Neutr´ın´o I. Manno November 6, 2006
A neutr´ın´o a leptonok1 csal´adj´aba tartoz´o elektromosan semleges r´eszecske, a gravit´aci´osk¨olcs¨onhat´ason k´ıv¨ul csak a gyengek¨olcs¨onhat´asban vesz r´eszt, ez´ert nagyon neh´ez detekt´alni. A neutr´ın´o m´ar sz´amos esetben meglepte a kutat´okat. A neutr´ın´o hipot´ezis´enek a sz¨ulet´ese sem volt kiv´etel ezek k¨oz¨ul a meglepet´esek k¨oz¨ul. Wolfgang Pauli a neutr´ın´o hipot´ezist akkor vezette be, amikor egy “k´ets´egbeesett kis´erletet” tett arra, hogy a hossz´u id˝on kereszt¨ul igaznak bizonyult energia megmarad´asnak a t¨orv´eny´et megmentse a β-boml´asban. A neutr´ın´o olyan gyeng´en hat k¨olcs¨on az anyaggal, hogy a neutr´ın´o hipot´ezis´enek sz¨ulet´es´et˝ol egy negyed ´evsz´azadnak kellett eltelni addig, amig Frederick Reines ´es Clyde L. Cowan Jr. kis´erletileg ki tudt´ak mutatni a neutr´ın´o l´etez´es´et. K¨onnyen elk´epzelhet˝o, hogy a leg´ujabb neutr´ın´o-kis´erletek alapj´an ism´et u´j fizikai jelens´egek felfedez´ese el˝ott a´llunk.
1
A lepton azoknak a r´eszecsk´eknek a gy¨ ujt˝ o neve, amelyek nem vesznek r´eszt az er˝ osk¨ olcs¨ onhat´ asban ´es fermionok. Fermionnak nevez¨ unk minden olyan r´eszecsk´et, amelynek az eloszl´ as´ at a Fermi-Dirac statisztika ´ırja le. Ezeknek a r´eszecsk´eknek a spinje f´eleg´essz´ am. A lepton g¨ or¨ og sz´ o, amely k¨ onny˝ ut jelent. Ez az elnevez´es akkor sz¨ uletett, amikor az er˝ osen k¨ olcs¨ onhat´ o r´eszecsk´ekn´el, l´enyegesen k¨ onnyebb olyan r´eszecsk´eket ismertek, amelyek nem vesznek r´eszt az er˝ osk¨ olcs¨ onhat´ asban (e,µ).
1
Szeretettel u¨dv¨ozl¨om a tisztelt hallgat´os´agot. Ezalkalommal egy nagyon k¨ul¨onleges r´eszecsk´er˝ol a neutr´ın´or´ol fogok besz´elni. A neutr´ın´o annyira k¨ul¨onleges r´eszecske, hogy Bruno Pontecorvo azt mondta, hogy a r´eszecsk´ek a´llatkertj´eben a neutr´ın´o a zsir´af. Az anekd´ota szerint ugyanis amikor az egyszeri cowboy, elment az a´llatkertbe ´es megl´atta a feje f¨ol´e tornyosul´o zsir´afot ´ıgy ki´altott fel: “Ilyen a´llat nincs”. A neutr´ın´o a gravit´aci´osk¨olcs¨onhat´ason k´ıv¨ul csak a gyengek¨olcs¨onhat´asban vesz r´eszt. Ez teszi a neutr´ın´ot olyan k¨ul¨onlegess´e. Az´ert, hogy ´erthet˝obb legyen, hogy a neutr´ın´o milyen szerepet j´atszik a r´eszecsk´ek k¨oz¨ott, r¨ovid r´eszleteket fogok felid´ezni a term´eszettudom´any fejl˝od´es´enek a t¨ort´enet´eb˝ol. Azut´an a neutr´ın´o hipot´ezis megsz¨ulet´es´er˝ol, a neutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´ar´ol, a neutr´ın´o k¨ul¨onleges tulajdons´agair´ol majd a neutr´ın´ocsillag´aszatr´ol, ´erdekes neutr´ın´o-kis´erletekr˝ol fogok besz´elni ´es arr´ol hogy milyen neutr´ın´o-kis´erleteket terveznek ´es milyen neutr´ın´o-detektorokat fognak ´ep´ıteni a j¨ov˝oben. Mindenek el˝ott szeretn´ek egy p´ar mondatot mondani Bruno Pontecorvo szovjet fizikusr´ol, aki tal´an a neutr´ın´o legkiv´al´obb szak´er˝oje volt.
2
Bruno Pontecorvo (1913. 8. 22. Pisa, Italy – 1993. 9. 24. Dubna, Russia)
´ utja Elet´ • R´om´aban Fermin´el tanul
• 1937 P´arizsban Joliot-Curien´el a mesters´eges r´adioaktivit´assal foglalkozik. Itt kommunist´av´a v´alik. • 1940-ben Franciaorsz´agb´ol biciklivel Spanyolorsz´agba menek¨ul a zsid´ou¨ld¨oz´es el˝ol. • 1940-t˝ol 1943-ig az USA-ban dolgozik.
• Kanad´aban neh´ezvizes atomreaktorokat tervez (Chalk River Laboratories). • 1950 Liverpoolban tansz´eket vezet. elt˝unik, majd Moszkv´aban bukkan fel.
Innen
Kit˝un˝o gondolatai, amelyeket m´asok val´os´ıtottak meg • 1936, A µ → e + . . . boml´as´an´al nem γ, hanem egy neutr´ın´o ´es egy antineutr´ın´o keletkezik. • K´et fajta neutr´ın´onak kell l´eteznie
• Neutr´ın´o-nyal´ab
• 1946, neutr´ın´o-detektor, νe +37 Cl → e− +37 Ar
• 1957, Neutr´ın´o-oszcill´aci´o; 1969 SNP. 3
A term´eszettudom´any t¨ort´enet´et tanulm´anyozva arra a felismer´esre juthatunk, hogy a tud´osok, kutat´ok igyekeznek meg´erteni a vil´agot amelyben ´elnek. Prob´alj´ak meg´erteni az anyagi vil´ag szerkezet´et ´es azt, hogy a k¨ul¨onb¨oz˝o jelens´egeket milyen t¨orv´enyek ´ırj´ak le. Az egyes jelens´egek le´ır´as´ara egyre t¨ok´eletesebb elm´eleteket k´esz´ıtenek, amelyek egyre t¨ok´eletesebb le´ır´ast adnak a jelens´egekr˝ol ´es magukban foglalj´ak azt is, amit a kor´abbi elm´eletek m´ar helyesen ´ırtak le. ´Igy p´eld´aul az Einsteinf´ele relativisztikus mechanika mag´abafoglalja a Newton-f´ele mechanik´at, amely a kis sebess´eggel mozg´o testek mozg´as´at ´ırja le. Az Einsteinf´ele relativisztikus mechanika j´o le´ır´ast ad a kis sebess´eggel mozg´o testekr˝ol ´es azoknak a testeknek a mozg´as´ar´ol is, amelyek a f´enysebess´eghez k¨ozeli sebess´eggel mozognak. El˝ofordulnak term´eszetesen “hib´as” elm´eletek is, mint Ptolem´aiosz geocentrikus vil´agrendszere. Ma m´ar tudjuk, hogy a F¨old nem a vil´ag k¨ozepe ´es a bolyg´ok a Nap k¨or¨ul keringenek. A Nap sem a vil´ag k¨ozepe, mivel a galaxisunknak, a Tej´utnak ink´abb a sz´el´en tal´alhat´o mint a k¨ozep´en ´es a galaxisunk is csak egy galaxis a sok k¨oz¨ul.
4
Az egyes elm´eletek sz´amos esetben megj´os´olnak az elm´elet sz¨ulet´esekor nem ismert dolgokat. Newton gravit´aci´os elm´elete alapj´an az Ur´anusz bolyg´o mozg´as´ab´ol megj´osolt´ak a Neptunusz bolyg´ot. Mendelejev, a szentp´eterv´ari egyetem professzora, a k´emiai elemeket atoms´ulyuk ´es k´emiai tulajdons´agaik alapj´an t´abl´azatba rendezte. Az´ert, hogy a hasonl´o tulajdons´ag´u k´emiai elemek a t´abl´azatban egym´as al´a ugyanabba az oszlopba ker¨uljenek, Mengyelejevnek u¨res helyeket kellett hagynia a t´abl´azat´aban. A peri´odusos rendszerben tal´alt u¨res helyek alapj´an megj´osolt´ak az addig nem ismert k´emiai elemek tulajdons´agait (p´eld´ak erre a Sc Szkandium, a Ga Gallium, a Ge Germ´anium). Maxwell egyenletei, amelyek az elektrom´agness´eg elm´elet´ev´e egyes´ıtett´ek az elektromoss´ag ´es a m´agness´eg elm´elet´et, megj´osolt´ak az elektrom´agneses hull´amokat. A kvarkmodell alapj´an megj´osolt´ak az addig nem ismert Ω− r´eszecsk´et. Az SM seg´ıts´eg´evel meg lehetett j´osolni, az addig nem ismert kvarkokat (b,t) ´es leptonokat (τ ,ντ ). 5
Hol tartunk ma? A jelenlegi tud´asunk szerint a vil´agmindens´egr˝ol a legjobb le´ır´ast a r´eszecsk´ek ´es az alapvet˝o k¨olcs¨onhat´asok u´n. standard modellje adja. Az SM az anyag n´eh´any ´ep´ıt˝oelem´enek (hat kvark, hat lepton, valamint ezek antir´eszecsk´ei) ´es a k¨ozt¨uk l´etrej¨ov˝o n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as seg´ıts´eg´evel ´ırja le a vil´agmindens´eget, amelyben ´el¨unk. A modell j´o le´ır´ast ad a fiatal nagyon s˝ur˝u ´es nagyon forr´o Univerzumt´ol kiindulva, amely a Big Bangben keletkezett, az Univerzum jelenlegi a´llapot´aig. A par´anyi m´eretekt˝ol, a r´eszecsk´ek mikrovil´ag´at´ol, amelyet nagy r´eszecskegyors´ıt´okkal lehet tanulm´anyozni, a hatalmas m´eretekig, a legjobb t´avcs¨ovekkel vizsg´alhat´o ´egitestek vil´ag´aig. Az SM j´oslatait sz´amos kis´erlettel ellen˝orizt´ek. Valamennyi kis´erlet igazolta, hogy az SM helyesen ´ırja le az anyagi vil´agot ´es annak jelens´egeit. Ennek ellen´ere m´ar a modell elk´esz´ıt´esekor sokakban felvet˝od¨ott az a gondolat, hogy enn´el a modelln´el kell, hogy l´etezzen egy jobb elm´elet, amely m´eg t¨ok´eletesebben ´es kevesebb szabad param´eter seg´ıts´eg´evel fog le´ır´ast adni a k¨ornyezet¨unkr˝ol. Ma szemtan´ui vagyunk olyan kis´erleteknek, amelyek azt sugalj´ak, hogy vannak olyan jelens´egek, amelyek t´ulmutatnak standard modellen. 6
A standard modell fejl˝od´ese • 1897, J.J.Thomson, elektron (e−) • 1936, m¨uon (µ)
• 1956, νe
• 1962, νµ
• 1964, Gell-Mann ´es Zweig: kvark-hipot´ezis, up (u), down (d) ´es strange (s) kvarkok, amelyb˝ol fel´ep´ıthet˝ok a proton, a neutron ´es m´as er˝osen k¨olcs¨onhat´o r´eszecsk´ek (hadronok).
• 1970, Glashow, Iliopoulis ´es Maiani (GIM) azt a´ll´ıtott´ak, hogy a kvarkok p´arokban l´eteznek. • 1974, SPEAR, SLAC (Stanford) ´es Brookhaven AGS (J/ψ = c¯c). • 1975, tau (τ )
• 1977, Fermilab, bottom (Υ = b¯b)
• 1994, Fermilab, top (t) • 2000, ντ
• 2000, CERN, LEP, H´arom ´es csak h´arom k¨onny˝u kvark-lepton cs´al´ad l´etezik.
7
A n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as A term´eszetben n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´ast ismer¨unk: a gravit´aci´os-, az elektrom´agneses-, az er˝os´es a gyengek¨olcs¨onhat´ast. A gravit´aci´o tart benn¨unket a F¨old¨on ´es a bolyg´okat a p´aly´aikon. Az elektrom´agneses er˝o k¨oti az elektronokat az atommaghoz. Az elektrom´agnesesk¨olcs¨onhat´as fontos szerepet j´atszik a k´emiai reakci´okban. Nagyon sok h´etk¨oznapi jelens´eg m¨og¨ott az elektrom´agneses er˝ok fedezhet˝ok fel. Az er˝osk¨olcs¨onhat´as k¨oti o¨ssze a kvarkokat a protonokban, a neutronokban ´es m´as er˝osen k¨olcs¨onhat´o r´eszecsk´ekben a hadronokban, valamint a protonokat ´es neutronokat az atommagokban. A gyengek¨olcs¨onhat´as fontos szerepet j´atszik a boml´asi folyamatokban, neki k¨osz¨onhetj¨uk, hogy a Nap s¨ut ´es hogy a F¨old¨on kialakult az ´elet. A r´eszecsk´ek k¨oz¨ott a n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as u´n. k¨ozvet´ıt˝or´eszecsk´ek seg´ıts´eg´evel megy v´egbe. A r´eszecsk´ek a k¨ozvet´ıt˝or´eszecsk´ek seg´ıts´eg´evel inpulzust, elektromos t¨olt´est, gyenge t¨olt´est stb. tudnak a´tadni egym´asnak. A makroszk´opikus testek k¨olcs¨onhat´asa visszavezethet˝o a r´eszecsk´ek k¨olcs¨onhat´as´ara.
8
1896-ban Henri Bequerel felfedezi a radioaktivit´ast. Ezut´an a XX. sz´azad elej´en az atomfizika gyors fejl˝od´esnek indul. 1930-ban egy magfizikai reakci´o az u´n. β-boml´as h´ıvta fel mag´ara a figyelmet: (N, P ) → (N − 1, P + 1) + e− + ν¯e , ahol N a neutronok sz´ama P pedig a protonok sz´ama. P´eld´aul: 6 2 He
→63 Li + e− + ν¯e ,
vagy a neutron boml´asa: n → p + e− + ν¯e , ahol n a neutront, p a protont, e− az elektront, ν¯e pedig az antielektronneutr´ın´ot jel¨oli. A neutron βboml´as´aban tulajdonk´eppen egy d kvark bomlik el: d → u + e− + ν¯e . ´Igy egy atommag β-boml´asa visszavezethet˝o egy neutron β-boml´as´ara, az pedig egy d kvark β-boml´as´ara. 1930 v´eg´en egy konferenci´at rendeznek T¨ubingenben Stutgart k¨ozel´eben a radioaktivit´assal kapcsolatban. Wolfgang Pauli nem tudott r´eszt venni ezen a konferenci´an, mivel mint ismert szem´elyis´eg Z¨urichben egy b´alra volt hivatalos. Pauli egy az´ota h´ıress´e v´alt levelet ´ırt a konferencia r´esztvev˝oinek. Pauli ebben a lev´elben fogalmazta meg a neutr´ın´o hipot´ezis´et. 9
Wolfgang Pauli (1900 – 1958)
• Sommerfeldn´el tanult. Sommerfeld k´er´es´ere egy o¨sszefoglal´o cikket ´ırt a relativit´aselm´eletr˝ol (20 ´eves). • Pauli-elv (25 ´eves).
• Neutr´ın´o-hipot´ezis (30 ´eves).
• Nobel-d´ıj (45 ´eves). Anekd´ota
• Viktor Weisskopf mes´elte, hogy egy alkalommal r´aj¨ott, hogy az egyik cikk´eben hib´as sz´am´ıt´asi eredm´enyt k¨oz¨olt. Elcs¨uggedve ment a volt tan´ar´ahoz, Paulihoz, hogy megk´erdezze ´erdemes-e folytatnia a fizikusi p´aly´at? Pauli a k¨ovetkez˝ok´eppen b´ator´ıtotta: Ne add fel, mindenki elk¨ovet hib´akat – kiv´eve engem. • Pauli-effektus Kvantumfizika – physics for boys: Wolfgang Pauli, Werner Heisenberg (1901, 26 ´eves – hat´arozatlans´agi o¨sszef¨ugg´es, 1932 Nobel-d´ıj), Paul Dirac (1902, 1928 relativisztikus hull´amegyenlet, 1933 Nobel-d´ıj), Pascual Jordan (1902), ... 10
Fermi 1934-ben, j´oval a neutr´ın´o kis´erleti kimutat´asa el˝ott, a kvantumelektrodinamika mint´aj´ara, amelyben k´et mozg´o elektron, k´et a´ram, foton a´tad´as´aval hat egym´asra, megalkotta a β-boml´as elm´elet´et. Fermi a β-boml´ast k´et a´ram (nukleon a´ram ´es lepton a´ram) k¨olcs¨onhat´asak´ent ´ırja le. A k¨olcs¨onhat´askor az elektromos t¨olt´es a´tad´as´aval egy¨utt gyenge t¨olt´es a´tad´as´ara is sor ker¨ul. ´Igy a semleges neutron a´ram negat´ıv t¨olt´est vesz´ıt azaz pozit´ıv elektromos t¨olt´est kap ´es proton a´ramm´a alakul, az antielektronneutr´ın´o a´ram pedig negat´ıv t¨olt´est kap ´es elektron a´ramm´a alakul. A neutron β-boml´ asa
n → p+ + e− + ν¯e , d → u + W− ´es W − → e− + ν¯e
azaz
Az elektrom´agnesesk¨olcs¨onhat´assal ellent´etben a gyengek¨olcs¨onhat´asnak a hat´ot´avols´aga nagyon kicsi, Fermi null´anak vette ezt a t´avols´agot.
11
Hans Bethe ´es Rudolf Peierls2 Fermi elm´elet´enek seg´ıts´eg´evel kisz´am´ıtj´ak, hogy mekkora a neutr´ın´o hat´askeresztmetszete. A hat´askeresztmetszet jellemzi azt, hogy a r´eszecske milyen akt´ıvan hat k¨olcs¨on az anyaggal. Konkr´etan azt sz´am´ıtott´ak ki, hogy a neutr´ın´o milyen t´avols´agot k´epes a v´ızben megtenni, an´elk¨ul, hogy k¨olcs¨onhatna a v´ız valamelyik molekul´aj´aval, azaz mekkora a szabadu´thossza v´ızben. Az eredm´eny¨uk szerint ez hosszabb volt, mint 1000 f´eny´ev. Ez´ert azt a´ll´ıtott´ak, hogy nincs olyan gyakorlati m´odszer, amellyel a neutr´ın´ot kis´erletileg ki lehet mutatni. Err˝ol ´ertes¨ulve Pauli a k¨ovetkez˝ot mondta: “Sz¨orny˝u dolgot cselekedtem, olyasmit, amit egy elm´eleti fizikusnak nem volna szabad megtennie. Olyan r´eszecsk´et t´eteleztem fel, amelyet sosem lehet kimutatni kis´erletileg.”
2
Pejers
12
A t¨ort´enet Los Alamosban folytat´odik. Itt hozt´ak l´etre az atombomb´at. Magyar sz´armaz´as´u tud´osok voltak a f˝oszerepl˝oi ennek a programnak (Szil´ard Le´o, Teller Ede, Wigner Jen˝o, Neumann J´anos, Kem´eny J´anos, Lax P´eter). Az anekd´ota szerint, amikor a kutat´o csoport vezet˝oje Enrico Fermi valami´ert elhagyta a tan´acskoz´as term´et, akkor Szil´ard Le´o megsz´olalt: Uraim! Ak´ar magyarul is folytathatjuk a megbesz´el´est. Frederick Reines 1944-ben ker¨ult Los Alamosba. A feladata az atombomba robbant´asok tanulm´anyoz´asa volt. Elmes´el´ese alapj´an ez egy nagyon kiv´al´o iskola volt sz´am´ara, amely megtan´ıtotta a “meg lehet ezt csin´alni” szellem´eben gondolkodni. Az atombomba sikeres l´etrehoz´asa ut´an a laborat´orium a´t´allt a bomba sorozatgy´art´as´ara. Ekkor Reines azzal a k´er´essel fordult a laborat´orium vezet´es´ehez, hogy egy alapvet˝o fizikai kis´erletet szeretne v´egezni: kis´erlettel szeretn´e kimutatni a neutr´ın´ot. El˝osz¨or egy detektort sz´and´ekoztak egy atom´ gondolbombarobbant´as k¨ozel´eben elhelyezni. Ugy t´ak, hogy a robbant´as ut´an a roncsok a´tvizsg´al´as´aval a neutr´ın´o nyom´ara tal´alnak. K´es˝obb felvet˝od¨ott a gondolat, hogy az atomreaktorban keletkez˝o neutr´ın´ok alkalmasabbak a kis´erlethez. 13
A ν¯e kis´erleti kimutat´asa (1956) Frederick Reines ´es Clyde L. Cowan, Jr. az inverz β-boml´as seg´ıts´eg´evel mutatt´ak ki a ν¯e antielektronneutr´ın´ot a Savannah River atomreaktor k¨ozel´eben: ν¯e + p → n + e+ .
A pozitron (e+) egy elektronnal annihil´al´odik ´es ´ıgy fotonok keletkeznek. Ha az annihil´aci´o sor´an 2γ keletkezik, akkor mindenegyes γ energi´aja 0.511 MeV. A neutron (n) eg´esz addig bolyong a c´elt´argyban, am´ıg egy kadmium atom be nem fogja. A neutronbefog´assal keletkezett u´j atommag fotonokat bocs´at ki. A kibocs´atott fotonok o¨sszenergi´aja kb. 9 MeV. N´eh´any mikroszekundum v´alasztja el ezt a k´et esem´enyt. Az egym´ast k¨ovet˝o k´et esem´enyt k´esleltetett koincidenci´aval detekt´alt´ak. A detektor c´elt´argya k´et n´egysz¨ogletes o¨sszesen 200 literes plasztik v´ıztart´alyb´ol a´llt. A v´ızben feloldott a kadmium atommagok a neutronok befog´as´ara szolg´altak. A k´et c´elt´argyat folyad´ekszcintill´aci´os detektorok k¨oz¨ott helyezt´ek el. Minden t´eglatestalak´u szcintill´atoros detektorban 1400 liter folyad´ekszcintill´ator volt, amelyet 110 fotoelektronsokszoroz´o figyelt. 1995-ben Frederick Reines Fizikai Nobel-d´ıjat kapott az neutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´a´ert. 14
A ν¯µ kis´erleti kimutat´asa (1961-1962) A neutr´ın´oval v´egzett kis´erletek alapj´an arra a k¨ovetkeztet´esre jutottak, hogy t¨obbf´ele neutr´ın´onak kell l´eteznie. A m¨uon β-boml´as´aban egy neutr´ın´o ´es egy antineutr´ın´o keletkezik. A k´et neutr´ın´o valamiben k¨ul¨onb¨ozik egym´ast´ol, mivel sosem figyeltek meg annihil´aci´ot. π − → W − → µ− + ν¯µ ν¯µ + N → µ+ + X
azaz
u → W+ + d ´es ν¯µ + W + → µ+ A ν¯µ k¨olcs¨onhat egy u kvarkkal, az u kvark kibocs´at egy W + bozont ´es d kvarkk´a alakul, a ν¯µ pedig abszorbe´alja a W + bozont ´es µ+ antim¨uonn´a alakul. Loeon Lederman, Melvin Schwartz ´es Jack Steinberger Brookhavenben a 30 GeV protongyors´ıt´on v´egezt´ek el ezt a kis´erletet. A 1014 ν¯µ neutr´ın´o 51 reakci´ot hozott l´etre. Minden esetben µ+ keletkezett. Ezzel igazolt´ak az antim¨uonneutr´ın´o l´etez´es´et.1988-ban Fizikai Nobeld´ıjat kaptak a m¨uonneutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´a´ert. 15
A ντ kis´erleti kimutat´asa (2000) Direct Observation of the NU-Tau (DONUT). 2000 junius´aban a DONUT egy¨uttm˝uk¨od´es, a m´er´esi adatok alapos analiz´al´asa ut´an bemutatott n´egy esem´enyt, amelyeken a τ − r´eszecske boml´asa l´athat´o. ντ + N → τ − + X
azaz
d → W− + u ντ + W − → τ − τ − → ντ + µ− + ν¯µ . A ντ k¨olcs¨onhat egy d kvarkkal. A d kvark kibocs´at egy W − bozont ´es u kvarkk´a alakul, a ντ pedig elnyeli a W − bozont ´es τ − leptonn´a v´altozik. A kis´erlet v´egrehajt´as´ara 1997-ben ker¨ult sor a Fermilabban.
16
A r´eszecsk´ek standard modellje, amely a jelenlegi tud´asunk szerint a legjobb le´ır´ast adja a k¨ornyezet¨unkr˝ol ´es a k¨ornyezet¨unkben v´egbemen˝o jelens´egekr˝ol, a vil´agmindens´eget n´eh´any ´ep´ıt˝oelem (hat kvark ´es hat lepton ´es ezek antir´eszecsk´ei) ´es a k¨ozt¨uk v´egbemen˝o n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as seg´ıts´eg´evel ´ırja le. A neutr´ın´ok a leptonok3 csal´adj´aba tartoz´o stabil, elektromosan semleges r´eszecsk´ek, a spinj¨uk 1/2. H´arom elektromosan t¨olt¨ott leptont ismer¨unk: az elektront (e−) ´es a hozz´a hasonl´o, de n´ala nehezebb m¨uont (µ−) ´es a taut (τ −). Az elektromosan t¨olt¨ott leptonok h´arom alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as´aban vesznek r´eszt (elektrom´agneses-, gyenge- ´es gravit´aci´osk¨olcs¨onhat´asban), de nem vesznek r´eszt az er˝osk¨olcs¨onhat´asban. Minden t¨olt¨ott leptonhoz tartozik egy elektromosan semleges lepton, egy neutr´ın´o: az elektronhoz az elektronneutr´ın´o (νe), a m¨uonhoz a m¨uonneutr´ın´o (νµ), a tauhoz pedig a tauneutr´ın´o (ντ ). A neutr´ın´ok a gravit´aci´osk¨olcs¨onhat´ason k´ıv¨ul csak a gyengek¨olcs¨onhat´asban vesznek r´eszt, ez´ert nagyon neh´ez detekt´alni o˝ket.
3
A lepton azoknak a r´eszecsk´eknek a gy¨ ujt˝ o neve, amelyek nem vesznek r´eszt az er˝ osk¨ olcs¨ onhat´ asban ´es fermionok. Fermionnak nevez¨ unk minden olyan r´eszecsk´et, amelynek az eloszl´ as´ at a Fermi-Dirac statisztika ´ırja le. Ezeknek a r´eszecsk´eknek a spinje f´eleg´essz´ am. A lepton g¨ or¨ og sz´ o, amely k¨ onny˝ ut jelent. Ez az elnevez´es akkor sz¨ uletett, amikor az er˝ osen k¨ olcs¨ onhat´ o r´eszecsk´ekn´el, l´enyegesen k¨ onnyebb olyan r´eszecsk´eket ismertek, amelyek nem vesznek r´eszt az er˝ osk¨ olcs¨ onhat´ asban (e,µ).
17
A csillag´aszat fejl˝od´ese • 1608 hollandiai t´avcs˝o
• 1590 olasz t´avcs˝o (Galilei)
• 1945 sz´am´ıt´og´ep (First draft by John von Neumann) • 1948 r¨ontgencsillag´aszat (˝urhaj´oz´as) (10−8 m > λ > 10−11 m; ∼ 0.1 keV < E < 100 keV) • 1964 neutr´ın´ocsillag´aszat • r´adi´ocsillag´aszat
• infrav¨or¨oscsillag´aszat
• ultraibolyacsillag´aszat (3 × 10−7 m > λ > 10−8 m; ∼ 4 eV < E < 120 eV)
• gammacsillag´aszat (λ < 10−11 m; 100 keV > E) Elektrom´asneses sug´arz´as Sug´arz´as Hull´amhossz (m) Frekvencia (Hz) Radio 3 × 10−1 < λ < 2 × 103 1.5 × 105 < ν < 3 × 1013 hossz´ u 1 × 103 < λ < 2 × 103 1.5 × 105 < ν < 3 × 105 k¨oz´ep 1.5 × 102 < λ < 6 × 102 5 × 105 < ν < 2 × 106 r¨ovid 1.5 × 101 < λ < 5 × 101 6 × 106 < ν < 2 × 107 ultrar¨ovid 1 < λ < 1.5 × 101 2 × 107 < ν < 3 × 108 mikrohull´am 3 × 10−5 < λ < 1 3 × 108 < ν < 1013 Infrav¨or¨os 7.6 × 10−7 < λ < 3 × 10−4 3 × 1012 < ν < 3.9 × 1014 L´athat´o 3.8 × 10−7 < λ < 7.6 × 10−7 3.9 × 1014 < ν < 7.8 × 1015 Ultraibolya 10−8 < λ < 3.8 × 10−7 7.8 × 1014 < ν < 3 × 1016 R¨ontgen (X) 10−12 < λ < 10−8 3 × 1016 < ν < 3 × 1020 Gamma (γ) 3 × 10−14 < λ < 3 × 10−10 3 × 1018 < ν < 6 × 1022 18
A neutr´ın´o mint kutat´asi eszk¨oz A neutr´ın´ok kiv´al´o kutat´asi eszk¨oz¨ok, szondar´eszecsk´ek. Ennek az a magyar´azata, hogy az anyaggal csak gyeng´en hatnak k¨olcs¨on. Az anyag alig abszorbe´alja o˝ket, az elektromos ´es m´agneses mez˝ok nem hatnak r´ajuk, ´ıgy a keletkez´esi hely¨ukt˝ol egyenes vonalban ´erkeznek meg a detektorhoz, meg˝orizve az inform´aci´ot a keletkez´es¨uk k¨or¨ulm´enyeir˝ol (impulzus, energia, a keletkez´esi hely¨ukh¨oz mutat´o ir´any). M´as szondar´eszecsk´eket az anyag abszorbe´al. Az elektromosan t¨olt¨ott r´eszecsk´eket elt´er´ıtik az elektromos ´es m´agneses mez˝ok. A neutr´ın´ok egyed¨ul´all´o lehet˝os´eget nyujtanak a tud´osoknak arra, hogy bepillantsanak a Napban, a csillagokban ´es m´as ´erdekes ´egitestekben lej´atsz´od´o folyamatokba. A neutr´ın´ok seg´ıts´eg´evel egyre u´jabb ismereteket szerz¨unk a geofizika, az asztrofizika ´es az asztron´omia ter¨ulet´en. A szekemberek v´elem´enye szerint a neutr´ın´ok lehet˝os´eget fognak nyujtani ahhoz, hogy a F¨old belsej´er˝ol a tomogr´afi´ahoz hasonl´o felveteleket k´esz´ıthess¨unk. A fotonok is egyenes vonalban haladnak, azonban ha az energi´ajuk meghaladja a 10 TeV energi´at, akkor k¨olcs¨onhatnak a h´att´erfotonokkal ´es ez jelent˝osen cs¨okkenti a hat´ot´avos´agukat. 19
Hol sz¨uletnek a neutr´ın´ok? • R´eszecskegyors´ıt´okban.
• Atombombarobbant´asokban.
• Atomreaktorokban.
• A F¨oldben tal´alhat´o radioakt´ıv elemek (U,Th) boml´asakor. • Az atmoszf´er´aban a kozmikus sug´arz´as hat´as´ara.
• A Napban ´es a csillagokban a termonukle´aris reakci´okban. • A szupernov´aknak nevezett csillagrobban´asokban. • Az Univerzum m´as akt´ıv r´eszeiben, mint p´eld´aul az akt´ıv galaxisokban. • A s¨ot´et anyag annihil´aci´ojakor.
• H´att´erneutr´ın´ok. Az Univerzum keletkez´esekor a Big Bangben. A neutr´ın´ok kb. egy m´asodperccel a Big Bang ut´an k¨ul¨onv´altak a t¨obbi r´eszecsk´ekt˝ol ´es tov´abb h¨ultek ´es ritkultak (t´agultak) a maguk m´odj´an. Ebb˝ol keletkeztek a h´att´erneutr´ın´ok, hasonl´oan a mikrohull´am´u h´att´ersug´arz´ashoz. Az Univerzum minden k¨obcentim´eter´eben kb. 300-600 ilyen neutr´ın´ot tal´alunk. 20
A XIX sz´azad k¨ozepe t´aj´an felismert´ek, hogy a Nap milyen fontos szerepet j´atszik a F¨old¨on lej´atszod´o sz´amos jelens´egn´el. A Napnak k¨osz¨onhetj¨uk p´eld´aul, hogy a F¨old¨on kialakult az ´elet. A Nap ´eletkora ´es a sz´etsug´arzott energia egym´assal olyan szoros kapcsolatban van, mint egy ´erem k´et oldala. Mennyi energi´at sug´aroz sz´et a Nap? • 1 cm3 j´eg a F¨old¨on ∼ 40 perc alatt elovad.
• A Nap-F¨old t´avols´ag´anak megfelel˝o sugar´u, 1 cm vastag j´egb˝ol a´ll´o g¨ombh´ely is elolvad ∼ 40 perc alatt. • A Nap teljes felsz´ın´et bebor´ıt´o 0.44 km vastag j´egr´eteg is elolvat ∼ 40 perc alatt. Ez a F¨old t´erfogat´anak ∼ 2.5-szerese.
21
Az els˝o feltev´es az volt, hogy a Napban valamilyen k´emiai reakci´o megy v´egbe. Ez azonban csak 34 ezer ´evig lenne k´epes a sz´etsug´arzott energi´at p´ot´olni. Ennek nyom´at tal´aljuk Mad´ach Ember trag´edi´aj´aban. Lord Kelvin a gravit´aci´o segits´eg´evet 20 milli´o ´evre becs¨ulte a Nap ´eletkor´at. Charles Darvin az erozi´o ´es a fajok kialakul´as´ahoz sz¨uks´eges id˝o alapj´an 300 milli´o ´evre becs¨ulte Nap ´eletkor´at. A mai tud´asunk alapj´an 4600 milli´o ´evre becs¨ulj¨uk a Nap ´eletkor´at. A fizikusok az´ert kaptak rosszabb becsl´est Darvinn´al, mert abban az id˝oben m´eg hi´anyoztak a fizik´anak azon r´eszei, amelyek a probl´ema megold´as´ahoz sz¨uks´egesek. Henri Bequerel 1896ban fedezi fel a radioaktivit´ast, Einstein pedig 1905ben publik´alja a speci´alis relativit´as elm´elet´et ´es benne a h´ıres E = mc2 k´eplet´et, amely a t¨omeg ´es energia equivalenci´aj´at ´ırja le.
22
Mad´ach Imre: “Az ember trag´edi´aja” Mad´ach Imre az 1860-ban ´ırt dr´am´aj´aban, “Az ´ am u´jra meg u´jra testet ember trag´edi´aj´aban”, Ad´ o¨lt a t¨ort´enelem nagy alakjaiban, hogy u´jabb t´arsadalmi modellt kipr´ob´alva keresse az emberis´eg c´elj´at. A tizenkettedik sz´ınben a falanszter jelenetben a Nap v´egzet´er˝ol a term´eszettud´os a k¨ovetkez˝ok´eppen elm´elkedik: Mid˝on az ember f¨oldj´en megjelent, j´ol beruh´azott ´el´eskamra volt az, csak a kez´et kellett kinyujtani, hogy k´eszen szedje mindazt ami kell. K¨olt¨ott teh´at meggondolatlanul, mint a sajtf´ereg, ´es ´edes m´amor´aban r´a´ert reg´enyes hipot´ezisekben keresni ingert ´es k¨olt´eszetet. De m´ar nek¨unk a legv´egs˝o falatn´al fukarkodnunk kell, a´ltall´atva r´eg, hogy elfogy a sajt ´es ´ehen vesz¨unk N´egy ezred´ev ut´an a Nap kih¨ul, n¨ov´enyeket nem sz¨ul t¨obb´e a F¨old. E n´egy ezred´ev teh´at a mi´enk, hogy a Napot p´otolni megtanuljuk. El´eg id˝o tud´asunknak, hiszem. (Szil´ard Le´o kedvenc olvasm´anya volt “Az ember trag´edi´aja”.) 23
pp
99.77%
p + p → d + e+ + ν
pep
0.23%
p + e- + p → d + ν
Hep 3
-5
10 %
3
He + p → He + e+ + ν
d + p → He + γ
4
15.08% 3
4
7
He + He → Be + γ
7
Be
99.9%
7
7
4
8
84.92% 3
3
4
He + He → He + 2p
p-I
7
0.1%
Be + e- → 7Li + γ + ν
Be + p → 8B + γ
8
B
B → 24He + e+ + ν
Li + p → 2 He
p-II
p-III
pp-l´anc
Mi okozza a naps¨ut´est? A Napban a protonokb´ol (p) nukle´aris reakci´ok sor´an h´eliummagok (α), pozitronok (e+) ´es elektronneutr´ın´ok (νe) keletkeznek. N´egy proton f´uzi´oja k¨ozben 26,7 MeV energia szabadul fel: 4p → α + 2e+ + 2νe + 26,7 MeV . 1 eV = 1.602 × 10−19 Joule.
24
Napneutr´ın´ok Napneutr´ın´oknak nevezz¨uk azokat a neutr´ın´okat, amelyek a Napban keletkeznek. A Nap a´ltal sz´etsug´arzott energia m´elyen a Nap belsej´eben keletkezik termonukle´aris reakci´ok l´ancolat´aban (pp-l´anc). A reakci´oknak ebben a l´ancolat´aban protonokb´ol (p) t¨obb l´ep´esben h´elium (4He) keletkezik: 4p → 4He + 2e+ + 2νe + 26.7 MeV , ahol 1 eV = 1.602 × 10−19 J. A reakci´ok k¨oz¨ul t¨obben νe elektronneutr´ın´o keletkezik. Minthogy a neutr´ın´ok a gravit´aci´osk¨olcs¨onhat´ason kiv¨ul csak a gyengek¨olcs¨onhat´asban vesznek r´eszt, ez´ert k¨onnyen kijutnak a Nap belsej´eb˝ol ´es a keletkez´es¨ukt˝ol sz´am´ıtva 2 m´asodperc alatt eljutnak a Nap felsz´ın´ere ´es nyolc perc alatt el´erik a F¨oldet. A Nap-modellek megj´osolj´ak az egyes reakci´okban keletkez˝o neutr´ın´ok fluxus´at4 ´es energia spektrum´at, amelyeket kis´erletileg m´erni lehet. K¨ul¨onb¨oz˝o detekt´al´asi technik´akkal az eg´esz napneutr´ın´ospektrum k¨ul¨onb¨oz˝o r´eszeit lehet vizsg´alni. A napneutr´ın´ok fluxusa a F¨old felsz´ın´en: 6.57 × 1010 cm−2s−1. A Napban m´asodpercenk´ent 2 × 1038 elektronneutr´ın´o keletkezik. A napneutr´ın´ok energi´aja a 0 MeV ≤ E < 15 MeV tartom´anyba esik. A napneutr´ın´o-kis´erletek, amelyek detekt´alj´ak a Napban keletkez˝o neutr´ın´okat lehet˝ov´e teszik a Nap belsej´eben lej´atsz´od´o termonukle´aris reakci´ok kis´erleti vizsg´alat´at. Mint ´erdekess´eget megjegyezhetj¨uk, hogy a napneutr´ın´okis´erletek m´elyen a f¨old al´ol vizsg´alj´ak a Nap sug´arz´as´at.
4 A fluxus egyenl˝ o a r´eszecsk´ek ir´ any´ ara mer˝ oleges egys´egnyi fel¨ uleten egys´egnyi id˝ o alatt a ´thalad´ o r´eszecsk´ek sz´ am´ aval.
25
pp
99.77% +
pep
0.23% -
p+p→d+e +ν
p+e +p→d+ν
Hep 3
3
d + p → He + γ
-5
10 % 4
He + p → He + e+ + ν 15.08%
3
4
7
He + He → Be + γ
7
Be
7
99.9% -
7
Be + e → Li + γ + ν
3
4
He + He → He + 2p
8
Be + p → B + γ
8
B
84.92% 3
0.1% 7
7
4
8
Li + p → 2 He
p-I
B → 24He + e+ + ν
p-II
p-III
pp-l´anc
15
O
15
12
N+p→ C+α
15
15
+
O→ N+e +ν
12
C + p → 13N + γ
O + p → 17F + γ
17
N
F
13
+
17
F → 17O + e+ + ν
N→ C+e +ν
13
16
N+p→ O+γ
16
13 13
15
14
C+p→ N+γ
14
15
N+p→ O+γ
Main cycle
17
14
O+p→ N+α
Secondary cycle
CNO-cycle CNO-ciklus
26
Solar neutrino spectrum 10
12
10
11
10
10
pp → 7
Be →
27
10
9
10
8
10
7
10
6
10
5
10
4
10
3
10
2
10
13
15
N
17
O
F 7
8
B→
Be → pep →
-1
1
A napneutr´ın´ok energiaspektruma
hep
10
A 37Cl kis´erlet Ezt az u´tt¨or˝o radiok´emiai kis´erletet 1964-ban kezdi el Ray Davis munkat´asaival. A kis´erlet 4850 l´ab m´elyen tal´alhat´o a Homstake aranyb´any´aban, Lead, Sud Dakota (4100 m.w.e.) A detektor tart´aly´aban 615 tonna (3.8×105 l) tiszt´ıt´oszer (C2Cl4 – perchloroethylene) van. Ez a mennyis´eg 133 tonna 37Cl-nek felel meg, illetve 2.2 × 1030 37 Cl atomnak. Az elektronneutr´ın´o (νe ) a k¨ovetkez˝o reakci´ot hozza l´etre a detektorban: νe +
37
Cl → e− +
37
Ar ,
Eth = 0.814 MeV .
Naponta a´tlagosan egy ilyen esem´eny k¨ovetkezik be a detektorban (5.35 SNU5 ). Az elektronneutr´ın´o energi´aj´anak legal´abb 0.814 MeV-nek kell lenni ahhoz, hogy a reakci´o megval´osuljon. ´Igy ezt a reakci´ot l´etrehozhatj´ak a 7Be, pep, ´es 8 B neutr´ın´ok. A legnagyobb j´arul´ekot azonban a 8B neutr´ın´ok adj´ak, mivel a 37Ar energia szintjei k¨oz¨ott l´etezik egy olyan, amelynek nagy val´osz´ın˝us´ege van a 8B neutr´ın´ok energi´aj´an. Az 37Ar atom instabil. Elektronbefog´assal elbomlik. A boml´asideje kb. 35 nap: 37
Ar + e− →
37
Cl + γ .
A kis´ erlet eredm´ enyei:
(7.9 ± 2.6) SNU j´osolt (2.1 ± 0.9) SNU m´ert 5
1 SNU = 1 Solar Neutrino Unit = 10−36 s−1 /target atom
28
Cserenkov-sug´arz´as
˘ Cerenkov-sug´ arz´as Amikor egy nagyenergi´aj´u elektromosan t¨olt¨ott r´eszecsk´enek egy a´tl´atsz´o k¨ozegben nagyobb a sebess´ege (v = βc), mint abban a k¨ozegben a f´eny sebess´ege (c/n, ahol n a k¨ozeg f´eny t¨or´esmutat´oja), akkor a gerjesztett atomok a´ltal kibocs´atott f´eny ˘ egy r´esze Cerenkov-sug´ arz´as form´aj´aban keletkezik, amelynek a hull´amfrontja a r´eszecske halad´asi ir´any´aval meghat´arozott sz¨oget z´ar be, egy k´up pal´astja ment´en halad. c nt
1 cos ϑ = = . βct βn 29
Kamiokande II Ezt a kis´erletet eredetileg a proton boml´as´anak m´er´es´ere tervezt´ek (KamiokaNDE – Kamioka Nucleon Decay Experiment). A Kamioka cinkb´anya a Jap´an Alpokban tal´alhat´o. A kis´erlet 1000 m´eterre van a f¨old felszine alatt (2700 m.w.e.) Ez ˘ egy Cerenkov-detektor, amelynek a c´elt´argya v´ız (2142(680) tonna). Ebben a mennyis´egben 2.27 × 1032 elektron van. A v´ızben neutr´ın´o – elektron sz´or´as megy v´egbe: νe + e− → νe0 + e0− ,
Eth = 9 MeV .
A kis´ erlet eredm´ enye:
Φm´ert = 0.45 ± 0.15 . Φj´osolt A j´ osolt napneutr´ın´ o-esem´ enyek sz´ ama:
0.3 napneutr´ın´o/1 nap/680 tonna .
30
A napneutr´ın´ok probl´em´aja A napneutr´ın´ok probl´em´aja (Solar Neutrino Problem – SNP) abban a´ll, hogy az elm´eleti modell alapj´an j´osolt napneutr´ın´ofluxusn´al a napneutr´ın´o-kis´erletek kevesebb fluxust m´ernek. A napneutr´ın´ok probl´em´aj´at R.Davis Cl-kis´erlete vetette fel. Ez a kis´erlet k´et ´evtizeden kereszt¨ul az egyetlen napneutr´ın´okis´erlet volt. νe +37 Cl → e− +37 Ar .
A tov´abbi napneutr´ın´o-kis´erletek l´enyeg´eben al´at´amasztott´ak a napneutr´ın´ok probl´em´aj´at. A napneutr´ın´ok probl´em´aj´ara k´et ter¨uleten lehet keresni a megold´ast: • az asztrofizika, vagy • a r´eszecskefizika ter¨ulet´en.
A legut´obbi m´er´esi eredm´enyek alapj´an a Napban lej´atsz´od´o nukle´aris reakci´ok l´ancolat´aban is anom´ali´akat tal´altak.
Napneutr´ın´o-probl´em´ak • A standard Nap-modell a m´ert ´ert´ekn´el l´enyegesen t¨obb napneutr´ın´ot j´osol. • A m´ert ´es j´osolt ´ert´ekek ar´anya m´as ´es m´as az energiaspektrum k¨ul¨onb¨oz˝o r´eszein. • 8B-neutr´ın´ot detekt´altak, viszont nem tal´altak 7Beneutr´ın´ot, holott a 7Be sz¨uks´eges a 8B l´etrej¨ott´ehez.
31
7
Be/ 8B 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 kis´erleti korl´atai (az a´bra baloldal´an). napmodell j´oslatok t´avol esnek ezekt˝ol a korl´atokt´ol.
A k¨ ul¨onb¨oz˝o
A napneutr´ın´ok u´j probl´em´aja (N. Hata ´ es P. Langacker (1994))
neutr´ın´o Φ/Φssm pp 1.0 7 Be 0.0 8 B 0.4
32
Neutr´ın´o-oszcill´aci´o Neutrino Oscillation 1 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
1.27∆m2L πL P (νµ → νµ) = 1−sin 2ϑ sin ( ) = 1−sin2 2ϑ sin2( ) . E Lv πL 1.27∆m2L = , Lv E ahol: πE E Lv = = 2.48( ). 1.27∆m2 ∆m2 Az E energia MeV-ben a ∆m2, t¨omegn´egyzetek k¨ul¨onbs´ege pedig (eV /c2)2 egys´egekben van, ez´ert szerepel a 1.27 szorz´o a kifejez´esben. A v´akuum-oszcill´aci´o Lv hossz´at m´eterben kapjuk. ∆m2 πL L 11 M eV )( ), = 1.9 × 10 ( )( Lv E (eV /c2)2 AU 2
2
1 AU = 1.5 × 1011m.
P (νµ → νe) = 1 − P (νµ → νµ) . 33
Neutr´ın´o-oszcill´aci´o νe → ν µ , ν τ ;
νµ → νe , ν τ ;
vagy
ν τ → νe , νµ .
V´akuum-oszcill´aci´o πl P (νe → νµ) = sin 2ϑ sin ( ) , lv ahol lv = 2.5E/(∆m2), ϑ a kevered´es sz¨oge ´es ∆m2 = m22 − m21 . 2
2
MSW effektus (P.Mikheyev, A.Smirnov ´es L.Wolfenstein) PM SW (νe → νµ) = sin2 2ϑ sin2(
πl )= lm
2 sin2 ϑ 2 πlW sin ( ), 2 W lv ahol √ 2E 2 W = sin 2ϑ + ( 2GF Ne − cos ϑ) . 2 ∆m 2
2
34
Sudbury Neutrino Observatory – SNO A Sudbury Neutrino Observatory (Canada - USA - UK) a napneutr´ın´o-kis´erletek legutols´o gener´aci´oj´ahoz tartozik. A detektor 2073 m m´elyen van a Creighton b´any´aban, Ontario, Canada. Ez a m´elys´eg 5900 m vastag v´ızr´eteggel ekvivalens v´edelmet ny´ujt a kozmikus sug´arz´as ellen. A SNO egy 6 ˘ Cerenkov-detektor , amely azonos id˝oben (real time) m´eri a napneutr´ın´okat. A detektor m´er˝o t´erfogata 1000 tonna D2 O neh´ez vizet tartalmaz, amelyet 4 m vastag H2 O v´ız r´eteg vesz k¨or¨ul7. A c´elt´argyban a neh´ez v´ız koncentr´aci´oja 99.92%. A detektor c´elt´argy´at (m´er˝o t´erfogat´at) k¨or¨ul¨otte koncentrikusan elhelyezett 9600 fotoelektron-sokszoroz´o figyeli. A kiv´ant jel/zaj ar´any el´er´es´ehez a neh´ez ´es k¨onny˝u vizet annyira meg kell tiszt´ıtani a r´adi´oakt´ıv szennyez˝od´esekt˝ol, hogy 1 g mennyis´eg˝u v´ızben legfeljebb 10−15 g r´adi´oakt´ıv szennyez˝od´es lehet.
6˘
Cerenkov-sug´ arz´ as akkor j¨ on l´etre, ha egy elektromosan t¨ olt¨ ott r´eszecske egy a ´tl´ atsz´ o k¨ ozegben gyorsabban halad, mint a f´eny v > vt = c/n , ahol v a r´eszecske sebess´ege, vt a f´eny sebess´ege az a ´tl´ atsz´ o anyagban, c a f´eny sebess´ege v´ akuumban, n pedig az a ´tl´ atsz´ o anyag f´enyt¨ or´es mutat´ oja. A t¨ olt¨ ott r´eszecske polariz´ alja az a ´tl´ atsz´ o anyag molekul´ ait, amelyek gyorsan visszat´ernek alap´ allapotukba ´es k¨ ozben fotonokat bocs´ atanak ki. A kibocs´ atott sug´ arz´ as hull´ amfrontja δ sz¨ oget z´ ar be a r´eszecske halad´ asi ir´ any´ aval: cos δ = vt /v = c/(vn) = 1/(βn) , ahol β = v/c . 7 A k¨ oz¨ ons´eges v´ız (“k¨ onny˝ u” v´ız) molekul´ aj´ aban (H 2 O) egy oxig´en (O) ´es k´et hidrog´en (H) atom van. A “neh´ez” v´ız molekul´ aj´ aban (D2 O) a hidrog´en helyett deut´erium (D) van. K´emiai szempontb´ ol a “neh´ez” ´es k¨ onny˝ u v´ız egyform´ an viselkedik. A hidrog´en atommagj´ aban egy proton (p), a deut´erium atommagj´ aban pedig egy proton ´es egy neutron (n) van. A deut´erium a hidrog´en izot´ opja.
35
Solar neutrino spectrum 10
12
10
11
10
10
pp → 7
Be →
10
9
10
8
10
7
10
6
10
5
10
4
10
3
10
2
10
15
O
13
N
17
F 8
7
Be → pep →
-1
B→
hep
1
10
Solar Neutrino Spectrum
Survival Probability 1 0.9 0.8 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 0
5
10
15
Survival Probability
36
20
25
30
A napneutr´ın´o-probl´ema megold´asa (Sudbury Neutrino Observatory – SNO)
• Fluxusok – Φ(νe) (t¨olt¨ott a´ram). νe + D → p + p + e − . – Φ(νx ) (semleges a´ram). νx + D → ν x + n + p ,
ν x = νe , νµ , ντ .
• Eredm´enyek – Nincs oszcill´aci´o, ha: Φ(νe) = Φ(νx ) ,
νx = νe , νµ , ντ .
– Van oszcill´aci´o, ha: Φ(νe) < Φ(νx ) ,
37
νx = νe , νµ , ντ .
Szupernov´ak A szupernova olyan v´altoz´ocsillag, amelynek f´enyess´ege hirtelen (n´eh´any nap alatt) sokmilli´oszoros´ara n˝o, olyan f´enyess´e v´alik mint egy galaxis. Egy galaxisban 1010 csillag van. Amikor egy nagyt¨omeg˝u csillag (M > 8M ) meghal, az nem b´ek´esen hanem az Univerzumban ismert legnagyobb robban´asban megy v´egbe. A csillagok az´ert ragyognak, mert belsej¨ukben termonukle´aris reakci´okban hidrog´enb˝ol h´elium keletkezik. Amikor a nukle´aris f˝ut˝oanyag elfogy, akkor a csillag bels˝o nyom´asa nem tud t¨obb´e ellen´allni a gravit´aci´os vonz´asnak ´es ´ıgy a gravit´aci´os vonz´as o¨sszeroppantja a csillag magj´at. A csillag magj´anak o¨sszeroppan´asakor egy neutroncsillag vagy egy feketelyuk keletkezik. A csillag k¨uls˝o r´esze egy hatalmas robban´asban sz´etsz´or´odik a csillagk¨or¨uli t´erbe. Ebb˝ol a sz´etsz´or´odott ´eszb˝ol u´n. k¨od keletkezik. A mag o¨sszeoml´asa el˝ott szilikont ´es vasat tartalmaz, a sugara kb. 4000 km, a t¨omege pedig 1.4 M k¨or¨ul van. Keletkez˝o neutroncsillag a´tm´er˝oje kb 20 km. K´es˝obb kider¨ult, hogy a pulz´ar nem egy´eb mint egy p¨org¨o neutroncsillag.
38
Szupernov´ak • 1054, kinai csillag´aszok, Bika csillagk´ep, R´akk¨od, 1600 km/s sebess´eggel t´agul. • 1572, Tycho Brache, Cassiopeia csillagk´ep
• 1604, Galilei, Kigy´o csillagk´epben, Keplerr˝ol nevezt´el el • 1987, SN1987A, Nagy Magell´an-felh˝o 27/2/1987 ESO Schmidt teleszk´op (Csille). Neutr´ın´ok, 23/2/1987 7.33 UT, Az o¨sszesen kibocs´atott neutr´ın´ok sz´ama ∼ 1058, ezek k¨oz¨ul ∼ 1016 haladt a´t a Kamiokande II detektoron, amelyek k¨oz¨ul csup´an 12-t detekt´alt a m´er˝oberendez´es.
39
A kozmikus sug´arz´as A kozmoszb´ol energikus r´eszecsk´ek ´erik el a F¨oldet. Ez a sug´arz´as f˝oleg protonokb´ol a´ll, de megtal´alhat´ok benne nehezebb atommagok a nikkellel bez´ar´olag. Semleges r´eszecsk´eket is, neutr´ın´okat ´es fotonokat is tal´alunk benne. Ezt a sug´arz´ast nevezik els˝odleges sug´arz´asnak. A r´eszecsk´ek energi´aja 107 −1019 eV tartom´anyba esik. Az els˝odleges sug´arz´as az atmoszf´era oxig´en ´es nitrog´en atommagjaival u¨tk¨ozik, kb. 25-30 km magas´agban. Ezekben ´es az ezt k¨ovet˝o u¨tk¨oz´esekben sok r´eszecske keletkezik. Ezek a r´eszecsk´ek k´epezik a m´asodlagos sug´arz´ast. A kozmikus sug´arz´as intenzit´asa a F¨old felsz´ın´en 1 r´eszecske n´egyzetcentim´eterenk´ent ´es percenk´ent: 1011 eV 1 m−2s−1 1016 eV 1 m−2yr−1 1018 eV 1 km−2yr−1 A kozmikus sug´arz´as eredete rejt´ely mind a mai napig. 1 PeV = 1015 eV-ig a kozmikus sug´arz´as szupernov´akban keletkezik. Az 1 PeV = 1015 eV f¨ol¨otti kozmikus sug´arz´as a galaxison k´ıv¨ul keletkezik. 1019 eV felett azt v´arjuk, hogy a 2.7 K mikrohull´am´u h´att´ersug´arz´assal t¨ort´en˝o k¨olcs¨onhat´as miatt a r´eszecsk´ek sz´ama er˝osen cs¨okken. 40
Atmoszf´erikusneutr´ın´ok A nagyenergi´aj´u kozmikusr´eszecsk´ek, f˝oleg protonok, u¨tk¨ozve az atmoszf´era fels˝o r´etegeiben (∼ 30km) tal´alhat´o atommagokkal nagyenergi´aj´u pionokat hoznak l´etre. A pionokb´ol v´eg¨ul m¨uon´es elektronneutr´ın´ok keletkeznek: π + → µ + + νµ µ+ → e+ + νe + ν¯µ π − → µ− + ν¯µ µ− → e− + ν¯e + νµ K´et m¨uonneutr´ın´o (νµ ´es ν¯µ) ´es egy elektronneutr´ın´o (νe vagy ν¯e) keletkezik. Ezek alapj´an: Nν µ =2 Nν e ´ert´eket v´arunk. A m´ert´ert´eknek ´es a v´art´ert´eknek az elt´er´es´et a m¨uonneutr´ın´oknak oszcill´aci´oj´aval (νµ → ντ ) magyar´azhatjuk. Az atmoszf´erikusneutr´ın´ok fluxusa nagys´agrendekkel kisebb, mint a napneutr´ın´ok fluxusa, azonban az energi´ajuk nagyobb (∼ 100 MeV < E < ∼ 10 GeV) ´es ´ıgy nagyobb a hat´askeresztmetszet¨uk, nagyobb val´osz´ın˝us´eggel hatnak k¨olcs¨on. 41
Super Kamiokande (SK) Ez a kis´erlet a Kamioka cinkb´any´aban a Jap´an Alpokban tal´alhat´o. A kis´erlet 2000 l´ab (609.6 m) m´elyen van a f¨old ˘ felszine alatt. Ez egy Cerenkov-detektor, amelynek a c´elt´argya v´ız (50000(32000) tonna). Ebben a mennyis´egben 1.07 × 1034 elektron van. A v´ızben neutr´ın´o – elektron sz´or´as megy v´egbe: νe + e− → νe0 + e0− , νµ + e− → νµ0 + e0− .
Eth = 9 MeV .
A v´ız egy duplafal´u, hengeralak´u rozsdamentes ac´elb´ol k´esz¨ult tart´alyban van, amelynek bels˝o fel¨ulet´en 11146 darab 20 inch (50.8 cm) a´tm´er˝oj˝u fotoelektron-sokszoroz´o figyeli a tart´alyban bek¨ovetkez˝o esem´enyeket. A kis´ erlet eredm´ enyei:
M´ert´ek a kozmikus sug´arz´as hat´as´ara az atmoszf´er´aban keletkez˝o νµ m¨uonneutr´ın´okat. A detekt´alt νµ-k sz´ama f¨ugg a zenith sz¨ogt˝ol, a F¨old anyag´aban megtett u´tt´ol. Lentr˝ol kevesebbet detekt´altak mint fentr˝ol. Gauss t¨orv´enye alapj´an, ha nincs neutr´ın´o-oszcill´aci´o, akkor a lentr˝ol j¨ov˝o ν µ-k sz´am´anak meg kell egyezni a fentr˝ol j¨ov˝o νµ-k sz´am´aval. A m´er´esi eredm´enyek alapj´an azt tal´alt´ak, hogy k´et k¨ol¨onb¨oz˝o neutr´ın´o t¨omegk¨ul¨onbs´ege: ∆m = 0.07 ± 0.04 eV/c2 ,
ami az elektron t¨omeg´enek (511 keV/c2 ) t´ızmilliomod r´esze. A detektor 1996 a´prilis elsej´et˝ol naponta a´tlagosan 5,5 ´erdekes esem´enyt m´er (5.5 µ esem´eny/1 nap/32000 tonna). 42
M´er´esi eredm´enyek Az atmoszf´erikusneutr´ın´ok, egyform´an keletkeznek a F¨old atmoszf´er´aj´aban a F¨old minden pontj´an. Ezt figyelembev´eve, ha a neutr´ın´ok v´altozatlanul maradnak a´thaladva a F¨old¨on, akkor a F¨old b´armely bels˝o pontj´aban a fentr˝ol j¨ov˝o neutr´ın´ok sz´am´anak meg kell egyezni a lentr˝ol j¨ov˝o neutr´ın´ok sz´am´aval. Hasonl´o a helyzet az elektromosan t¨olt¨ott g¨omb eset´ehez: ∆q2 r22 ∆A2 r22 ; ∆q2 = 2 ∆q1 . = = ∆q1 ∆A1 r12 r1 E2 = E1
∆q2 r12 2 1 ∆q1 r2 1
=
r22 1 ∆q 1 2 r1 r22 ∆q1 r12 1
43
=
∆q1 r12 ∆q1 r12
=1.
Nagyenergi´as csillag´aszat Az Univerzum t´avoli r´eszein tal´alunk rejt´elyes objektumokat, amelyek nagyenergi´aj´u r´eszecsk´eket bocs´atanak ki. Ilyen objektumok a akt´ıv galaxis magok (Active Galactic Nucleus – AGN) ´es a gamma-sug´arz´as forr´asok (Gamma-Ray Burster – GRB). Az AGN val´osz´ın˝uleg olyan galaxis, amelyben nagyt¨omeg˝u feketelyuk van a galaxis k¨ozep´ehez k¨ozel. A GRB egy rejt´elyes objektum, amely negyenergi´aj´u gamma-sugarakat l¨ovel ki. A neutr´ın´ok kiv´al´oak a nagyenergi´as asztron´omia tanulm´anyoz´as´ahoz. Ennek az a magyar´azata, hogy az anyaggal csak gyeng´en hatnak k¨olcs¨on. ´Igy a keletkez´esi hely¨ukt˝ol egyenes vonalban ´erkeznek meg a detektorhoz, meg˝orizve az inform´aci´ot a keletkez´es¨uk k¨or¨ulm´enyeir˝ol (impulzus, energia, a keletkez´esi hely¨ukh¨oz mutat´o ir´any). M´as szondar´eszecsk´eket az anyag abszorbe´al. Az elektromosan t¨olt¨ott r´eszecsk´eket elt´er´ıtik a csillagk¨ozi t´erben tal´alhat´o m´agneses mez˝ok. A fotonok is egyenes vonalban haladnak, azonban 10 TeV energia felett a hat´ot´avols´agukat er˝osen korl´atozza, hogy h´att´erfotonokkal k¨olcs¨onhatva e+e− p´arokat hoznak l´etre.
44
Nagyenergi´as neutr´ın´o-csillag´aszat A neutr´ın´ok nagyon alkalmas szondar´eszecsk´ek a nagyenergi´as r´eszecsk´eket kibocs´at´o csillag´aszati objektumok tanulm´anyoz´as´ahoz. Az Univerzum t´avoli r´eszeib˝ol, ahol ´erdekes ´egitesteket tal´alunk, egyenes vonalban ´erkeznek el a detektorokhoz, a csillagk¨ozi t´erben tal´alhat´o anyag alig abszorbe´alja o˝ket. M´as szondar´eszecsk´eket az anyag abszorbe´al. Az elektromosan t¨olt¨ott r´eszecsk´eket elt´er´ıtik a csillagk¨ozi t´erben tal´alhat´o m´agneses mez˝ok. A fotonok is egyenes vonalban haladnak, azonban 10 TeV energia felett a hat´ot´avols´agukat er˝osen korl´atozza, hogy az Univerzumban tal´alhat´o mikrohull´am´u h´att´ersug´arz´assal k¨olcs¨onhatva e+e− p´arokat hoznak l´etre. Az AGN-t˝ol, p´eld´aul 1015 eV < E < 1016 eV energi´aj´u neutr´ın´okat v´arunk. Megfigyeltek 3 × 1020 eV energi´aj´u kozmikussug´arz´ast. A kozmikus neutr´ın´ok energi´aja el´eri ennek az energi´anak egy-k´et sz´azal´ek´at. Ez annyit jelent, hogy kell l´etezni olyan kozmikusneutr´ın´oknak, amelyeknek az energi´aja nagyobb, mint 1 TeV.
45
Az IceCube – 1 km3 neutr´ın´o teleszk´op Az IceCube neutr´ın´o-observat´oriumot az´ert ´ep´ıtik a D´eli-sarkon az US Amundsen – Scott b´azis8 k¨ozel´eben, hogy 100 GeV-n´el nagyobb energi´aval rendelkez˝o neutr´ın´okat detekt´aljon az Antarktisz 1 km3 jeg´eben. Az Antarktisz jege nagyon stabil ´es igen a´tl´atsz´o. A f´eny abszorpci´os u´thossza > 250 m. A tengerv´ızzel o¨sszehasonl´ıva a radioakt´ıv szennyezetts´ege kicsi. A f´enyt viszont jobban sz´orja.
8
Amundsen Roland (1872 - 1928) norv´eg sarkkutat´ o. 1911 dec. 14.-´en ´erte el a D´eli-sarkot. Scott Robert Falcon (1868 - 1912) angol tenger´esztiszt, sakkutat´ o 1912 jan. 18-´ an ´erte el a D´elisarkot. 1912 m´ arc. 29. v. 30.-´ an visszat´erve a D´eli-sarkt´ ol t´ arsaival egy nagy h´ oviharban ´elet´et veszti.
46
Az IceCube – 1 km3 neutr´ın´o teleszk´op Param´ eterek(10/5/2006):
• > 100 GeV neutr´ın´ok
• US Amundsen - Scott South Pole Station, South Pole – D´eli-sark • 1 km3, 1 Gt j´eg, m´elys´eg 1450 m – 2450 m
• -40 ◦C, Abszorpci´os hossz > 250 m
• 80(9) strings
• 4800(540) Digital Optic Module (DOM), PM ( = 25 cm) • IceTop (1 km2) – 160(32) surface tanks to observ airshowers, 2 DOMs in each tank • M˝uholdas kapcsolat az ´eszaki f´elg¨ombbel • $2.72 × 108 (est.)
• Az elk´esz¨ul´es ´eve: 2010
A modellsz´am´ıt´asok alapj´an az IceCube obszervat´orium ´evenk´en j´on´eh´any esem´enyt fog detekt´alni.
47
F¨oldneutr´ın´ok (geoneutr´ın´ok) Els˝o esetben m´ert´ek a F¨old belsej´eb˝ol ´erkez˝o u´n. geoneutr´ın´okat a KamLAND9 f¨oldalatti neutr´ın´odetektorral. A geoneutr´ın´ok nagyon alkalmasak arra, hogy seg´ıts´eg¨ukkel bepillantsunk a F¨old belsej´ebe v´egbemen˝o folyamatokba. Ezek a neutr´ın´ok f¨oleg az 238U ´es 232Th boml´asi sorokban keletkeznek a F¨old belsej´eben. Egy l´enyeges k´erd´es, hogy mi termeli a F¨old belsej´eben a h˝ot? Ma ezt a h˝omennyis´eget 31 TW-ra becs¨ulj¨uk ( 3.1 × 1013 W). A nagyobb r´esze ennek az energi´anak a Napt´ol sz´armazik (A napenergi´at sug´arozza vissza a F¨old), azonban majdnem a fele a F¨old belsej´eben keletkezik. A szakemberek u´gy gondolj´ak, hogy id˝ovel lehets´eges lesz a F¨old belsej´er˝ol a tomogr´afi´as10 felv´etelekhez hasonl´o h´aromdimenzi´os felv´eteleket is k´esz´ıteni. A geoneutr´ın´ok seg´ıts´eg´evel ellen˝orizni lehet a geofizikai modelleket. A m´er´esek j´ol egyeznek a modellek j´oslataival. 9
A Kamiokande II. detektort alak´ıtott´ ak a ´t a KamLAND detektorr´ a (KamLAND – Kamioka Liquid scintillator Anti-Neutrino Detector). 10 Komputertomogr´ afia (Computed Tomography – CT). A tomogr´ afi´ as felv´eteleken a vizsg´ alat t´ argya szeletekre bontva l´ athat´ o. 1979-ben Allan M. Cormack ´es Godfrey N. Hounsfield orvosi Nobel-d´ıjat kaptak a komputertomogr´ afia kifejleszt´es´e´ert. A sz´ am´ıt´ og´ep a szeletek adataib´ ol egy h´ aromdimenzi´ os k´epet k´esz´ıt.
48
Megold´asra v´ar´o probl´em´ak “Biztos vagyok benne, hogy a neutr´ın´ofizika j¨ov˝oje legal´abb olyan izgalmas ´es eredm´enyes lesz, mint a m´ultja” – Fred Reines, Nobel-el˝oad´as, 1995. • Dirac vagy Majorana neutr´ın´okat tal´alunk a term´eszetben? • Antir´eszecsk´ei a neutr´ın´ok o¨nmaguknak?
• Igaz-e leptonsz´am megmarad´as´anak t¨orv´enye?
• Hogyan megy v´egbe a neutr´ın´o-oszcill´aci´o? Mely neutr´ın´ok oszcill´alnak?
• Mekkor´ak a neutr´ın´ot¨omegek?
• A nagyon k¨onny˝u neutr´ın´oknak l´eteznek-e nagyon neh´ez rokonai, amelyek miatt olyan kicsi a k¨onny˝u neutr´ın´oknak a t¨omege ´es amelyek l´etez´ese a Nagyegyes´ıt´es Elm´elete a´ltal j´osolt fizik´ara utaln´anak. • L´eteznek-e a k¨onny˝u neutr´ın´oknak steril rokonai, amelyek nem vesznek r´eszt a gyengek¨olcs¨onhat´asban? A gyengek¨olcs¨onhat´as csak a “balkezes” neutr´ın´okra hat. • Ha a term´eszetben megval´osul a neutr´ın´o-oszcill´aci´o ´es a neutr´ın´onak z´erusn´al nagyobb t¨omege van, akkor ennek hat´asa van az asztrofizik´aban ´es a kozmol´ogi´aban is. 49
Mi hasznunk sz´armazik a neutr´ın´o-kis´erletekt˝ol? Michael Faradayt minden id˝ok legnagyobb kis´erleti fizikus´anak tartj´ak. Az anekd´ota szerint egy alkalommal egy ad´otisztvisel˝o bar´atja megl´atogatta Faradayt. L´atva Faraday kis´erleteit, a k¨ovetkez˝ot k´erdezte t˝ole: Te mond, mire j´ok ezek a kis´erletek? Faraday a k¨ovetkez˝ot v´alaszolta: Azt nem tudom megmondani, hogy mi lesz a gyakorlati hasznuk ezeknek a kis´erleteknek, de abban biztos vagyok, hogy azok´ert egyszer m´eg ad´ot fogsz szedni. Ma m´ar el sem tudn´ank k´epzelni, hogy a lak´asunkban ne legyen villamos a´ram, vil´ag´ıt´as, r´adi´o, televizi´o, telefon stb.
A neutr´ın´o-kis´erletek gyakorlati haszn´at´ol eltekintve, a neutr´ın´ok nagyban hozz´aj´arultak ahhoz, hogy jobban meg´erts¨uk a vil´agmindens´eg szerkezet´et ´es a benne lej´atsz´od´o jelens´egeket.
50
Tartalom • Bevezet´es • Bruno Pontecorvo (´eletrajz) • R´eszletek a term´eszettudom´any t¨ort´enet´eb˝ol • Az elm´eletek j´osl´asi k´epess´ege • Hol tartunk ma? • A n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as • A standard modell fejl˝od´ese • β-boml´as ´es a neutr´ın´o hipot´ezise • Wolgang Pauli (´eletrajz) • Fermi β-boml´as elm´elete • A neutr´ın´o hat´askeresztmetszete • Los Alamos • A neutr´ın´o kis´erleti kimutat´asa • A ν¯µ-kis´erlet • A ντ -kis´erlet (DONUT) • Neutr´ın´ok ´es tulajdons´agaik • A csillag´aszat fejl˝od´ese • A neutr´ın´o mint kutat´asi eszk¨oz • Hol sz¨uletnek a neutr´ın´ok 1
• Mennyi energi´at sug´aroz sz´et a Nap? • Mekkora a Nap ´eletkora? • Mad´ach Imre: “Az ember trag´edi´aja” • Mi okozza a naps¨ut´est? • Napneutr´ın´ok • a pp-l´anc ´es a CNO-ciklus • A napneutrinok energiaspektruma •
37
Cl kis´erlet (Homestake)
˘ • Cerenkov-sug´ arz´as
• Kamiokande II • A napneutr´ın´ok probl´em´aja • A napneutr´ın´ok u´j probl´em´aja • Napneutr´ın´o-probl´em´ak • Neutr´ın´o-oszcill´aci´o • Neutr´ın´o-oszcill´aci´o v´akumban ´es anyagban • Sydbury Neutrino Observatory (SNO) • A t´ul´eles val´osz´ın˝us´ege • A napneutr´ın´o-probl´ema megold´asa • Szupernov´ak • Szupernovaneutr´ın´ok • A kozmikus sug´arz´as • Atmoszf´erikusneutr´ın´ok
2
• Super Kamiokande (SK) • M´er´esi eredm´enyek • Nagyenergi´as csillag´aszat • Nagyenergi´as neutr´ın´o-csillag´aszat • Neutr´ın´o detektorok v´ızben ´es j´egben • Az IceCube neutr´ın´o-obszervat´orium • Megold´asra v´ar´o probl´em´ak • Z´arsz´o (Milyen hasznunk sz´armazik a neutr´ın´o-kis´erletekt˝ol?) • Tartalom • Neutr´ın´o (el˝oad´as) • Transparecies • Notes • Neutr´ın´o (el˝oad´as) • Figures • Bruno Pontecorvo • Notes • Neutrino (el˝oad´as) • Transparencies
3
Neutr´ın´ o (el˝ oad´ as) • Bevezet´es • Neutr´ın´o a r´eszecsk´ek a´llatkertj´enek a zsir´afja • Bruno Pontecorvo • Hogyan fejl˝odik a term´eszettudom´any • Az egyes elm´eletek j´osl´asi k´epess´ege • Hol tartunk ma? • A n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as • A β-boml´as • Hogyan sz¨uletett meg a neutr´ın´o-hipot´ezise • Fermi β-boml´as elm´elete • A neutr´ın´o szabad-´uthossza • A neutr´ın´o kis´erleti kimutat´asa • H´arom k¨ul¨onb¨oz˝o neutr´ın´o l´etezik • A csillag´aszat fejl˝od´ese • A neutr´ın´o mint kutat´asi eszk¨oz • Hol sz¨uletnek a neutr´ın´ok? • Hogyan termeli a Nap az energi´at, amelyet sz´etsug´aroz? • Mekkora a Nap ´eletkora? • Mad´ach Imre: “Az ember trag´edi´aja” • Mi okozza a naps¨ut´est? • A pp-l´anc ´es a CNO-ciklus
1
• A napneutr´ın´ok energiaspektruma • A napneutr´ın´ok •A
37
Cl kis´erlet
• A napneutr´ın´ok-probl´em´aja • A napneutr´ın´o-probl´ema megold´asa • Szupernov´ak • A szupernovaneutrin´ok
˘ • A Cerenkov-sug´ arz´as • Kamiokande II • A kozmikus sug´arz´as
• Az atmoszf´erikusneutr´ın´ok • A nagyenergi´aj´u neutr´ın´o csillag´aszat • IceCube • A geoneutr´ın´ok • A j¨ov˝o detektorai • M´eg nagyobb detektorok
2
Transparencies • Zsir´af • Bevezet´es • Bruno Pontecorvo (foto) • Bruno Pontecorvo (foto) • Brino Pontecorvo (´eletrajz) • A term´eszettudom´any fejl˝od´ese • Mengyelejev peri´odusos rendszere • A statikus kvarkmodell • Ω− kis´erleti felfedez´ese • A k¨ ul¨onb¨oz˝o elm´eleti j´oslatok • A standard modell • A standard modell (szines) • Hol tartunk ma? • A standard modell fejl˝od´ese • H´arom ´es csak h´arom kvark-lepton csal´ad l´etezik (szines) • A n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as • A n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as • α, β ´es γ sug´arz´asok • A β-boml´as • A β-boml´as • A β-boml´as • Wolfgang Pauli (photo) • Wolfgang Pauli – a neutr´ın´o-hipot´ezis (The Desperate Remedy) • Wolfgang Pauli (´eletrajz) 1
• Enrico Fermi (photo) • Enrico Fermi (photo) • Enrico Fermi – a β-boml´as elm´elete (szines) • Enrico Fermi – a β-boml´as elm´elete • Hans Albrecht Bethe (foto) • Hans Albrecht Bethe – A neutr´ın´o hat´askeresztmetszete • Los Alamos • Frederick Reines (photo) • Inverz beta-boml´as • Reines and Cowan experiment • A ν¯e kis´erleti kimutat´asa • A νµ kis´erleti kimutat´asa • A ντ kis´erleti kimutat´asa • Neutr´ın´ok (synopsis) • A csillag´aszat fejl˝od´ese • A neutr´ın´o mint kutat´asi eszk¨oz • Hol sz¨ uletnek a neutr´ın´ok? • Mennyi energi´at sug´aroz sz´et a Nap? • Mekkora a Nap ´eletkora? • Mad´ach Imre: “Az ember trag´edi´aja” • Mi okozza a naps¨ ut´est? • A napneutr´ın´ok • pp-l´anc (szines) • CNO-ciklus (szines) • A napneutr´ın´ok energiaspektruma 2
• Rajmond Davis Jr. (foto) •
37
Cl-kis´erlet (foto)
•
37
Cl-kis´erlet
• A napneutr´ın´ok probl´em´aja • A napneutr´ın´o-probl´ema megold´asa • Masatoshi Koshiba ˘ • Cerenkov-sug´ arz´as • Kamiokande II. • F¨oldalatti laborat´oriumok • A kozmikus sug´arz´as • Atmoszf´erikusneutr´ın´ok • SN1987A • Fizikai Nobel-d´ıj, 2002 • SK • SK (simulation) • A neutr´ın´o-oszcill´aci´o • SNO • KamLAND • A j¨ov˝o detektorai • IceCube • AGN (szines) • GRB (szines)
3
Notes • A β-boml´as • A β-boml´as ´es az inverz β-boml´as
1
A β-boml´as ´es az inverz β-boml´as A β-boml´ as
(N, P ) → (N − 1, P + 1) + e− + ν¯e − 6 6 ¯e 2 He →3 Li + e + ν A neutron β-boml´ asa
n → p+ + e− + ν¯e , d → u + W− ´es W − → e− + ν¯e
azaz
Az inverz β-boml´ as
ν¯e + p+ → n + e+ , u → d + W+ ´es ν¯e + W + → e+
2
azaz
Neutr´ın´ o (Az el˝ oad´ as) • Bevezet´es
A r´eszecsk´ek a´llatkertj´eben a neutr´ın´o a zsir´af. Bruno Pontecorvo. Hogyan fejl˝odik a term´eszettudom´any? Elm´eletek a k¨ ul¨onb¨oz˝o jelens´egek magyar´azat´ara. Az elm´eletek j´osl´asi k´epess´ege. Hol tartunk ma? A r´eszecsk´ek ´es alapvet˝o k¨olcs¨onhat´asok standard modellje. A n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as.
• A neutr´ın´o hipot´ezise
A β-boml´as ´es a neutr´ın´o hipot´ezis´enek sz¨ ulet´ese. Wolfgang Pauli. Enrico Fermi β-boml´as elm´elete. A neutr´ın´o hat´askeresztmetszete. Pauli reag´al´asa.
• A neutr´ın´o kis´erleti kimutat´asa.
Magyar sz´armaz´as´ u tud´osok Los Alamosban. Frederick Reines. Neutr´ın´o-kis´erlet terve az atombombarobbant´as k¨ozel´eben. Neutrino-kis´erlet az atomreaktor k¨ozel´eben. A neutr´ın´o kis´erleti kimutat´asa az inverz β-boml´as seg´ıts´eg´evel atomreaktor mellett.
• A neutr´ın´o tulajdons´agai.
A k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok. Milyen neh´ez detekt´alni a neutr´ın´okat? A neutr´ın´o mint kutat´asi eszk¨oz. Hol sz¨ uletnek a neutr´ın´ok? A F¨oldben, az atmoszf´er´aban, a Napban ´es a csillagokban, a szupernov´akban ´es m´as ´erdekes ´egitestekben. A csillag´aszat fejl¨od´ese. Neutr´ın´o-csillag´aszat.
• A napneutr´ın´ok.
Menny energi´at sug´aroz sz´et a Nap? Mekkora a Nap ´eletkora? Mad´ach Imre: “Az ember trag´edi´aja”. Hogyan termeli a Nap az energi´at, amit sz´etsug´aroz? A 37Cl-kis´erlet. A napneutr´ın´ok probl´em´aja. A napneutr´ın´o-probl´ema megold´asa.
• A szupernovaneutr´ın´ok.
A csillagfejl˝od´es. A csillagok hal´ala. A szupernov´ak ´es t´ıpusaik. A t¨ort´enelemb˝ol ismert szupernov´ak maradv´anyai. Az SN1987A jelz´es˝ u szupernova.
• A nagyenergi´as neutr´ın´o-csillag´aszat. 1
Hol sz¨ uletnek nagyenergi´aj´ u neutr´ın´ok? Active Galactic Nuclei. Gamma-Ray Bursters. A nagyenergi´aj´ u-neutr´ın´ok detekt´al´asa. • A j¨ov˝o neutr´ın´o-kis´erletei ´es neutr´ın´o-detektorai.
SK 50 kt, Jap´an. Hyper Kamiokande (HK), 1.15 Mt, Jap´an, Underground Nucleon Decay and Neutrino Observatory (UNO), 650 kt, USA. MEMPHYS, France, Fr´ejus.
• Mit k¨osz¨onhet¨ unk a neutr´ın´o-kis´erleteknek?
A β-boml´as elm´elet´et. A parit´ass´ert´es felfedez´es´et. A standard modellt. Annak az igazol´as´at, hogy a Napban ´es a csillagokban termonukle´aris reakci´ok mennek v´egbe. A szupernov´ak elm´elet´et.
• Mi hasznunk sz´armazik a neutr´ın´o-kis´erletekt˝ol?
Jobban megismerj¨ uk a neutr´ın´okat. Jobban megismerj¨ uk az anyagivil´ag szerkezet´et ´es k¨ornyezet¨ unben lej´atsz´od´o jelens´egeket. Mi a gyakorlati haszna a neutr´ın´o-kis´erleteknek.
2
Figures • Elektronok k¨olcs¨onhat´asa • Az α, β ´es γ sug´arz´asok • Fermi β-boml´as elm´elete • β-boml´as • A β-boml´as ´es az inverz β-boml´as ˘ • Cerenkov-sug´ arz´as
• A pp-l´anc ´es a CNO-ciklus • A napneutr´ın´ok energiaspektruma • A napneutr´ın´ok u ´j probl´em´aja • Survival probability of solar neutrinos • A napneutr´ın´ok t´ ul´el´esi val´osz´ın˝ us´ege • Neutrinos and target atoms • IceCube
1
K´et elektron k¨olcs¨onhat´as´at le´ır´o Feynmann-gr´af
K¨olcs¨onhat´asi vertex
1
2 α, β and γ radiations
Fermi β-boml´as elm´elete
3
β-decay
4
β-decay and inverse β-decay
5
Cserenkov-sug´arz´as
Cserenkov-sug´arz´as
6
pp
99.77% +
pep
0.23% -
p+p→d+e +ν
p+e +p→d+ν
Hep 3
3
d + p → He + γ
-5
10 % 4
He + p → He + e+ + ν 15.08%
3
4
7
He + He → Be + γ
7
Be
7
99.9% -
7
Be + e → Li + γ + ν
3
4
He + He → He + 2p
8
Be + p → B + γ
8
B
84.92% 3
0.1% 7
7
4
8
Li + p → 2 He
p-I
B → 24He + e+ + ν
p-II
p-III
pp-l´anc
15
O
15
12
N+p→ C+α
15
15
+
O→ N+e +ν
12
C + p → 13N + γ
O + p → 17F + γ
17
N
F
13
+
17
F → 17O + e+ + ν
N→ C+e +ν
13
16
N+p→ O+γ
16
13 13
15
14
C+p→ N+γ
14
15
N+p→ O+γ
Main cycle
17
14
O+p→ N+α
Secondary cycle
CNO-cycle CNO-ciklus
7
Solar neutrino spectrum 10
12
10
11
10
10
pp → 7
Be →
8
10
9
10
8
10
7
10
6
10
5
10
4
10
3
10
2
10
13
15
N
17
O
F 7
8
B→
Be → pep →
-1
1
A napneutr´ın´ok energiaspektruma
hep
10
7
8
Be/ 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 2: A 7 Be fluxus kis´erleti korl´atai (az a´bra baloldal´an). napmodell j´oslatok t´avol esnek ezekt˝ol a korl´atokt´ol.
A k¨ ul¨onb¨oz˝o
A napneutr´ın´ok u´j probl´em´aja (N. Hata ´es P. Langacker (1994)) neutr´ın´o Φ/Φssm pp 1.0 7 Be 0.0 8 B 0.4
9
Solar neutrino spectrum 10
12
10
11
10
10
pp → 7
Be →
10
9
10
8
10
7
10
6
10
5
10
4
10
3
10
2
10
15
O
13
N
17
F 8
7
Be → pep →
-1
B→
hep
1
10
Solar Neutrino Spectrum
Survival Probability 1 0.9 0.8 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 0
5
10
15
Survival Probability
10
20
25
30
11 Neutrinos and target atoms
IceCube (1 km3 )
12
SK angle distribution 80
70
60
50
40
30
20
10
0
-1
-0.8
-0.6
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
0.4
0.6
0.8
1
Solar Neutrino Spectrum
SN angle distribution 0.25
0.2
0.15
0.1
0.05
0
-1
-0.8
-0.6
-0.4
-0.2
0
0.2
Survival Probability
13
