részecskék meghatározott energiával rendelkeznének és az energiaspektrumuk csak egy értéket tartalmazna (egy vonal lenne). A neutrínó név, amely olaszul kis semleges részecskét jelent, Enrico Fermitől származik (1931) ben Enrico Fermi a kvantumelektrodinamika mintájára megalkotja híres elméletét, amely a neutrínót valóságosnak tekintve leírja a β- bomlást. Hans Bethe és Rudolf Peierls 4 Fermi elméletének segítségével kiszámítják, hogy mekkora a neutrínó szabad úthossza vízben. Hosszabb 1000 fényévnél. Ezért azt állították, hogy nincs olyan gyakorlati módszer, amellyel a neutrínót kisérletileg ki lehet mutatni. Erről értesülve Pauli a következőt mondta: Szörnyű dolgot cselekedtem, olyasmit, amit egy elméleti fizikusnak nem volna szabad megtennie. Olyan részecskét tételeztem fel, amelyet sosem lehet kimutatni kisérletileg. A neutrínó-kisérletek nehézségét jól bizonyítja az, hogy a neutrínó hipotézisének a megszületése és a neutrínó kisérleti kimutatása között két és fél évtized telt el. C. Cowan Jr. és F. Reines 1956-ban mutatták ki kisérletileg a neutrínót. Ezért a kisérletért 1995-ben F. Reines Nobel-díjat kapott. Bruno Pontecorvo, aki a neutrínók talán legkiválóbb szakértője volt, azt állította, hogy a neutrínó az részecskék állatkertjének a zsiráfja. Az anekdóta szerint az egyszeri cowboy, amikor az állatkertben meglátta a feje fölé tornyosuló zsiráfot, így kiáltott fel: ilyen állat nincs. Különböző típusú neutrínóknak kell létezniök (Bruno Pontecorvo). Brookhavenben 1962-ben megtalálják a ν µ müonneutrínót. Gel-Mann és Zweig 1964-ben a statikus kvarkmodell segítségével három kvark, az up (u), a down (s) és a strange (s) kvark segítségével építi fel a protont, a neutront és más erősen kölcsönható részecskéket. Glashow, Iliopoulis és Maiani (GIM) 1970-ben azt állították, hogy a kvarkoknak párokban kell létezniük. Hamarossan ezután megtalálták a c kvarkot. Két japán fizikus Makoto Kobayashi és Toshilde Maskava, arra a következtetésre jutott, hogy a K 0 mezonoknál a CP-sértés az SM keretein belül egy új kvark-lepton család bevezetésével meg lehet magyarázni. A b és t kvarkokat is megtalálták, így lett meg a három kvark-lepton család. A CERN-ben a LEP-pel bebizonyították, hogy három és csak három könnyű kvark-lepton család létezik. A neutrínók kiváló kutatási eszközök, szondarészecskék. Az anyag alig abszorbeálja őket, az elektromos és mágneses mezők pedig nem hatnak rájuk, így a keletkezési helyüktől egyenes vonalban érkeznek meg a detektorhoz, megőrizve az információt a keletkezésük körülményeiről (impulzus, energia, a keletkezési helyükhöz mutató irány). A neutrínók egyedülálló lehetőséget nyujtanak a tudósoknak arra, hogy bepillantsanak a Napban, a csillagokban és más érdekes égitestekben lejátszódó folyamatokba. A tudósok egyrészt tanulmányozzák a neutrínókat, hogy egyre pontosabban feltárják a neutrínók tulajdonságait, másrészt a neutrínók segítségével egyre újabb ismereteket szereznek a geofizika, az asztrofizika és az asztronómia területén. 4 Pejerls 21

22 A β-bomlás 1896-ban Henri Bequerel felfedezi a radioaktivitást. Ezután a XX. század elején az atomfizika gyors fejlődésnek indul ban egy magfizikai reakció az ún. β-bomlás hívta fel magára a figyelmet. A β-bomlásba keletkezik egy elektron (β-sugárzás), egy atommag, amelynek a rendszáma eggyel magasabb (egy pozitív töltéssel több töltése van), mint a reakció előtti atommagnak és egy ν e antielektronneutrínó: (N, P ) (N 1, P + 1) + e + ν e, ahol N a neutronok száma P pedig a protonok száma. Például: vagy a tricium bomlása: 6 2 He 6 3 Li + e + ν e, 3 1H 3 2 He + e + ν e, amelynek a bomlásideje τ = 12.4 év és a spektrum végpontja E = 18.6 kev. A β-bomlásra példa a szabad neutron bomlása: n p + e + ν e, ahol n a neutront, p a protont, e az elektront, ν e pedig az antielektronneutrínót jelöli. A neutron β-bomlásában tulajdonképpen egy d kvark bomlik el: d u + e + ν e. Így egy atommag β-bomlása visszavezethető egy neutron β-bomlására, az pedig egy d kvark β-bomlására. Mérték az elektron energiáját a β-bomlásban. Amikor egy nyugalomban levő részecske két részecskére bomlik, akkor az energia és impulzus megmaradása miatt mind a két részecskének meghatározott energiával kell rendelkeznie (vonalas spektrum): m 1 v 1 = m 2 v 2 v 1 = m 2 m 1 v 2. Az atommag m 1 tömege sokkal nagyobb, mint az elektron m 2 tömege, ezért az atommagnak sokkal kisebb sebessége van mint az elektronnak. Az energia megmaradása miatt: E k = T 1 + T 2 = m 1v1 2 + m 2v Mivel m 1 >> m 2, ezért az elektron viszi el a kötési energia nagyrészét: m 1 v = m 1 ( m ) 2 2 m 2 v 2 v ( 2 = 2 m ) 2 m 2 v << m 1 2 m 1 2, mivel m 2 m 1 << 1. A β-bomlásban az elektronak folytonos eloszlása van, amelynek a végpontja olyan energiájú, amely energiájúnak kell lennie az elektronnak a két részecskére történő bomlás esetén. Wolfgang Pauli azért, hogy a hosszú éveken át igazolt megmaradási törvényeket (az enegiamegmaradást, az impulzusmegmaradást, az impulzusmomentummegmaradást) megmentse bevezette a neutrínó hipotézisét. 22

23 Fermi β-bomlás elmélete Fermi 1934-ben, jóval a neutrínó kisérleti kimutatása előtt, a kvantumelektrodinamika mintájára, amelyben két mozgó elektron, két áram, foton átadásával hat egymásra, megalkotta a β-bomlás elméletét. A β-bomlás esetében egy neutron egy protonná, egy elektronná és egy antielektronneutrínóvá alakul. A neutron lehet szabad, vagy az atommag egy alkotó eleme. Fermi a β-bomlást két áram kölcsönhatásaként írja le (lepton áram, elekton/neutrínó és nukleon áram, neutron/proton). A kölcsönhatáskor a kölcsönhatási pontban az elektromos töltés átadásával együtt gyenge töltés átadására is sor kerül. Így a semleges neutron áram negatív töltést veszít azaz pozitív elektromos töltést kap és proton árammá alakul, az antielektronneutrínó áram pedig negatív töltést kap és elektron árammá alakul. A neutron β-bomlása n p + + e + ν e, d u + W és azaz W e + ν e Az inverz β-bomlás ν e + p + n + e +, u d + W + és ν e + W + e + azaz Az elektromágneses kölcsönhatással ellentétben a gyengekölcsönhatásnak a hatótávolsága nagyon kicsi, Fermi nullának vette ezt a távolságot. Hans Bethe és Rudolf Peierls Fermi elméletének segítségével kiszámítják, hogy mekkora a neutrínó szabad úthossza vízben. Hosszabb 1000 fényévnél. Ezért azt állították, hogy nincs olyan gyakorlati módszer, amellyel a neutrínót kisérletileg ki lehet mutatni. Erről értesülve Pauli a következőt mondta: Szörnyű dolgot cselekedtem, olyasmit, amit egy elméleti fizikusnak nem volna szabad megtennie. Olyan részecskét tételeztem fel, amelyet sosem lehet kimutatni kisérletileg. A neutrínó nevet Fermi adta ennek a részecskének 1931-ben. Fermi szerint a β-bomlás energiaspektrumának az alakja függ a neutrínó tömegétől. Az energia spektrum alakjáról arra következtetett, hogy a neutrínó tömege vagy zérus, vagy nagyon kicsi az elektron tömegéhez viszonítva. 23

24 A ν e kisérleti kimutatása (1956) (A Savannah River Kisérlet) Frederick Reines és Clyde L. Cowan, Jr. az inverz β-bomlás segítségével mutatták ki a ν e antielektronneutrínót a Savannah River atomreaktor közelében: ν e + p n + e +. Kezdetben arra gondoltak, hogy a neutrínót egy atombomba robbantásnál lehet kimutatni kisérletileg. A reaktorban keletkező ν e -k intenzitása lényegesen alacsonyabb mint az atombomba esetében keletkező neutrínók intenzitása, a reaktortól 11 méterre ν e sec 1 cm 2 volt. A reaktoros neutrínóknak viszont az az előnyük, hogy hosszú időn keresztül rendelkezésre állnak. A detektor 11 méterre volt a reaktortól 12 méterre a föld felszíne alatt így 12 méter vastag földréteg védte a kozmikus sugárzástól. A detektor mérőtérfogata két négyszögletes összesen 200 literes térfogatú plasztik tartályból állt. A plasztik tartályokban víz volt. A vízben található protonokon ment végbe az inverz β-bomlás. A vízben 40 kg kadmiumkloridot (CdCl 2 ) oldottak fel. A kadmium atommagok a keletkező neutronok befogására szolgáltak. A két céltárgyat folyadékszcintillációs detektorok között helyezték el. Minden téglatestalakú szcintillátoros detektorban 1400 liter folyadékszcintillátor volt, amellyet 110 5in fotoelektron-sokszorozó figyelt. Ezekkel detektálták az egymást követő eseményeket késleltetett koincidenciával. Ekkor fejlesztették ki a szerves folyadékszcintillátoros detektorokat. Addig a legnagyobb folyadékszcintillátoros detektor térfogata kb 1 liter volt. A ν e antielektronneutrínó kölcsönhat egy protonnal. A kölcsönhatás következtében egy neutron (n) és egy pozitron (e + ) az elektron antirészecskéje keletkezik. A e + pozitron azonnal talál egy elektront és annihilálódnak és két MeV-es γ keletkezi amelyeket a fotoelektron-sokszorozók detektálnak. A gammák ellentétes irányban repülnek. A n neutron egész addig bolyong a céltárgyban, amíg egy kadmium atom be nem fogja. A neutronbefogással keletkezett új atommag fotonokat bocsát ki. n Cd 109 Cd 109 Cd + γ A kibocsátott fotonok összenergiája kb. 9 MeV. Néhány mikroszekundum (3-10 µs) választja el ezt a két eseményt. Óránként három ilyen eseményt detektáltak. A két víztartályban összese 200 l vïz volt, amelyben 40 kg CdCl 2 -t oldottak fel. A tankok három réteg szcintillátor közẗt voltak, amelyeket inches fotoelektronsokszorozó figyelt. Annak az igazolására, hogy a neutrínók a reaktorból jöttek, olyam méréseket is elvégeztek, amelynél a reaktor nem működött. A neutrínók hatáskeresztmetszetét cm 2 -re becsülték. A sikeres kisérlet után 1956 junius 14.-én F. Reines és C. Cowan Jr. táviratot küldött W. Paulinak Zürichbe a neutrínó kisérleti kimutatásáról: Boldogan közöljük, hogy határozottan megfigyeltük a maghasadás termékek között a neutrínókat, amikor azok protonokon inverz β-bomlást váltottak ki ( ν 0 + p + n 0 + e + ). A mért hatáskeresztmetszet jól egyezik az elméletileg várt cm 2 értékkel julius 14., Clyde Cowan. W. Paulit egy CERN-i konferencián érte utól a hír. A konferenciát megszakítva bejelentették a hírt a neutrínó kisérleti kimutatásáról. W. Pauli barátai társaságában egy láda pezsgővel ünnepelte meg 24

25 a hírt, majd a következő választáviratot küldte: Köszönöm az üzenetet - minden megérkezik annak, aki tudja, hogy hogyan kell rá várni ben Frederick Reines Fizikai Nobel-díjat kapott az elektronneutrínó kisérleti kimutatásáért. Reines és Cowan mérései alapján a neutrínó tömege kisebb az elektron tömegének 1/2000 részénél. A jelenlegi adataink szerint < 10 8 elektrontömegnél, a hatáskerestmetszet jól megegyezik az elméleti érékkel, amely σ = E = 3 MeV energiánál. Az eredményeket 1956-ban publikálták a Science magazinban: Detection of the Free Neutrino: A Confirmation C.L.Cowan, Jr., F. Reines, F.B. Harrison, H.W. Kruse and A.D. McGuire, Science 124, 403 (1956). The Neutrino, Frederick Reines and Clyde L. Cowan Jr. Nature 178, 446 (1956). 25

26 A ν µ kisérleti kimutatása ( ) A neutrínóval végzett kisérletek alapján arra a következtetésre jutottak, hogy többféle neutrínónak kell léteznie. Erre a következők utaltak: Raymond Davis egy 1000 gallon (4540 liter) tetracloriddal (C 2 Cl 4 ) töltött detektorban a Savanna River reaktor mellett nem talált 37 Cl 37 Ar átmenetet. Ez arra utalt, hogy a reaktorban keletkező neutrínók valamiben különböznek azoktól a neutrínóktól, amelyek az átmenetet létrehozzák. A kozmikus sugárzásban felfedezik a müont (µ). A muon β-bomlásában nem találtak µ e + γ bomlásokat. A müon β-bomlásánál egy elektron és két semleges részecske, egy neutrínó és egy antineutrínó keletkezik: µ ν µ + e + ν e. Ha a két semleges részecske azonos típusú lenne, akkor végbemenne az annihiláció és a fent említett bomlás. Az elméleti számításoknak megfelelően minden esetben bekövetkezne az annihiláció és gammák keletkeznéknek. A müon β-bomlásában egy neutrínó és egy antineutrínó keletkezik. A két neutrínó valamiben különbözik egymástól, mivel sosem figyeltek meg annihilációt. A következő reakció segítségével lehet ν µ neutrínókat előállítani: π W µ + ν µ ν µ + N µ + + X azaz u W + + d ν µ + W + µ + és A ν µ kölcsönhat egy u kvarkkal, az u kvark kibocsát egy W + bozont és d kvarkká alakul, a ν µ pedig abszorbeálja a W + bozont és µ + antimüonná alakul. Amikor a ν µ neutrínó kölcsönhat az anyaggal, akkor a leptonszám megmaradása miatt µ nem keletkezhet. Loeon Lederman, Melvin Schwartz és Jack Steinberger Brookhavenben a 30 GeV protongyorsítón végezték el ezt a kisérletet. A gyosító protonjai berilium targetbe ütköztek és sok különböző részecske keletkezett, köztük sok pion. A kisérleti berendezésben a 20m hosszú repülési zónában a pionok nagy része elbomlott. Ezután 13.5m vastag csatahajók lemezeiből készült vas fal (2000t) kiszürte a részecskék túlnyomó többségét. A neutrínók akadálytalanul áthaladtak ezen a falon. A szikrakamrában 90 darab 2.5cm vastag aluminium lemez volt (10t). A lemezekben néhány neutrínó kölcsönhatott. A ν µ neutrínó 51 reakciót hozott létre. Minden esetben µ + keletkezett. Ezzel igazolták az antimüonneutrínó létezését ban Leon Lederman, Melvin Schwartz és Jack Steinberger Fizikai Nobeldíjat kapott a müonneutrínó kisérleti kimutatásáért. 26

27 A ν τ kisérleti kimutatása (2000) 1964-ben James Cronin és Valentine Fich és kollegáik a K mezonok bomlásában észlelték a CP-sértést. A természet asszimetrikus a kombinált töltéstükrözés és paritástükrözéssel szemben. Makoto Kobayasi és Toshilde Maskawa úgy találta, hogy ha létezik egy harmadik kvark-lepton család, akkor ez a probláma megoldható a SM keretein belül. Direct Observation of the NU-Tau (DONUT). Jelenleg az részeket és a közöttük létrejövő kölcsönhatásokat a részecskék és az alapvető kölcsönhatások ún. standard modellje írja le a legjobban. Az részecskék és az alapvető kölcsönhatások standard modelljének megfelelően a neutrínó kölcsönhat az anyaggal a gyengekölcsönhatás útján és egy W bozont elnyeve vagy kibocsátva átalakulhat a megfelelő elektromosan töltött leptonná. Ebben a kölcsönhatásban a töltött áram játszik szerepet. A semleges áram esetében egy Z 0 bozon kicserélésére kerül sor juniusában a DONUT együttműködés, a mérési adatok alapos analizálása után bemutatott négy eseményt, amelyeken a τ részecske bomlása látható. ν τ + N τ + X azaz d W + u ν τ + W τ τ ν τ + µ + ν µ. A ν τ kölcsönhat egy d kvarkkal. A d kvark kibocsát egy W bozont és u kvarkká alakul, a ν τ pedig elnyeli a W bozont és τ leptonná változik. A kisérlet végrehajtására 1997-ben került sor a Fermilabban. 27

28 Neutrínó (synopsis) A részecskék standard modellje, amely a jelenlegi tudásunk szerint a legjobb leírást adja a környezetünkről és a környezetünkben végbemenő jelenségekről, a világmindenséget néhány építőelem (hat kvark és hat lepton és ezek antirészecskéi) és a köztük végbemenő négy alapvető kölcsönhatás segítségével írja le. A neutrínók a leptonok 5 családjába tartozó stabil, elektromosan semleges részecskék, a spinjük 1/2. Három elektromosan töltött leptont ismerünk: az elektront (e ) és a hozzá hasonló, de nála nehezebb müont (µ ) és a taut (τ ). Az elektromosan töltött leptonok három alapvető kölcsönhatásában vesznek részt (elektromágneses-, gyengeés gravitációskölcsönhatásban), de nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban. Minden töltött leptonhoz tartozik egy elektromosan semleges lepton, egy neutrínó: az elektronhoz az elektronneutrínó (ν e ), a müonhoz a müonneutrínó (ν µ ), a tauhoz pedig a tauneutrínó (ν τ ). A neutrínók a gravitációskölcsönhatáson kívül csak a gyengekölcsönhatásban vesznek részt, ezért nagyon nehéz detektálni őket. Amikor egy neutrino kölcsönhat az anyaggal, akkor neutrínóként folytathatja útját ( kölcsönhatás a semleges áram közvetítésével ), vagy létrehozhatja a megfelelő töltött leptont ( kölcsönhatás a töltött áram közvetítésével ) és mint töltött lepton folytatja útját. Egy nagyenergiájú neutrínó kölcsönhatás esetében a töltött lepton majdnem tökéletesen követi a neutrínó irányát (néhány fok). A neutrínók kiváló kutatási eszközök, szondarészecskék. Ennek az a magyarázata, hogy az anyaggal csak gyengén hatnak kölcsön. Az anyag alig abszorbeálja őket, az elektromos és mágneses mezők pedig nem hatnak rájuk, így a keletkezési helyüktől egyenes vonalban érkeznek meg a detektorhoz, megőrizve az információt a keletkezésük körülményeiről (impulzus, energia, a keletkezési helyükhöz mutató irány). A neutrínók egyedülálló lehetőséget nyujtanak a tudósoknak arra, hogy bepillantsanak a Földbe, a Napban, a csillagokban és más érdekes égitestekben lejátszódó folyamatokba. A kutatók egyrészt tanulmányozzák a neutrínókat, hogy egyre pontosabban feltárják a neutrínók tulajdonságait és egyre ujabb ismereteket szerezzenek az anyag szerkezetéről és felépítéséről, másrészt a neutrínók segítségével egyre újabb ismereteket szereznek a geofizika, az asztrofizika és az asztronómia területén. A neutrínók osztályozása energiájuk alapján meglehetősen önkényes. Alacsony energiájú neutrínóknak tekintjük a néhány 10 MeV energiájú neutrínókat. Nagyenergiájúnak tekintjük a neutrínókat, ha az energiájuk meghaladja a néhány 10 GeV energiát. 5 A lepton azoknak a részecskéknek a gyüjtő neve, amelyek nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban és fermionok. Fermionnak nevezünk minden olyan részecskét, amelynek az eloszlását a Fermi-Dirac statisztika írja le. Ezeknek a részecskéknek a spinje félegésszám. A lepton görög szó, amely könnyűt jelent. Ez az elnevezés akkor született, amikor az erősen kölcsönható részecskéknél, lényegesen könnyebb olyan részecskéket ismertek, amelyek nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban (e,µ). 28

29 Particle Lepton Electron-Family Muon-Family Tau-Family Number Number Number Number L L e L µ L τ e ν e e ν e µ ν µ µ ν µ τ ν τ τ ν τ A leptonszámok megmaradásának törvényei A leptonszámok megmaradása esetében egy reakcióban a leptonszámok összege a reakció végén ugyanakkora, mint amekkora volt a reakció előtt. A leptonszám értéke lepton esetében +1, antilepton esetében -1, nem lepton esetében pedig 0. Megkülönböztetünk teljes leptonszámot (L) és az egyes leptoncsaládokra vonatkozó leptonszámokat (L e, L µ, L τ ). Példák: n p + e + ν e L : 0 = L e : 0 = L µ : 0 = L τ : 0 = µ ν µ + e + ν e L : +1 = L e : 0 = L µ : +1 = L τ : 0 =

30 Neutrínók Jel Név Tömeg Elektromos (GeV/c 2 ) töltés ν e elektronneutrínó < ν µ müonneutrínó < ν τ tauneutrínó < Neutrínó-elméletek A zérus tömegű kétkomponensű neutrínó M. Gell-Mann és R. Feynman elmélete, a balkezes gyengekölcsönhatás, amelyet V-A (vektor axialvektor) elméletnek is neveznek, csak balkezes részecskékre és jobbkezes antirészecskékre hat. Minthogy a neutrínók csak a gyengekölcsönhatásban vesznek részt, ezért a másik két részecskére a jobbkezes neutrínóra és a balkezes antineutrínóra nincs szükség az elméletben. Ezekre csak akkor van szükség, ha a neutrínóknak tömegük van. A helicitás a részecske spinje és mozgásiránya közötti viszonyra utal. Ha a spin vetülete a mozgásirányra a mozgás irányába mutat, akkor a részecske jobbkezes, ha az ellenkező irányba mutat, akkor a részecske balkezes. Tükrözés esetében az impulzusvektor iránya ellenkezőjére változik. Az impulzusmomentum, a spin iránya a tükrözéskor nem vátozik mivel úgy transzformálódik, mint a J = r p vektorszorzat. A Dirac-féle neutrínó (ν e ν e ) A kvarkoknak és a leptonoknak, beleértve a neutrínókat is, 1/2 spinjük van. Egy részecskének, amelynek 1/2 spinje van négy állapota van: részecske, antirészecske, a spin és impulzus iránya lehet parallel (jobbkezes) és antiparallel (balkezes). A Diracféle neutrínó az elektronhoz hasonlóan négy független komponenssel rendelkezik, ball- és jobbkezes neutrínóval és ball- és jobbkezes antineutrínóval: ν L ν R ν L ν R. Ebben az esetben a standard modellt két részecskével a jobbkezes neutrínóval és a balkezes antineutrínóval kell kiegészíteni. Ezek az új (ν R, ν L ) állapotok sterilek lennének, abból a szempontból, hogy nem vesznek részt a gyengekölcsönhatásban és minden más kölcsönhatásban, kivéve a gravitációskölcsönhatást. Ezekre az állapotokra csak azért lenne szükség, hogy a neutrínónak Dirac-féle tömege legyen. A Majorana-féle neutrínó (ν e = ν e ) A Majorana-féle neutrínónak csak két komponense van, a balkezes neutrínó és a jobbkezes antineutrínó. Ezek a neutrínók antirészecskéi egymásnak. ν L ν R. 30

31 A Majorana-féle neutrínóknak van egy tulajdonságuk, az hogy át tudnak alakulni egymásba és egymásnak antirészecskéi. A gyengekölcsönhatás egy elektront át tud változtatni balkezes elektronneutrínóvá, mint általában, azután a balkezes neutrínó később át tud változni jobbkezes antineutrínóvá. A jobbkezes antineutrínó pedig inverz β-bomlással pozitronná tud változni. A Majorana-féle tömeg tag: 1 2 µ νν e ν e. Ez az operátor megsemmisít egy balkezes neutrínót és létrehoz egy jobbkezes antineutrínót, ami annyit jelent, hogy ez a Majorana-típusú tömeg tag. Minden olyan tömeg tagot, amely a részecskét antirészecskévé változtatja, Majorana-féle tömeg tagnak nevezünk. Neutrínók a Standard Modellben Az SM-ben a neutrínónak csak két komponense van: ν L ν R. Mivel a gyengekölcsönhatásban nem vesznek részt a (ν R, ν L ) neutrínók, ezért nem szerepelnek az SM-ben. A részecskéket és a közöttük fellépő kölcsönhatásokat leíró ún. standard modell (Standard Model of particles and fundamental interactions SM) szerint három különböző típusú neutrínó létezik. Mind a három töltött leptonhoz (elektron e, müon µ és tau τ ) tartozik egy neutrínó (elektronneutrínó ν e, müonneutrínó ν µ és tauneutrínó ν τ ). Két japán elméleti fizikus, Makoto Kobayashi és Toshihide Maskawa, arra a következtetésre jutott, hogy a K 0 mezonok bomlásánál mért CP sértés az SM keretein belül egy új kvark-lepton család bevezetésével megoldható. Az SM alapján pontosan három leptoncsalád létezik: (e, ν e ), (µ, ν µ ) és (τ, ν τ ). A gyengekölcsönhatásban a részecskék közül a balkezesek, az antirészecskék közül a jobbkezesek vesznek részt. Ezért az SM-ben nincsenek jobbkezes neutrínók és balkezesek antineutrínók. A CERN-ben a LEP-pel bebizonyították, hogy csak három könnyű kvarklepton család létezik. Minél nagyobb tömegű egy részecske, annál többféle módon bomolhat, egy-egy konkrét bomlásfajta tehát annál ritkább, ezért igen sok bomló részecske kell ahhoz, hogy a kutatók minden bomlásból elég sokat észlelhessenek és vizsgálhassanak. A Z 0 élettartamát a tömeg bizonytalanságával mérjük. Heisenberg szabályáról van szó. A mérés nem adja mindig ugyanazt a tömeget. A GeV/c 2 éték, az egy átlagos érték. A Z 0 tömegeloszlása határozatlansággal rendelkezik (2.5 GeV/c 2 ). Egy bomlási mód, adott értékkel csökkenti az élettartamot és ezzel növeli a tömegeloszlás szélességét. Ha létezik egy negyedik család, akkor az eloszlásnak más szélessége van, mint három család esetében. A kémiai elemek keletkezési viszonyait tanulmányozták a világ kezdeti időszakában, akkor amikor a protonok és a neutronok összeálltak atommagokká. Ez nem sokkal a Nagy Bumm után történt, de annyival már később, hogy legyen elég biztos modelljük. Mint kiderült, ekkor keletkezett a hidrogén és hélium aránya attól is függ, hogy hányféle neutrínó vett részt a megfelelő reakcióban. Ezt az arányt vissza lehet következtetni, a mostani arányból, amit meg is tettek, az eredmény egyértelműen három neutrínó fajta, nem több. 31

32 Az elektron tömege kb. kétezerszer kisebb, mint a proton vagy a neutron tömege. A ν e elektronneutrínó tömege pedig legalább harmincenezerszer kisebb mint az elektron tömege. A neutrínó mint kutatási eszköz A neutrínók kiváló kutatási eszközök, szondarészecskék. Ennek az a magyarázata, hogy az anyaggal csak gyengén hatnak kölcsön. Az anyag alig abszorbeálja őket, az elektromos és mágneses mezők nem hatnak rájuk, így a keletkezési helyüktől egyenes vonalban érkeznek meg a detektorhoz, megőrizve az információt a keletkezésük körülményeiről (impulzus, energia, a keletkezési helyükhöz mutató irány). A neutrínók egyedülálló lehetőséget nyujtanak a tudósoknak arra, hogy bepillantsanak a Napban, a csillagokban és más érdekes égitestekben lejátszódó folyamatokba. A neutrínók segítségével egyre újabb ismereteket szereznek a geofizika, az asztrofizika és az asztronómia területén. A szekemberek véleménye szerint a neutrínók lehetőséget fognak nyujtani ahhoz, hogy a Föld belsejéről a tomográfiához hasonló felveteleket készíthessünk. Más szondarészecskéket az anyag abszorbeál. Az elektromosan töltött részecskéket eltérítik az elektromos és mágneses mezők. Az elektromágnesség részecskéi a fotonok is egyenes vonalban haladnak, azonban ha az energiájuk meghaladja a 10 TeV energiát, akkor kölcsönhatva az Univerzumban található háttérfotonokkal elektron-pozitron párokat hoznak létre és ez jelentősen csökkenti a hatótávoságukat. 32

33 A csillagászat fejlődése A csillagászat a világegyetem megismerésével, az égitestek tanulmányozásával foglalkozó tudomány. A legrégebbi természettudományok közé tartozik. Irásos és régészeti emlékek tanuskodnak arról, hogy elődeink több évezrede már foglalkoztak csillagászati problémákkal. A távcső felfedezésétől kezdve egyre több ablak nyilt ki a csillagos ég tanulmányozására. Különösen a XX. század második felében a látható sugárzáson kivül az emberi szem számára láthatatlan sugárzásokkal számos új jelenséget fedeztek fel például: az ősrobbanásból származó kozmikus mikrohullámú háttérsugárzást (CMBR), az aktív galaxis magokat (AGN), a gammasugárzási forrásokat (GRB), stb. Történelem 1608 hollandiai távcső 1590 olasz távcső (Galilei) 1945 számítógép (First draft by John von Neumann) 1946 radarcsillagászat (Bay Zoltán, Simonyi Károly) 1948 röntgencsillagászat (űrhajózás) (10 8 m > λ > m; 0.1 kev < E < 100 kev) 1964 neutrínócsillagászat rádiócsillagászat infravöröscsillagászat ultraibolyacsillagászat ( m > λ > 10 8 m; 4 ev < E < 120 ev) gammacsillagászat (λ < m; 100 kev > E) A elektromágneses sugárzás Elektromásneses sugárzás Sugárzás Hullámhossz (m) Frekvencia (Hz) Radió < λ < < ν < hosszú < λ < < ν < közép < λ < < ν < rövid < λ < < ν < ultrarövid 1 < λ < < ν < mikrohullám < λ < < ν < Infravörös < λ < < ν < Látható < λ < < ν < Ultraibolya 10 8 < λ < < ν < Röntgen (X) < λ < < ν < Gamma (γ) < λ < < ν <

34 Detektálási technikák Mint ismeretes a neutrínó nagyon gyengén hat kölcsön az anyaggal ez a neutrínók hatáskeresztmetszetében jut kifejezésre. A neutrínók hatáskeresztmetszete függ az energiájuktól. A kölcsönhatások száma függ a neutrínók fluxusától, a neutrínók energiájától és a céltárgyban található anyag mennyiségétől és a mérési idő hosszától. Azért, hogy a neutrínókat jó hatásfokkal tudjuk detektálni, hatalmas detektorokat kell építeni. Ezeknek a detektoroknak a mérőtérfogatában (céltárgyában) több ezer tonnányi, olyan anyagot találunk, amellyel a neutrínó kölcsönhat és a kölcsönhatást valamilyen módszerrel észleni lehet. Rádiokémiai-detektorok A radiokémiai módszernél olyan kémiai elemet kell keresni, amellyel a neutrínó kölcsönhatva egy olyan atomot hoz létre, amely radioaktív és könnyen elválasztható az eredeti kémiai elem atomjaitól. ν e + (N, P ) e + (N 1, P + 1), ahol az atommagban N a neutronok, P a protonok számát, e pedig az elektront jelöli. Tehát itt miután egy elektronneutrínó kölcsönhat egy neutronnal keletkezik egy proton és egy elektron: ν e + n p + e. Az új (N 1, P + 1) mag radioaktív. Ezeket az atomokat a céltárgyból össze kell gyüjteni. Az így összegyüjtött atommagok mennyiségét a radioaktívbomlásuk alapján meg lehet határozni. Így azt is tudni lehet, hogy hány neutrínó hatott kölcsön a céltárgy anyagával. Példák: 37 Cl-kisérlet: ν e + 37 Cl e + 37 Ar 71 Ga-kisérlet: ν e + 71 Ga e + 71 Ge Cserenkov-detektorok Cserenkov-sugárzás 6 akkor jön létre, ha egy elektromosan töltött részecske egy átlátszó közegben gyorsabban halad, mint a fény v > v t = c/n, ahol v a részecske sebessége, v t a fény sebessége az átlátszó anyagban, c a fény sebessége vákuumban, n pedig az átlátszó anyag fénytörésmutatója. A töltött részecske polarizálja az átlátszó anyag molekuláit, amelyek gyorsan visszatérnek alapállapotukba és közben fotonokat bocsátanak ki. A kibocsátott sugárzás hullámfrontja ϑ szöget zár be a részecske haladási irányával: cos ϑ = v t /v = c/(vn) = 1/(βn), ahol β = v/c. A sugárzás egy kúp palástja mentén halad. A kúp nyílásszöge függ a részecske sebességétől. Így információt ad a töltött részecske haladási irányáról és sebességéről. A neutrínó egy elektronon szóródik: ν + e ν + e. 6 P.A. Cserenkov, I.E. Tamm és I.M. Frank a Cserenkov-effektus felfedezéséért és értelmezéséért 1958-ban fizikai Nobel-díjat kaptak. 34

35 Cserenkov-sugárzás Cserenkov-sugárzás 35

36 A meglökött elektron a előre szóródik így többé-kevésbé megőrzi az információt a neutrínó haladási írányáról. A Cserenkov-sugárzás pedig információt ad az elektron haladási irányáról. A Cserenkov-sugárzás segítségével állapították meg, hogy a napneutrínók valóban a Nap felől jönnek. A detektorban fotoelektron-sokszorozók 7 észlelik a reakcióban (eseményben) keletkezett Cserenkov-sugárzást. Az ézékelők jeleiből lehet következtetni arra, hogy milyen esemény következett be a detektorban és lehet megbecsülni az esemány adatait ban Pavel Alekseyevich Cherenkov, Il ja Mikhalovich Frank és Igor Yevgenyevich Tamm fizikai Nobel-díjat kaptak a Cherenkov-effektus felfedezéséért és interpretálásáért. Szcintillációs-detektorok Ezeknél a kisérleteknél a detektor mérőtérfogatába szcintillátort helyeznek. A neutrínók által okozott reakciók gerjesztik a szcintillátort. A gerjesztett állapotok alacsonyabb energiájú állapotokba kerülve részben szcintillációs fényt bocsátanak ki. Ezt a fény fotoelektron-sokszorozók mérik. A fotoelektron-sokszorozók jeleiből lehet a detektorban bekövetkezett eseményre (az esemény helyére, idejére, energiájára és típusára) következtetni. 7 A fényelektromos elektronemisszió (fotoeffektus) alapján a fotoelektron-sokszorozó (Photomultiplier tube PMT) katódjára eső foton hatására elektron lép ki a katódból. Ebből az elektronból V feszültségkülönbséggel rendelkező gyorsító lemezek (dynoda) egy elektronlavinát hoznak létre, amely a fotoelektron-sokszorozó kimenetén (anód) 1 V nagyságrendű elektromos jelet hoz létre. A dynodába becsapódó elektron δ = 3 5 szekunderelektront kelt. A PMT-ben a dynodák száma n Így a keletkező elektronok száma: M = δ n

37 Milyen nehéz detektálni a neutrínókat? A Földön és rajtunk keresztül is rengeteg neutrínó halad át másodpercenként. Mivel a neutrínó a gravitációskölcsönhatáson kívül csak a gyengekölcsönhatásban vesz részt ezért nagyon ritkán hat kölcsön az anyaggal. A neutrínó szor kevésbé hat kölcsön az anyaggal, mint a fény részecskéi a fotonok. Ha meggyujtunk egy gyufát, akkor sok milliárd foton keletkezik. Ezeket a fotonokat egy papírlap képes elnyelni. A neutrínók pedig könnyen áthaladnak egy fényév vastagságú olomfalon is. A Földön a Nap-Föld távolságra merőlegesen 1 cm 2 felületen keresztül Φ ν = napneutrínó halad át másodpercenként. Így az emberi testen másodpercenként kb napneutrínó halad át. Ezek közül a neutrínók közül átlagosan csupán egy vagy kettő hat kölcsön az emberi testtel egy év alatt. A Földön áthaladó neutrínó közül csupán egy hat kölcsön a Föld anyagával. A Földön másodpercenként áthaladó napneutrínók száma: N ν = Φ ν A = napneutrínó/sec (A Föld sugara cm, A = πr 2 = cm 2 ) február 23.-án felragyogott egy szupernova a Nagy Magellán Felhőben (SN1987A) a Földtől fényévre ( cm). Ebben a csillagrobbanásban rengeteg neutrínó keletkezett. A Földön a Föld-szupernova távolságra merőlegesen egy cm 2 felületen keresztül 10 másodpercen keresztül másodpercenként szupernovaneutrínó haladt át. Ezek közül a neutrínók közül neutrínó haladt át a Kamiokande II detektoron. A detektoron áthaladó neutrínók közül csupán 12 neutrínót vett észre a detektor. A Borexino napneutrínó-kisérlet a neutrínó-elektron szórás segítségével fogja mérni a napneutrínókat: ν e + e ν e + e Neutrínó-elektron szórás hatáskeresztmetszete cm 2 (σ = E ν (GeV) cm 2 /GeV). Ez annyit jelent, hogy ha az elektron egy cm 2 felületen található valahol és ezen a felületen és egy neutrínó halad át, a felület bármely pontján egyforma valószínűséggel, akkor a valószínűsége annak, hogy eltalálja az elektront: P (ν e e ) = A napneutrínók fluxusa a Földön: cm 2 sec 1. Ha ennyi neutrínó halad át a felületen, ahol az elektron található, akkor a kölcsönhatások száma másodpercenként: N(ν e e ) = cm cm 2 sec 1 = sec 1. A Borexino detektorban a targetek száma Így a neutrínó-elektron szórások száma másodpercenként: N(ν e e ) = sec 1 = sec 1. Egy nap alatt ( sec) átlagosan 57 neutrínó-elektron szórás következik be: sec sec =

38 Hol születnek a neutrínók? Részecskegyorsítókban. Atombombarobbantásokban. Atomreaktorokban. A Földben található radioaktív elemek (U,Th) bomlásakor. Az atmoszférában a kozmikus sugárzás hatására. Extraterrestrial neutrinos A Napban és a csillagokban a termonukleáris reakciókban. A szupernováknak nevezett csillagrobbanásokban. Az Univerzum más aktív részeiben, mint például az aktív galaxisokban. A sötét anyag annihilációjakor. Háttárneutrínók. Az Univerzum keletkezésekor a Big Bangben. Néhány pillanattal a Big Bang után rengeteg különböző típusú neutrínó keletkezik. Ezek a neutrínók képezik az Univerzum neutrínó háttérsugárzását, hasonlóan a mikrohullámú háttérsugárzáshoz. Az Univerzum minden köbcentiméterében kb ilyen neutrínót találunk. A neutrínók kb. egy másodperccel a Big Bang után különváltak a többi részecskéktől és tovább hültek és ritkultak (tágultak) a maguk módján. Ebből keletkeztek a háttérneutrínók. A neutrínók osztályozása A töltött leptonok, az elektron (e ) és az elektronnál nagyobb tömegű müon (µ ) és tau (τ ) nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban, de részt vesznek a többi kölcsönhatásban (elektromágneses-, gyenge- és gravitációskölcsönhatásban). A lepton könnyűt jelent. Ez az elnevezés akkor született, amikor az erősen kölcsönható részecskéknél csak lényegesen könnyebb (kisebb tömegű) olyan részecskéket ismertek, amelyek nem vettek részt az erőskölcsönhatásban (e, µ). Minden elektromosan töltött leptonhoz tartozik egy elektromossan semleges lepton, egy neutrínó: az elektronhoz az elektronneutrínó (ν e ), a müonhoz a müonneutrínó (ν µ ), a tauhoz pedig a tauneutrínó (ν τ ). A neutrínókat osztályozhatjuk annak alapján is, hogy hol keletkeznek. Így például a kozmoszban keletkező neutrínókat kozmikusneutrínóknak, a Napban keletkező neutrínókat napneutrínóknak, a szupernovákban keletkező neutrínókat szupernovaneutrínóknak, a Földben keletkező neutrínókat geoneutrínóknak, a atomreaktorral előállított neutrínókat reaktorosneutrínóknak, a gyorsítókkal előállított neutrínókat pedig gyorsítósneutrínóknak nevezik. A neutrínókat osztályozhatjuk annak alapján is, hogy milyen reakciókban keletkeznek. Így például a p + p d + e + + ν e reakcióban keletkező neutrínókat pp-neutrínóknak, a 8 B 2 4 He + e + + ν e reakcióban keletekező neutrínókat 8 B- neutrínóknak nevezik stb. 38

39 Neutrínócsillagászat A neutrínók mint szondarészecskék egy új ablakot nyitottak az univerzum vizsgálatára. A neutrínók egyedülálló lehetőséget nyujtanak a tudósoknak arra, hogy bepillantsanak a Földben, a Napban, a csillagokban és más érdekes égitestekben lejátszódó folyamatokba. Az Univerzum különböző részeiben neutrínók keletkeznek. Neutrínók keletkeznek a Napban, a csillagokban, a szupernovákban stb. Ezeknek a neutrínóknak a tanulmányozásával jobban megérthetjük, hogy mitől süt a Nap, hogyan fejlődnek a csillagok és az Univerzum. A neutrínó az Univerzum tanulmányozásának egy fontos eszközévé vált. A neutrínókkal lehet például tanulmányozni: a Napot, a csillagokat, a szupernovákat, az aktív galaxismagokat, a gammasugárzás kitöréseket, a sötét anyagot, a neutrínó-háttérsugárzást, stb. 39

40 A Nap A Nap a Naprendszerünk központi égiteste, amely körül a bolygók keringenek. Távolsága a Földtől millió kilométer (perihélium 147 millió km, aphélium 152 millió km) az átmérője millió kilométer, a tömege pedig g. Közepes sűrűsége 1.41 g/cm 3. A Tejútrendszerben 19.4 km/s sebességgel halad a Herkules csillagkép felé, miközben 220 km/s sebességgel részt vesz a Tejútrendszer forgásában. A tengelye körül is forog, a bolygók keringési irányával megegyező irányban. Egyenlítője mentén forgásideje nap. (Szögsebessége szektoronként különböző, mivel nem szilárd test.) A Nap stabil gázgömb, középpontjában a legsűrűbb (350g/cm 3 ), a nyomás itt több száz milliárd atmoszféra, s a hőmérséklet millió K. Sugárzó energiája atommagreakciókból származik. Ezenkívül a Napnak rádiófrekvenciás és korpuszkuláris sugárzása is van. Az összes sugárzás naponta 363 milliárd tonna tömegveszteséget jelent, ami azonban 10 milliárd év alatt is csak 0.01 %-ot emészt fel a Nap tömegéből. A Nap felszínének hőmérséklete kb. 6 ezer C. Világító felszine a fotoszféra, melynek gázörvényei a napfoltok. A fotoszférát a kromoszféra, s azt a napkorona veszi körül. A három együtt alkotja a Nap légkörét. A XIX század közepén felismerték, hogy a Nap fontos szerepet játszik számos a Földön létrejövő jelenségben. A Napnak köszönhetjük, például, hogy a Földön létrejött az élet. Sokan keresték a választ arra, hogy a Nap hogyan termeli azt a hatalmas mennyiségű energiát, amelyet szétsugároz. Ennek a problémának egy másik megközelítése választ keres arra a kérdésre, hogy mekkora a Nap életkora? A Nap korát az határozza meg, hogy mennyi ideig képes ezt a hatalmas energiát sétsugározni? Ez pedig attól függ, hogy hogyan termeli és mi a forrása ennek az energiának? Mennyi energiát sugároz szét a Nap? 1 cm 3 jég a Földön egy nyári napon 40 perc alatt elolvad. A Nap-Föld távolságának megfelelő sugarú, 1 cm vastag jégből álló gömbhéj is elolvad 40 perc alatt. Ha az előbb említett jégből álló gömbhéjat a Nap felszínére zsugorítjuk, akkor a Nap teljes felszínét beborító 0.44 km vastag jégréteg is elolvad 40 perc alatt. Ez a Föld térfogatának 2.5-szerese. A Nap összsugárzása erg s 1 = MW. A Föld minden négyzetméterére kb. 1.5 kw-nyi napsütés árad. Ezt az energiát felhasználva pl. a Szahara homoksivatagban lehetne olyan erőművet építeni, amely 5.5 óra alatt annyi energiát termelne, amely fedezné a Föld egy éves energiaszükségletét. 40

41 Mekkora a Nap életkora? A Nap életkora és a Nap által szétsugárzott energia egymással olyan szoros kapcsolatban van, mint egy érem két oldala. A Nap életkorát az időegység alatt termelt energiából és az energiaforrás mennyiségéből lehet becsülni. A XIX század közepén Kelvin a gravitációval magyarázta ennek az energiának a forrását. Ennek alapján évre lehet becsülni a Nap életkorát. A kémiai reakciók alapján csupán 3-4 ezer évet lehet kapni. Madách Imre művében, Az ember tragédiájában ezt az adatot találjuk. Charles Darwin más módon, annak az alapján, hogy mennyi idő szükséges a különböző fajok létrejöttéhez és hogy mekkora az erózió sebessége, becsülte meg a Föld életkorát. Ennek alapján a Nap életkorát évre becsülte. A mai tudásunk alapján termonukleáris reakciók mennek végbe a Nap belsejében és ez alapján évre becsüljük a Nap életkorát. Az Univerzum életkorát évre becsüljük. Kémiai reakció William Thomson, később Lord Kelvin: gravitáció év év 1859 Charles Darwin: erózió és evolució. On The Origin of the Species by Natural Selection év Mai tudásunk alapján: év A Nap életkorát ma az ősmeteoritokban és a Napban található radióaktív anyagok bomlása alapján becsüljük. Miért nem tudtak a fizikusok helyes választ adni? A fizikusok azért kaptak rosszabb becslést Darvinnál, mert abban az időben még hiányoztak a fizikának azon részei, amelyek a probléma megoldásához szükségesek. Henri Bequerel 1896-ban fedezi fel a radioaktivitást, Albert Einstein pedig 1905-ben publikálja a speciális relativitás elméletét és benne a híres E = mc 2 képletét, amely a tömeg és energia equivalenciáját írja le ban Sir Arthur Eddington felvetette, hogy a Nap által szétsugárzott energia magreakciókban keletkezik és az energiának ez a forrása viszonylag közel van és kimeríthetetlen, amely kb évig fog ilyen mennyiségű energiát sugározni. 41

42 Madách Imre: Az ember tragédiája Madách Imre az 1860-ban írt drámájában, Az ember tragédiájában, Ádám újra meg újra testet ölt a történelem nagy alakjaiban, hogy újabb társadalmi modellt kipróbálva keresse az emberiség célját. Ebben a műben megtalálhatjuk a Napnak az abban az időben becsült életkorát. A tizenkettedik színben a falanszter jelenetben a Nap végzetéről a természettudós a következőképpen elmélkedik: Midőn az ember földjén megjelent, jól beruházott éléskamra volt az, csak a kezét kellett kinyújtani, hogy készen szedje mindazt ami kell. Költött tehát meggondolatlanul, mint a sajtféreg, s édes mámorában ráért regényes hipotézisekben keresni ingert és költészetet. De már nekünk a legvégső falatnál fukarkodnunk kell, általlátva rég, hogy elfogy a sajt és éhen veszünk Négy ezredév után a Nap kihül, növényeket nem szül többé a Föld. Ez a négy ezredév hát a miénk, hogy a Napot pótolni megtanuljuk. Elég idő tudásunknak, hiszem. (Szilárd Leó kedvenc olvasmánya volt Az ember tragédiája.) 42

43 pp pep 99.77% 0.23% p + p d + e + + ν p + e - + p d + ν d + p 3 He + γ Hep 10-5 % 3 He + p 4 He + e + + ν 15.08% 3 He + 4 He 7 Be + γ 84.92% 7 Be 99.9% 0.1% 7 Be + e - 7 Li + γ + ν 7 Be + p 8 B + γ 8 B 3 He + 3 He 4 He + 2p 7 Li + p 2 4 He 8 B 2 4 He + e + + ν p-i p-ii p-iii pp-lánc Mitől ragyog a Nap? (Mi okozza a napsütést?) Hans Bethe és munkatársainak munkája alapján tudjuk, hogy a Napban és más csillagokban protonokból (p) nukleáris reakciók során héliummagok (α), pozitronok (e + ) és elektronneutrínók (ν e ) keletkeznek. Négy proton fúziója közben 26,7 MeV energia szabadul fel: 1 ev = Joule. 4p α + 2e + + 2ν e + 26,7 MeV. 43

44 Napneutrínók A napneutrínó fluxusok Név Reakció fluxus(10 10 cm 2 s 1 ) energia(mev) pp p + p d + e + + ν e 6, 0(1 ± 0, 02) < 4, 20 pep p + e + p d + ν e 1, (1 ± 0, 05) 1,442 hep 3 He + p 4 He + e + + ν e < 18, 77 7 Be 7 Be + e 7 Li + ν e 0, 47 (1 ± 0, 15) 0,861(90%) 0,383(10%) 8 B 8 B 2α + e + ν e 5, (1 ± 0, 37) < N 13 N 13 C + e + + ν e 6, (1 ± 0, 5) < 1, O 15 O 15 N + e + + ν e 5, (1 ± 0, 58) < 1, F 17 F 17 O + e + + ν e 5, (1 ± 0, 47) < 1, 732 Napneutrínóknak nevezzük azokat a neutrínókat, amelyek a Napban keletkeznek. A Nap által szétsugárzott energia mélyen a Nap belsejében keletkezik termonukleáris reakciók láncolatában. A reakcióknak ebben a láncolatában protonokból (p) több lépésben hélium ( 4 He) keletkezik: 4p 4 He + 2e + + 2ν e MeV, ahol 1 ev = J. A reakciók közül többen elektronneutrínó keletkezik. Minthogy a neutrínók a gravitációskölcsönhatáson kivül csak a gyengekölcsönhatásban vesznek részt, ezért könnyen kijutnak a Nap belsejéből és a keletkezésüktől számítva 2 másodperc alatt eljutnak a Nap felszínére és nyolc perc alatt elérik a Földet. A Nap belsejében keletkező fotonok (hő és fény) több millió év alatt jutnak el a Nap felszínére és ott szétsugárzódnak. Ezek a fotonok a szóródások következtében elveszitik az információt a keletkezésük körülményeiről. A Napmodellek megjósolják az egyes reakciókban keletkező neutrínók fluxusát 8 és energia spektrumát, amelyeket kisérletileg mérni lehet. Különböző detektálási technikákkal az egész napneutrínó-spektrum különböző részeit lehet vizsgálni. A napneutrínók fluxusa a Föld felszínén: cm 2 s 1. A Napban másodpercenként elektronneutrínó keletkezik. A napneutrínók energiája a 0 E < 15 MeV tartományba esik. A napneutrínó-kisérletek, amelyek detektálják a Napban keletkező neutrínókat lehetővé teszik a Nap belsejében lejátszódó termonukleáris reakciók kisérleti vizsgálatát. Mint érdekességet megjegyezhetjük, hogy a napneutrínó-kisérletek mélyen a földalól vizsgálják a Nap sugárzását. A kisérletek eredményei alapján lehetőség nyílik: A Napban lejátszódó energiát termelő folyamatok egyre tökéletesebb megértésére. Olyan Nap-modellek készítésére, amelyek egyre pontosabban írják le a Napban lejátszódó folyamatokat (csillagászat). A neutrínók tulajdonságainak (neutrínó-oszcilláció, a neutrínók nyugalmi tömege stb) egyre pontosabb megértéséhez (részecskefizika). 8 A fluxus egyenlő a részecskék irányára merőleges egységnyi felületen egységnyi idő alatt áthaladó részecskék számával. 44

45 pp pep 99.77% 0.23% p + p d + e + + ν p + e - + p d + ν d + p 3 He + γ Hep 10-5 % 3 He + p 4 He + e + + ν 15.08% 3 He + 4 He 7 Be + γ 84.92% 7 Be 99.9% 0.1% 7 Be + e - 7 Li + γ + ν 7 Be + p 8 B + γ 8 B 3 He + 3 He 4 He + 2p 7 Li + p 2 4 He 8 B 2 4 He + e + + ν p-i p-ii p-iii pp-lánc 15 O 15 N + p 12 C + α 15 O 15 N + e + + ν 15 N + p 16 O + γ 12 C + p 13 N + γ 16 O + p 17 F + γ 13 N 13 N 13 C + e + + ν 17 F 17 F 17 O + e + + ν 13 C + p 14 N + γ Main cycle 14 N + p 15 O + γ CNO-cycle 17 O + p 14 N + α Secondary cycle CNO-ciklus 45

46 10 12 Solar neutrino spectrum pp N 7 Be 15 O F 7 Be 8 B pep hep A napneutrínók energiaspektruma

47 A Napban végbemenő nukleáris reakciók két csoportba oszthatók. A pp-láncban, amelyet Hans Bethe és munkatársa dolgoztak ki 1940-ben, hidrogénből hélium keletkezik. A pp-láncban keletkezik a Nap energiájának 98.4 %-a. A szén-nitrogénoxigén, CNO-ciklust, amelyet 1938-ban dolgozott ki Karl Friedrich Weizsäker (aki később Németország elnöke volt). A nukleáris reakciók ezen ciklusában a szén, nitrogén és oxigén ciklikusan átalakulnak egymásban és közben protonokból hélium keletkezik. A Nap által szétsugárzott energiának csupán 1.6%-a keletkezik a CNOciklusban. A napneutrínókat annak alapján osztályozzuk, hogy milyen reakciókban keletkeznek. Így például a p + p d + e + + ν e reakcióban keletkező neutrínókat pp-neutrínóknak, a 8 B 2 4 He + e + + ν e reakcióban keletekező neutrínókat 8 B- neutrínóknak nevezik stb. 47

48 A fontosabb földalatti laboratóriumok Laboratórium Ország Védelem (m) m.w.e. LNGS Olaszország SNO Canada Kamiokande Japán Sudan USA Frejus 4800 Baksan S.U Homestake USA m.w.e. = meters in water equivalent Napneutrínó-kisérletek Név Hely Védőréteg m.w.e. Céltárgy (m) (m) (tonna) 37 Cl Homestake Kamiokande Kamioka (680) GALLEX LNGS SAGE Baksan SK Kamioka (32000) SNO Sudbury (1000) C.T.F. LNGS ,8(1) Borexino LNGS (100) m.w.e. = meters in water equivalent SNEm.tex, February 5, 2009 Napneutrínó-kisérletek A Napból érkező neutrínókat különböző detektálási technikákkal lehet mérni. A napneutrínó-kisérletek arra adnak lehetőséget, hogy jobban megismerjük a neutrínók tulajdonságait és a Napban lejátszódó folyamatokat. A napneutrínó-kisérletek eredményei 1. A napneutrínók a Nap felől jönnek. 2. A napneutrínók energiája az 0 E 15 MeV energia tartományba esik. 3. Igazolták a Napban lejátszódó termonukleáris folyamatokat, a pp-láncot és a CN O-ciklust. 4. Igazolták, hogy létezik a neutrínó-oszcilláció jelensége, ami annyit is jelent, hogy legalább egy neutrínónak zérustól eltérő tömege van és a leptoncsaládon belüli leptonszám nem szigorúam megmaradó mennyiség. 48

49 Napneutrínó-detektorok A napneutrínó-események számának növelése: Nagy céltárgy Hosszú mérési idő A háttéresemények számának csökkentése: A kozmikus sugárzás csökkentése: Passzív: Aktív: A természetes rádióaktivitás csökkentése: Külső: Belső: A háttéresemények felismerése és eliminálása. (több ezer tonna) (több év) Védő anyagréteg µ-vétó Védő anyagréteg Tiszta anyagok Folyamatos tisztítás A napneutrínó kisérlek eredményei Kisérlet Jel 37 Cl 71 Ga Kamiokande MeV MeV 7.5 MeV(cut) Mért 2, 32 ± 0, 26 SNU 78 ± 10 SNU Φ(B) = 2, 9 ± 0, 4 Jósolt 8 ± 1(100%) 132 ± 7(100%) Φ(B) = 5, 7 ± 0, 8 pp+pep 0,2(2,5%) 74(56%) 0 7 Be 1,2(15%) 36(27%) 0 8 B 6,2(78%) 14(11%) 100% CNO 0,4(5%) 8(6%) 0 SNU (solar neutrino unit) = befogás atommagonként és másodpercernként A különböző napneutrínó-kisérletek a napneutrínók energiaspektrumának különböző részeit mérték, így meg lehet határozni a különböző napneutrínók hozzájárulását az energiaspektrumhoz. Napneutrinó-detektorok Mivel a neutrínók a gravitációskölcsönhatáson kívül csak a gyengekölcsönhatásban vesznek részt, ezért nagyon nehéz detektálni őket. Ahhoz hogy sok neutrínó által létrehozott eseményt detektáljunk két dolgot lehet tenni: 1) nagy céltárgyakat (több ezer tonna) kell használni és 2) hosszú ideig (sok év) kell mérni. Ezért készülnek hatalmas napneutrínó-detektorok, amelyek hosszú éveken keresztül gyüjtik a mérési adatokat. A háttéresemények a vizsgálni kivánt eseményekhez hasonló eseményt képesek létrehozni a detektorban. Ezért nagyon fontos az, hogy a háttéresemények számát (zaj) olyan alacsonyra csökkentsük, hogy ne zavarják jelentősen a vizsgálni kivánt események (jel) kiértékelését. 49

50 A neutrínófizika mérföldkövei Sir Arthur Eddington: A Napban nukleáris reakciók mennek végbe Wolfgang Pauli egy kétségbeesett kisérletben bevezeti a neutrínó hipotézisét azért, hogy a β-bomlásnál megmentse a hosszú időn kerestül igaznak bizonyult energiamegmaradás, impulzusmegmaradás és az impulzusmomentummegmaradás törvényét Enrico Fermi neutrínónak kereszteli W. Pauli kisérteties részecskéjét Enrico Fermi kidolgozza a β-bomlás elméletét ban Bruno Pontecorvo a Klór targetet javasolja a neutrínók detektálására: ν + 37 Cl e + 37 Ar Karl Friedrich von Weizsäcker kidolgozza a CNO-ciklust (szén nitrogén oxigén) Hans Bethe et al. kidolgozzák a pp-láncot Bruno Pontecorvo azt javasolja, hogy 37 Cl targettel detektálják a ν e neutrínót Frederick Reines és C. Cowan Jr. kisérletileg kimutatják az neutrínót ben Bruno Pontecorvo azt állította, hogy ha a különböző típusú neutrínók tömege különbözik egymástól és a leptonszám nem szigorúan megmaradó mennyiség (ennek nincs alapvető indoka), akkor létrejön a neutrínó-oszcilláció jelensége, ami annyit jelent, hogy a neutrínó periódikusan különböző típusú neutrínóként jelenik meg ben Raymond Davis Jr. aranybányában. elkezdi az úttörő Cl-kisérletét a Homestake 1959-ben Vladimir Gribov és Bruno Pontecorvo úgy találják, hogy a napneutrínó problémát a neutrínó-oszcillációval lehet magyarázni ban Raymond Davis bejelenti a Cl-kisérlet eredményeit és a napneutrínók problémáját (SNP) ben Vladimir Gribov és Bruno Pontecorvo azt állította, hogy SNP magyarazata a neutrínó-oszcilláció lehet, az hogy az elektronneutrínók egyrésze a keletkezési helyüktől a Napban a Földön elhelyezett detektorig megtett úton átalakulnak más típusú neutrínóvá, amelyet a korábbi detektorok nem voltak képesek detektálni ben Stanislav Mikheyev, Alexei Smirnov és Lincoln Wolfstein leírja azt, az anyagon áthaladó neutrínók rezonáns módon átalakulnak má típusú neutrínókká. 50

51 1987. Neutrínók detektálása az SN1987A szupernóvától Leon Lederman, Melvin Schwartz és Jack Steinberger Fizikai Nobel-díjat kap a müonneutrínó kisérlete kimutatásáért a 71 Ga-kisérletek első eredményei N. Hata és P. Langacker a pp-lánctól független fluxusokkal becsüli meg a napneutrínók részarányát a teljes fluxusban Frederick Reines Fizikai Nobel-díjat kap az elektronneutrínó kisérleti kimutatásáért junius Neutrínó 98. A SK együttműködés bejelenti, hogy az atmoszférikus neutrínók esetében megfigyelték a neutrínó-oszcillációt IV. 18. A SNO együttműködés bejelenti, hogy direkt bizonyítéka van neutrínó-oszcillációra Raymond Davis Jr., Masatoshi Kosiba Nobel-díjat kap a kozmikusneutrínók (napneutrínók és szupernovaneutrínók) mérésért SNO & KamLAND: A neutrínó-oszcilláció létezésének végleges bizonyítása. 51

52 A 37 Cl kisérlet Ezt az úttörő radiokémiai kisérletet 1964-ban kezdi el Ray Davis munkatásaival. A kisérlet 4850 láb mélyen található a Homstake aranybányában, Lead, Sud Dakota (4100 m.w.e.) A detektor tartályában 615 tonna ( gallon, 3, l) tisztítószer (C 2 Cl 4 perchloroethylene) van. Ez a mennyiség 133 tonna 37 Cl-nek felel meg, illetve 2, Cl atomnak. Az elektronneutrínó (ν e ) a következő reakciót hozza létre a detektorban: ν e + 37 Cl e + 37 Ar, E th = 0, 814 MeV. Átlagosan egy-két naponta következett be egy ilyen esemény a detektorban (5,35 SNU 9 ). Az elektronneutrínó energiájának legalább 0,814 MeV-nek kell lenni ahhoz, hogy a reakció megvalósuljon. Így ezt a reakciót létrehozhatják a 7 Be, pep, és 8 B neutrínók. A legnagyobb járulékot azonban a 8 B neutrínók adják, mivel a 37 Ar energia szintjei között létezik egy olyan, amelynek nagy valószínűsége van a 8 B neutrínók energiáján. Az 37 Ar atom instabil. Elektronbefogással elbomlik. A bomlásideje kb. 35 nap: 37 Ar + e 37 Cl + γ. A kisérlet eredményei: (7, 7 +1,2 1,0) SNU jósolt (2, 56 ± 0, 23) SNU mért A detektor két évtizeden keresztül gyüjtötte a mérési adatokat (1967-től 1994-ig). A napneutrínók a klóratom közül két hónap alatt 17-tel hatnak kölcsön és így két hónap alatt 17 argonatom keletkezik. Néhány hetenként összegyüjtötték a keletkezett 37 Ar atomokat és a bomlásuk alapján meghatározták, hogy menny neutrínó-kölcsönhatás következett be a detektorban az adott időszak alatt. Az 37 Ar atomok száma a tartályban található atomok számához viszonyítva, olyan nagysárendű, mintha a Szahara homoksivatagban egy meghatározott homok szemet kellene megkeresni. 9 1 SNU = 1 Solar Neutrino Unit = s 1 /target atom 52

53 A 37 Cl kisérlet céltárgya g) perchloroethylene (C 2 Cl 4 ) van (etilén- A detektorban 615 tonna ( tetraklorid). A szén és klór tömege: M C = M Cl = 2 12, , , 453 6, g = 8, g. 4 35, , , 453 6, g = 5, g A szén atomok száma: 12, : 6, = 8, : N C N C = 4, A klór atomok száma: N Cl = 8, Egy nap alatt 5,5 37 Ar atom keletkezik, 60 nap alatt pedig klóratom között található 17 argonatomot kell elkülöníteni, ez a feladat nagyságrendben hasonló ahhoz mintha a Szahara homoksivatagban egy meghatározott homokszemet kellene megkeresni. A tartály átmérője 6m, a hossza pedig 15m. A tartály térfogata liter. 53

54 A napneutrínók problémája 1964-ban Raymond Davis megkezdte úttörő kisérletét a 37 Cl-kisérletet a Homestake aranybányában az Egyesült Államokban (ν e + 37 Cl 37 Ar + e ). Ez a kisérlet volt az első és két évtizeden keresztül az egyetlen, amely napneutrínókat figyelt meg. Az első eredmények 1968-ban láttak napvilágot. R. Davis az ún. Standard Napmodell (Standard Solar Model SSM) által megjósolt értéknél lényegesen kevesebb napneutrínót detektált. A jósolt és mért érték közötti eltérés kapta a napneutrínók problémája elnevezés (Solar Neutrino Problem SNP). A 37 Cl-kisérletet követő napneutrínó-kisérletek (Kamiokande és a gallium kisérletek (ν e + 71 Ga 71 Ge + e ): GALLEX GALLium EXperiment és SAGE Soviet American Gallium Experiment) igazolták a napneutrínók problémájának a létezését. A legutóbbi kisérleti eredmények alapján, amelyek négy napneutrínókisérlettől ( 37 Cl-kisérlet, Kamiokande, és a két gallium kisérlet) származnak, a Napban nem találtak 7 Be neutrínókat ( 7 Be + e 7 Li + γ + ν e ). Ugyanakkor találtak 8 B neutrínókat ( 8 B 2 4 He + e + + ν e ). Ez pedig ellentmond a pplánc logikájának, mivel a 8 B az elmélet alapján a 7 Be-ből keletkezik ( 7 Be + p 8 B + γ). Ezek a kisérletek a napneutrínók energiaspektrumának nagy részét mérték és nyilvánvalóvá vált, hogy az elméleti és mért érték eltérése más és más az energiaspektrum különböző részein. A napneutrínók problémája nagyon érdekes különösen azért, mert a tudósok gondosan ellenőrizték, mind az elméleti feltételezéseket, mind a kisérleteket és nem találtak hibát egyikben sem. A napneutrínók problémáját sokan analizálták és az az általánosan elfogadott vélemény, hogy a probléma megoldását a neutrínófizika területén kell keresni. Hova lettek a napneutrínók? területen lehet keresni: A napneutrínók problémájának megoldását két Az asztrofizikai megoldás. Elképzelhető, hogy nem értettük meg jól a Napban lejátszódó reakciókat és folyamatokat. Új Nap-modellek készítésével probáljuk az elméleti és mért értékeket összehangolni. A részecskefizikai megoldás. A részecskéket és a közöttük létrejövő kölcsönhatásokat az ún. részecskék standard modellje (Standard Model of Particles SM) írja le. E modell alapján a neutrínók tömege zérus. Ha a három különböző típusú neutrínó közül legalább egynek zérustól eltérő tömege van és a leptonszám nem tökéletesen megmaradó mennyiség, akkor fellép az ún. neutrínó-oszcilláció jelensége, amikor a neutrínó periódikusan különböző típusú neutrínóként jelenik meg. A neutrínók oszcillációja létrejöhet vákuumban (a Naptól a Földig megtett távolságon), vagy az anyagban (a Nap és a Föld anyagában). Az oszcilláció jelensége függ a neutrínók energiájától. A Napban csak elektronneutrínók (ν e ) keletkeznek. A keletkezési helyüktől a Napban a detektálási helyükig a Földön megtett úton az elektronneutrínók (ν e ) egy része más típusú neutrínókká (ν µ, ν τ ) alakulhat át, amelyet a detektorok többsége nem detektál. A két lehetséges megoldás közül a részecskefizikai megoldás képes összehangolni az elméleti és mért értékeket a teljes energiaspektrumon. Ez a megoldás azért nagyon 54

55 érdekes, mert ha bebizonyosodik, hogy ez a megoldás az igaz, akkor olyan új fizikai jelenséggel állunk szemben, amely túlmutat a jelenlegi fizikai ismereteinken. A neutrínó-oszcilláció különböző napneutrínó-problémákra tud választ adni. Választ tud adni, például, a napneutrínók teljes energiaspektrumán talált hiányra, választ tud adni az energiaspektrum különböző részein talált hiányra és választ tud adni arra, hogy miért nem detektálunk 7 Be-neutrínókat stb. 55

56 7 Be/ 8 B Anomaly A 7 Be fluxus kisérleti korlátai (az ábra baloldalán). A kü lönböző Nap-modell jóslatok távol esnek ezektől a korlátoktól. A napneutrínók új problémája (N. Hata és P. Langacker (1994)) neutrínó Φ/Φ ssm pp Be B 0.4 Az adatok, amelyek négy napneutrínó-kisérlettől származnak ( 37 Cl-kisérlet (Homestake), Kamiokande, 71 Ga-kisérletek (GALLEX - Gran Sasso, SAGE - Baksan) információt adnak lényegében a napneutrínók egész energiaspektrumáról a kisenergiájú pp-neutrínóktól kezdve a nagyenergiájú 8 B-neutrínókig. Minden esetben a mért fluxus lényegesen alacsonyabb a Standard Nap-modell által jósolt értéknél. A mérési eredmények analizálása még ennél is meglepőbb eredményre vezetett. Mivel a kisérletek az energiaspektrum különböző, de egymást átfedő részeit mérték ezért meg lehet határozni a különböző napneutrínók (pp, 7 Be, 8 B) járulékait a teljes napneutrínó-fluxushoz. A kisérleti eredmények alapján eltérés van a kisérleti eredmények és az elméleti jóslatok között és ez az eltérés más és más az energia spektrum külömböző részein. N. Hata és P. Langacker 1994-ben egy Nap-modellt készített, amelyben szabadon engedték változni a különböző napneutrínók fluxusát. A fittelésnél azt követelték meg, hogy a fluxusok kielégítsék a Nap teljes luminozitása és a kisérletek eredményei 56

57 által szabott feltételeket. A fittelés eredményeképpen azt kapták, hogy a ppneutrínók fluxusa megegyezik az elmélet által jósolt értékkel, a 7 Be-neutrínók teljesen hiányoznak, a nagyenergiájú 8 B-neutrínóknak a fluxusa pedig csak 40%-a az elméleti értéknek. Ez pedig annyit jelent, hogy a 7 Be-neutrínók nem keletkeznek a Napban, azaz nincs 7 Be a Napon. A pp-láncban pedig a 7 Be szükséges a 8 B keletkezéséhez. A legjelentősebb eltérés az elméleti jóslat és a mérési eredmények között az energiaspektrumnak azon a részén van, ahol a 7 Be-neutrínók találhatók. Napneutrínó-problémák Jelentős különbség van a mért és jósolt napneutrínó fluxusok között. A különbség a mért és a jósolt érték között változik az energiával. 7 Be - 8 B probléma. A napneutrínó-kisérletek detektálják a 8 B-neutrínókat, de nem detektálják a 7 Be-neutrínókat. Ez pedig ellent mond a pp-lánc logikájának, amely szerint a bór a berilliumból keletkezik. 57

58 1 Neutrino Oscillation Neutrínó-oszcilláció. Neutrínó-oszcilláció Nemsokkal azután, hogy Gell-Mann és Pais kimutatta, hogy kvantummechanikai interferencia következményeként a K 0 semleges Kaon (s d) átváltozkat a K 0 antirészecskéjévé ( sd) és fodítva azért mert a kvark tömegsajátállapotok a gyenge sajátállapotok keverékei, Bruno Pontecorvo 1957-ben azt állította, hogy ha a leptonszám nem tökéletesen megmaradó mennyiség (kvantumszám) és ha a különböző típusú neutrínók tömege nem pontosan egyezik egymással, akkor létrejön a neutrínó-oszcilláció jelensége, amikor a neutrínó haladás közben periodikusan különböző típusú neutrínóként jelenik meg. Két különböző típusú neutrínót feltételezve:... ν e ν µ ν e ν µ.... A detektorok vagy csak a ν e neutrínót képesek detektálni. A forrástól megadott távolságra meghatározott valószínűségek alapján kerül sor a ν e és ν µ neutrínók detektálására. Három különböző típusú neutrínó esetében: ν e ν µ, ν τ, ν µ ν e, ν τ vagy ν τ ν e, ν µ. Ha a neutrínók bármilyen kis tömeggel is rendelkeznek, akkor a természettudomány számos területén módosítani kell az elméleteinket: Módosítani kell a részecskefizika standard modelljét úgy, hogy számot tudjon adni a neutrínók tömegéről. Valamint arról, hogy a leptonszám megmaradása sérül. 58

59 A kozmológia területén a neutrínók képezhetik az Univerzum sötét anyagát (dark matter). 59

60 Neutrínó-oszcilláció a vákuumban Ha a leptonszám megmaradása nem abszolút módon teljesül és a neutrínóknak tömegük van és azok nem egyenlők egymással (m 1 m 2 m 3 ), akkor a ν 1, ν 2 és ν 3 tömeg-sajátállapotok különböznek a gyenge kölcsönhatás ν e, ν µ és ν τ sajátállapotaitól. Az egyes tömeg-sajátállapotok a saját ω frequenciájuknak megfelelően változtatják az e iωt fázisukat, ahol ω = E/ h = m 2 + p 2 / h. Amikor a neutrínó vákuumban halad, akkor a különböző tömeg-sajátállapotok különböző módon haladnak. Így a sajátállapotok összetétele megváltozik és a neutrínó periodikusan kölönböző neutrínóként jelenik meg. Az egyszerűség kedvéért két kölönböző típusú neutrínót feltételezve, annak a valószínűsége, hogy elektronneutrínó l távoság megtétele után müonneutrínóvá válik P (ν e ν µ ) = sin 2 2ϑ sin 2( πl l v ), ahol l v = 2.5E/( m 2 ), ϑ a keveredés szöge, E a neutrínó energiája és m 2 = m 2 2 m 2 1 a neutrínótömegek négyzetének a különbsége. Neutrínó-oszcilláció az anyagban Az anyagon áthaladva a különböző típusú neutrínók másképpen hatnak kölcsön az anyaggal. Így ez a jelenség is neutrínó-oszcillációhoz vezethet: P MSW (ν e ν µ ) = sin 2 2ϑ sin 2( πl l m ) = 2 sin 2 ϑ W 2 sin 2( πlw l v ), ahol W 2 = sin 2 2ϑ + ( 2E 2GF N e m cos 2 ϑ) 2, ahol G F a Fermi-konstans, N e pedig az elektronok számának a sűrűsége. 60

61 10 12 Solar neutrino spectrum pp N 7 Be 15 O F Be 8 B pep hep Solar Neutrino Spectrum 1 Survival Probability Survival Probability 61

62 Hogyan lehet megoldani a napneutrínók problémáját? A Napban az elmélet szerint csak elektronneutrínók (ν e ) keletkeznek. A napneutrínók problémájának részecskefizikai megoldása azt tételezi fel, hogy a Napban keletkező elektronneutrínók a keletkezési helyüktől a detektorig megtett úton vákuumban (a Nap - Föld távoságon) vagy anyagban (a Nap és Föld anyagában) más típusú neutrínóvá alakulnak át. A napneutrínó-detektorok eddig csak az elektronneutrínókat detektálták. Ahhoz, hogy véglegesen el lehessen dönteni azt, hogy a Napban keletkező elektronneutrínók (ν e ) a detektorig megtett útjukon átalakulnak-e vagy sem más típusú neutrínókká (ν µ, ν τ ), olyan napneutrínó-detektorra van szükség, amely egyrészt képes detektálni a Napból érkező elektronneutrínókat (ν e ), másrészt képes detektálni a Napból érkező minden neutrínót, a típusától függetlenül (ν e, ν µ és ν τ ). Összehasonlíva a két módon mért neutrínók számát egyértelműen el lehet dönteni, hogy az elektronneutrínók átalakultak-e más típusú neutrínókká vagy sem. Kanadában készítettek egy ilyen kisérletet. Ez a kisérlet most végleges megoldást adott a napneutrínók problémájára. Sudbury Neutrino Observatory A SNO a napneutrínó-kisérletek legutolsó generációjához tartozik. A detektor 2073 m mélyen van a Creighton bányában, Sudbury Ontario, Kanada. Ez a mélység 6010 m vastag vízréteggel azonos védelmet nyújt a kozmikus sugárzás ellen. A SNO egy Cserenkov-detektor 10, amely azonos időben (real time) méri a napneutrínókat. A detektor mérő térfogata 1000 tonna D 2 O nehéz vizet tartalmaz, amelyet 4 m vastag H 2 O víz réteg vesz körül 11. A detektor céltárgyát (mérő térfogatát) körülötte koncentrikusan elhelyezett 9456 fotoelektron-sokszorozó figyeli. A kivánt jel/zaj arány eléréséhez a nehéz és könnyű vizet annyira meg kell tisztítani a rádióaktív szennyeződésektől, hogy 1 g mennyiségű vízben legfeljebb g rádióaktív szennyeződés lehet. Amikor az elektronneutrínó (ν e ) a töltött áram közvetítésével kölcsönhat a deutériummal, akkor egy W + bozon átadására kerül sor és a deutérium neutronja protonná változik: ν e + D p + p + e, (CC), 10 Cserenkov-sugárzás akkor jön létre, ha egy elektromosan töltött részecske egy átlátszó közegben gyorsabban halad, mint a fény v > v t = c/n, ahol v a részecske sebessége, v t a fény sebessége az átlátszó anyagban, c a fény sebessége vákuumban, n pedig az átlátszó anyag fénytörésmutatója. A töltött részecske polarizálja az átlátszó anyag molekuláit, amelyek gyorsan visszatérnek alapállapotukba és közben fotonokat bocsátanak ki. A kibocsátott sugárzás hullámfrontja ϑ szöget zár be a részecske haladási irányával: cos ϑ = v t /v = c/(vn) = 1/(βn), ahol β = v/c. 11 A közönséges víz ( könnyű víz) molekulájában (H 2 O) egy oxigén (O) és két hidrogén (H) atom van. A nehéz víz molekulájában (D 2 O) a hidrogén helyett deutérium (D) van. Kémiai szempontból a nehéz és könnyű víz egyformán viselkedik. A hidrogén atommagjában egy proton (p), a deutérium atommagjában pedig egy proton és egy neutron (n) van. A deutérium a hidrogén izotópja. 62

63 ahol CC charged current (töltött áram). Ebben a reakcióban csak az elektronneutrínó vehet részt. A neutron abszorbeálja az elektronneutrínót és átváltozik protonná és elektronná. A két proton taszítja egymást így az atommag részeire esik szét és reakció végterméke két proton és egy elektron lesz. A vízben az elektron gyorsabban halad a fénynél, így Cserenkov-sugárzást hoz létre. A neutrínó energiáját és haladási irányát meg lehet határozni a fotoelektron-sokszorozók jeleiből. Amikor a neutrínó a deutériummal a semleges áram közvetítésével kölcsönhatásba kerül, akkor egy Z 0 bozon átadására kerül sor: ν x + D ν x + n + p, (NC), ahol NC neutral current (semleges áram). Ebben a reakcióban valamennyi típusú neutrínó (ν e, ν µ, ν τ ) részt vesz. A deutérium atommagja, ebben az esetben is alkotórészeire esik szét. Ezen kivül az elektronokon is valamennyi típusú neutrínó rugalmasan szóródhat: ν x + e ν x + e (ES), ahol ES elastic scattering (rugalmas szórás). A neutrínó-elektron szórásban a neutrínó kilök egy elektront a D 2 O molekulából. A szóródott elektron is Cserenkovsugárzást hoz létre. A szóródott elektron a bejövő neutrínó irányához közeli irányban halad tovább. Jóllehet ebben a reakcióban bármely típusú neutrínó részt vehet. Az elektronneutrínó 6.5-ször többször vesz részt, mint a másik kettő. Így a kisérlet méri az összes neutrínót, amely a Napból érkezik, attól függetlenül, hogy a detektorig megtett úton a neutrínók átalakultak-e egymásba vagy sem és méri csak az elektronneutrínókat, amelyek a Napból érkeznek. A két fluxust összehasonlíva egyértelműen el lehet dönteni, hogy a Napban keletkező elektronneutrínók átalakulnak-e vagy sem más típusú neutrínókká. Egy rozsdamentes acélból készült geodéziai gömb tartja a fotoelektronsokszorozókat ( = 17.8 m). Az acril gömb ( = 12.0 m, 5.5 cm vastag) 1000 tonna nehé vizet (D 2 O) tartalmaz ( gallon). Az üreg méretei 22m széles és 34m magas. 63

64 Megoldották a napneutrínók problémáját 2001 junius 18.-án a SNO 12 együttműködés bejelentette, hogy megtalálták a megoldást a napneutrínók problémájára, amely több mint 30 éve vetődött fel. A SNO együttműködés első mérési eredményei magyarázatot adnak a napneutrínófluxus hiányára és a neutrínók új tulajdondságaira derítettek fényt. A megoldás annyit jelent, hogy legalább egy neutrínó típusnak zérusnál nagyobb véges tömege van, ennek pedig óriási jelentősége van a természettudomány számos területén, hogy a legfontosabbak közül csak egyet a kozmológiát emlitsük. Az első eredmények A SNO együttműködés első méréseiben a (CC) és (ES) kölcsönhatásokat mérte és a mérési eredményekből meghatározták a φ(ν e ) és φ(ν x ) fluxusokat. Később mérni fogják a φ(ν x ) fluxust a (NC) kölcsönhatás segítségével is. Az első mérések eredményei: φ CC SNO (ν e) = 1.75 ± 0.07(stat.) (sys.) ± 0.05(theor.) 106 cm 2 s 1, φ ES SNO(ν x ) = 2.39 ± 0.34(stat.) (sys.) 10 6 cm 2 s 1. A φ CC SNO (ν e) értéket összehasonlítva a Szuper Kamiokande (SK) nagypontossággal megmért φ (ES) SK (ν x ) értékével, azt kapták, hogy az elérés a hiba 3.3-szorosa: φ ES SK(ν x ) = 2.32 ± 0.03(stat.) (sys.) 10 6 cm 2 s 1, φ ES SK(ν x ) φ CC SNO(ν e ) = 0.57 ± cm 2 s 1. Ez pedig annyit jelent, hogy nagy megbízhatósággal állíthatjuk, hogy a teljes neutrínó-fluxusban nem csak elektronneutrínók vannak. Kiszámították a teljes 8 B-neutrínó fluxust is: (5.44 ± 0.99) 10 6 cm 2 s 1. Ez pedig kitűnő egyezésben van az elméleti értékkel: cm 2 s 1. A kisérleti eredmények alapján új határokat lehet megadni a neutrínók tömegére. Azt is meg lehet becsülni, hogy a neutrínók mennyivel járulnak hozzá az Univerzumban található sötét anyaghoz. Összefoglalva, azt mondhatjuk, hogy az itt említett eredmények első esetben igazolják direkt módon, hogy a detektált napneutrínók között az elektronneutrínókon kívül mástípusú neutrínók is vannak. Ez pedig annyit jelent, hogy létezik a neutrínó-oszcilláció jelensége és így legalább egy neutrínó típusnak zérustól nagyobb véges tömege van, valamint a leptoncsaládon belüli leptonszám nem szigorúan megmaradó mennyiség. 12 Sudbury Neutrino Observatory, Sudbury Ontario, Kanada 64

65 Szupernova (egy csillag haláltusája) A szupernova olyan változócsillag, amelynek fényessége hirtelen (néhány nap alatt) sokmilliószorosára nő, olyan fényessé válik mint egy galaxis. Egy galaxisban kb csillag van. Amikor egy nagytömegű csillag (M > 8M ) meghal, az nem békésen hanem az Univerzumban ismert legnagyobb robbanásban megy végbe. A csillagászok ezt a csillagrobbanást szupernovának 13 nevezik. A csillagok ősgázból keletkeznek, amely röviddel az ősrobbanás után a nukleoszintézisben jött létre. Ez a gáz főleg hidrogénből, kevés héliumból és sokkal kevesebb nehezebb elemeből áll. A csillagok kialakulásában a gravitáció játszik főszerepet. A gravitáció a gázfelhőt gömbalakúvá formálja és egyre kisebb térfogatra sűríti össze. Ahogy a gáz sűrűbbé válik úgy nő a hőmérséklete és a nyomása. A nyomás egyensúlyba kerül a gravitációs vonzással és így egyensúlyi állapot jön létre. A csillag közepe, magja több millió fokra melegszik fel. Amikor a csillag belsejében olyan magas hőmérséklet jön létre, amelynél a termonukleáris reakciók beindulnak, akkor a termonukleáris reakciókban keletkező hő is hozzájárul a gáz hőmérsékletének és nyomásának növeléséhez. Ezekben a reakciókban a könnyű magoknak olyan közel kell egymáshoz kerülni, hogy az erős kölcsönhatás vonzása nagyobb legyen a magok között fellépő elektromos taszításnál. Ez nagyon magas hőmérsékleten lehetséges, amikor a magok olyan gyorsan mozognak, hogy le tudják győzni az elektromos taszítást. A fúziós magreakciók közben energia szabadul fel egészen addig, amig a vasnál nem nehezebb magok keletkeznek. Amikor a vasnál nehezebb magok keletkeznek, akkor a fúzióhoz többlet energiára van szükség. Ezekben a termonukleáris reakciókban az alacsonyabb rendszámú atommagok magasabb rendszámú elemekké fúzionálnak. Így jönnek létre az alacson rendszámú elemek egészen a vassal bezárólag. A csillagok azért ragyognak, mert mélyen a belsejükben termonukleáris reakciók láncolatában hidrogénből hélium keletkezik. A reakcióknak a láncolatában magasabb rendszámú elemek is keletkeznek és energia szabadul fel, amely részecskék formájában szétsugárzódik (neutrínók, fotonok). Így energia távozik a csillag belsejéből. Amikor a csillagban elfogy a nukleáris fűtőanyagy, akkor a csillag belső nyomása nem tud többé ellenállni a gravitációs vonzásnak és így a gravitációs vonzás összeroppantja a csillag magját. A csillag magjának összeroppanásakor egy neutroncsillag 14, vagy egy feketelyuk és rengeteg neutrínó keletkezik. A neutrínók 13 A csillagászok a szupernovákat két csoportba sorolják. I. és II. típusú szupernovát különböztetnek meg. Az I. típusú szupernóvák kettőscsillagokból keletkeznek. A kettőscsillag egyik csillaga egy fehér törpe, amelynek az átmérője 5-30 ezer kilométer (Föld méretű), a tömege viszont megközelíti a Nap tömegét, folyamatosan elszívja a másik csillag anyagát és amikor eléri a kritikus tömeget, akkor bekövetkezik a robbanás. Ezeknek a szupernóváknak közel azonos a fénykibocsátásuk, így távolságmérésre hasznáják őket. A II. típusú szupernova akkor keletkezik, amikor egy csillag, amelynek a tömege 8 Naptömegnél nagyobb, elhasználta nukleáris fűtőanyagát és így nem képes ellenálni a gravitációs vonzásnak, amely hatására összeroppan. Az eredeti csillagból egy neutroncsillag, vagy egy feketelyuk keletkezik és közben a csillag külső része egy hatalmas robbanásban szétszorodik a csillag körüli térben. 14 A neutroncsillag átmérőjét 20 kilométerre, tömegét 1.4M -re becsüljük. Ez azt jelenti, hogy a 65

66 felhevítik a csillag külső burkát, amely a csillag belseje felé zuhan. A felmelegítés következményeképpen a csillag külső része egy hatalmas robbanásban szétszóródik a csillagkörüli térbe. Ebből a szétszóródott részből ún. köd keletkezik. Ebben a hatalmas robbanásban magasabb rendszámú elemek is keletkeznek. A mag összeomlása előtt szilikont és vasat tartalmaz, sugara kb km, a tömege pedig 1.4 M körül van. Keletkező neutroncsillag átmérője kb 20 km. A szupernovákban a neutrínók a szokásostól eltérően nem másodlagos, hanem főszerepet játszanak. A szupernova csillagrobbanásban a szétsugárzott energia kb. 99%-a neutrínók, kb. 1%-a robbanás kinetikus energiájaként és csupán 0.01%- a fotonok (fény) formájában távozik. A szupernovából távozó neutrínók gazdag információt tartalmaznak a szupernóvában lejátszódó folyamatokról. Egy szupernova robbanás alkalmával 1000-szer annyi neutrínó keletkezik, mint a Napban eddigi élete ( év) alatt: neutrínó. Később kiderült, hogy a pulzár 15 nem egyéb mint egy pörgö neutroncsillag ben egy szupernovát figyeltek meg egy közeli galaxisban a Nagy Magellán felhőben. Két kisérletnél, a Kamiokande-nél és az IMB (Irvine - Michigan - Brookhaven) detektornál ismét átvizsgálták az szupernova idejére eső mérési adatokak és azt találták, hogy kb. három órával a szupernova észlelése előtt különösen sok neutrínót detektáltak. A Kamiokande azt is meg tudta állapítani, hogy az adott neutrínók milyen irányból érkeztek. Az irány megegyezett a szupernova felé mutató iránnyal. Az emberiség számos esetben csodálhatta meg az égbolton felragyogó szupernovákat. 1054, kinai csillagászok a Bika csillagképben figyeltek meg egy szupernovát, amelynek a maradványa a Rák-köd, Ez a köd 1600 km/s sebességgel tágul. A köd közepén egy pulzár található. 1572, Tycho Brache, Cassiopeia csillagkép ben eltünt. 1604, Galilei, Kigyó csillagképben, Keplerről nevezték el. Ez a szupernova 23 napig nappal is látható volt és majdnem két évig éjszaka. 1987, SN1987A, Nagy Magellán-felhő 27/2/1987 ESO Schmidt teleszkóp (Csille). Neutrínók, 23/2/ UT, Az összesen kibocsátott neutrínók száma 10 58, ezek közül haladt át a Kamiokande II detektoron, amelyek közül csupán 12-t detektált a mérőberendezés. neutroncsillag anyagának egy kávéskanányi mennyiségének súlya 10 9 tonna körül van. A protonok és elektronok neutronná alakulnak a nagy nyomás alatt. A graviációs mező kb szer, a mágneses mező pedig szor nagyobb lehet a Föld feszínén mért értéknél. 15 A pulzárt egy egyetemista Jocelyn Bell Burnell fedezte fel 1967-ben. Úgy gondoljuk, hogy a pulzár egy forgó neutroncsillag. A csillag mágnesesterének tengelye nem esik egybe a forgástengelyével. Így a Földről a pulzár által kibocsátott elektromágneses jeleket hasonlóan észleljük, mint egy hajó a világítótorony fényjelzéseit. A pulzusok gyakorisága: sec ( kikapcsolt, bekapcsolt állapot). 66

67 Szupernovaneutrínók A szupernova olyan változócsillag, amelynek fényessége hirtelen (néhány nap alatt) sokmilliószorosára nő. Olyan fényessé válik mint egy galaxis. Egy galaxisban kb csillag van. Amikor egy nagytömegű csillag meghal, az nem békésen, hanem az Univerzumban ismert legnagyobb robbanásban megy végbe. A csillagászok ezt a csillagrobbanást szupernovának 16 nevezik. A csillagok az Univerzum keletkezésekor az ősrobbanásban (Big Bang) kialakult gázból születnek. Ez a gáz főleg hidrogénből, kevés héliumból és sokkal kevesebb nehezebb elemekből áll. A csillagok kialakulásában a gravitáció játszik főszerepet. A gravitáció a gázfelhőt gömbalakúvá formálja és egyre kisebb térfogatra sűríti össze. Ahogy a gáz sűrűbbé válik, úgy nő a hőmérséklete és a nyomása. A nyomás egyensúlyba kerül a gravitációs vonzással és így egyensúlyi állapot jön létre. Ugyanakkor a csillag nagyon meleg. A csillag közepében, magjában több millió fok van. Ezen magas hőmérsékleten nukleáris reakciók mennek végbe, amelyeket termonukleáris reakcióknak neveznek. A fúziós magreakciókban, amikor könnyű atommagok nehezebb atommagokká állnak össze, energia szabadul fel. Ezekben a reakciókban a könnyű magokat olyan közel kell egymáshoz hozni, hogy az erőskölcsönhatás vonzása nagyobb legyen a magok között fellépő elektromos taszításnál. Ez nagyon magas hőmérsékleten lehetséges, amikor a magok olyan gyorsan mozognak, hogy le tudják győzni az elektromos taszítást. A fúziós magreakciók közben energia szabadul fel egészen addig, amig a vasnál nem nehezebb magok keletkeznek. Amikor a vasnál nehezebb magok keletkeznek, akkor a fúzióhoz többlet energia szükséges. A csillagok azért ragyognak, mert mélyen a csillagok belsejében termonukleáris reakciók láncolatában hidrogénből magasabb rendszámú elemek keletkeznek és közben energia szabadul fel, amely részecskék formájában szétsugárzódik (neutrínók, fotonok). Így energia távozik a csillag belsejéből. Amikor a csillagban elfogy a nukleáris fűtőanyag, akkor a csillag magjának megszűnik az ellenálása a gravitációval szemben. Így a gravitáció össze tudja roppantani a csillag magját. A mag egy másodpercnél rövidebb idő alatt olyan kicsivé zsugorodik, hogy a sűrűsége eléri a g/cm 3 értéket. Nagy hőmérséklet és nyomás jön létre. Ebben az állapotban óriási mennyiségű neutrínó is keletkezik és repül szét az űrbe, miközben hatalmas mennyiségű energiát visz el a csillag magjából. Eközben a csillag külső része zuhan a mag felé a zuhanó anyag elnyeli a kifelé repülő neutrínók egyrészét. Ennek következtében felmelegszik és tágulni kezd. Ebben a robbanásban a csillag külső része szétrepül az űrbe. A csillag közepén pedig egy nagyon sűrű neutroncsillag keletkezik. A neutroncsillag átmérője csupán 20 km körül van, a tömege viszont nagyobb a Napunk tömegénél ( g). Egy szupernova robbanás alkalmával 1000-szer annyi neutrínó keletkezik, mint a Napban eddigi élete ( év) alatt: neutrínó február 23.-án egy szupernovát figyeltek meg egy közeli galaxisban a Nagy Magellán Felhőben. Két kisérletnél, a Kamiokande-nél és az IMB (Irvine - Michigan - Brookhaven) detektornál ismét átvizsgálták az szupernova idejére eső mérési adatokak és azt találták, hogy kb. három órával a szupernova észlelése előtt 16 A csillagászok a szupernovákat két csoportba sorolják. I. és II. típusú szupernovát különböztetnek meg. Ebben a cikkben a II. típusú szupernovákról van szó. 67

68 Az SN1987A szupernova idején detektált neutrínók. A ϑ e az elektron iránya és a szupernova iránya közötti szög. E e az elektron energiája. Event t (sec) E e (MeV) ϑ e (deg) Kamiokande II ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± 39 IMB ± 7 80 ± ± 7 44 ± ± 6 56 ± ± 7 65 ± ± 9 33 ± ± 6 52 ± ± 5 42 ± ± ± 20 különösen sok neutrínót detektáltak. Ezeknek a neutrínóknak az energiája a 6 MeV < E < 40 MeV tartományba esett. A Kamiokande azt is meg tudta állapítani, hogy az adott neutrínók milyen irányból érkeztek. Az irány megegyezett a szupernova felé mutató iránnyal. A SN1987A szupernova 1987 február 23.-án egy szupernovát észleltek a Nagy Magellán Felhőben (7 36 UT). A Nagy Magellán Felhő a mi galaxisunknak, a Tejútnak, egy szatelit galaxisa. Ez a szupernova tőlünk csupán l/c = fényévre volt (l = cm). A nagy szerencse abban állt, hogy két nagy földalatti neutrínó-detektor is működött a megfelelő időpontban. A szupernova észlelése után átvizsgálták a Kamiokande és az IMB (Irvine - Michigan - Brookhaven) detektor mérési adatait és azt találták, hogy a szupernova vizuális észlelése előtt kb. három órával a detektorok az átlagos értéknél (napi egy kettő) lényegesen több neutrínót ( tíz másod percen belül 12, illetve 8) detektáltak. Így a mérési eredmények igazolták az elméletet, amely szerint egy szupernovában hatalmas mennyiségű neutrínó keletkezik rövid időn belül. A Kamiokande azt is meg tudta állapítani, hogy az adott neutrínók milyen 68

69 irányból érkeztek. Az irány megegyezett a szupernova felé mutató iránnyal. A neutrínók által elvitt teljes energia erg, ez egyenlő a csillag gravitációs kötési energiájával. 1) A neutrínók első áradata deleptonizációs: e + p n + ν e folyamatban keletkezik kb. és 100 msec-ig tart. Ezek a neutrínók nagy energiával rendelkeznek. 2) A következő lépésben mindenféle neutrínó keletkezik (15 MeV < E < 20 MeV). A szupernovaneutrínók fajtái Csillagfejlődés korai szakasza. (Early burning state) A csillafejlődés elején amikor hidrogénből alacsony rendszámú elemek keletkeznek, akkor a pp-lánc és a CNO-ciklus dominál. A csillagfejlődés késői szakasza (Late burning state) Urca Process (N, P ) + e (N + 1, P 1) + ν e nuclear electron capture (N + 1, P 1) (N, P ) + e + ν e nuclear beta decay Core Collapse ( 1 sec) 10 7 g/cm g/cm km 20 km Amikor a szilikon is elfogy akkor a csillag magját a gravitáció 1 másodperc alatt összeroppantja. Ebben két folyamat segiti a gravitációt: Amikor a belső hőmérséklet eléri a K értéket, akkor ez egy fotonra eső átlagos energia eléri a 0.5 MeV-et. Az ilyen energiájú fotonok a vas atomokat hélium atomokká bontják szét. Így a gravitáció héliumatomokká bontja a vasatomokat, amelyeket héliumatomokból hozott létre a fúzió. A sűrűség > g/cm 3 értéke esetén ún. Exotic State (exotikus állapot) jön létre. A nagy nyomás miatt az elektronok nem az átlagenergia körül oszlanak el, hanem a legkisebb energiaszintől elkezdve folyamatosan töltik be az egyre nagyobb energiaszinteket. Így lesznek olyan elektronok, amelyeknek az energiája meghaladja a 2.25 MeV értéket, amely az elektronbefogáshoz szükséges. e + p n + ν e electron capture (deleptonization) Heating and cooling 69

70 Cooling (40-50 km) p + e n + ν e n + e + p + ν e e + e + ν + ν Heating ( km) n + ν e p + e p + ν e n + e + ν + e +/ ν + e +/ Kamiokande II Ezt a kisérletet eredetileg a proton bomlásának mérésére tervezték (KamiokaNDE Kamioka Nucleon Decay Experiment). A feladata az anyag stabilitásának vizsgálata volt. A Kamioka cinkbánya a Japán Alpokban található. A kisérlet 1000 méterre van a föld felszine alatt (2700 m.w.e.) Ez egy Cserenkov-detektor, amelynek a céltárgya víz (2142(680) tonna). Ebben a mennyiségben ( ) elektron van. A vízben neutrínó elektron szórás megy végbe: ν e + e ν e + e, E th = 9 MeV. A detektor méretei: h=16.0 m, d=15.6 m, V=3058 m 3, in PMT, 20% coverage ben kezdte mérni a napneutrínókat, miután arra alkalmassá tették. A detektort 1982-ben kezdték el építeni és 1983-ban fejezték be ben kezdték meg a detektor átépítését a kozmikus neutrínók megfigyelésére ban figyelték meg a Napból jövő neutrínók irányát. A detektor méri a neutrínók energiáját és a beérkezésük irányát. Detektálta a neutrínókat az SN1987A szupernovától, amely a Nagy Magellánfelhőben ragyogott fel 1987 februárjában. A napneutrínók mért fluxusa: Φ mért Φ jósolt = 0.45 ± A jósolt napneutrínó-események száma: 0.3 napneutrínó/1 nap/680 tonna. 70

71 Fizikai Nobel-díj a neutrínó- és röntgencsillagászatért október 21. A múlt évszázad közepéig a csillagászok kizárólag a látható fény segítségével szereztek információt az égitestekről és a világmindenségről. A 2002-évi fizikai Nobel-díjat olyan tudósoknak itélték oda, akik új módszereket vezettek be a csillagászatban, a neutrínókat 17 és a röntgensugárzást 18 használták fel a világmindenség tanulmányozásához és ezzel két új ablakot nyitottak ki a világmindenségre. Raymond Davis Jr. és Masatoshi Koshiba a Nobel-díj felét kapták megosztva a kozmikus neutrínók méréséért. A Nobel-díj másik felét Riccardo Giacconi kapta a röntgensugárzás kozmikus forrásainak felfedezésénél játszott úttörő szerepéért. Wolfgang Pauli 1930-ban azért, hogy megőrizze az energia megmaradását egy reakcióban, amelyet β-bomlásnak 19 neveznek feltételezte, hogy léteznek rejtélyes részecskék a neutrínók, amelyek az anyaggal olyan gyengén hatnak kölcsön, hogy nagyon nehéz a detektálni őket (W. Pauli: Nobel-díj, 1945). Olyan nehéz detektálni őket, hogy a fetételezésüktől számítva több mint 25 év telt el addig, amig Fred Reines és Clyde Cowan Jr. kisérletileg ki tudták mutatni, hogy valóban léteznek (F. Reines: Nobel-díj, 1995). Az 1930-as évek végén megalkották azt az elméletet, amely szerint a Nap belsejében termonukleáris reakciók mennek végbe és ezek a reakciók termelik azt a hatalmas mennyiségű energiát, amelyet a Nap szétsugároz. Ezekben a reakciókban hidrogénből ( 1 H) hélium ( 4 He) keletkezik. A Nap által szétsugárzott energiának köszönhetjük többek között azt, hogy a Földön kialakult az élet. Ezekben a 17 A neutrínók parányi semleges részecskék, amelyek az anyaggal, a gravitációs kölcsönhatáson kívül, csak a gyenge kölcsönhatás útján hatnak kölcsön. Négy különböző kölcsönhatás létezik: az erős, az elektromágneses, a gyenge és a gravitációs. A neutrínó név, amely olaszul kis semleges részecskét jelent, E. Fermitöl származik. A neutrínóknak nincs tömegük, vagy ha van, akkor az nagyon kicsi. Három elektromosan töltött lepton létezik: az elektron (e ) és a hozzá hasonló, de nála nehezebb müon (µ ) és a tau (τ ). Az elektromosan töltött leptonok három kölcsönhatásában vesznek részt (elektromágneses, gyenge és gravitációs), de nem vesznek részt az erős kölcsönhatásban. Minden töltött leptonhoz tartozik egy elektromosan semleges lepton, egy neutrínó: az eleltronhoz az elektronneutrínó (ν e ), a müonhoz a müonneutrínó (ν µ ), a tauhoz pedig a tauneutrínó (ν τ ). 18 A röntgensugárzás, vagy X-sugárzás elektromágneses sugárzás, melynek hullámhossza a m 10 4 m tartományba esik. Ezt a sugárzást 1895-ben Wilhelm Conrad Röntgen fedezte fel (W. C. Röntgen: Nobel-díj, 1901 Ez volt az első Nobel-díj). 19 A β-bomlásba keletkezik egy elektron (e β-sugárzás), egy antielektronneutrínó ( ν e ) és egy atommag, amelynek a rendszáma eggyel magasabb (egy pozitív töltéssel több töltése van), mint a reakció előtti atommagnak: (N, P ) (N 1, P + 1) + e + ν e, ahol N a neutronok száma P pedig a protonok száma. A β-bomlásra példa a szabad neutron bomlása: n p + e + ν e, ahol n a neutront, p a protont, e az elektront és ν e az antielektronneutrínót jelöli. 71

72 termonukleáris reakciókban több helyen neutrínók keletkeznek. Bruno Pontecorvo olasz származású fizikus 1945-ben azt állította, hogy klórt tartalmazó anyagot lehet használni a Napból a Földre érkező neutrínók, az ún. napneutrínók kimutatásához (ν e + 37 Cl 37 Ar + e, ahol az 37 Ar radioaktív és a felezési ideje 35 nap). Neutrínócsillagászat Raymond Davis Jr. vezetésével valósították meg azt a kisérletet, amely először detektálta a napneutrínókat. A detektorban 600 tonna klórt tartalmazó közönséges tisztítófolyadék volt. Ez a detektor 30 év alatt kb olyan eseményt detektált, amelyet a Napból érkező neutrínók okoztak. M. Koshiba volt a vezetője annak a kutatói csoportnak, akik egy hatalmas detektort (Kamiokande) építettek a Kamioka bányában a japán Alpokban. Ez a detektor 2142 tonna nagyon tiszta vizet tartalmazott. A detektorral végzett mérésekkel igazolták R. Davis Jr. mérési eredményeit. Ez a detektor meg tudta határozni azt az irányt, ahonnan a neutrínók érkeztek, így direkt bizonyítékot adott arról, hogy a neutrínók a Nap felől érkeztek ben nagy szerncséje volt ennek a kutatói csoportnak február 23.-án neutrínókat detektáltak egy a Nagy Magellán Felhőben felragyogó szupernovától 20 (SN 1987A). Hogy milyen nehéz a neutrínókat detektálni arra példa ez az eset, amikor a szupernóvában keletkezett neutrínók közül = neutrínó haladt át a detektoron és ezek közül csupán 12-t észlelt a detektor. Ezek a mérések igazolták azt, hogy a Napban és a csillagokban termonukleáris reakciók mennek végbe és nagyban segítettek abban, hogy ezeket a folyamatokat jobban megértsük. M. Koshiba és munkatársai megépítették a Super-Kamiokande detektort, amelyben tonna tiszta víz van és fotoelektron-sokszorozó figyeli a detektorban bekövetkező eseményeket. Ennek a detektornak a mérései adták az első megbízható bizonyítékot arra, hogy a természetben megvalósul a neutrínó-oszcilláció jelensége, azaz a különböző típusú neutrínók át tudnak egymásba alakulni. Ez a fizikai jelenség az elmélet alapján akkor jön létre, ha valamelyik neutrínónak zérustól eltérő véges tömege van. Így a kozmikus neutrínók mérése alapján a három különböző típusú neutrínó közül legalább egynek zérusnál nagyobb tömege van. 20 A szupernova olyan változócsillag, amelynek fényessége hirtelen (néhány nap alatt) sokmilliószorosára nő, olyan fényessé válik mint egy galaxis. Egy galaxisban kb csillag van. Amikor egy nagytömegű csillag meghal, az nem békésen hanem az Univerzumban ismert legnagyobb robbanásban megy végbe. A csillagászok ezt a csillagrobbanást szupernovának nevezik. A csillagrobbanásban olyan folyamatok mennek végbe, amelyekben rengeteg neutrínó keletkezik. A csillagászok a szupernovákat két csoportba sorolják. I. és II. típusú szupernovát különböztetnek meg. A II. típusú szupernova akkor keletkezik, amikor egy csillag amelynek a tömege 8 naptömegnél nagyobb, elhasználta nukleáris fűtőanyagát és így nem képes ellenálni a gravitációs vonzásnak, amely hatására összeroppan. Az eredeti csillagból egy neutroncsillag, vagy egy feketelyuk keletkezik és közben egy hatalmas robbanásban a csillag külső része szétszóródik a csillag körüli térbe. Az I. típusú szupernovák kettőscsillagokból keletkeznek. A kettőscsillag egyik csillaga folyamatosan elszívja a másik csillag anyagát és amikor a csillag tömege eléri a kritikustömeget, akkor bekövetkezik a robbanás. Ezeknek a szupernováknak közel azonos a fénykibocsátásuk, így távolságmérésre használják őket. 72

73 Röntgencsillagászat A Nap és más csillagok különböző hullámhosszúságú elektromágneses sugárzást bocsátanak ki. A hullámhossztól függően ez az elektromágneses sugárzás lehet például látható fény vagy láthatatlan röntgensugárzás, amelyet W. C. Röntgen, a sugárzás felfedezője, X-sugárzásnak nevezett el. Ezeket a kozmikus X- sugarakat az atmoszféra elnyeli. Ezért azokat a berendezéseket, amelyek ezt a sugárzást mérik, az atmoszférán kivülre kell helyezni. Ez a magyarázata annak, hogy jóllehet a röntgensugárzást közvetlenül a felfedezése után már alkalmazták az orvostudományban, néhány év elmultával az anyag tanulmányozásának nékülözhetetlen eszközévé vált, majdnem egy évszázadot kellet várni ahhoz, hogy alkalmazzák az űrkutatásban. R. Giacconi és munkatársai fejlesztették ki az első röntgentávcsövet. R. Giacconi olyan mérőberendezéseket épített, amelyek a Naprendszeren kivülről mérték az X-sugárzást ben R. Giacconi a Naprendszeren kivüli X-sugárforrást fedezett fel. R. Giacconi kezdeményezésére helyeztek röntgentávcsöveket a világűrbe, amelyekkel feltérképezték az égboltot (Uhuru, 1970; Eistein X-ray Observatory, 1978; Chandra, 1999 stb). Az X-sugárzás a világűrben olyan helyeken jön létre, ahol erős gravitációs tér van, ahol hatalmas robbanások mennek végbe, ahol nagyon magas hőmérséklet van stb. Vannak például olyan kettőscsillagok, ahol az egyik csillag szupernova-robbanáskor keletkező neutroncsillag 21. A neutroncsillag erős gravitációs tere folyamatosan elszívja a másik csillag anyagát. Az elszívott anyag a neutroncsillag felszínébe csapódva lefékeződik és X-sugárzást bocsát ki. Tycho Brahe dán csillagász 1572-ben a Kassziopeia csillagképben megfigyelt egy szupernovát (Cassiopeia A). R. Giacconi kezdeményezte a Chandra műhold elkészítését, amelyet 1999-ben bocsátottak fel. Ez a műhold szenzációsan éles felvételeket készített a szupernova maradványairól egy röntgenteleszkóppal. A röntgenképeken természetesen csak különböző sugárintenzitások vannak. Ezeket a különböző intenzitásokat szokták különböző szinekkel megjeleníteni a látványosság kedvéért. Herbert Friedman egy V-2 rakétával fellőt műszerrel mérte a napkorona X- sugárzását. A röntgencsillagászat a napkorona tanulmányozásával kezdődött, majd kiterjedt a Naprendszeren kívüli térségekre. Ezek a kutatások nagyon fontos ismereteket szereztek a csillagok fejlődéséről, a szupernovákról, a neutroncsillagokról, a kettőscsillagokról, a feketelyukakról, a világmindenségben található háttér X-sugárzásról, stb. A röntgencsillagászat bevezetésénél H. Friedman, Bruno Rossi és R. Giacconi, akik közül ma már csak R. Giacconi él, játszottak döntő szerepet. R. Giacconi kezdeményezte és fejlesztette ki az első X-sugárzást mérő űrszondát és az első X- sugárzást mérő teleszkópot és úttörő felfedezéseket tett ezekkel a műszertekkel. 21 A neutroncsillag szupernovában keletkezik és átmérője kb. 20 km, a tömege pedig több naptömeggel egyenlő. Egy szupernova belsejében olyan nagy nyomás alakul ki, hogy ez összepréseli az atomban lévő protonokat és elektronokat, amikből neutronok keletkeznek, így ennek a csillagnak az anyaga túlnyómóan neutronokból áll. 73

74 A kozmikus sugárzás A kozmoszból energikus részecskék érik el a Földet. Ez a sugárzás főleg protonokból áll, de megtalálhatók benne nehezebb atommagok a nikkellel bezárólag. Semleges részecskéket is, neutrínókat és fotonokat is találunk benne. Ezt a sugárzást nevezik elsődleges sugárzásnak. A részecskék energiája ev tartományba esik. Az elsődleges sugárzás az atmoszféra oxigén és nitrogén atommagjaival ütközik, kb km magaságban. Ezekben és az ezt követő ütközésekben sok részecske keletkezik. Ezek a részecskék képezik a másodlagos sugárzást. Az esődleges részecske nagyszámú részecskéket képes létrehozni, ezt nevezik zápornak. Az áthatoló záporok főleg müonok, amelyek pionok bomlásában keletkeznek: π + µ + +ν, π µ +ν. A kozmikus sugárzás intenzitása a Föld felszínén 1 részecske négyzetcentiméterenként és percenként: ev 1 m 2 s ev 1 m 2 yr ev 1 km 2 yr ev 1 km 2 century 1 A Föld felszinén a kozmikus müonok intenzitása: 1 cm 2 -en keresztül percenként, átlagosan 1.7 müon halad át. A kozmikus sugárzás eredete rejtély mind a mai napig ev-ig a kozmikussugárzás szupernovákban keletkezik. A nagyenergiájú kozmikus sugárzás lehetséges forrásai között szerepelnek az aktív galaxismagok (AGN), amelyeknek a közepén egy szupernehéz ( 10 8 naptömeg) feketelyuk található. Ezekből a galaxisokból több ezer fényév kiterjadésű jet-struktúra indul ki. Egy másik lehetséges forrás lehet olyan objektum, amelyeknél gamma sugárzási kitöréseketb figyelnek meg. A ev fölötti kozmikus sugárzás a galaxison kívül keletkezik ev felett azt várjuk, hogy a 2.7 K mikrohullámú háttérsugárzással történő kölcsönhatás miatt a részecskék száma erősen csökken. Victor Hess 1912-ben fedezi fel a kozmikus sugárzást, ezért 1936-ban Nobel-díjat kapott. Mind a mai napig nem ismerjük ennek a sugárzásnak a forrását ev energiájú kozmikus részecske által keltett záporban részecske keletkezik, a zápor kiterjedése a Föld felszínén elérheti az 50 km 2 nagyságot. Az eddig megfigyelt legnagyobb energiájú kozmikus részecske energiája ev (48 Joule) volt. 74

75 Kozmikus neutrínók Úgy képzeljük, hogy a nagyenergiájú kozmikus neutrínók a galaxisunkon kivül keletkeznek. Az eddig megfigyelt legnagyobb energiával rendelkező kozmikus részecske energiája ev (48 Joule) volt. A mikor a nagyenergiájú protonok kölcsönhatnak a Big Bang-ben keletkezett mikrohullámú háttérsugárzással, akkor fotonok és mezonok keletkeznek. A mezonok bomlásakor nagyenergiájú neutrínók is keletkeznek. Amikor a neutrínó kölcsönhat az anyaggal, akkor vagy változatlanul mint neutrínó halad tovább (semleges árammal végbemenő kólcsönhatás), vagy a megfelelő elektromosan töltött részecske keletkezik és az halad tovább (töltött árammal végbemenő kölcsönhatás). Az elektronneutrínó elektront, a müonneutrínó müont és a tauneutrínó taut hoz létre. Amikor egy nagyenergiájú neutrínó töltött részecskét hoz létre, akkor a töltött részecske jó közelítésben a neutrínó haladási irányában halad tovább. Kis- és nagyenergiájú neutríniók Ez a meghatározás lényegében önkényes. Néhány MeV-es neutrínókat alacsonyenergiájú neutrínóknak, a néhány GeV-nél nagyobb energiájú neutrínókat nagyenergiájú neutrínóknak nevezik. A GZK-neutrínók A nagyenergíájú kozmikus részecskék forrására különböző feltételezések léteznek. Ezek között szerepelnek az aktív galaxismagok (AGN), amelyek centrumában egy szupernehéz ( 10 9 naptömeg) feketelyuk található. A nagyenergiájú ún. GZKneutrínók (Greisen, Zatsepin, Kuzmin) 75

76 Atmoszférikusneutrínók A nagyenergiájú kozmikusrészecskék, főleg protonok, ütközve az atmoszféra felső rétegeiben ( 30km) található atommagokkal nagyenergiájú pionokat hoznak létre. A pionokból végül müon- és elektronneutrínók keletkeznek: π + µ + + ν µ µ + e + + ν e + ν µ π µ + ν µ µ e + ν e + ν µ Két müonneutrínó (ν µ és ν µ ) és egy elektronneutrínó (ν e vagy ν e ) keletkezik. Ezek alapján: N νµ N νe = 2 értéket várunk. A mértértéknek és a vártértéknek az eltérését a müonneutrínóknak oszcillációjával (ν µ ν τ ) magyarázhatjuk. Az atmoszférikusneutrínók fluxusa nagyságrendekkel kisebb, mint a napneutrínók fluxusa, azonban az energiájuk nagyobb ( 100 MeV < E < 10 GeV) és így nagyobb a hatáskeresztmetszetük, nagyobb valószínűséggel hatnak kölcsön. Az elég nagy energiával rendelkező kozmikussugárzás eloszlása, amely képes az atmoszférikus neutrínókat létrehozni (> 10 9 ev) izotróp. Ezért a Föld atmoszférájában keletkező neutrínók is hasonló módon keletkeznek a Föld minden pontján. 76

77 Super Kamiokande (SK) Ez a kisérlet a Kamioka cinkbányában a Japán Alpokban található. A kisérlet 2000 láb (609,6 m) mélyen van a föld felszine alatt. Ez egy Cserenkov-detektor, amelynek a céltárgya víz (50000(32000) tonna). Ebben a mennyiségben 1, elektron van. A vízben neutrínó elektron szórás megy végbe: ν e + e ν e + e, E th = 9 MeV. ν µ + e ν µ + e. A víz egy duplafalú, hengeralakú rozsdamentes acélból készült tartályban van, amelynek belső felületén darab 20 inch (50.8 cm) átmérőjű fotoelektronsokszorozó figyeli a tartályban bekövetkező eseményeket. A hengeralakú detektor méretei: d = 39,3 m, h = 41,4 m, V = 5, m 3 FV = 22,5 kt ban kezdett mérni. Az tonna vízben 3, szabad proton (H atom) van. A kisérlet eredményei: Mérték a kozmikus sugárzás hatására az atmoszférában keletkező ν µ müonneutrínókat ben a SK együttműködés nyilvánosságra hozta a detektált ν µ -k száma függ a zenith 22 szögtől, a Föld anyagában megtett úttól. Lentről kevesebbet detektáltak mint fentről. Az elektrosztatika törvényeivel analog módon, ha nincs neutrínó-oszcilláció, akkor a lentről jövő ν µ -k számának meg kell egyezni a fentről jövő ν µ -k számával. A mérési eredmények alapján azt találták, hogy két kölönböző neutrínó tömegkülönbsége: m = 0, 07 ± 0, 04 ev/c 2, ami az elektron tömegének (511 kev/c 2 ) tízmilliomod része. A detektor 1996 április elsejétől naponta átlagosan 5,5 érdekes eseményt mér (5, 5 µ esemény/1 nap/32000 tonna). Mérési eredmények Az atmoszférikusneutrínók, egyformán keletkeznek a Föld atmoszférájában a Föld minden pontján. Ezt figyelembevéve, ha a neutrínók változatlanul maradnak áthaladva a Földön, akkor a Föld bármely belső pontjában a fentről jövő neutrínók számának meg kell egyezni a lentről jövő neutrínók számával. Hasonló a helyzet az elektromosan töltött gömb esetéhez: q 2 q 1 = A 2 A 1 = r2 2 r 2 1 q 2 = r2 2 q r Zenit: a függőon egyenesénk az egbeli metszéspontja, amely a látóhatárunk felé esik, ellentétele a nadír. 77

78 E 2 1 r2 2 1 q 1 r1 2 E 1 = q 2 = r2 2 1 q r1 2 1 r2 2 1 q 1 r1 2 = q 1 r 2 1 q 1 r 2 1 = 1. Azatmoszférikusneutrínók esetében hasonló a helyzet ben a SK együttműködés nyilvánosságra hozta a különböző típusú nwutrínók zenitszög eloszlását. Ebből kiderült, hogy a felfelé haladó ν µ müonneutrínmó eloszlása szignifikásan eltér az elméletileg jósolt értéktől. A ν e elektroneutrínók esetében egyezést találunk. 78

79 Nagyenergiás csillagászat A nagyenergiás csillagászat a világűrből érkező nagyenergiás részecskék mérésével tanulmányozza a csillagok világát. Az Tejúton kívül Univerzum távoli részein találunk rejtélyes objektumokat, amelyek nagyenergiájú részecskéket bocsátanak ki. Ilyen objektumok az aktív galaxis magok (Active Galactic Nucleus AGN) és a gamma-sugárzás források (Gamma-Ray Burster GRB). Az AGN valószínűleg olyan galaxis, amelyben nagytömegű feketelyuk van a galaxis közepéhez közel A feketelyuk tömege elérheti a 10 9 naptömeget. A GRB egy rejtélyes objektum, amely negyenergiájú gamma-sugarakat lövel ki. Ezek valószínűleg hypernovák (hatalmas szupernovák). Ezek a legenergikusabb események, amelyeket megfigyeltek az Univerzumban. Nagyon távol vannak tőlünk (10 9 fényévre). A GRB a másodperc töredékétől egészen 100 másodperc hosszú impulusokat bocsát ki. A kozmikus sugárzásban megfigyeltek részecskéket, amelyeknek az energiája elérte a ev energiát. Ez kb. 50 Joule, ami valamivel több energia, mint ami 5 kg 1 m magasra emeléséhez szükséges. A neutrínók energia spektruma eléri ennek az energiának néhány százalékát. Az LHC szupravezető mágneseit felhasználva, ha egy olyan gyorsítót szeretnénk építeni, amely a protonokat ilyen energiára gyorsítaná, akkor a gyorsító kerülete nagyobb lenne mint a Föld pályája a Nap körül. Ahol nagyenergiájú kozmikus sugárzás keletkezik, ott a részecskék bomlása következtében nagyenergiájú kozmikusneutrínók is keletkeznek. Nagyenergiás neutrínó-csillagászat A neutrínók nagyon alkalmas szondarészecskék a nagyenergiás részecskéket kibocsátó csillagászati objektumok tanulmányozásához. Ennek az a magyarázata, hogy az anyaggal csak gyengén hatnak kölcsön. Így a keletkezési helyüktől egyenes vonalban érkeznek meg a detektorhoz, megőrizve az információt a keletkezésük körülményeiről (impulzus, energia, a keletkezési helyükhöz mutató irány). A csillagközi térben található anyag alig abszorbeálja őket. Más szondarészecskéket az anyag abszorbeál. Az elektromosan töltött részecskéket eltérítik a csillagközi térben található mágneses mezők. A fotonok is egyenes vonalban haladnak, azonban 10 TeV energia felett a hatótávolságukat erősen korlátozza, hogy az Univerzumban található mikrohullámú háttérsugárzással kölcsönhatva e + e párokat hoznak létre. Megfigyeltek ev energiájú kozmikus sugárzást. A kozmikus neutrínók energiája eléri ennek az energiának egy-két százalékát. Nagyenergiás neutrínóforrások lehetnek a galaxison belül (szupernovák maradványai, és mikro quazárok), a galaxison kivüli források lehetnek az AGN-ek és GBR-ek. Az AGN-től, például ev < E < ev energiájú neutrínókat várunk. Megfigyeltek olyan kozmikus sugárzást, amelynek az energiája elérte a ev ev energiát. Ez annyit jelent, hogy kell létezni olyan kozmikusneutrínóknak, amelyeknek az energiája nagyobb, mint 1 TeV. A protonok a mikrohullámú háttérsugárzás fotonjaival kölcsönhatva mezonokat hoznak létre, amelyek bomlásában nagyenergiájú neutrínók is keletkeznek. 79

80 A nagyenergiájú neutrínók detektálása Nagyon kicsi a valószínűsége annak, hogy a neutrínók kölcsönhatnak az anyaggal. A neutrínó-kölcsönhatások számát úgy tudjuk megnövelni, ha a detektorban több anyagot használunk. A detektor árát viszont úgy lehet csökkenteni, ha olyan anyagot használunk, amely nagy mennyiségben áll rendelkezésre a természetben, mint például a víz vagy a jég. Így a természetben található vízbe vagy jégbe érzékelőket helyeznek, meghatározott séma szerint, amelyek érzékelik a Cserenkov-sugárzást, amelyet olyan elektromosan töltött részecskék hoznak létre, amelyek gyorsabban mozognak a közegben mint a fény. A neutrínó-események mérését zavarja a kozmikus sugárzás, ezért ezeket a detektorokat vastag anyagréteggel ( 1 km vastag vízzel vagy jéggel) védik a kozmikus sugárzás ellen. Csak olyan eseményeket fogadnak el neutrınókölcsönhatásként, amelyek a Föld túlsó oldaláról érkeznek, áthaladva a Földön. Amikor egy neutrínó kölcsönhat az anyaggal, akkor a kölcsönhatás után, vagy mint neutrínó folytatja útját (kölcsönhatás a semleges áram közvetítésével), vagy a megfelelő töltött leptonná változik (kölcsönhatás a töltött áram közvetísével) és mint töltött lepton folytatja útját. Nagyenergiájú neutrínó esetén a töltött lepton jóközelítésben megőrzi a a neutrínó haladási irányát (néhány fokon belül). Az elektron néhány métert halad az anyagban, míg a müon nagy tömege miatt több kilométert is megtehet az energiájától függően. 80

81 Neutrínó-detektorok vízben és jégben M. Markov szovjet akadémikus egy konferencián, egy folyosói beszélgetésben felvetette, hogy a tenger vizét lehetne a detektor mérőanyagaként használni. Előzetes becslések alapján kb. egy köbkilométernyi víz vagy jég elegendő ahhoz, hogy nagyenergiájú neutrínókat (> 1 TeV) detektáljunk. Az 1 PeV energián keletkező müon kb. 20 km-t képes haladni a vízben. A TeV energiájú müonok esetében a felbontás 1. A forrás irányát különböző módszerekkel 0.01 pontossággal lehet meghatározni. Ezek a detektorok a Földön keresztül érkező neutrínókat detektálják. A Földet szűrőként használják a neutrínón kívüli részecskékkel szemben. Azok a müonok, amelyek lentről érkeznek neutrínó-kölcsönhatásokban keletkeznek. Neutrínó-detektorok vízben és jégben Exp Location Depth Medium Height Width No No (km) (m) (m) Strings Modules AMANDA Antarctica 1-2 ice (650) Baikal Siberia 1.1 lake a DUMAND Hwaii 4.8 ocean NESTOR Greece 3.7 sea b 168 IceCube Antarctica 1.45 ice (1) 4800(60) ANTARES France 2.5 sea a 1 module contains two photomultiplier tubes b 1 tower is equivalent to 7 strings A tengervízben az attenuációs hossz 50 m. PeV energián keletkező müon 20 km távolságot képes megtenni vízben. 1 -nál pontosabb felbontást lehet elérni. Statisztikai módszerekkel 0.01 pontosság is elérhető. Amikor a müonneutrínó kölcsönhat az anyaggal, akkor müpnná változik és rövid életű részecskék záporát hozza létre. A tau részecske esetében kettős zápor keletkezik (duble bang). Az eső akkor, amikor a tauneutrínó kölcsönhat és tau részecske keletkezik. Másodszor akkor, amikor a tau részecske kb. 100m megtétele után elbomlik. 81

82 Az IceCube 1 km 3 neutrínó teleszkóp Az IceCube neutrínó-observatóriumot azért építik a Déli-sarkon az US Amundsen Scott bázis 23 közelében, hogy 100 GeV-nél nagyobb energiával rendelkező neutrínókat detektáljon az Antarktisz 1 km 3 jegében. Az Antarktisz jege nagyon stabil és igen átlátszó. A fény abszorpciós úthossza > 250 m. A tengervízzel összehasonlíva a radioaktív szennyezettsége kicsi. A fényt viszont jobban szórja. Az előzetes becslések szerint egy köbkilométer víz vagy jég szükséges kozmikusneutrínók detektálásához (1Gt). Az IceCube olyan neutrínókat fog detektálni, amelyek elektronokat, müonokat és τ részecskéket fognak létrehozni az Anktarktisz jegében ev felett a ν τ -t az ún. duble bang jel alapján lehet azonosítani. (A τ kb. 100 métert tesz meg a vízben mielőtt elbomlik. A τ részecske kb. 100 m megtétele után elbomlik. A PeV energiájú müon több kilométert tesz meg a jégben. A töltött részecskék Cserenkov-sugárzást hoznak létre, amelyet érzékelők detektálnak. A Cserenkov-sugárzás több száz métert képes megtenni a jégben. Paraméterek(10/5/2006): > 100 GeV neutrínók US Amundsen - Scott South Pole Station, South Pole Déli-sark 1 km 3, 1 Gt jég, mélység 1450 m 2450 m -40 C, Abszorpciós hossz > 250 m 80(9) strings, 4800(540) Digital Optic Module (DOM), PM ( = 25 cm) IceTop (1 km 2 ) 160(32) surface tanks to observ airshowers, 2 DOMs in each tank Műholdas kapcsolat az északi félgömbbel $ (est.) Az elkészülés éve: 2010 A modellszámítások alapján az IceCube obszervatórium évenkén jónéhány eseményt fog detektálni. 23 Amundsen Roland ( ) norvég sarkkutató dec. 14.-én érte el a Déli-sarkot. Scott Robert Falcon ( ) angol tengerésztiszt, sakkutató 1912 jan. 18-án érte el a Délisarkot márc. 29. v. 30.-án visszatérve a Déli-sarktól társaival egy nagy hóviharban életét veszti. 82

83 Még nagyobb detektorok (több ezer km 3 ) Az Antarktisz jegének felső néhány száz méterében a Föld tulsó oldalról érkező ν µ müonneutrínók kölcsönhatva a jégben müonokat hoznak letre. A nagyenergiájú müonok a jégen keresztül haladva a Cserenkov-sugárzáshoz hasonlóan koherens rádiohullámokat keltenek (Aszkarján-effektus), amelyet a Déli-sark körül 37 km magasan keringő tudományos léggömb, az ANITA (Antarctic Impuse Transient Array), lefelé irányuló antennáival detektál. Az első repülésre ben fog sor kerülni. Két további is terveznek ban és ben. A repülések időtartamát 30 napra tervezik. Az Antarktisz jejéből származó rádiófrekvenciás jelek megfigyelése (monitorozása) 40 km magasságból. A légáramlásnak következtében a léggömb a Déli-sark körül fog keringeni. A jégben a neutrínók által okozott kaszkádok erős elektromágneses jelet hoznak létre (elektromagnetic pulse EMP). Az Antartisz jege átlátszó a GHz frekvenciájú elektromágneses sugárzás számára. Az Antarktisz jege átváltoztatja a neutrínókat. A jégbe neutrínók érkeznek és a jégből rádióhullámok távoznak. A teleszkóp effektív területe: 1.5 Mkm 2. 83

84 Geoneutrino.tex, April 12, 2011 Földneutrínók (geoneutrínók) A földneutrínók anti-elektronneutrínók, amelyek a Föld belsejében található uránium és tórium bomlási sorok radioaktív izotópjainak β-bomlásakor keletkeznek októberében első esetben mérték a Föld belsejéből érkező földneutrínókat a KamLAND (Kamioka liquid scintillator antineutrino detector) földalatti neutrínódetektorral. A földneutrínók nagyon alkalmasak arra, hogy segítségükkel bepillantsunk a Föld belsejébe végbemenő folyamatokba. Honnan származik az az energia, amelyet a Föld szétsugároz? A nagyobb része ennek az energiának a Naptól származik (A napenergiát sugározza vissza a Föld). Ennek az energiának, azonban majdnem a fele a Föld belsejében keletkezik. Mi termeli a Föld belsejében a hőt? Ma ezt a hőmennyiséget 40 TW-ra becsüljük ( W). Összehasonlításképpen az USA átlagos energia fogyasztása W. A radioaktivitás is hozzájárul ehhez a hőtermeléshez, hogy mennyivel azt nehéz megmondani, mert eddig erre vonatkozóan nem voltak mérések. Eddig csak a szeizmikus hullámok és kémiai analízis segítségével tudták becsülni ezt a hőt. Az 238 U és 232 Th bomlási sorokban keletkező hőt 16 TW-ra becsülik. Ezeknél a méréseknél figyelembe kell venni a hátteret és azokat a neutrínókat, amelyek az atomreaktoroktól származnak. A szakemberek úgy gondolják, hogy idővel lehetséges lesz a Föld belsejéről háromdimenziós, a komputertomográfiás 24 felvételekhez hasonló képeket is készíteni. A földneutrínók segítségével megismerhetjük azt, hogy mennyi energia keletkezik a radioaktív bomlásokban, tökéletesítheti a tudásunkat a Föld héjszerkezetéről, annak mozgásáról (tektonikus mozgás), megismerhetjük a Föld mágneses terének eredetét, ellenőrizhetjük a geofizikai modelleket. A mérések jól egyeznek a modellek jóslataival. A Borexino előszőr megbízható módon mérte a földneutrínókat az inverz β-bomlás segítségével (2010). A mérési adatokban felfedezhető az antielektronneutrínók jele jóval a háttér felett azon a helyen ahol az uránium és tórium bomlási sorokban végbemenő β-bomlásoktól várjuk. A Borexino detektor több mint 3σ C.L. biztonsággal detektálta ezeket a neutrínókat, A mérés alapján a földneutrínók detektálási gyakorisága: (+5.8) 1.3( 3.2) esemény/(100 t év) 24 Komputertomográfia a test rétegeiről nagy felbontású képet készítő röntgenkészülék (Computed Tomography CT). A CT a hagyományos Röntgen átvilágitási technika továbbfejlesztése. A CT felvétel esetében vékony síkszerű röntgensugár-nyalábbal világítják át a vizsgált test egy szeletét. A test mögött, a sugárforrással szenben elhelyezett detektorok mérik az intenzitást. A sugárnyalábot és adetektort elforgatják ugyanebben a síkban és több irányból átvilágítják a testet. Az így mért intenzitás értékekből a számítógép megjeleníti a rétegekben elhelyezkedő részleteket. A számítógép a szeletek adataiból egy háromdimenziós képet készít ben Allan M. Cormack és Godfrey N. Hounsfield orvosi Nobel-díjat kaptak a számítógépes tomográfia kifejlesztéséért. 84

85 A pozitronok spektruma 2.6 MeV felett megfelel a 1000 km-es körzetben található atomreaktorok fluxusának. A reaktoroktól származó neutrínók mérése alapján C.L. biztonsággal kizárható az, hogy a neutrínó-oszcilláció nem létezik. A mérés alapján 95% C.L. biztonsággal kizárható az a feltételezés, hogy a Föld besejében 3TW tejesítménynél nagyobb georeaktor van. A földneutrínók detektálása Az organikus szcintillátorban a geoneutrínókat (anti-elektronneutínók) egy prompt jel és egy késleltetett jel segítségével lehet azonosítani. ν e + p e + + n MeV. A e + annihilációja adja a prompt jelet. A bejövő neutrínó energiaja az E ν = E mért MeV formula alapján lehet számolni. A uránium bomlási sor esetében ez (1.02, 2.50) MeV tartományba esik, a thorium bomlási sor esetében pedig (1.03, 1.47) MeV taetományba esik. A neutront lelassul asa után (thermalization) egy proton befogja és egy deutérium és egy gamma (2.22 MeV) keletkezik. A késleltetett jel, amelynek megjelenése a szintillátor összetételétől függ és a ( ) µs tartományba esik. A detektor nagy térfogate miatt az események 98 %-at detektálja. 85

86 KamLAND A KamLAND egy földalatti kisérlet, amely ritka eseményeket detektál. Ilyen események páldául az atomreaktorokból, vagy a Földben található radioaktív elemektől származó antielektronneutrínók, vagy az atmoszférikus neutrínók, vagy napneutrínók által okozott események. Ilyen esemény lehet még a nukleonbomlás. A mérési adatok minősége nagymértékben függ attól, hogy mennyire értjük meg a háttéreseményeket és mennyire tudjuk csökkenteni a számukat a vizsgálni kivánt eseményekhez viszonyítva. Első esetben mérték a Föld belsejéből érkező ún. geoneutrínókat a KamLAND 25 földalatti neutrínó-detektorral. A KamLAND megfigyelte, hogy az atomreaktorokból származó antielektronneutrínók számának csökkenését a várt értékhez képest. Ezt a neutrínó-oszcilláció egyik kisérleti igazolásaként tartják számon. Az 1 kt folyadészcintillátor egy 13 m átmérőjű átlátszó ballonban van. A ballon egy fémgömben van és a ballon és a fémgömb közötti részt egy bufferfolyadék tölti ki. Az 1800 fotoelektron-sokszorozót a fémgömb belső felületéhez rögzítették. A fémgömböt a Kamiokande II rozsdamentas acéltartályában helyezték el (d = 15.6 m, h = 16.0 m). A detektor központi részét több ezer tonna víz veszi körül. A víz többféle módon védi a detektor központi részét a radioaktív sugárzástól. Passzív módon abszorbeálja a kintről, az üreg falából jövő neutronokat. Aktív módon felismeri a detektorba érkező müonokat. 25 A Kamiokande II. detektort alakították át a KamLAND detektorrá (KamLAND Kamioka Liquid scintillator Anti-Neutrino Detector). A Kamiokande egy (d = 15.6 m, h = 16.0 m, V = 863 m 3 ) rozsdamentes acélból készült hengeralakú detektor volt 86

87 A jövő neutrínó-detektorai Next Generation of Nucleon Decay and Neutrino Detectors (NNN). Az elsőgenerációs nagytérfogatú detektorokat a protonbomlás detektálására tervezték. Ezeknek a kisérleteknek a mérési eredményei kizárták a minimális SU5 elméletet mint a Nagyegyesítési Elmélet (Grand Unified Theories GUT) lehetséges változatát. A nagyegyesítési elméletek egy fontos paramétere a proton bomlásideje. Az új megatonnás detektorok (1Mt = 10 6 t) két nagyságrenddel pontosabb értéket fognak adni a proton bomlásidejének alsó határára. Ezek a detektorok kiválóak lesznek a szupernóvák megfigyelésére is. Super Kamiokande 50 kt Large liquid-argon time-projection chamber (100 kt). nagyított változata. Ez az ICARUS egy Hyper Kamiokande 1.15 Mt (23 SK) Underground Nucleon Decay and Neutrino Observatory (UNO) US project 650 kt A Laboratoire Souterrain de Modane (LSM) 130 kilométerre van a CERN-től. Proton decay which has not been discovered is still the key to grand unified theoris. Large liquid-argon time-projection chamber (100 kt), a bold derivate of the ICARUS detector currently under preparation in LNGS. A Pontecorvo - Maki - Nakagava - Sacata (PMNS) mátrix írja le a leptonok keveredését, az oszcilláció mechanizmusát. Ennek a pontosabb meghatározásához új nagyobb méretű detektorokra lesz szükség. 87

88 Sötét anyag (Dark Matter) A csillagászok kezdetben megfigyelték és leírták az égitestek mozgását. Később a gravitáció törvényének felfedezése után azt próbálták megérteni, hogy a gravitáció hogyan hat az égitestek mozgására. A Neptunus bolygó felfedezése Egy francia csillagász (Urbain J.J. Leverrier, ) és egy angol matematikus (John C. Adams, ) vizsgálta a nem rég felfedezett Uránus bolygó pályáját. Arra a következtetésre jutottak, hogy a valóságos pálya eltér az elméletileg számított pályától. Úgy gondolták, hogy a valódi pálya eltérését az elméletileg számított pályától egy addig ismeretlen bolygó okozhatta. Leverrier 1846-ban kiszámította a feltételezett bolygó helyzetét és a számítás eredményét elküldte Berlinbe Johann Gallénak ( ), aki másnap a megjósolt helytől 1 eltéréssel megtalálta a Neptunus bolygót. Hasonló a helyzet a sötét anyag (dark matter) esetében. A sötét anyagot nem látjuk a hagyományos módon, a sötét anyag nem bocsát ki elektromágneses sugárzást és hat az elektromágneses sugárzásra, nem abszorbeálja és nem téríti el. A csillagok látható fényt bocsátanak ki. A csillagok között található porfelhőket látjuk, mert fényt nyelnek el. A fekete lyukakat, pédául észlelni tudjuk, mivel amikor elnyelnek anyagot, akkor γ részecskék keletkeznek. A csillagok eloszlásából és mozgásából arra lehet következtetni, hogy az Univerzumban a látható anyag mellett jelentős mennyiségű olyan anyag is van, amelyet nem látunk, ugyanis a látható anyag által létrehozott gravitációnál erősebbre van ahhoz szükség, hogy a megfigyelt eloszlások, struktúrák és mozgások kialakuljanak ban Fritz Zwicky tanulmányozta a Coma cluster mozgását és arra a felismerésre jutott, hogy a látható anyag gravitációs tere nem lenne képer összetertani a cluster galaxisait. Ezért feltételezte, hogy a clusterben olyan anyagnak is kell lennie, amelyet nem látunk. A lathatatlan anyagot dark matternek, sötét anyagnak nevezte el. A sötét anyaggal kapcsolatos problémák: Mi képezi a sötét anyagot? Mennyi van belőle? (M/L - minden anyag/látható anyag) Milyen az eloszlása? Massive Neutrinos It is natural to speculate what the impact on physics would be if neutrinos were in fact massive. As for as our everyday world is concerned, there would be almost no effect at all: nuclei would still undergo β-decay, elements would be still transmute, and stars would still boil inside and explode bacause of neutrino heating. Solar and atmospheric neutrinos would be still be missing, althoug physicists would be fairly certain as to where they went. Turning to the Universe, however, massive neutrinos could effect a radical transformation. Next to the ubiquitous photons that compose the cosmic microwave 88

89 bacground radiation (the radiation that permeates the Universe), neutrinos are the second-most-abundannt particle species. Were they to have even a small mass, it would lead to profound consequences for the evolution of the Universe. Here we explore the possible impact that neutrinos with mass would have on three central issues in modern cosmology, the dinamics of the Universe, structure formation, and dark matter. A kozmológia az Univerzum fejlődését és szerkezetét vizsgáló tudomány. A kozmológia tanulmányozza az Univerzum keletkezését, fejlődését és végső sorsát. Cosmology is the science of the evolution and structure of the Universe. The concernes of cosmology include the birth of the Universe, its present age, and its ultimate fate. Some of the most pressing questions of current interest relate to the material make-up of the Universe: How much mass is present? Wath is it made of? How is massdistributed in space and how did it get there? A massive neutrino might well play a key role in the solution of these puzzles. A sötét anyagtól származó neutrínók A galaxisok és galaxisok csoportulásai gyakran úgy forognak, mintha lényegesen több anyagot tartalmaznának, mint amit a hagyományos műszerekkel ki lehet mutatni. Ha csak a látható anyagot vesszük figyelembe, akkor ezek a gyorsan forgó objektumok nem lennének képesek összetartani a bennük található anyagot. A nemlátható anyagot sötét anyagnak nevezik. WIMP weakly interacting massive particle. Ezek a részecskék az ősrobbanásban keletkeztek ugyanúgy mint a többi részecskék. Ezek a részecskék a Föld vagy a Nap közepében a gravitáció csapdájába eshetnek. Ezek között a részecskék között is létezik az annihiláció, melynek során közönséges részecskék és köztük neutrínók is keletkezhetnek. Ezeknek a neutrínóknak az energiája nagyobb, mint a fúziós reakciókban keletkező neutrínóké ( GeV). Így ezeket a helyeket figyelve, ha van ilyen, akkor meg lehet figyelni ezeknek a részecskéknek az annihilációját. 89

90 Irodalom [1] [2] [3] prize en.html [4] [5] [6] [7] [8] Mikrovilág, Természet Világa, különszám, 131. évf március. [9] Manno István, A napneutrínók, Természet Világa, , 127. évf. 4. sz [10] Manno István, Csendes fizika, Természet Világa, , 127. évf. 10. sz [11] Manno István, A Borexino-kisérlet, Természet Világa, 59-61, 128. évf. 2. sz [12] Manno István, LHC A Nagy Hadron Ütköztető, Természet Világa, , 130. évf. 5. sz [13] Manno István, Fizikai Nobel-díj neutrínó- és röntgencsillagászatért, Természet Világa, 16-17, 134. évf. 1. sz [14] Special Neutrino Issue, Beam Line, vol. 31, No. 3, [15] Celebrating the Neutrino, Los Alamos Science, Number 25, [16] Donald H. Menzel, Astronomy, Random House, New York,

91 Történelem Az elektromágnesség elmélete J. C. Maxwell Henri Becquerel felfedezi a rádióaktivitást Albert Einstein publikálja a speciális relativitás elméletét (E = mc 2 ) Victor F. Hess felfedezi a kozmikus sugárzást Sir Arthur Eddington: A Napban nukleáris reakciók mennek végbe Niels Bohr a β-bomlás magyarázátánál arra gondol, hogy az energia nem marad meg Wolfgang Pauli bevezeti a neutrínó hipotézisét azért, hogy a β- bomlásnál teljesüljön az energia, az impulzus és az impulzusmomentum megmaradása Enrico Fermi neutrínónak kereszteli W. Pauli kisérteties részecskéjét J. Chadwick felfedezi a neutront Enrico Fermi kidolgozza a β-bomlás elméletét Hans Albrecht Bethe és Rudolf Peierls kiszámítják a ν + p n + e + reakció hatáskeresztmetszetét (E ν = 2 MeV esetében cm 2 ). Meghatározták a neutrínó átlagos szabad úhosszát víben, amely nagyobb mint 1000 fényév. Ennek alapján azt álították, hogy nincs olyan gyakorlati módszer, amellyel a neutrínót kisérletileg ki lehet mutatni Müon (µ) felfedezése Karl Friedrich von Weizsäcker kidolgozza a CNO-ciklust (szén nitrogén oxigén) Hans Bethe et al. kidolgozzák a pp-láncot Bruno Pontecorvo azt javasolja, hogy 37 Cl targettel detektálják a ν e neutrínót A pion (π) felfedezése Frederick Reines és C. Cowan Jr. kisérletileg kimutatják az neutrínót C. N. Yang és T. D. Lee felvetik annak a lehetőségét, hogy a paritás sérül a gyengekölcsönhatásban C. S. Wu kisérletileg igazolja a paritás sérülését a 60 Co β-bomlásában Két-komponensű neutrínó, T. D. Lee és C. N. Yang. 91

92 1957-ben Bruno Pontecorvo azt állította, hogy ha a különböző típusú neutrínók tömege különbözik egymástól és a leptonszám nem szigorúan megmaradó mennyiség (ennek nincs alapvető indoka), akkor létrejön a neutrínó-oszcilláció jelensége, ami annyit jelent, hogy a neutrínó periódikusan különböző típusú neutrínóként jelenik meg B. Pontecorvo azt állítja, hogy létrejön a neutrínó oszcilláció jelensége, ha a leptonszám nem marad meg szigorúan és a neutrínó tömegsajátállapotok tömege különböző (K 0 K 0 áralakulás mintájára) Murray Gell-Mann és Richard Feynman megalkotják a V-A elméletet Leon Lederman, Melvin Swartz, Jack Steinberger kisérletileg kimutatják a ν µ müonneutrínót Murray Gell-Mann és George Zweig bevezetik a kvark-modellt (up (u), down (d), strange (s)). A kvarkoknak tört eletromos töltésük van ( 2 3 e, e) James Cronin, Valentine Fitch et al. felfedezik a CP sértést a Kaonok bomlásában Raymond Davis és John N. Bahcall javasolják 37 Cl-kisérletet a Homstake bányában H. A. Bethe Fizikai Nobel-díjat kap a csillagokban végbemenő energiát termelő folyamatok elméletéért Az elektrogyengekölcsönhatás elmélete, S. Glasow, A. Salam S. Weinberger R. Davis bejelenti az első kisérleti eredményeket és a napneutrínók problémáját Vladimir Gribov és B. Pontecorvo úgy találják, hogy a napneutrínóproblémát a neutrínó-oszcillációval lehet magyarázni Makoto Kobayashi és Toshilde Maskawa megmutatja, hogy a CP-sértés megmagyarázható, ha létezik egy harmadik kvark-lepton család A semleges áram felfedezése neutrínó-kölcsönhatásban (Gargamelle (CERN), ν µ + N ν µ + X) Martin L. Perl et al. felfedezik a τ leptont, a harmadik kvark-lepton család elektromosan töltött leptonát Carlo Rubbia et al. kisérletileg igazolják a W bozon, majd a Z bozont létezését MSW S. Mikheyev, L. Wolfstein és A. Smirnov kimutatják, hogy a neutrínó-oszcilláció az anyag hatására is létre jöhet Kamiokande Cserenkov-detektor megkezdi méréseit. 92

93 1987. Neutrínók detektálása az SN1987A szupernóvától Leon Lederman, Melvin Schwartz és Jack Steinberger Fizikai Nobel-díjat kap a müonneutrínó kisérleti kimutatásáért SLAC Csak három különböző könnyű neutrínó létezik Az ALEPH kisérlet kimutatja, hogy csak három különböző könnyű neutrínó létezik a 71 Ga-kisérletek első eredményei N. Hata és P. Langacker a pp-lánctól független fluxusokkal becsüli meg a napneutrínók részarányát a teljes fluxusban t-kvark (top kvark), Felmilab Frederick Reines Fizikai Nobel-díjat kap az elektronneutrínó kisérleti kimutatásáért A Super Kamiokande április 1.-én megkezdi a neutrínóknak és a proton bomlásának vizsgálatát junius Neutrínó 98. A SK együttműködés bejelenti, hogy az atmoszférikus neutrínók esetében megfigyelték a neutrínó-oszcillációt julius τ-lepton bomlás, DONUT (Direct Obsevation of the Nu-Tau), Fermilab IV. 18. A SNO együttműködés bejelenti, hogy direkt bizonyítéka van neutrínó-oszcillációra Raymond Davis Jr., Masatoshi Kosiba Nobel-díjat kap a kozmikusneutrínók (napneutrínók és szupernovaneutrínók) mérésért SNO & KamLAND: A neutrínó-oszcilláció létezésének végleges bizonyítása. 93

94 Nobel Prizes concerning particle physics 2004 David J. Gross, H. David Politzer, és Frank Wilczek for the discovery of asymtotic freedom in the theory of the strong interaction Raymond Davis Jr. és Masatoshi Koshiba for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the detection of cosmic neutrinos Gerardus t Hooft és Martinus J.G. Veltman for elucidating the quantum structure of electroweek interactions in physics Martin I. Perl for the discovery of the tau lepton, Frederick Reines for the detection of the neutrino Jerome I. Friedman, Henry W. Kendall, Richard E. Taylor for their pioneering investigation concerning deep inelasting scattering of electrons on protons and bound neutrons, which have been of essential importance for the development of the quark model in particle physics Leon M. Lederman, Melvin Schwartz, Jack Steinberger for the neutrino beam method and the demonstration of the doublet structure of the leptons through the discovery of the muon neutrino Carlo Rubbia, Simon van der Meer for their decisive contributions to the large project, which led to the discovery of the field particles W and Z, communicators of weak interactions James Watson Cronin, Val Lonsdon Fitch for the discovery of fundamental symmetry principles in the decay of the neutral K-mesons 94

95 Sheldon Lee Glashow, Abdus Salam, Steven Weinberg for their contribution to the theory of the unified weak and electromagnetic interaction between elementary particles, including, iter alia prediction of the weak neutral current Burton Richter, Samuel Chao Chung Thing for their pioneering work in discovery of a heavy elementary particle of a new kind Murray Gell-Mann for his contribution and discoveries concerning the classification of elementary particles and their interactions Luis Alvarez for his decisive contribution to elementary particle physics, in particular the discovery of a large number of resonace states, made possible through his development of the tecnique of using hydrogen bubble chamber and data analysis Hans A. Bethe for his contribution to the theory of nuclear reactions, especially his discoveries concerning the energy production in stars Sin-Itiro Tomonaga, Julian Schwinger, Richard P. Feynman for their fundamental work in quantum electrodynamics, with deep-ploughing consequences for the physics of elementary particles Eugene Paul Wiegner for his contribution to the theory of the atomic nucleus and the elementary particles, particularly through the discovery and application of fundamental symmetry principles Donald Arthur Glaser for the invention of the bubble chamber Pavel Alekseyevich Cherenkov, Il ja Mikhalovich Frank, Igor Yevgenyevich Tamm for the discovery and the interpretation of the Cherenkov effect 95

96 1957 Chen Ning Yang, Tsung-Dao Lee for their penetrating investigation of the so-called parity laws which has led to important discoveries regarding the elementary particles Hideki Yukawa for his prediction of the existence of mesons on the basis of theoretical work on nuclear forces 1945 Wolfgang Pauli for the discovery of the Exclusion Principle, also called the Pauli Principle Enrico Fermi for his demonstration of the existence of new radioactive elements produced by neutron irradiation, and for his related discovery of nuclear reactions brought about by slow neutrons Victor Franz Hess for the discovery of cosmic radiation, Carl David Anderson for his discovery of the positron James Chadwick for the discovery of neutron 96

97 Nobel Prizes concerning neutrino physics 2002 Raymond Davis Jr. és Masatoshi Koshiba for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the detection of cosmic neutrinos A kozmikusneutrínók (napneutrínók és szupernovaneutrínók) detektálásáért Martin I. Perl for the discovery of the tau lepton, Frederick Reines for the detection of the neutrino A tau lepton felfedezéséért és a neutrínó kisérleti kimutatásáért Leon M. Lederman, Melvin Schwartz, Jack Steinberger for the neutrino beam method and the demonstration of the doublet structure of the leptons through the discovery of the muon neutrino A müonneutrínó kisérleti kimutatásáért James Watson Cronin, Val Lonsdon Fitch for the discovery of fundamental symmetry principles in the decay of the neutral K-mesons Sheldon Lee Glashow, Abdus Salam, Steven Weinberg for their contribution to the theory of the unified weak and electromagnetic interaction between elementary particles, including, iter alia prediction of the weak neutral current A gyenge és elektromágneses elméletek egyesítéséért és az elméletük által megjósolt semlegesáramokért. 97

98 1967 Hans A. Bethe for his contribution to the theory of nuclear reactions, especially his discoveries concerning the energy production in stars A csillagokban végbemenő energiát termelő folyamatokért Sin-Itiro Tomonaga, Julian Schwinger, Richard P. Feynman for their fundamental work in quantum electrodynamics, with deep-ploughing consequences for the physics of elementary particles A kvantumelektrodinamika területén végzett munkásságukért Chen Ning Yang, Tsung-Dao Lee for their penetrating investigation of the so-called parity laws which has led to important discoveries regarding the elementary particles A paritássértésért 1938 Enrico Fermi for his demonstration of the existence of new radioactive elements produced by neutron irradiation, and for his related discovery of nuclear reactions brought about by slow neutrons Victor Franz Hess for the discovery of cosmic radiation, Carl David Anderson for his discovery of the positron James Chadwick for the discovery of neutron A neutron felfedezéséért. 98

99 A neutrínóval kapcsolatos kisérleti és elméleti eredmények A neutrínó a gravitációs kölcsönhatáson kívül csak a gyengekölcsönhatásban vesz részt. Ez a tulajdonsága a neutrínót alkalmassá teszi arra, hogy szondaként alkalmazzuk bizonyos jelenségek tanulmányozásánál. A neutrínó a keletkezési helyétől egyenes vonalban halad a detektorig megőrizve keletkezésének körülményeit (impuzusát, energiáját, a keletkezési helyéhez mutató irányt). Neutrínókat nem térítik el pályájuktól az elektromos és mágneses mezők. A kozmikus sugárzás protonjait és más elektromosan töltött részecskéit eltérítik egyenes pályájuktól csillagközi térben található mágneses terek. A kozmikus sugárzás, leszámítva a neutrínókat, kölcsönhat a csillagközi térben található anyaggal. A fotonok ugyan egyenes pályan mozognak, 10 TeV felett azonban a csillagközi térben található háttérfotonokkal és e e + párokat hoznak létre. Részecskefizika Fermi β-bomlás elmélete A gyengekölcsönhatás elmélete A standard modell A neutrínók tulajdonságainak a felderítése. Különböző típusú neutrínók léteznek Neutrínó-oszcilláció. Legalább egy neutrínónak zérustó eltérő tömege van. Neutrínó tömegek Paritásértés és a tömegnélküli két-komponensű neutrínó Asztrofizika A neutrínó-kisérletek igazolták, hogy a Napban és a csillagokban termonukleáris reakciók mennek végbe Neutrínó-kisérletekkel igazolták a szupernova-modelleket. Supernova remnants AGNs (actíve galactic nuclei). AGN is a galaxy with massive black hole at its center. GRBs (gamma-ray bursters) Kozmológia Az Univerzum keletkezése, fejlődése és végzete. Sötét anyag (dark matter). Geofizika A Földben végbemenő bomlási folyamatok vizsgálata. 99

100 Megoldásra váró problémák A fizikusok tanulmányozzák a neutrínókat és úgytűnik, hogy mindenesetben, amikor valami újat fedeznek fel, akkor egyben új problémák is felvetődnek. Ezeknek a problémáknak a megoldását a neitrínó-kisérletektől várhatjuk. Biztos vagyok benne, hogy a neutrínófizika jövője legalább olyan izgalmas és eredményes lesz, mint a múltja Fred Reines, Nobel-előadás, Problémák, amelyek megoldásra várnak: Dirac vagy Majorana neutrínókat találunk a természetben? Antirészecskéi a neutrínók önmaguknak? Igaz-e leptonszám megmaradásának törvénye? Hogyan megy végbe a neutrínó-oszcilláció? Mely neutrínók oszcillálnak? Mekkorák a neutrínótömegek? A nagyon könnyű neutrínóknak léteznek-e nagyon nehéz rokonai, amelyek miatt olyan kicsi a könnyű neutrínóknak a tömege és amelyek létezése a Nagyegyesítés Elmélete által jósolt fizikára utalnának. Léteznek-e a könnyű neutrínóknak steril rokonai, amelyek nem vesznek részt a gyengekölcsönhatásban? A gyengekölcsönhatás csak a balkezes neutrínókra hat. Ha a természetben megvalósul a neutrínó-oszcilláció és a neutrínónak zérusnál nagyobb tömege van, akkor ennek hatása van az asztrofizikában és a kozmológiában is. Megfordítva az asztrofizika és a kozmológia határokat szab meg a neutrínótömeg nagyságára. 100

101 Mit lehet tanulmányozni a neutrínókkal? A Földet (geoneutrínók) A Napot (napneutrínók) és a csillagokat szupernovákat Az aktív galaxismagokat A sötét anyagot Az antivilágot 101

102 Mi hasznunk származik a neutrínó-kisérletektől? Michael Faradayt minden idők legnagyobb kisérleti fizikusának tartják. Az anekdóta szerint egy alkalommal egy adótisztviselő barátja meglátogatta Faradayt. Látva Faraday kisérleteit, a következőt kérdezte tőle: Te mond, mire jók ezek a kisérletek? Faraday a következőt válaszolta: Azt nem tudom megmondani, hogy mi lesz a gyakorlati hasznuk ezeknek a kisérleteknek, de abban biztos vagyok, hogy azokért egyszer még adót fogsz szedni. Ma már el sem tudnánk képzelni, hogy a lakásunkban ne legyen villamos áram, világítás, rádió, televizió, telefon stb. A neutrínó-kisérletek gyakorlati hasznától eltekintve, a neutrínók nagyban hozzájárultak ahhoz, hogy jobban megértsük a világmindenség szerkezetét és a benne lejátszódó jelenségeket. 102

103 Példa a keveredésre a leptoncsaládok között Ha a neutrínónak tömege van és a leptonszám nem marad meg, akkor egy µ müon az első vertexben egy W bozont kibocsátva ν µ müonneutrínóvá változik. A ν µ a Higgs-háttérrel kölcsönhatva ν e elektronneutrínóvá változik. A második vertexben a ν e elnyelve egy W bozont elektronná változik. Ha végbemegy a keveredés a leptoncsaládok között, akkor megvalósulhat a bomlás. µ e + γ Példa arra, hogy a leptonszám nem marad meg egy leptoncsaládon belül Ha a neutrínók Majorana-féle részecskék, akkor elektronbefogás alkalmával keletkezhet egy balkezes neutrínó, amely a Higgs-háttérrel kölcsönhatva jobbkezes antineutrínóvá változik. A jobbkezes antineutrínó inverz beta-bomlást okoz, amelyben pozitron keletkezik. Ebben az esetben a leptonszám két egységgel változik meg. Neutrínó-nélküli kettős β-bomlás Ez a bomlás még a jelenlegi detektálási technika határán belül esik. Ez a bomlás egyértelműen igazolná, hogy a neutrínó Majorana-féle részecske. A kettős β-bomlás esetében egy atommagban, majdnem egyidőben, két neutron protonná alakul és ezzel egy új stabil mag keletkezik, amelynek az elektromos töltése két egységgel megnő. Ez a bomlás páros-páros magokban megy végbe, amelyekben páros számú protont és páros számú neutront találunk. Hasonlóan a közöséges β-bomláshoz a kettős β-bomlás is W bozon cseréjével megy végbe. A közönséges esetben a mag kibocsát két elektront és két antielektronneutrínót. Ha azonban a neutrínó Majorana-féle részecske, akkor a kettős β-bomlás végbemehet neutrínók kibocsátása nélkül, innen van a neutrínó-nélküli kettős β-bomlás elnevezés. Amikor az első neutrínó átváltozik protonná, akkor keletkezik egy W bozon is. A W bozon bomlásakor keletkezik egy jobbkezes antineutrínó és egy balkezes elektron. A jobbkezes antineutrínó átváltozik balkezes neutrínóvá egy folyamatban, amely a Majorana-féle részecskének a Majorana-féle tömeget adja. Végül az így keletkezett balkezes neutrínó kölcsönhat a második β-bomlásnál keletkezett W bozonnal és balkezes elektronná változik. Ebben az esetben a neutrínó, amelyet a két W bozon kicserél, virtuális részecskeként szerepel és a bomlásban két proton és két elektron keletkezik. Neutrínók a kozmológiában 1 MeV energián a neutrínó szor kevésbé hat kölcsön az anyaggal, mint a foton. 103

104 A neutrínók, amelyek a Big Bangben keletkeztek, mind a mai napig nagy szában jelen vannak az Univerzumban szer több neutrínó van az Univerzumban mint proton vagy neutron. Minden cm 3 -ben kb. 300 neutrínó van. Egy m 3 -ben mikrohullámú foton található amely a Big Bangben keletkezett (kb. annyi mint ahány neutrínó, 1 cm 3 -ben kb. 400 mikrohullámú, 2.7 K hőmérsékletű foton van). A sötét anyag tömege az Univerzumban kb. egy nagyságrenddel nagyobb, mint a látható anyagé. Ahhoz, hogy a neutrínók tömege a látható anyag tömegét egy nagyságrenddel meghaladja az kell, hogy a neutrínók tömege a 20 MeV 30 MeV tartományba essen. A hélium gyakorisága nagyon függ attól, hogy hány fajta neutrínó létezik. A hélium gyakorisága alapján arra lehet következtetni, hogy az Univerzumban csak a ν e, ν µ és ν τ neutrínók léteznek. Az Univerzum életének első pillanatai T m P l c 2 /k 10 9 GeV/k K. A Nagy Egyesítés Elméletének a hőmérséklete: T = K. Ez az állapot a s intervallumban volt. Ebben az intervallumban alakult ki a protonok és fotonok aránya. Ebben az időben nem csak a protonok, fotonok és neutrínók voltak jelen az Univerzumban, hanem a szupernehéz részecskék is, mint például az X- és Y-bozonok. 104

105 Glossary (Szójegyzék) A.D. anno domini A.C. after Christ B.C. before Christ DUMAND Deep Underwater Muon And Neutrino Detector (Hawaii) AMANDA Antarctic Muon And Neutrino Detector Array hipotézis valószínűségen, ill. csak részben igazolt tételeken alapuló feltevés. Big Bang Nagy Bumm ősrobbanás Next Generation of Nucleon Decay and Neutrino Detectors (NNN) Main Injector Neutrino Oscillation Search MINOS Underground Nucleon Decay and Neutrino Observatory (UNO) 650 kt US project Pontecorvo - Maki - Nakagawa - Sakata (PMNS or MNSP) leptonoc mixing matrix that describes the oscillation mechanism, leptonic mixing matrix. Mega detectors - 1 Mt = 10 6 t NESTOR Neutrino Extended Submarine Telescope with Oceanographic Research NEMO Neutrino Mediterranea Observatory ANTARES Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss Enviromental Research vertex kölcsönhatási csomópont RICE Radio Ice Cherenkov Experiment OWL Orbiting Wide-angle Light-collectors Swift NASA műhold multi-wavelength observatory HETE-2 High Energy Transient Explorer BATSE Burst and Transient Source Experiment ANITA Antarctic Impulse Transient Array MINOS Main Ijector Neutrino Oscillation Search A Majoranaféle részecske esetében a részecske önmagának antirészecskéje. 105

106 Jegyzetek π = Fénysebesség: c = ms 1 Év: yr = s Fényév: ly = m = cm Astronomical Unit: AU = (20) m parsec: 1 pc = fényév = (4) cm electric charge of electron: e = (14) C = (14) As = (41) esu. Elektronvolt (ev): Joule (J) Altalános gázállandó: Avogadro szám (N A ): Boltzmann állandó (k): 1 ev = (49) J. 1 ev/c 2 = (70) kg. 1 J = 1 kg m2 s 2 = ev. R = ± N A = (36) mol 1. k = R N A = (12) J K = (73) 10 5 ev K. Hőmérséklet energia: T (K) = E(eV ). Plank állandó (h): h = (52) Js Plank állandó (redukált): h = h/(2π) = (82) Js = (26) MeV s. 106

107 A fotonok energiája: E = hν; λ = ct; E = hν = hc λ(m) = Js ms 1 λ(m) = MeV. λ(m) Gravitációs konstans (G N ): G N = (85) m 3 kg 1 s 2. Hubble expansion rate: 100h 0 km s 1 Mpc 1 = 70km s 1 Mpc 1 = h 0 ( Gyr) 1. Age of the universe: t 11.5 Gyr = yr. Az univerzum életkora: A Nap életkora: t m P lc 2 h (kt 2 ). t(sec) 1 T 2 (MeV 2 ). t = yr Planck tömeg: m P l = ( hc G N ) 1/ GeV/c g. Plank hossz: L P l cm. Million (M) 10 6 Billion 10 9 (US); Trillion (US); Inch: 1 in = m. 1 inch(in) = m, 1 foot(ft) = m, 1 yard(yd) = m Foot: 1 foot = m. 107

108 Mile: 1 mile = km. 1 gallon = 4.54 liter otto (o) 10 18, fempto (f) 10 15, piko (p) 10 12, nano (n) 10 9, mikro (µ) 10 6, milli (m) 10 3, centi (c) 10 2, kilo (k) 10 3, mega (M) 10 6, giga (G) 10 9, tera (T) 10 12, peta (P) 10 15, exa (E) 10 18, Million (M) 10 6, Billion 10 9 (US); 10 12, Trillion (US); A statikus kvarkmodell Type B J I I 3 S Q/e u 1/3 1/2 1/2 +1/2 0 +2/3 d 1/3 1/2 1/2-1/2 0-1/3 s 1/3 1/ /3 Jelmagyarázat: B = barionszám, J = spin, I = isospin, I 3 = az isospin harmadik komponense, S = strangeness (ritkaság), Q/e = elektromos töltés elektrontöltés egységekben. A Savannah River atomreaktorban keletkező ν e antielektronneutrínók fluxusa a reaktortól 11 méterre Φ = ν e sec 1 cm 2 volt. Így a reaktorban másodpercenként N = ν e keletkezett. A Napban annyi neutrínó keletkezik, hogy a Földön a Nap-Föld távolságra merőlegesen egy négyzetcentiméteren keresztül napneutrínó halad át másodpercenként (Φ ν ). A Napban másodpercenként N = Φ ν A = elektronneutrínó keletkezik. A Nap-Föld távolságnak megfelelő sugarú gömb felszíne: A = 4πr 2, ahol r = cm. Az SN1987A szupernovában másodpercenként keletkezett keletkezett szupernovaneutrínók számának durva becslése. A szupernova távolsága a Földtől fényév ( cm). Ennek a távolságnak megfelelő sugarú gömb felszíne: A = 4πR 2 = 4π cm) 2 = cm 2. A napneutrínók napi egy eseményt okoznak a Kamiokande II. detektorban, a szupernovaneutrínók pedig másodpercenként egyet. A kettőnek az aránya: f 1 = A két távoságnak megfelelő súgarú gömbök felszínének az aránya: f2 = RSN 2 /R2 sun = Feltételezve, hogy a napneutrínók és a szupernovaneutrínók spektruma azonos (ez nyílvánvalóan nem igaz) az SN1987A szupernóvában másodpercenként keletkezett neutrínók száma: N SN = f1 f2 N sun = = Az SN1987A szupernovában keletkezett neutrínók közül neutrínó haladt át a Kamiokande II detektoron. Ezek közül a neutrínók közül a detektor csupán 12-t vett észre. 108

109 Ahhoz, hogy milyen gyengén hatnak kölcsön az anyaggal a neutrínók, képzeljük el, hogy a Föld minden négyzetcentiméterén napneutrínó halad át másodpercenként és ezek közül csupán néhán hat kölcsön több száz tonna anyagban egy nap alatt. Napállandó: közepes Nap-Föld távolságban, e távolság irányára merőlegesen 1 cm 2 felülere a Napból 1 perc alatt érkező sugárzás energiája. Átlagosan 1.94 kalória, ami 1.35 kw/m 2 teljesítménynek felel meg. 1 nap = másodperc. A Nap életkora kb év = másodperc. A Naprendszer életkora év. Fermionnak nevezünk a feles spinű részecskéket (s=1/2, 3/2,...) Bozonnak nevezzük az egés spinű részecskéket (s=1, 2,...) Lepton. A lepton azoknak a részecskéknek a gyüjtő neve, amelyek nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban és fermionok. Fermionnak nevezünk minden olyan részecskét, amelynek az eloszlását a Fermi-Dirac statisztika írja le. Ezeknek a részecskéknek a spinje félegésszám. A lepton görög szó, amely könnyűt jelent. Ez az elnevezés akkor született, amikor az erősen kölcsönható részecskéknél, lényegesen könnyebb olyan részecskéket ismertek, amelyek nem vesznek részt az erőskölcsönhatásban (e,µ). A leptonok tömegei Lepton Mass Az elektronhoz A protonhoz (MeV/c 2 ) viszonyítva viszinyítva e µ τ ν e < 15eV/c ν µ < ν τ < m e = MeV/c 2 m p = MeV/c 2 Neutrínó-oszcilláció. Amikor a neutrínó haladása közben periódikusan különböző neutrínóként jelenik meg. Két neutrínó típus esetében:... ν e ν µ ν e ν µ.... Tudományos jelölésmód: 1000 = 10 3, = Egy szupernovában 100-szer annyi neutrínó keletkezik, mint a Napban eddigi élete alatt ( év = sec): N = =

110 A Savannah River atomreactortól 11 méterre a neutrínók fluxusa cm 2 sec 1 ν e A neutrínók az ősrobbanás után kb. egy másodperccel kölönváltak a többi részecskékől és a maguk módján hültek tovább. Így jöttek létre a mikrohullámú háttérsugárzáshoz hasonlóan a háttérneutrínók. A háttérneutrínók gyakorisága az Univerzumban cm 3. A neutrínók szer gyakrabbak, mint a nukleonok vagy elektronok. Az utóbbiak gyakorisága cm 3. A mikrohullámú háttérsugárzás fotonjai közül 500 van egy köbcentiméterben. Az átlagos energiájuk 10 4 ev körül van. Az Univerzumban kb szer több neutrínó található, mint nukleon. Nagyenergiájú neutrínó-teleszkópok Neutrínó-detektorok vízben és jégben Exp Location Depth Medium Height Width No No (km) (m) (m) Strings Modules AMANDA Antarctica 1-2 ice (650) Baikal Siberia 1.1 lake a DUMAND Hwaii 4.8 ocean NESTOR Greece 3.7 sea b 168 IceCube Antarctica 1.45 ice (1) 4800(60) a 1 module contains two photomultiplier tubes b 1 tower is equivalent to 7 strings A Föld felszínén a müonok intenzitása: 100 µm 2 s 1. A megfigyelt legnagyobb kozmikussugárzás energiája 50 joule ( ev) volt. A megfigyelt legnagyobb energiával rendelkező kozmikus részecske ev energiával rendelkezett, amely kb. 50 Joulenak felel meg. Hogy ilyen energiájú protonokat hozzunk létre részecskegyorsítóval az LCH mágneseit felhasználva a gyorsító kerülete olyan nagy lenne mint a Föld pályája. Az LHC kerülete 27 km 7.7 TeV = ev. A földpálya kerülete km. Ilyen energiájú protonok gyorsításához az LHC adataiból kiindulva kerüllető gyorsítóra lenne szükség. A mikrohullámú háttérsugárzás. A fotonok energiája átlagossan 10 4 ev. Köbcentiméterenként 500 háttéfotont találunk az univerzumban. Ebben a fotongázban a protonok háborítatlanul közlekedhetnek addig, amíg az energiájuk kisebb, mint ev. Pulzár LGM Little Green Man forgó neutroncsillag Quazar guasi-stellar radio sources Blazar blazar is belived to be an AGN which has one of its reletivistic jets pointed twards the Earth so that the emission we observe is dominated by phenomena occuring in the jet region (> 100 MeV). 110

111 Majorana-típusú részecske a részecske önmagának antirészecskéje. A céltárgy egy köbcentiméterében található atomok száma: N = ρ A ahol ρ a kémiai elem sűrűsége, A pedig az atomsúlya. NNN Next Generation of Nucleon Decay and Neutrino Detectors MINOS Main Injector Neutrino Oscillation Search (FNAL), 111

112 Physicists Wolfgang Pauli history/mathematicians/pauli.html Enrico Fermi Hans A. Bethe Chen Ning Yang, Tsung-Dao Lee Bruno Pontecorvo Murray Gell-Mann Richard P. Feynman Leon Lederman, MelvinSchwartz, Jack Steinberger Frederick Reines Clyde L. Cowan Raymond Davis Jr. Masatoshi Koshiba 112

113 Bruno Pontecorvo ( Pisa, Italy Dubna, Russia) 1913 szeptember 22.-én született Pisában. Egy jomódú zsidó üxletember három tehetséges fia közül ő volt a középső. Bátyja, Guido egy köztiszteletben álló genetikus. Öccse, Gillo ismert filmrendező. Egyetemi tanulmányait Pisában kezdi, majd bátya tanácsára Romában Ferminél folytatja A római egyetemen dolgozik Párizsban Joliot-Curienél a mesterséges rádioaktivitással foglalkozik. Itt kommunistává válik ben Franciaországból biciklivel Spanyolországba menekül a zsidóüldözés elől től 1943-ig az USA-ban dolgozik Kanadában nehézvizes atomreaktorokat tervez (Chalk River) Liverpoolban tanszéket vezet. Innen szabadságra indul Olaszországba, majd Moszkvában tűnik fel. Lehetetlennak érezte, hogy nyugaton dolgozzon abban az esetben, ha kitör a harmadik világháború. Meggyőződésből úgy érezte, hogy emberi és politikai tisztessége megkivánja, hogy tudását és tehetségét a Szovjetunió szolgálatába kellett állítania. Felvette a szovjet állampolgárságot. Szaktudásban, ötletekben és képzelőerőben kiemelkedő egyéniség volt. Hires gondolatai Antineutrínók detektálása az inverz β-bomlással. 1946, neutrínó-detektor, ν e + 37 Cl 37 Ar + e + A µ e+... bomlásánál nem γ, hanem két ν, egy neutrínó és egy antineutrínó keletkezik. Két fajta neutrínónak kell léteznie Neutrínó-nyaláb 1957, Neutrínó-oszcilláció; 1969 SNP megoldása. Elgondolásait mindig mások más országban valósították meg és mások kapták a Nobel-díjat. Anekdota Leon Lederman Moszkvában találkozott Bruno Pontecorvoval. Egy orosz fizikus barátjától azt kérte, hogy mutasson neki egy fizikust aki valóban kommunista. A barátja rövid habozás után Bruno Pontecorvora mutatott. 113

114 Wolfgang Pauli ( ) Fontosabb művei a fizikában Wolfgang Ernst Friderick Pauli 1900 április 25.-én született Bécsben. Arnold Sommerfeldnél tanul. Sommerfeld kérésére egy összefoglaló cikket ír a relativitáselméletről a Mathematische Enzyklopädie számára (20 éves), a mai napig ez az egyik legjobb összefoglaló cikk a relativitáselméletről (236 oldal) Bevezeti a Bohr-magneton fogalmát Pauli-elv (25 éves) Bevezeti a spin operátorát. Nemrelativisztikus spinelmélet Perturbáció-elmélet Neutrínó-hipotézis (30 éves). Nobel-díj (45 éves). Anekdóta Pauli nagyon türelmetlen, temperamentumos és élesnyelvű volt. Utálta a tudományos pongyolaságot. Ezek a tulajdonságai számos anekdótára adtak okot. Paul Ehrenfest Isten ostorának nevezte Paulit. Viktor Weisskopf mesélte, hogy egy alkalommal rájött, hogy az egyik cikkében hibás számítási eredményt közölt. Elcsüggedve ment a volt tanárához, Paulihoz, hogy megkérdezze érdemes-e folytatnia a fizikusi pályát? Pauli a következőképpen bátorította: Ne add fel, mindenki elkövet hibákat kivéve engem. Pauli-effektus Kvantumfizika physics for boys: Wolfgang Pauli, Werner Heisenberg (1901, 26 éves határozatlansági összefüggés, 1932 Nobel-díj), Paul Dirac (1902, 1928 relativisztikus hullámegyenlet, 1933 Nobel-díj), Pascual Jordan (1902),

115 Transparencies Zsiráf Bruno Pontecorvo A természettudomány fejlődése A különböző elméleti jóslatok Mengyelejev periódusos rendszere A kvarkmodell Ω kisérleti felfedezése A standard modell A standard modell Három és csak három kvark-lepton család létezik A négy alapvető kölcsönhatás α, β és γ sugárzások A β-bomlás Wolfgang Pauli (photo) Wolfgang Pauli a neutrínó-hipotézis (The Desperate Remedy) Enrico Fermi (photo) Enrico Fermi (photo) Enrico Fermi a β-bomlás elmélete Reines and Cowan experiment Frederick Reines (photo) pp-lánc CNO-ciklus A napneutrínók energiaspektruma Földalatti laboratóriumok 115

116 A ν e kisérleti kimutatása A ν µ kisérleti kimutatása A ν τ kisérleti kimutatása A kozmikus sugárzás Atmoszférikusneutrínók SN1987A Fizikai Nobel-díj, 2002 IceCube 116

117 Stories Wolfgang Pauli ( ) Viktor Weisskopf mesélte, hogy egy alkalommal rájött, hogy az egyik cikkében hibás számítási eredményt közölt. Elcsüggedve ment volt tanárához, Paulihoz, hogy megkérdezze érdemes-e folytatnia a fizikusi pályát? Pauli a következőképpen bátorította: Ne add fel, mindenki elkövet hibákat kivéve engem. Pauli-effektus: Egy intézetben mindig akkor ment tönkre legalább egy kisérlet, amikor Pauli azt meglátogatta. Paul Erenfest Isten ostorának nevezte Paulit. Amikor Fred Reines és Clyde Cowan 1956-ban a neutrínót kisérletileg kimutatták, akkor W. Palinak a következő táviratot kïldték Zürichbe: Boldogan közöljük, hogy az atomreaktor bomlási termékei között, az inverz β-bomlás segítségével egyértelműen sikerült kimutatni a neutrínót. Pauli egy CERN-i konferencián vett részt. Itt érte utol a hír. A konferenciát megszakítva, bejelentették a neutrínó kisérleti kimutatását. Pauli barátai társaságában egy láda pezsgővel ünnepelte meg a neutrínó kisérleti kimutatását, majd a következő választáviratot küldte: Köszönöm az üzenetet minden megérkezik annak, aki tudja, hogy hogy kell rá várni. Bruno Pontecorvo ( ) Leon Lederman Moszkvában egy konferencián megkért egy orosz fizikust, hogy mutasson neki egy igazi kommunistát. A fizikus rövid habozás után Bruno Pontekorvora mutatott. Antonio Salieri ( Legano Bécs) Udvari zeneszerző. Tanítványai voltak Bethoven és Shubert. Salieri mondja az Amadeuszban Mozartról: Istenem, miért zártad ezt a ragyogó szellemet ilyen fertelmes alak testébe? Szilárd Leó ( ) Sok kiváló magyar tudós vett részt a Manhattan programban az atombomba elkészítésében Los Alamosban (Szilárd Leó, Teller Ede, Wigner Jenő, Neumann János, Kemény János, Lax Péter). Enrico Fermi volt a vezetője az atombombán dolgozó tudósoknak. Egy alkalommal, amikor Fermi valamiért elhagyta a tanácskozás termét, akkor Szilárd Leó megszólalt: Uraim, akár magyarul is folytathatjuk a megbeszélést. 117

118 A β-bomlás A β-bomlás és az inverz β-bomlás (N, P ) (N 1, P + 1) + e + ν e 6 2He 6 3 Li + e + ν e A neutron β-bomlása n p + + e + ν e, d u + W és azaz W e + ν e Az inverz β-bomlás ν e + p + n + e +, u d + W + és ν e + W + e + azaz 1

119 Neutrínó-nyaláb Brookhaven on Long Island (AGS Alternating Gradient Synchrotron) 15 GeV protonok Be-target. Sok pion keletkezett: π +, π és π 0. Ezután 20 m hosszú repülési zóna következett. A pionok elbomlanak: π + µ + + ν µ (10 8 s), µ + ν µ + e + + ν e (10 6 s) π µ + ν µ (10 8 s), µ ν µ + e + ν e (10 6 s) 13.5 m vastag csatahajók lemezeiből készített vas fal (2000 t) kiszűrte a részecskék többségét. Los Alamos (LANSCE) Protonok H 2 O-target A pionok többsége félmétert repült mielőtt a rézbeamstopba érkezik. A réz-beamstop minden π -t befog mielőtt elbomolna. A π + -ok megállnak és elbomolnak: π + µ + + ν µ µ + ν µ + e + + ν e A µ + is megáll a beam-stopban és megállva bomlik. A neutrínók minden irányba repülnek szét. A π bomlásában keletkező ν e eloszlása hasonló a ν e eloszlásához, de a gyakoriságuk sokkal kisebb (elhanyagolható). ν µ + P n + µ + ν µ + n p + µ 2

120 Aktív galaxismagok (Active Galactic Nuclei AGN) Ezeknek a galaxisoknak a közepén egy kisméretű aktív magot találunk. Ez a mag nagyon változékony és ragyogó a galaxis többi részéhez viszonyítva. Az elméletek alapján ezeknek a galaxisoknak a közepe közelében szupernehéz feketelyuk van (MBH Massive Black Hole). A feketelyuk tömege elérheti a 10 9 naptömeget. Ez a feketelyuk magába nyeli a galaxis anyagát, miközben gravitációs energiát sugároz. Hasonlóan az X-sugárzási bináris rendszerhez az egyik csillag körül egy gyarapodási tárcsa alakul ki. Ez a tárcsa akkor alakul ki, amikor a kisméretű, de nagytömegű csillag elszívja a nagyméretű csillag anyagát. Amikor a nagyméretű csillag anyaga ráhull a nagytömegű kisméretű csillagra, akkor erős X-sugárzás és gammasugárzás keletkezik. A gravitációs energia egy forró plazmasugárban távozik, amelyben az energia egy része X-sugárzás (röntgensugárzás) és γ-sugárzás formájában távozik. Ezeknek a galaxisoknak a közepében egy jet struktúrát figyelhetünk meg, amelynek a hossza több tizezer fényév. Ez a jet akkor keletkezik, amikor az anyag a feketelyukba hull. Ezek a jetek a legnagyobb részecskegyorsítók az Univerzumban (megfigyeltek 100 MeV, 1 GeV energiánál nagyobb energiával rendelkező részecskéket, sőt több TeV-es részecskéket ís. 3

121 Gammasugárzási források (Gamma Ray Bursters GRB) Gamma-sugárzás kitörések ben fedezték fel őket véletlenül, amikor az USA katonai műholdakkal ellenőrizte, hogy a Szovjetúnió betartja-e a légköri atombombarobbantások tilalmát. Az atombombarobbantásokkor intenzív gammasugárzás keletkezik. Ennek a detektálására voltak képesek az említett műholdak. Azóta is ez az asztrofizika egyik legnagyobb rejtélye. A NASA Compton Gamma Ray Obsevatory műholdjára szerelt Burst and Transient Source Experiment (BATSE) es eredménye szerint a GRB-ok nagy távolságra (10 10 fényév) vannak és két csoportba oszthatók: Short hard-spectrum burst (SHB) < 1 sec. Long soft burst > 2 sec. Az időtartamuk ezeknek a kitöréseknek néhány milliszekundumtól több percig tart. Ezek a kitörések több százszor intenzívebbek, a szupernovákban keletkező gammasugárzásnál és szer intenzívebbek a Nap gammasugárzásánál. Ezeknek a kitöréseknek a gyakorisága kb. naponta egy és véletlenszerűen következnek be az égbolton. 4

122 Zárószó A gyengekölcsönhatás területén gyakran a felvetődött ellentmondások vezettek el új felfedezésekhez: Az energiamegmaradás sérülése a β-bomlásban vezetett el magához a neutrínóhipotézishez. A τ-θ rejtély vezetett el a paritássértéshez. Vajon a 7 Be- 8 B probléma fog elvezetni a neutrínó-oszcillációhoz és a neutrínó zérustól eltérő tömegéhez? Jelenleg a Borexino-kisérlet a legalkalmasabb a napneutrínó-spektrum < 1 MeV tartományának mérésére, ahol a 7 Be- 8 B rejtély a neutrínó típusának a megváltozását sugalja. 5

123 Figures Kvantumelektrodinamika Az α, β és γ sugárzások Fermi β-bomlás elmélete β-decay A β-bomlás és az inverz β-bomlás Cserenkov-sugárzás A napneutrínók új problémája A napneutrínók energiaspektruma A napneutrínók új problémája Survival probability of solar neutrinos A napneutrínók túlélési valószínűsége Neutrinos and target atoms IceCube 1

124 Két elektron kölcsönhatását leíró Feynmann-gráf Kölcsönhatási vertex 2

125 3 α, β and γ radiations

126 Fermi β-bomlás elmélete 4

127 β-decay 5

128 β-decay and inverse β-decay 6

129 Cserenkov-sugárzás Cserenkov-sugárzás 7

130 pp pep 99.77% 0.23% p + p d + e + + ν p + e - + p d + ν d + p 3 He + γ Hep 10-5 % 3 He + p 4 He + e + + ν 15.08% 3 He + 4 He 7 Be + γ 84.92% 7 Be 99.9% 0.1% 7 Be + e - 7 Li + γ + ν 7 Be + p 8 B + γ 8 B 3 He + 3 He 4 He + 2p 7 Li + p 2 4 He 8 B 2 4 He + e + + ν p-i p-ii p-iii pp-lánc 15 O 15 N + p 12 C + α 15 O 15 N + e + + ν 15 N + p 16 O + γ 12 C + p 13 N + γ 16 O + p 17 F + γ 13 N 13 N 13 C + e + + ν 17 F 17 F 17 O + e + + ν 13 C + p 14 N + γ Main cycle 14 N + p 15 O + γ CNO-cycle 17 O + p 14 N + α Secondary cycle CNO-ciklus 8

131 10 12 Solar neutrino spectrum pp N 7 Be 15 O F 7 Be 8 B pep hep A napneutrínók energiaspektruma

132 7 Be/ 8 B Anomaly Figure 1: A 7 Be fluxus kisérleti korlátai (az ábra baloldalán). A kü lönböző napmodell jóslatok távol esnek ezektől a korlátoktól. A napneutrínók új problémája (N. Hata és P. Langacker (1994)) neutrínó Φ/Φ ssm pp Be B

133 10 12 Solar neutrino spectrum pp N 7 Be 15 O F Be 8 B pep hep Solar Neutrino Spectrum 1 Survival Probability Survival Probability 11

134 12 Neutrinos and target atoms

135 IceCube (1 km 3 ) 13