Neutrínó I. Manno November 6, 2006 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 hipotézisének a 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. 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. 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
Szeretettel üdvözlöm a tisztelt hallgatóságot. Ezalkalommal egy nagyon különleges részecskéről a neutrínóról fogok beszélni. A neutrínó annyira különleges részecske, hogy Bruno Pontecorvo azt mondta, hogy a részecskék állatkertjében a neutrínó a zsiráf. Az anekdóta szerint ugyanis amikor az egyszeri cowboy, elment az állatkertbe és meglátta a feje fölé tornyosuló zsiráfot így kiáltott fel: Ilyen állat nincs. A neutrínó a gravitációskölcsönhatáson kívül csak a gyengekölcsönhatásban vesz részt. Ez teszi a neutrínót olyan különlegessé. Azért, hogy érthetőbb legyen, hogy a neutrínó milyen szerepet játszik a részecskék között, rövid részleteket fogok felidézni a természettudomány fejlődésének a történetéből. Azután a neutrínó hipotézis megszületéséről, a neutrínó kisérleti kimutatásáról, a neutrínó különleges tulajdonságairól majd a neutrínócsillagászatról, érdekes neutrínó-kisérletekről fogok beszélni és arról hogy milyen neutrínó-kisérleteket terveznek és milyen neutrínó-detektorokat fognak építeni a jövőben. Mindenek előtt szeretnék egy pár mondatot mondani Bruno Pontecorvo szovjet fizikusról, aki talán a neutrínó legkiválóbb szakérője volt. 2
Bruno Pontecorvo (1913. 8. 22. Pisa, Italy 1993. 9. 24. Dubna, Russia) Életútja Rómában Ferminél tanul 1937 Párizsban Joliot-Curienél a mesterséges rádioaktivitással foglalkozik. Itt kommunistává válik. 1940-ben Franciaországból biciklivel Spanyolországba menekül a zsidóüldözés elől. 1940-től 1943-ig az USA-ban dolgozik. Kanadában nehézvizes atomreaktorokat tervez (Chalk River Laboratories). 1950 Liverpoolban tanszéket vezet. eltűnik, majd Moszkvában bukkan fel. Innen Kitűnő gondolatai, amelyeket mások valósítottak meg 1936, A µ e +... bomlásánál nem γ, hanem egy neutrínó és egy antineutrínó keletkezik. Két fajta neutrínónak kell léteznie Neutrínó-nyaláb 1946, neutrínó-detektor, ν e + 37 Cl e + 37 Ar 1957, Neutrínó-oszcilláció; 1969 SNP. 3
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. Így például az Einsteinféle relativisztikus mechanika magábafoglalja a Newton-féle mechanikát, amely a kis sebességgel mozgó testek mozgását írja le. Az Einsteinféle relativisztikus mechanika jó leírást ad a kis sebességgel mozgó testekről és azoknak a testeknek a mozgásáról is, amelyek a fénysebességhez közeli sebességgel mozognak. 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. 4
Az egyes elméletek számos esetben megjósólnak az elmélet születésekor nem ismert dolgokat. Newton gravitációs elmélete alapján az Uránusz bolygó mozgásából megjósolták a Neptunusz bolygót. Mendelejev, a szentpétervári egyetem professzora, a kémiai elemeket atomsúlyuk és kémiai tulajdonságaik alapján táblázatba rendezte. 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 ). 5
Hol tartunk ma? A jelenlegi tudásunk szerint a világmindenségről a legjobb leírást a részecskék és az alapvető kölcsönhatások ún. standard modellje adja. Az SM az anyag néhány építőelemének (hat kvark, hat lepton, valamint ezek antirészecskéi) és a köztük létrejövő négy alapvető kölcsönhatás segítségével írja le a világmindenséget, amelyben élünk. A modell jó leírást ad a fiatal nagyon sűrű és nagyon forró Univerzumtól kiindulva, amely a Big Bangben 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. Ma szemtanúi vagyunk olyan kisérleteknek, amelyek azt sugalják, hogy vannak olyan jelenségek, amelyek túlmutatnak standard modellen. 6
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, amelyből 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 csálád létezik. 7
A négy alapvető kölcsönhatás A természetben négy alapvető kölcsönhatást ismerünk: a gravitációs-, az elektromágneses-, az erősés a gyengekölcsönhatást. A gravitáció tart bennünket a Földön és a bolygókat a pályáikon. Az elektromágneses erő köti az elektronokat az atommaghoz. Az elektromágneseskölcsönhatás fontos szerepet játszik a kémiai reakciókban. Nagyon sok hétköznapi jelenség mögött az elektromágneses erők fedezhetők fel. Az erőskölcsönhatás 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 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. 8
1896-ban Henri Bequerel felfedezi a radioaktivitást. Ezután a XX. század elején az atomfizika gyors fejlődésnek indul. 1930-ban egy magfizikai reakció az ún. β-bomlás hívta fel magára a figyelmet: (N, P ) (N 1, P + 1) + e + ν e, ahol N a neutronok száma P pedig a protonok száma. Például: vagy a neutron bomlása: 6 2He 6 3 Li + e + ν e, 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. 1930 végén egy konferenciát rendeznek Tübingenben Stutgart közelében a radioaktivitással kapcsolatban. Wolfgang Pauli nem tudott részt venni ezen a konferencián, mivel mint ismert személyiség Zürichben egy bálra volt hivatalos. Pauli egy azóta híressé vált levelet írt a konferencia résztvevőinek. Pauli ebben a levélben fogalmazta meg a neutrínó hipotézisét. 9
Wolfgang Pauli (1900 1958) Sommerfeldnél tanult. Sommerfeld kérésére egy összefoglaló cikket írt a relativitáselméletről (20 éves). Pauli-elv (25 éves). Neutrínó-hipotézis (30 éves). Nobel-díj (45 éves). Anekdóta 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),... 10
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. Fermi a β-bomlást két áram (nukleon áram és lepton áram) kölcsönhatásaként írja le. A kölcsönhatáskor 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 elektromágneseskölcsönhatással ellentétben a gyengekölcsönhatásnak a hatótávolsága nagyon kicsi, Fermi nullának vette ezt a távolságot. 11
Hans Bethe és Rudolf Peierls 2 Fermi elméletének segítségével kiszámítják, hogy mekkora a neutrínó hatáskeresztmetszete. A hatáskeresztmetszet jellemzi azt, hogy a részecske milyen aktívan hat kölcsön az anyaggal. Konkrétan azt számították ki, hogy a neutrínó milyen távolságot képes a vízben megtenni, anélkül, hogy kölcsönhatna a víz valamelyik molekulájával, azaz mekkora a szabadúthossza vízben. Az eredményük szerint ez hosszabb volt, mint 1000 fényév. 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. 2 Pejers 12
A történet Los Alamosban folytatódik. Itt hozták létre az atombombát. Magyar származású tudósok voltak a főszereplői ennek a programnak (Szilárd Leó, Teller Ede, Wigner Jenő, Neumann János, Kemény János, Lax Péter). Az anekdóta szerint, amikor a kutató csoport vezetője Enrico Fermi valamiért elhagyta a tanácskozás termét, akkor Szilárd Leó megszólalt: Uraim! Akár magyarul is folytathatjuk a megbeszélést. Frederick Reines 1944-ben került Los Alamosba. A feladata az atombomba robbantások tanulmányozása volt. Elmesélése alapján ez egy nagyon kiváló iskola volt számára, amely megtanította a meg lehet ezt csinálni szellemében gondolkodni. Az atombomba sikeres létrehozása után a laboratórium átállt a bomba sorozatgyártására. Ekkor Reines azzal a kéréssel fordult a laboratórium vezetéséhez, hogy egy alapvető fizikai kisérletet szeretne végezni: kisérlettel szeretné kimutatni a neutrínót. Először egy detektort szándékoztak egy atombombarobbantás közelében elhelyezni. Úgy gondolták, hogy a robbantás után a roncsok átvizsgálásával a neutrínó nyomára találnak. Később felvetődött a gondolat, hogy az atomreaktorban keletkező neutrínók alkalmasabbak a kisérlethez. 13
A ν e kisérleti kimutatása (1956) 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 +. A pozitron (e + ) egy elektronnal annihilálódik és így fotonok keletkeznek. Ha az annihiláció során 2γ keletkezik, akkor mindenegyes γ energiája 0.511 MeV. A neutron (n) egész addig bolyong a céltárgyban, amíg egy kadmium atom be nem fogja. A neutronbefogással keletkezett új atommag fotonokat bocsát ki. A kibocsátott fotonok összenergiája kb. 9 MeV. Néhány mikroszekundum választja el ezt a két eseményt. Az egymást követő két eseményt késleltetett koincidenciával detektálták. A detektor céltárgya két négyszögletes összesen 200 literes plasztik víztartályból állt. A vízben feloldott a kadmium atommagok a neutronok befogására szolgáltak. A két céltárgyat folyadékszcintillációs detektorok között helyezték el. Minden téglatestalakú szcintillátoros detektorban 1400 liter folyadékszcintillátor volt, amelyet 110 fotoelektronsokszorozó figyelt. 1995-ben Frederick Reines Fizikai Nobel-díjat kapott az neutrínó kisérleti kimutatásáért. 14
A ν µ kisérleti kimutatása (1961-1962) A neutrínóval végzett kisérletek alapján arra a következtetésre jutottak, hogy többféle neutrínónak kell léteznie. A müon β-bomlásában egy neutrínó és egy antineutrínó keletkezik. A két neutrínó valamiben különbözik egymástól, mivel sosem figyeltek meg annihilációt. 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. Loeon Lederman, Melvin Schwartz és Jack Steinberger Brookhavenben a 30 GeV protongyorsítón végezték el ezt a kisérletet. A 10 14 ν µ neutrínó 51 reakciót hozott létre. Minden esetben µ + keletkezett. Ezzel igazolták az antimüonneutrínó létezését.1988-ban Fizikai Nobeldíjat kaptak a müonneutrínó kisérleti kimutatásáért. 15
A ν τ kisérleti kimutatása (2000) Direct Observation of the NU-Tau (DONUT). 2000 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. 16
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-, gyenge- és 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. 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). 17
A csillagászat fejlődése 1608 hollandiai távcső 1590 olasz távcső (Galilei) 1945 számítógép (First draft by John von Neumann) 1948 röntgencsillagászat (űrhajózás) (10 8 m > λ > 10 11 m; 0.1 kev < E < 100 kev) 1964 neutrínócsillagászat rádiócsillagászat infravöröscsillagászat ultraibolyacsillagászat (3 10 7 m > λ > 10 8 m; 4 ev < E < 120 ev) gammacsillagászat (λ < 10 11 m; 100 kev > E) Elektromásneses sugárzás Sugárzás Hullámhossz (m) Frekvencia (Hz) Radio 3 10 1 < λ < 2 10 3 1.5 10 5 < ν < 3 10 13 hosszú 1 10 3 < λ < 2 10 3 1.5 10 5 < ν < 3 10 5 közép 1.5 10 2 < λ < 6 10 2 5 10 5 < ν < 2 10 6 rövid 1.5 10 1 < λ < 5 10 1 6 10 6 < ν < 2 10 7 ultrarövid 1 < λ < 1.5 10 1 2 10 7 < ν < 3 10 8 mikrohullám 3 10 5 < λ < 1 3 10 8 < ν < 10 13 Infravörös 7.6 10 7 < λ < 3 10 4 3 10 12 < ν < 3.9 10 14 Látható 3.8 10 7 < λ < 7.6 10 7 3.9 10 14 < ν < 7.8 10 15 Ultraibolya 10 8 < λ < 3.8 10 7 7.8 10 14 < ν < 3 10 16 Röntgen (X) 10 12 < λ < 10 8 3 10 16 < ν < 3 10 20 Gamma (γ) 3 10 14 < λ < 3 10 10 3 10 18 < ν < 6 10 22 18
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). Más szondarészecskéket az anyag abszorbeál. Az elektromosan töltött részecskéket eltérítik az elektromos és mágneses mezők. 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 szerzünk 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. A fotonok is egyenes vonalban haladnak, azonban ha az energiájuk meghaladja a 10 TeV energiát, akkor kölcsönhatnak a háttérfotonokkal és ez jelentősen csökkenti a hatótávoságukat. 19
Hol születnek a neutrínók? Részecskegyorsítókban. Atombombarobbantásokban. Atomreaktorokban. A Földben található radioaktív elemek (U,Th) bomlásakor. Az atmoszférában a kozmikus sugárzás hatására. 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. Háttérneutrínók. Az Univerzum keletkezésekor a Big Bangben. 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, hasonlóan a mikrohullámú háttérsugárzáshoz. Az Univerzum minden köbcentiméterében kb. 300-600 ilyen neutrínót találunk. 20
A XIX század közepe táján felismerték, hogy a Nap milyen fontos szerepet játszik a Földön lejátszodó számos jelenségnél. A Napnak köszönhetjük például, hogy a Földön kialakult az élet. A Nap életkora és a szétsugárzott energia egymással olyan szoros kapcsolatban van, mint egy érem két oldala. Mennyi energiát sugároz szét a Nap? 1 cm 3 jég a Földön 40 perc alatt elovad. A Nap-Föld távolságának megfelelő sugarú, 1 cm vastag jégből álló gömbhély is elolvad 40 perc alatt. A Nap teljes felszínét beborító 0.44 km vastag jégréteg is elolvat 40 perc alatt. Ez a Föld térfogatának 2.5-szerese. 21
Az első feltevés az volt, hogy a Napban valamilyen kémiai reakció megy végbe. Ez azonban csak 3-4 ezer évig lenne képes a szétsugárzott energiát pótólni. Ennek nyomát találjuk Madách Ember tragédiájában. Lord Kelvin a gravitáció segitségévet 20 millió évre becsülte a Nap életkorát. Charles Darvin az erozió és a fajok kialakulásához szükséges idő alapján 300 millió évre becsülte Nap életkorát. A mai tudásunk alapján 4600 millió évre becsüljük a Nap életkorát. 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, 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. 22
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. 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 kinyujtani, hogy készen szedje mindazt ami kell. Költött tehát meggondolatlanul, mint a sajtféreg, és 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. E négy ezredév tehát a miénk, hogy a Napot pótolni megtanuljuk. Elég idő tudásunknak, hiszem. (Szilárd Leó kedvenc olvasmánya volt Az ember tragédiája.) 23
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 Mi okozza a napsütést? A Napban a protonokból (p) nukleáris reakciók során héliummagok (α), pozitronok (e + ) és elektronneutrínók (ν e ) keletkeznek. Négy proton fúziója közben 26,7 MeV energia szabadul fel: 4p α + 2e + + 2ν e + 26,7 MeV. 1 ev = 1.602 10 19 Joule. 24
Napneutrínók Napneutrínóknak nevezzük azokat a neutrínókat, amelyek a Napban keletkeznek. A Nap által szétsugárzott energia mélyen a Nap belsejében keletkezik termonukleáris reakciók láncolatában (pp-lánc). A reakcióknak ebben a láncolatában protonokból (p) több lépésben hélium ( 4 He) keletkezik: 4p 4 He + 2e + + 2ν e + 26.7 MeV, ahol 1 ev = 1.602 10 19 J. A reakciók közül többen ν e 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-modellek megjósolják az egyes reakciókban keletkező neutrínók fluxusát 4 és energia spektrumát, amelyeket kisérletileg mérni lehet. Különböző detektálási technikákkal az egész napneutrínóspektrum különböző részeit lehet vizsgálni. A napneutrínók fluxusa a Föld felszínén: 6.57 10 10 cm 2 s 1. A Napban másodpercenként 2 10 38 elektronneutrínó keletkezik. A napneutrínók energiája a 0 MeV 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 napneutrínókisérletek mélyen a föld alól vizsgálják a Nap sugárzását. 4 A fluxus egyenlő a részecskék irányára merőleges egységnyi felületen egységnyi idő alatt áthaladó részecskék számával. 25
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 26
10 12 Solar neutrino spectrum 10 11 pp 10 10 10 9 13 N 7 Be 15 O 10 8 27 10 7 10 6 10 5 17 F 7 Be 8 B 10 4 10 3 pep hep 10 2 10-1 1 10 A napneutrínók energiaspektruma
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 (3.8 10 5 l) tisztítószer (C 2 Cl 4 perchloroethylene) van. Ez a mennyiség 133 tonna 37 Cl-nek felel meg, illetve 2.2 10 30 37 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. Naponta átlagosan egy ilyen esemény következik be a detektorban (5.35 SNU 5 ). 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: (7.9 ± 2.6) SNU jósolt (2.1 ± 0.9) SNU mért 5 1 SNU = 1 Solar Neutrino Unit = 10 36 s 1 /target atom 28
Cserenkov-sugárzás Cerenkov-sugárzás Amikor egy nagyenergiájú elektromosan töltött részecskének egy átlátszó közegben nagyobb a sebessége (v = βc), mint abban a közegben a fény sebessége (c/n, ahol n a közeg fény törésmutatója), akkor a gerjesztett atomok által kibocsátott fény egy része Cerenkov-sugárzás formájában keletkezik, amelynek a hullámfrontja a részecske haladási irányával meghatározott szöget zár be, egy kúp palástja mentén halad. cos ϑ = c n t βct = 1 βn. 29
Kamiokande II Ezt a kisérletet eredetileg a proton bomlásának mérésére tervezték (KamiokaNDE Kamioka Nucleon Decay Experiment). A Kamioka cinkbánya a Japán Alpokban található. A kisérlet 1000 méterre van a föld felszine alatt (2700 m.w.e.) Ez egy Cerenkov-detektor, amelynek a céltárgya víz (2142(680) tonna). Ebben a mennyiségben 2.27 10 32 elektron van. A vízben neutrínó elektron szórás megy végbe: ν e + e ν e + e, E th = 9 MeV. A kisérlet eredménye: Φ mért Φ jósolt = 0.45 ± 0.15. A jósolt napneutrínó-események száma: 0.3 napneutrínó/1 nap/680 tonna. 30
A napneutrínók problémája A napneutrínók problémája (Solar Neutrino Problem SNP) abban áll, hogy az elméleti modell alapján jósolt napneutrínófluxusnál a napneutrínó-kisérletek kevesebb fluxust mérnek. A napneutrínók problémáját R.Davis Cl-kisérlete vetette fel. Ez a kisérlet két évtizeden keresztül az egyetlen napneutrínókisérlet volt. ν e + 37 Cl e + 37 Ar. A további napneutrínó-kisérletek lényegében alátámasztották a napneutrínók problémáját. A napneutrínók problémájára két területen lehet keresni a megoldást: az asztrofizika, vagy a részecskefizika területén. A legutóbbi mérési eredmények alapján a Napban lejátszódó nukleáris reakciók láncolatában is anomáliákat találtak. Napneutrínó-problémák A standard Nap-modell a mért értéknél lényegesen több napneutrínót jósol. A mért és jósolt értékek aránya más és más az energiaspektrum különböző részein. 8 B-neutrínót detektáltak, viszont nem találtak 7 Beneutrínót, holott a 7 Be szükséges a 8 B létrejöttéhez. 31
7 Be/ 8 B Anomaly 1 0.9 0.8 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 0 0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1 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 1.0 7 Be 0.0 8 B 0.4 32
Neutrínó-oszcilláció 1 Neutrino Oscillation 0.9 0.8 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 0 0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 P (ν µ ν µ ) = 1 sin 2 2ϑ sin 2 ( 1.27 m2 L ) = 1 sin 2 2ϑ sin 2 ( πl ). E L v πl = 1.27 m2 L, L v E ahol: πe L v = 1.27 m = 2.48( E 2 m 2). Az E energia MeV-ben a m 2, tömegnégyzetek különbsége pedig (ev/c 2 ) 2 egységekben van, ezért szerepel a 1.27 szorzó a kifejezésben. A vákuum-oszcilláció L v hosszát méterben kapjuk. πl = 1.9 10 11 ( MeV L v E )( m 2 L (ev/c 2 ) 2)( AU ), 1 AU = 1.5 10 11 m. P (ν µ ν e ) = 1 P (ν µ ν µ ). 33
Neutrínó-oszcilláció ν e ν µ, ν τ ; ν µ ν e, ν τ ; vagy ν τ ν e, ν µ. Vákuum-oszcilláció P (ν e ν µ ) = sin 2 2ϑ sin 2 ( πl ), l v ahol l v = 2.5E/( m 2 ), ϑ a keveredés szöge és m 2 = m 2 2 m 2 1. MSW effektus (P.Mikheyev, A.Smirnov és L.Wolfenstein) ahol 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 ), W 2 = sin 2 2ϑ + ( 2G F N e 2E m 2 cos ϑ)2. 34
Sudbury Neutrino Observatory SNO A Sudbury Neutrino Observatory (Canada - USA - UK) a napneutrínó-kisérletek legutolsó generációjához tartozik. A detektor 2073 m mélyen van a Creighton bányában, Ontario, Canada. Ez a mélység 5900 m vastag vízréteggel ekvivalens védelmet nyújt a kozmikus sugárzás ellen. A SNO egy Cerenkov-detektor 6, 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 7. A céltárgyban a nehéz víz koncentrációja 99.92%. A detektor céltárgyát (mérő térfogatát) körülötte koncentrikusan elhelyezett 9600 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 10 15 g rádióaktív szennyeződés lehet. 6 Cerenkov-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 fénytörés mutatója. A töltött részecske polarizálja az átlátszó anyag molekuláit, amelyek gyorsan visszatérnek alapállapotukba és közben fotonokat bocsátanak ki. A kibocsátott sugárzás hullámfrontja δ szöget zár be a részecske haladási irányával: cos δ = v t /v = c/(vn) = 1/(βn), ahol β = v/c. 7 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. 35
10 12 Solar neutrino spectrum 10 11 pp 10 10 10 9 13 N 7 Be 15 O 10 8 10 7 10 6 17 F 10 5 7 Be 8 B 10 4 10 3 pep hep 10 2 10-1 1 10 Solar Neutrino Spectrum 1 Survival Probability 0.9 0.8 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 0 5 10 15 20 25 30 Survival Probability 36
A napneutrínó-probléma megoldása (Sudbury Neutrino Observatory SNO) Fluxusok Φ(ν e ) (töltött áram). ν e + D p + p + e. Φ(ν x ) (semleges áram). ν x + D ν x + n + p, ν x = ν e, ν µ, ν τ. Eredmények Nincs oszcilláció, ha: Φ(ν e ) = Φ(ν x ), ν x = ν e, ν µ, ν τ. Van oszcilláció, ha: Φ(ν e ) < Φ(ν x ), ν x = ν e, ν µ, ν τ. 37
Szupernovák A szupernova olyan változócsillag, amelynek fényessége hirtelen (néhány nap alatt) sokmilliószorosára nő, olyan fényessé válik mint egy galaxis. Egy galaxisban 10 10 csillag van. Amikor egy nagytömegű csillag (M > 8M ) meghal, az nem békésen hanem az Univerzumban ismert legnagyobb robbanásban megy végbe. A csillagok azért ragyognak, mert belsejükben termonukleáris reakciókban hidrogénből hélium keletkezik. Amikor a nukleáris fűtőanyag elfogy, 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 vagy egy feketelyuk keletkezik. A csillag külső része egy hatalmas robbanásban szétszóródik a csillagkörüli térbe. Ebből a szétszóródott észből ún. köd keletkezik. A mag összeomlása előtt szilikont és vasat tartalmaz, a sugara kb. 4000 km, a tömege pedig 1.4 M körül van. Keletkező neutroncsillag átmérője kb 20 km. Később kiderült, hogy a pulzár nem egyéb mint egy pörgö neutroncsillag. 38
Szupernovák 1054, kinai csillagászok, Bika csillagkép, Rákköd, 1600 km/s sebességgel tágul. 1572, Tycho Brache, Cassiopeia csillagkép 1604, Galilei, Kigyó csillagképben, Keplerről neveztél el 1987, SN1987A, Nagy Magellán-felhő 27/2/1987 ESO Schmidt teleszkóp (Csille). Neutrínók, 23/2/1987 7.33 UT, Az összesen kibocsátott neutrínók száma 10 58, ezek közül 10 16 haladt át a Kamiokande II detektoron, amelyek közül csupán 12-t detektált a mérőberendezés. 39
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 10 7 10 19 ev tartományba esik. Az elsődleges sugárzás az atmoszféra oxigén és nitrogén atommagjaival ütközik, kb. 25-30 km magaságban. Ezekben és az ezt követő ütközésekben sok részecske keletkezik. Ezek a részecskék képezik a másodlagos sugárzást. A kozmikus sugárzás intenzitása a Föld felszínén 1 részecske négyzetcentiméterenként és percenként: 10 11 ev 1 m 2 s 1 10 16 ev 1 m 2 yr 1 10 18 ev 1 km 2 yr 1 A kozmikus sugárzás eredete rejtély mind a mai napig. 1 PeV = 10 15 ev-ig a kozmikus sugárzás szupernovákban keletkezik. Az 1 PeV = 10 15 ev fölötti kozmikus sugárzás a galaxison kívül keletkezik. 10 19 ev felett azt várjuk, hogy a 2.7 K mikrohullámú háttérsugárzással történő kölcsönhatás miatt a részecskék száma erősen csökken. 40
Atmoszférikusneutrínók A nagyenergiájú kozmikusrészecskék, főleg protonok, ütközve az atmoszféra felső rétegeiben ( 30km) található atommagokkal nagyenergiájú pionokat hoznak létre. A pionokból végül müonés 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. 41
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 Cerenkov-detektor, amelynek a céltárgya víz (50000(32000) tonna). Ebben a mennyiségben 1.07 10 34 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 11146 darab 20 inch (50.8 cm) átmérőjű fotoelektron-sokszorozó figyeli a tartályban bekövetkező eseményeket. A kisérlet eredményei: Mérték a kozmikus sugárzás hatására az atmoszférában keletkező ν µ müonneutrínókat. A detektált ν µ -k száma függ a zenith szögtől, a Föld anyagában megtett úttól. Lentről kevesebbet detektáltak mint fentről. Gauss törvénye alapján, 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). 42
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 E 2 1 r2 1 q 1 E 1 = q 2 r 2 1 = r 2 1 r 1 r1 2 q 1 r2 1 q 1 r1 2 q 2 = r2 2 q r1 2 1. = q 1 r 2 1 q 1 r 2 1 = 1. 43
Nagyenergiás csillagászat Az Univerzum távoli részein találunk rejtélyes objektumokat, amelyek nagyenergiájú részecskéket bocsátanak ki. Ilyen objektumok a 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 GRB egy rejtélyes objektum, amely negyenergiájú gamma-sugarakat lövel ki. A neutrínók kiválóak a nagyenergiás asztronómia 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). 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 háttérfotonokkal kölcsönhatva e + e párokat hoznak létre. 44
Nagyenergiás neutrínó-csillagászat A neutrínók nagyon alkalmas szondarészecskék a nagyenergiás részecskéket kibocsátó csillagászati objektumok tanulmányozásához. Az Univerzum távoli részeiből, ahol érdekes égitesteket találunk, egyenes vonalban érkeznek el a detektorokhoz, 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. Az AGN-től, például 10 15 ev < E < 10 16 ev energiájú neutrínókat várunk. Megfigyeltek 3 10 20 ev energiájú kozmikussugárzást. A kozmikus neutrínók energiája eléri ennek az energiának egy-két százalékát. Ez annyit jelent, hogy kell létezni olyan kozmikusneutrínóknak, amelyeknek az energiája nagyobb, mint 1 TeV. 45
Az IceCube 1 km 3 neutrínó teleszkóp Az IceCube neutrínó-observatóriumot azért építik a Déli-sarkon az US Amundsen Scott bázis 8 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. 8 Amundsen Roland (1872-1928) norvég sarkkutató. 1911 dec. 14.-én érte el a Déli-sarkot. Scott Robert Falcon (1868-1912) angol tengerésztiszt, sakkutató 1912 jan. 18-án érte el a Délisarkot. 1912 márc. 29. v. 30.-án visszatérve a Déli-sarktól társaival egy nagy hóviharban életét veszti. 46
Az IceCube 1 km 3 neutrínó teleszkóp 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 $2.72 10 8 (est.) Az elkészülés éve: 2010 A modellszámítások alapján az IceCube obszervatórium évenkén jónéhány eseményt fog detektálni. 47
Földneutrínók (geoneutrínók) Első esetben mérték a Föld belsejéből érkező ún. geoneutrínókat a KamLAND 9 földalatti neutrínódetektorral. A geoneutrínók nagyon alkalmasak arra, hogy segítségükkel bepillantsunk a Föld belsejébe végbemenő folyamatokba. Ezek a neutrínók föleg az 238 U és 232 Th bomlási sorokban keletkeznek a Föld belsejében. Egy lényeges kérdés, hogy mi termeli a Föld belsejében a hőt? Ma ezt a hőmennyiséget 31 TW-ra becsüljük ( 3.1 10 13 W). A nagyobb része ennek az energiának a Naptól származik (A napenergiát sugározza vissza a Föld), azonban majdnem a fele a Föld belsejében keletkezik. A szakemberek úgy gondolják, hogy idővel lehetséges lesz a Föld belsejéről a tomográfiás 10 felvételekhez hasonló háromdimenziós felvételeket is készíteni. A geoneutrínók segítségével ellenőrizni lehet a geofizikai modelleket. A mérések jól egyeznek a modellek jóslataival. 9 A Kamiokande II. detektort alakították át a KamLAND detektorrá (KamLAND Kamioka Liquid scintillator Anti-Neutrino Detector). 10 Komputertomográfia (Computed Tomography CT). A tomográfiás felvételeken a vizsgálat tárgya szeletekre bontva látható. 1979-ben Allan M. Cormack és Godfrey N. Hounsfield orvosi Nobel-díjat kaptak a komputertomográfia kifejlesztéséért. A számítógép a szeletek adataiból egy háromdimenziós képet készít. 48
Megoldásra váró problémák Biztos vagyok benne, hogy a neutrínófizika jövője legalább olyan izgalmas és eredményes lesz, mint a múltja Fred Reines, Nobel-előadás, 1995. 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. 49
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. 50
Tartalom Bevezetés Bruno Pontecorvo (életrajz) Részletek a természettudomány történetéből Az elméletek jóslási képessége Hol tartunk ma? A négy alapvető kölcsönhatás A standard modell fejlődése β-bomlás és a neutrínó hipotézise Wolgang Pauli (életrajz) Fermi β-bomlás elmélete A neutrínó hatáskeresztmetszete Los Alamos A neutrínó kisérleti kimutatása A ν µ -kisérlet A ν τ -kisérlet (DONUT) Neutrínók és tulajdonságaik A csillagászat fejlődése A neutrínó mint kutatási eszköz Hol születnek a neutrínók 1
Mennyi energiát sugároz szét a Nap? Mekkora a Nap életkora? Madách Imre: Az ember tragédiája Mi okozza a napsütést? Napneutrínók a pp-lánc és a CNO-ciklus A napneutrinok energiaspektruma 37 Cl kisérlet (Homestake) Cerenkov-sugárzás Kamiokande II A napneutrínók problémája A napneutrínók új problémája Napneutrínó-problémák Neutrínó-oszcilláció Neutrínó-oszcilláció vákumban és anyagban Sydbury Neutrino Observatory (SNO) A túléles valószínűsége A napneutrínó-probléma megoldása Szupernovák Szupernovaneutrínók A kozmikus sugárzás Atmoszférikusneutrínók 2
Super Kamiokande (SK) Mérési eredmények Nagyenergiás csillagászat Nagyenergiás neutrínó-csillagászat Neutrínó detektorok vízben és jégben Az IceCube neutrínó-obszervatórium Megoldásra váró problémák Zárszó (Milyen hasznunk származik a neutrínó-kisérletektől?) Tartalom Neutrínó (előadás) Transparecies Notes Neutrínó (előadás) Figures Bruno Pontecorvo Notes Neutrino (előadás) Transparencies 3
Neutrínó (előadás) Bevezetés Neutrínó a részecskék állatkertjének a zsiráfja Bruno Pontecorvo Hogyan fejlődik a természettudomány Az egyes elméletek jóslási képessége Hol tartunk ma? A négy alapvető kölcsönhatás A β-bomlás Hogyan született meg a neutrínó-hipotézise Fermi β-bomlás elmélete A neutrínó szabad-úthossza A neutrínó kisérleti kimutatása Három különböző neutrínó létezik A csillagászat fejlődése A neutrínó mint kutatási eszköz Hol születnek a neutrínók? Hogyan termeli a Nap az energiát, amelyet szétsugároz? Mekkora a Nap életkora? Madách Imre: Az ember tragédiája Mi okozza a napsütést? A pp-lánc és a CNO-ciklus 1
A napneutrínók energiaspektruma A napneutrínók A 37 Cl kisérlet A napneutrínók-problémája A napneutrínó-probléma megoldása Szupernovák A szupernovaneutrinók A Cerenkov-sugárzás Kamiokande II A kozmikus sugárzás Az atmoszférikusneutrínók A nagyenergiájú neutrínó csillagászat IceCube A geoneutrínók A jövő detektorai Még nagyobb detektorok 2
Transparencies Zsiráf Bevezetés Bruno Pontecorvo (foto) Bruno Pontecorvo (foto) Brino Pontecorvo (életrajz) A természettudomány fejlődése Mengyelejev periódusos rendszere A statikus kvarkmodell Ω kisérleti felfedezése A különböző elméleti jóslatok A standard modell A standard modell (szines) Hol tartunk ma? A standard modell fejlődése Három és csak három kvark-lepton család létezik (szines) A négy alapvető kölcsönhatás A négy alapvető kölcsönhatás α, β és γ sugárzások A β-bomlás A β-bomlás A β-bomlás Wolfgang Pauli (photo) Wolfgang Pauli a neutrínó-hipotézis (The Desperate Remedy) Wolfgang Pauli (életrajz) 1
Enrico Fermi (photo) Enrico Fermi (photo) Enrico Fermi a β-bomlás elmélete (szines) Enrico Fermi a β-bomlás elmélete Hans Albrecht Bethe (foto) Hans Albrecht Bethe A neutrínó hatáskeresztmetszete Los Alamos Frederick Reines (photo) Inverz beta-bomlás Reines and Cowan experiment A ν e kisérleti kimutatása A ν µ kisérleti kimutatása A ν τ kisérleti kimutatása Neutrínók (synopsis) A csillagászat fejlődése A neutrínó mint kutatási eszköz Hol születnek a neutrínók? Mennyi energiát sugároz szét a Nap? Mekkora a Nap életkora? Madách Imre: Az ember tragédiája Mi okozza a napsütést? A napneutrínók pp-lánc (szines) CNO-ciklus (szines) A napneutrínók energiaspektruma 2
Rajmond Davis Jr. (foto) 37 Cl-kisérlet (foto) 37 Cl-kisérlet A napneutrínók problémája A napneutrínó-probléma megoldása Masatoshi Koshiba Cerenkov-sugárzás Kamiokande II. Földalatti laboratóriumok A kozmikus sugárzás Atmoszférikusneutrínók SN1987A Fizikai Nobel-díj, 2002 SK SK (simulation) A neutrínó-oszcilláció SNO KamLAND A jövő detektorai IceCube AGN (szines) GRB (szines) 3
Notes A β-bomlás A β-bomlás és az inverz β-bomlás 1
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 2
Neutrínó (Az előadás) Bevezetés A részecskék állatkertjében a neutrínó a zsiráf. Bruno Pontecorvo. Hogyan fejlődik a természettudomány? Elméletek a különböző jelenségek magyarázatára. Az elméletek jóslási képessége. Hol tartunk ma? A részecskék és alapvető kölcsönhatások standard modellje. A négy alapvető kölcsönhatás. A neutrínó hipotézise A β-bomlás és a neutrínó hipotézisének születése. Wolfgang Pauli. Enrico Fermi β-bomlás elmélete. A neutrínó hatáskeresztmetszete. Pauli reagálása. A neutrínó kisérleti kimutatása. Magyar származású tudósok Los Alamosban. Frederick Reines. Neutrínó-kisérlet terve az atombombarobbantás közelében. Neutrino-kisérlet az atomreaktor közelében. A neutrínó kisérleti kimutatása az inverz β-bomlás segítségével atomreaktor mellett. A neutrínó tulajdonságai. A különböző típusú neutrínók. Milyen nehéz detektálni a neutrínókat? A neutrínó mint kutatási eszköz. Hol születnek a neutrínók? A Földben, az atmoszférában, a Napban és a csillagokban, a szupernovákban és más érdekes égitestekben. A csillagászat fejlödése. Neutrínó-csillagászat. A napneutrínók. Menny energiát sugároz szét a Nap? Mekkora a Nap életkora? Madách Imre: Az ember tragédiája. Hogyan termeli a Nap az energiát, amit szétsugároz? A 37 Cl-kisérlet. A napneutrínók problémája. A napneutrínó-probléma megoldása. A szupernovaneutrínók. A csillagfejlődés. A csillagok halála. A szupernovák és típusaik. A történelemből ismert szupernovák maradványai. Az SN1987A jelzésű szupernova. A nagyenergiás neutrínó-csillagászat. 1
Hol születnek nagyenergiájú neutrínók? Active Galactic Nuclei. Gamma-Ray Bursters. A nagyenergiájú-neutrínók detektálása. A jövő neutrínó-kisérletei és neutrínó-detektorai. SK 50 kt, Japán. Hyper Kamiokande (HK), 1.15 Mt, Japán, Underground Nucleon Decay and Neutrino Observatory (UNO), 650 kt, USA. MEMPHYS, France, Fréjus. Mit köszönhetünk a neutrínó-kisérleteknek? A β-bomlás elméletét. A paritássértés felfedezését. A standard modellt. Annak az igazolását, hogy a Napban és a csillagokban termonukleáris reakciók mennek végbe. A szupernovák elméletét. Mi hasznunk származik a neutrínó-kisérletektől? Jobban megismerjük a neutrínókat. Jobban megismerjük az anyagivilág szerkezetét és környezetünben lejátszódó jelenségeket. Mi a gyakorlati haszna a neutrínó-kisérleteknek. 2
Figures Elektronok kölcsönhatása Az α, β és γ sugárzások Fermi β-bomlás elmélete β-bomlás A β-bomlás és az inverz β-bomlás Cerenkov-sugárzás A pp-lánc és a CNO-ciklus A napneutrínók energiaspektruma A napneutrínók új problémája Survival probability of solar neutrinos A napneutrínók túlélési valószínűsége Neutrinos and target atoms IceCube 1