A neutr´ın´ok Istv´an Manno April 13, 2011 Abstract 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 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 (1930). 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 1956-ban. 1995-ben Frederick Reines Nobel-d´ıjat kapott a neutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´a´ert. “Bistos 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. 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 pedig 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). A neutr´ın´ok egyed¨ ul´all´o lehet˝os´eget ny´ ujtanak a tud´osoknak arra, hogy bepillantsanak a F¨oldbe, a Napban, a csillagokban ´es m´as ´erdekes ´egitestekben lej´atsz´od´o folyamatokba. A tud´osok egyr´eszt tanulm´anyozz´ak a neutr´ın´okat, hogy egyre pontosabban felt´arj´ak a neutr´ın´ok tulajdons´agait, m´asr´eszt a neutr´ın´ok seg´ıts´eg´evel egyre u ´ jabb ismereteket szereznek a geofizika, az asztrofizika ´es az asztron´omia ter¨ ulet´en. 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
Tartalom • A term´eszettudom´any fejl˝od´ese • R´eszecsk´ek ´es k¨olcs¨onhat´asok (synopsis) • A r´eszecsk´ek ´es k¨olcs¨onhat´asok standard modellje • A n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as • A standard modell fejl˝od´ese • K¨olcs¨onhat´asok • A n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as • “Csendes fizika” (Undergound Physics) • F¨oldalatti laborat´oriumok • I Laboratori Nazionali del Gran Sasso • Neutr´ın´ok • A β-boml´as • Fermi β-boml´as elm´elete • A ν¯e kis´erleti kimutat´asa (1956) • A ν¯µ kis´erleti kimutat´asa (1961-1962) • A ντ kis´erleti kimutat´asa (2000) • Neutr´ın´o (synopsis) • A leptonsz´amok megmarad´as´anak t¨orv´enyei • Neutr´ın´o-elm´eletek – A z´erus-t¨omeg˝ u k´etkomponens˝ u neutr´ın´o – A Dirac-f´ele neutr´ın´o – A Majorana-f´ele neutr´ın´o – Neutr´ın´ok a Standard Modellben • A neutr´ın´o mint kutat´asi eszk¨oz • A csillag´aszat fejl˝od´ese • Detekt´al´asi technik´ak – Radiok´emiai-detektor – Cserenkov-detektor 2
– Szintill´atoros-detektorok • Milyen neh´ez detekt´alni a neutr´ın´okat? • Hol sz¨ uletnek a neutr´ın´ok? • A neutr´ın´ok oszt´alyoz´asa • Neutr´ın´ocsillag´aszat • A Nap • Mennyi energi´at sug´aroz sz´et a Nap • Mekkora a Nap ´eletkora? • Mi´ert nem tudtak a fizukusok j´o v´alaszt adni a Nap ´eletkor´ara? • Mad´ach Imre: “Az ember trag´edi´aja” • Mit˝ol ragyog a Nap? (Mi okozza a naps¨ ut´est?) • A napneutr´ın´ok • A napneutr´ın´o-kis´erletek • A
37
Cl-kis´erlet
• A
37
Cl-kis´erlet c´elt´argya
• A napneutr´ın´ok probl´em´aja • A napneutr´ın´ok u ´ j probl´em´aja (N. Hata ´es P. Langacker (1994)) • Napneutr´ın´o-probl´em´ak • Neutr´ın´o-oszcill´aci´o – Neutr´ın´o-oszcill´aci´o v´akuumban – Neutr´ın´o-oszcill´aci´o anyagban • Hogyan lehet megoldani a napneutr´ın´ok probl´em´aj´at? • Megoldott´ak a napneutr´ın´ok probl´em´aj´at • Szupernova (egy csillag hal´altus´aja) • Szupernovaneutr´ın´ok • Kamiokande II. • Fizikai Nobel-d´ıj a neutr´ın´o- ´es r¨ontgencsillag´aszat´ert 2002 • A kozmikus sug´arz´as 3
• Kozmikus neutr´ın´ok • Atmoszf´erikusneutr´ın´ok • Super Kamiokande (SK) • Nagyenergi´as csillag´aszat • Nagyenergi´aj´ u neutr´ın´o-csillag´aszat • A nagyenergi´aj´ u neutr´ın´ok detekt´al´asa • Neutr´ın´o-detektorok v´ızben ´es j´egben • Az IceCube – 1 km3 neutr´ın´o teleszk´op • M´eg nagyobb detektorok • F¨oldneutr´ın´ok (geoneutr´ın´ok) • KamLAND • Neutr´ın´ok a kozmol´ogi´aban • A j¨ov˝o neutr´ın´o-detektorai • S¨ot´et anyag (Dark Matter) • Irodalom • T¨ort´enelem • Nobel Prizes concerning particle physics • Nobel Prizes concerning neutrino physics • A neutr´ın´oval kapcsolatos kis´erleti ´es elm´eleti eredm´enyek • Megold´asra v´ar´o probl´em´ak • Mit lehet tanulm´anyozni a neutr´ın´okkal? • Mi hasznunk sz´armazik a neutr´ın´o-kis´erletekt˝ol • A neutr´ın´okkal kapcsolatos probl´em´ak – P´elda a kevered´esre a leptoncsal´adok k¨oz¨ott – P´elda arra, hogy a leptonsz´am nem marad meg egy leptoncsal´adon bel¨ ul – Neutr´ın´o-n´elk¨ uli kett˝os β-boml´as – Neutr´ın´ok a kozmol´ogi´aban • Glossary • Jegyzetek 4
• Physicists • Transparencies • Photo album • Stories • Notes • Figures
5
A term´ eszettudom´ any fejl˝ od´ ese 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. P´eld´aul Einsteinf´ele relativisztikus mechanika mag´abafoglalja Newton-f´ele mechanik´at, amely a kis sebess´eggel mozg´o testek mozg´as´at ´ırja le. Az Einstein-f´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. A Newton-f´ele mechanika a f´enysebess´eghez k¨ozeli sebess´eggel mozg´o testek mozg´as´ar´ol m´ar nem ad j´o le´ır´ast. 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. Thales, Miletus, 600BC, egy els˝odleges anyagb´ol (“primary matter”), amelynek a vizet v´alasztotta, Empedocles, 400BC n´egy elemb˝ol (f¨old, v´ız, leveg˝o ´es t˝ uz) ´ep´ıtette fel a vil´agot. Arisztotel´esz a´tvette ezt az elk´epzel´est. Platon szab´alyos testeket rendelt ezekhez az elemekhez. Democritus bevezette az atom ´es az u ¨ res t´er fogalm´at. A XVIII. sz´azad v´eg´en a szentp´eterv´ari egyetem professzora Dimitri Ivanovich Mengyelejev a k´emiai elemeket az atoms´ ulyuk ´es a k´emiai tulajdons´agaik alapj´an t´abl´azatba rendezte (Ekkor 63 k´emiai elemet ismertek). ´Igy j¨ott l´etre a k´emiai elemek peri´odusos rendszere. A term´eszetben 92 f´ele k¨ ul¨onb¨oz˝o tulajdons´ag´ u k´emiai elem (atom) l´etezik, amelyekb˝ol fel´ep´ıthet˝ok a molekul´ak, a molekul´akb´ol pedig az ´elettelen ´es ´el˝o vil´ag. Az atomfizika fejl˝od´es´evel felismert´ek, hogy a k´emiai elemek atomokb´ol a´llnak. Az egyes k´emiai elemeket az k¨ ul¨onb¨ozteti meg egym´ast´ol, hogy az atommagjukban h´any proton ´es neutron tal´alhat´o, illetve, hogy az atom elektronburka h´any elektronb´ol ´ep¨ ul fel. A kvarkmodell alapj´an a protonok ´es neutronok is alkot´oelemekb˝ol (up ´es down kvarkokb´ol) a´llnak (p=uud, n=udd). 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. 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 ).
6
R´ eszecsk´ ek ´ es k¨ olcs¨ onhat´ asok (synopsis) Az atom atommagb´ol ´es az azt k¨or¨ ulvev˝o elektronokb´ol (e − ) a´ll. Az elektronok “elektronfelh˝ot” k´epeznek az atommag k¨or¨ ul. Az atommag protonokb´ol (p) ´es neutronokb´ol (n), a protonok ´es neutronok pedig k´et kvarkb´ol, az up (u) ´es down (d) kvarkokb´ol ´ep¨ ulnek fel (p = uud ´es n = udd). A term´eszetben n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´ast tal´alunk, az er˝os-, az elektrom´agneses-, a gyenge- ´es a gravit´aci´osk¨olcs¨onhat´ast. A gravit´aci´os vonz´as b´armely k´et r´eszecske k¨oz¨ott l´etezik. A gravit´aci´os k¨olcs¨onhat´as olyan kis t´avols´agokon mint az atom m´erete a t¨obbi k¨olcs¨onhat´ashoz k´epest elhanyagolhat´o. Nagy t´avols´agokon azonban a gravit´aci´o d¨ont˝o szerepet j´atszik. A gravit´aci´o fontos szerepet j´atszik, p´eld´aul, a csillagok ´es galaxisok kialakul´as´an´al ´es fejl˝od´es´en´el. Az elektrom´agneses er˝o k¨oti az elektronokat az atommaghoz. A molekul´akban t¨olt¨ott r´eszecsk´ek (elektronok, protonok) vannak. A molekul´aknak ez az elektromos szubstrukt´ ur´aja az alapja annak, hogy krist´alyok j¨onnek l´etre. Nagyon sok h´etk¨oznapi jelens´eg m¨og¨ott az elektrom´agneses er˝ok fedezhet˝ok fel. Az anyagban az elektrom´agneses er˝ok akad´alyozz´ak, hogy az egyes molekul´ak elmozd´ uljanak az egyens´ ulyi helyzet¨ ukb˝ol. Ennek a k¨ovetkezm´enye, hogy a padl´o megtartja a r´ahelyezett testeket, a szil´ard anyagok ellen´allnak a ny´ır´o hat´asoknak stb. Az er˝os ´es gyenge er˝ohat´asok hat´ot´avols´aga olyan r¨ovid, hogy az atomokn´al nagyobb t´avols´agokon gyakorlatilag nem ´erz´ekelhet˝ok. ´Igy nem ´erz´ekelj¨ uk o˝ket a mindennapi ´eletben, azonban alapvet˝o szerepet j´atszanak a k¨ornyezet¨ unkben tal´alhat´o anyag fel´ep´ıt´es´eben ´es a boml´asi folyamatokban. A proton vonza az elektront, ez p´elda az elektrom´agneses k¨olcs¨onhat´asra, a kvarkok k¨oz¨ott hat´o er˝o p´elda az er˝os k¨olcs¨onhat´asra, a β-boml´as pedig p´elda a gyengek¨olcs¨onhat´asra. A szabad neutron elbomlik n → pe− ν¯e , ahol a ν¯e az antielektronneutr´ın´ot jel¨oli. Ezt a fajta boml´ast β-boml´asnak nevezik. Ennek a boml´asnak az alapja a neutron d kvakj´anak a boml´asa d → ue− ν¯e . (A gyengek¨olcs¨onhat´as az egyetlen k¨olcs¨onhat´as, amelyben egy kvark a´talakulhat m´ast´ıpus´ u kvarkk´a ´es egy lepton m´ast´ıpus´ u leptonn´a.) A gyenge k¨olcs¨onhat´as a felel˝os az´ert, hogy a k¨or¨ ul¨ott¨ unk tal´alhat´o anyag u ´es d kvarkb´ol ´es elektronb´ol ´ep¨ ul fel. Az alapvet˝o k¨olcs¨onhat´asokat megfelel˝o er˝omez˝okkel ´ırj´ak le. Ezeknek a mez˝oknek a gerjeszt´eseit alapvet˝o bozonoknak nevezik (Ezek a k¨olcs¨onhat´as k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´ei). A term´eszetben tal´alhat´o er˝ohat´asok a r´eszecsk´ek k¨oz¨otti k¨olcs¨onhat´asokra vezethet˝ok vissza. A r´eszecsk´ek k¨oz¨otti k¨olcs¨onhat´asokban fell´ep˝o er˝oket az elm´elet u ´ n. k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´ekkel (az u ´ n. fundament´alis bozonokkal) ´ırja le. Az elektrom´agneses er˝o k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´eje a foton, amelyet az energi´aj´at´ol f¨ uggetlen¨ ul γ-val jel¨olnek. A fotonok az energi´ajukt´ol f¨ ugg˝oen r´eszecsk´ei lehetnek a r´adi´ohull´amoknak, az infrav¨or¨os sug´arz´asnak, a l´athat´o f´enynek, az ultraibolya sug´arz´asnak stb. Az er˝os k¨olcs¨onhat´asnak nyolc k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´eje van. A protonokban ´es neutronokban tal´alhat´o kvarkokat olyan hat´asossan “ragasztj´ak o¨ssze” az er˝os k¨olcs¨onhat´as k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´ei, hogy ez´ert gluonnak nevezt´ek el o˝ket (a gluon angol sz´o ragaszt´ot jelent). A gyengek¨olcs¨onhat´as k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´ei a W + , W − ´es Z 0 bozonok, a gravit´aci´osnak pedig a graviton. Egy k¨olcs¨onhat´as folyam´an a r´eszecsk´ek elnyelik, vagy kibocs´atj´ak a k¨olcs¨onhat´as 7
k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´eit. Ezzel a folyamattal az egyik r´eszecske t¨olt´est, impulzust, energi´at tud a´tadni a m´asik r´eszecsk´enek. (K´epzej¨ unk el k´et cs´onakot. Mindegyik cs´onakban egy gyerek van. A k´et gyerek labd´azik egym´assal. Amikor az egyik gyerek elkapja a labd´at, amit a m´asik dobott neki, akkor nem csak a labd´at kapja el, hanem ezzel egy¨ utt impulzust is kap. ´Igy a cs´onakok t´avolodni fognak egym´ast´ol.) A k¨ ul¨onb¨oz˝o k¨olcs¨onhat´asok (er˝os-, elektrom´agneses- ´es gyengek¨olcs¨onhat´asok) k¨ ul¨onb¨oz˝o csatol´asi a´lland´okkal rendelkeznek. A csatol´asi a´lland´ok jellemzik a k¨olcs¨onhat´asok er˝oss´eg´et. A r´eszecskefizikai kis´erletek eredm´enyei alapj´an a csatol´asi a´lland´ok f¨ uggnek az energi´at´ol. Az energia n¨oveked´es´evel ezek az a´lland´ok k¨ozel´ıtenek egym´ashoz ´es egy megadott energia ´ert´ekn´el (∼ 1015 GeV) tal´alkoznak egym´assal. Enn´el nagyobb energi´akon a n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as egy egys´eges k¨olcs¨onhat´ast k´epez. Megford´ıtva az Univerzum keletkez´ese ut´an, ahogy a nagyon meleg Univerzum h¨ ult, u ´ gy v´altak ki az egyes k¨olcs¨onhat´asok az egys´eges k¨olcs¨onhat´asb´ol. Az elektron (e) ´es az elektronneutr´ın´o (νe ) mellett l´etezik m´eg k´et hasonl´o r´eszecskep´ar a µ, νµ ´es a τ , ντ . A r´eszecsk´ek t¨obbs´eg´enek van antir´eszecsk´eje, amelynek a t¨omege ugyanolyan nagy mint a r´eszecsk´ej´e, a t¨olt´eseinek az abszol´ ut´ert´eke is ugyanolyan nagys´ag´ u, mint a r´eszecsk´ej´e, az el˝ojele viszont ellentetje a r´eszecske t¨olt´ese el˝ojel´enek.
8
A r´ eszecsk´ ek ´ es k¨ olcs¨ onhat´ asok standard modellje A standard modell ´ep´ıt˝oelemei Particles Generation I. Generation II. Quarks
Generation III.
Up u q=+2/3 m=3 MeV/c2
Charm c q=+2/3 m=1500 MeV/c2
Top t q=+2/3 m=175000 MeV/c2
Down d q=-1/3 m=6 MeV/c2
Strange s q=-1/3 m=170 MeV/c2 Leptons
Bottom b q=-1/3 m=4500 MeV/c2
Electron e− q=-1 m=0.511 MeV/c2
Muon µ− q=-1 m=105 MeV/c2
Electron Neutrino νe q=0 m < 15 eV/c2
Muon Neutrino νµ q=0 m < 0.17 MeV/c2 Antiparticles c¯ s¯ µ+ ν¯µ
u ¯ d¯ e+ ν¯e
Tau τ − q=-1 m=1782 MeV/c2 Tau Neutrino ντ q=0 m < 18.2 MeV/c2 t¯ ¯b τ+ ν¯τ
A tudom´any t¨ort´enet´et tanulm´anyozva arra a felismer´esre juthatunk, hogy a tud´osok igyekeznek meg´erteni a vil´agot amelyben ´elnek. Prob´alj´ak meg´erteni a k¨ ul¨onb¨oz˝o jelens´egeket ´es az anyagi vil´ag szerkezet´et. Thales, Miletus, 600BC, egy els˝odleges anyagb´ol (“primary matter”), amelynek a vizet v´alasztotta, Empedocles, 400BC n´egy elemb˝ol (f¨old, v´ız, leveg˝o ´es t˝ uz) ´ep´ıtette fel a vil´agot. Arisztotel´esz a´tvette ezt az elk´epzel´est. Platon szab´alyos testeket rendelt ezekhez az elemekhez. Democritus bevezette az atom ´es az u ¨ res t´er fogalm´at. A XVIII. sz´azad v´eg´en a szentp´eterv´ari egyetem professzora Dimitri Ivanovich Mengyelejev a k´emiai elemeket s´ ulyuk ´es k´emiai tulajdons´agaik alapj´an t´abl´azatba rendezte. ´Igy j¨ott l´etre a k´emiai elemek peri´odusos rendszere. A t´abl´azatban azonos tulajdons´ag´ u k´emiai elemek meghat´arozott “peri´odusonk´ent” ism´etl˝odtek. Az´ert, hogy a hasonl´o k´emiai tulajdons´ag´ u k´emiai elemek egym´as al´a ugyanabba az oszlopba ker¨ uljenek Mengyelejevnek meghat´arozott helyeket u ¨ resen kellet hagynia a t´abl´azatban. R¨ovid id˝on bel¨ ul megtal´alt´ak a t´abl´azatban hi´anyz´o elemeket (pl. Sc szkandium, Ge germ´anium, Ga gallium stb.) A tem´eszetben 92 f´ele k¨ ul¨onb¨oz˝o k´emiai elem (atom) tal´alhat´o, amelyb˝ol fel´ep´ıthet˝ok a molekul´ak, a molekul´akb´ol 9
pedig az ´elettelen ´es az ´el˝o vil´ag. Az atomfizika fejl˝od´es´evel felismert´ek, hogy az anyagok atomokb´ol a´llnak. Az atom atommagb´ol ´es az azt k¨or¨ ulvev˝o elektronokb´ol (e− ) a´ll. Az elektronok “elektronfelh˝ot” k´epeznek az atommag k¨or¨ ul. Az atommag protonokb´ol (p) ´es neutronokb´ol (n) ´ep¨ ul fel. A protonok ´es neutronok is alkot´oelemekb˝ol, u ´es d kvarkokb´ol ´ep¨ ulnek fel (p = uud ´es n = udd). Az egyes k´emiai elemeket az k¨ ul¨onb¨ozteti meg egym´ast´ol, hogy az atommagjukban h´any proton ´es neutron tal´alhat´o, illetve, hogy az atom elektronburk´at h´any elektron k´epezi. Az r´eszecsk´ek ´es alapvet˝o k¨olcs¨onhat´asok standard modellje (Standard Model of particles and fundamental interactions – SM) meghat´arozza az anyag legalapvet˝obb ´ep´ıt˝oelemeit (ezek k¨oz¨ott tal´aljuk a neutr´ın´okat is). Le´ırja az o¨sszes lehets´eges m´odot, ahogy az ´ep´ıt˝oelemek egym´assal k¨olcs¨onhatnak ´es ahogy egym´asba a´talakulnak. Az SM tizenk´et r´eszecsk´et (6 quarkot ´es 6 leptont) ´es ezek antir´eszecsk´eit ´es a k¨oz¨ott¨ uk fell´ep˝o n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´ast (er˝os, elektrom´agneses, gyenge ´es gravit´aci´os) haszn´alja a k¨or¨ ul¨ott¨ unk tal´alhat´o Univerzum le´ır´as´ara. A vil´agmindens´eg eddig felt´erk´epezett valamennyi r´esz´en ezeket az ´ep´ıt˝oelemeket ´es ezeket a k¨olcs¨onhat´asokat tal´aljuk. A quarkoknak t¨ort elektromos t¨olt´es¨ uk van ´es f˝oleg az er˝os k¨olcs¨onhat´asban vesznek r´eszt. Az er˝osk¨olcs¨onhat´as, amelyet “sziner˝onek” is neveznek, k¨oti o¨ssze a kvarkokat a protonokban, a neutronokban, a hadronokban (er˝osen k¨olcs¨onhat´o r´eszecsk´ek), valamint a protonokat ´es neutronokat az atommagokban. Az elektromos t¨olt´essel rendelkez˝o leptonok h´arom alapvet˝o k¨olcs¨onhat´asban vesznek r´eszt (az elektrom´agneses, a gyenge ´es a gravit´aci´os k¨olcs¨onhat´asban), de nem vesznek r´eszt az er˝os k¨olcs¨onhat´asban. Az elektromosan t¨olt¨ott leptonok k¨oz´e tartozik az elektron (e− ) ´es a hozz´a hasonl´o, de a n´ala nehezebb m¨ uon (µ− ) ´es tau (τ − ). Minden t¨olt¨ott leptonhoz tartozik egy 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 ). 1964-ben Murray Gell-Mann ´es George Zweig bevezeti a hadronok kvarkmodellj´et. H´arom kvark, az up (u), a down (d) ´es a strange (s) kvarkb´ol ´epitik fel a protont, a neutront ´es m´as er˝osen k¨olcs¨onhat´o r´eszecsk´eket, hadronokat. Glashow, Iliopoulis ´es Maiani (GIM) 1970-ben azt a´ll´ıtott´ak, hogy a kvarkok p´arokban l´eteznek, az addig ismert h´arom kvark (u, d, s) mellett kell l´eteznie egy negyedik kvarknak is. Hamarosan megtal´alt´ak a c kvarkot. K´et jap´an elm´eleti fizikus Makoto Kobayashi ´es Toshilde Maskawa, arra a k¨ovetkeztet´esre jutott, hogy a K 0 mezonok boml´as´an´al a CP-s´ert´est az SM keretein bel¨ ul egy u ´ j kvark-lepton csal´ad bevezet´es´evel meg lehet magyar´azni. A b ´es t kvarkokat is megtal´alt´ak ´ıgy meglett a h´arom kvark-lepton csal´ad. A CERN-ben a LEP-pel bebizony´ıtott´ak, hogy h´arom ´es csak h´arom k¨onny˝ u kvark-lepton csal´ad l´etezik. Min´el nagyobb t¨omeg˝ u egy r´eszecske, ann´al t¨obbf´ele m´odon bomolhat, egy-egy konkr´et boml´asfajta teh´at ann´al ritk´abb, ez´ert igen sok boml´o r´eszecske kell ahhoz, hogy a kutat´ok minden boml´asb´ol el´eg sokat ´eszlelhessenek ´es vizsg´alhassanak. A Z 0 ´elettartam´at a t¨omeg bizonytalans´ag´aval m´erj¨ uk. Heisenberg szab´aly´ar´ol van sz´o. A m´er´es nem adja mindig ugyanazt a t¨omeget. A 91.175 GeV/c2 ´et´ek, az egy a´tlagos ´ert´ek. A Z 0 t¨omegeloszl´asa hat´arozatlans´aggal rendelkezik (2.5 GeV/c2 ). Egy boml´asi m´od, adott ´ert´ekkel cs¨okkenti az ´elettartamot ´es ezzel n¨oveli a t¨omegeloszl´as sz´eless´eg´et. Ha l´etezik 10
egy negyedik csal´ad, akkor az eloszl´asnak m´as sz´eless´ege van, mint h´arom csal´ad eset´eben. A k´emiai elemek keletkez´esi viszonyait tanulm´anyozt´ak a vil´ag kezdeti id˝oszak´aban, akkor amikor a protonok ´es a neutronok o¨ssze´alltak atommagokk´a. Ez nem sokkal az o˝srobban´as ut´an t¨ort´ent, de annyival m´ar k´es˝obb, hogy legyen el´eg biztos modellj¨ uk. Mint kider¨ ult, ekkor keletkezett a hidrog´en ´es h´elium ar´anya att´ol is f¨ ugg, hogy h´anyf´ele neutr´ın´o vett r´eszt a megfelel˝o reakci´oban. Ezt az ar´anyt vissza lehet k¨ovetkeztetni, a mostani ar´anyb´ol, amit meg is tettek, az eredm´eny egy´ertelm˝ uen h´arom neutr´ın´o fajta, nem t¨obb. A term´eszetben n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´ast tal´alunk, az er˝os, az elektrom´agneses, a gyenge ´es a gravit´aci´os k¨olcs¨onhat´ast. A gravit´aci´os vonz´as b´armely k´et r´eszecske k¨oz¨ott l´etezik. A gravit´aci´o tart benn¨ unket a F¨old¨on ´es a bolyg´okat a p´aly´aikon stb. A gravit´aci´os k¨olcs¨onhat´as olyan kis t´avols´agokon mint az atom m´erete a t¨obbi k¨olcs¨onhat´ashoz k´epest elhanyagolhat´o. Nagy t´avols´agokon azonban a gravit´aci´o d¨ont˝o szerepet j´atszik. A gravit´aci´o fontos szerepet j´atszik p´eld´aul a csillagok ´es galaxisok kialakul´as´an´al ´es fejl˝od´es´en´el. Az elektrom´agneses er˝o tarja o¨ssze az atomokat, k¨oti az elektronokat az atommaghoz. Fontos szerepet j´atszik a k´emiai reakci´okban. A molekul´akban t¨olt¨ott r´eszecsk´ek (elektronok ´es protonok) vannak. A molekul´aknak ez az elektromos szubstrukt´ ur´aja az alapja annak, hogy krist´alyok j¨onnek l´etre. Nagyon sok h´etk¨oznapi jelens´eg m¨og¨ott az elektrom´agneses er˝ok fedezhet˝ok fel: az anyagban az elektrom´agneses er˝ok akad´alyozz´ak, hogy az egyes molekul´ak elmozd´ uljanak az egyens´ ulyi helyzet¨ ukb˝ol. Ennek a k¨ovetkezm´enye, hogy a padl´o megtartja a r´ahelyezett testeket, a szil´ard anyagok ellen´allnak a ny´ır´o hat´asoknak stb. Az er˝os ´es gyenge er˝ohat´asok hat´ot´avols´aga olyan r¨ovid, hogy az atomokn´al nagyobb t´avols´agokon gyakorlatilag nem ´erz´ekelhet˝ok. ´Igy nem ´erz´ekelj¨ uk o˝ket a mindennapi ´eletben, azonban alapvet˝o szerepet j´atszanak a k¨ornyezet¨ unkben tal´alhat´o anyag fel´ep´ıt´es´eben ´es a boml´asi folyamatokban. A proton vonzza az elektront, ez p´elda az elektrom´agneses k¨olcs¨onhat´asra, a kvarkok k¨oz¨ott hat´o er˝o p´elda az er˝os k¨olcs¨onhat´asra, a β-boml´as pedig p´elda a gyenge k¨olcs¨onhat´asra. A szabad neutron elbomlik n → pe− ν¯e , ahol a ν¯e az antielektronneutr´ın´ot jel¨oli. Ezt a fajta boml´ast β-boml´asnak nevezik. Ennek a boml´asnak az alapja a neutron d kvakj´anak a boml´asa d → ue− ν¯e . (A gyenge k¨olcs¨onhat´as az egyetlen k¨olcs¨onhat´as, amelyben egy kvark a´talakulhat m´ast´ıpus´ u kvarkk´a ´es egy lepton m´ast´ıpus´ u leptonn´a.) A gyenge k¨olcs¨onhat´as a felel˝os az´ert, hogy a k¨or¨ ul¨ott¨ unk tal´alhat´o anyag u ´es d kvarkb´ol ´es elektronb´ol ´ep¨ ul fel. A term´eszetben tal´alhat´o er˝ohat´asok a r´eszecsk´ek k¨oz¨otti k¨olcs¨onhat´asokra vezethet˝ok vissza. Az alapvet˝o k¨olcs¨onhat´asokat, a megfelel˝o er˝ok mezej´evel ´ırj´ak le. Ezeknek a mez˝oknek a gerjeszt´eseit (kvantumait) fundament´alis bozonoknak nevezik. A r´eszecsk´ek k¨oz¨otti k¨olcs¨onhat´asokat az elm´elet u ´ gynevezett k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´ekkel (az u ´ n. fundament´alis bozonokkal) ´ırja le. Az elektrom´agneses er˝o k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´eje a foton, amelyet az energi´aj´at´ol f¨ uggetlen¨ ul γ-val jel¨olnek. A fotonok az energi´ajukt´ol f¨ ugg˝oen r´eszecsk´ei lehetnek a r´adi´ohull´amoknak, az infrav¨or¨os sug´arz´asnak, a l´athat´o f´enynek, az ultraibolya sug´arz´asnak. Az er˝os k¨olcs¨onhat´asnak nyolc k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´eje van. A protonokban ´es neutronokban tal´alhat´o kvarkokat olyan hat´asossan “ragasztj´ak o¨ssze” az er˝os k¨olcs¨onhat´as k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´ei, hogy ez´ert gluonnak nevezt´ek el o˝ket (a gluon angol sz´o 11
ragaszt´ot jelent). A gyenge k¨olcs¨onhat´as k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´ei a W + , W − ´es Z 0 bozonok, a gravit´aci´osnak pedig a graviton. Egy k¨olcs¨onhat´as folyam´an a r´eszecsk´ek elnyelik, vagy kibocs´atj´ak a k¨olcs¨onhat´as k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´eit. Ezzel a folyamattal az egyik r´eszecske t¨olt´est, impulzust, energi´at tud a´tadni a m´asik r´eszecsk´enek. (K´epzelj¨ unk el k´et cs´onakot. Mindegyik cs´onakban egy gyerek van. A k´et gyerek labd´azik egym´assal. Amikor az egyik gyerek elkapja a labd´at amit a m´asik dobott neki, akkor ezzel egy¨ utt impulzust is ´ kap. Igy a cs´onakok t´avolodni fognak egym´ast´ol. A gyengek¨olcs¨onhat´as 108 -szor lassabban megy v´egbe, mint az elektrom´agnesesk¨olcs¨onhat´as. A boml´asid˝ok a k¨ ul¨onb¨oz˝o k¨olcs¨onhat´asok eset´eben: gyenge – 10 −8 −16 sec; elektrom´agneses – 10 sec; er˝os – 10−23 sec. A k¨ ul¨onb¨oz˝o k¨olcs¨onhat´asok (er˝os, elektrom´agneses ´es gyenge k¨olcs¨onhat´asok) k¨ ul¨onb¨oz˝o csatol´asi a´lland´okkal rendelkeznek. A csatol´asi a´lland´ok jellemzik a k¨olcs¨onhat´asok er˝oss´eg´et. A r´eszecskefizikai kis´erletek eredm´enyei alapj´an a csatol´asi a´lland´ok f¨ uggnek az energi´at´ol. Az energia n¨oveked´es´evel ezek az a´lland´ok k¨ozel´ıtenek egym´ashoz ´es egy megadott energia ´ert´ekn´el (∼ 1015 GeV) tal´alkoznak egym´assal. Enn´el nagyobb energi´akon a n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as egy egys´eges k¨olcs¨onhat´ast k´epez. Megford´ıtva az Univerzum keletkez´ese ut´an, ahogy a nagyon meleg Univerzum h¨ ult, u ´ gy v´altak ki az egyes k¨olcs¨onhat´asok az egys´eges k¨olcs¨onhat´asb´ol. A standard modell n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´asa K¨olcs¨onhat´as relat´ıv potenci´al er˝oss´eg
´elettartam (s)
k¨ozvet´ıt˝o bozon
m (GeV/c2 )
1
∼r
10−23 ∆ → pπ
8 gluon
0
Elektrom´agneses
10−2
1 r
10−20 − 10−16 π 0 → γγ
foton
0
Gyenge
10−7
∼ 1r e−r/R R ∼ Mh¯W c
> 10−12 π − → µ− ν
W± Z0
80 90
Gravit´aci´os
10−40
1 r
graviton
0
Er˝os
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 (Standard Model of particles and fundamental interactions – SM) adja. Az SM az anyag n´eh´any ´ep´ıt˝oelem´enek (hat kvark ´es 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. Az SM le´ırja azt, ahogy a r´eszecsk´ek egym´assal k¨olcs¨onhatnak ´es ahogy egym´asba a´talakulnak. Ezek a k¨olcs¨onhat´asok ´es ´ep´ıt˝oelemek elegend˝oek valamennyi eddig felfedezett jelens´eg le´ır´as´ara. 12
Az SM k¨ovetkezes le´ır´ast ad a fiatal ´es nagyon forr´o Univerzumt´ol kiindulva, amely a Big Bangben (˝osrobban´as) 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. Az SM nem ad v´alaszt sz´amos k´erd´esre. Ilyen k´erd´esek a k¨ovetkez˝ok: • Honnan van a r´eszecsk´eknek t¨omeg¨ uk? • Mi´ert k¨ ul¨onb¨oznek a r´eszecsk´ek t¨omegei? • Van-e a kvarkoknak ´es a leptonoknak szerkezet¨ uk? • A jelenleg ismert er˝ok egy ugyanazon dolognak a k¨ ul¨onb¨oz˝o megjelen´esi form´ai? • L´eteznek-e m´as r´eszecsk´ek ´es k¨olcs¨onhat´asok az LHC seg´ıts´eg´evel el´erhet˝o energi´akon? • Mi´ert nem ´eszlelj¨ uk az antianyagot az Univerzumban? • Mib˝ol a´ll az Univerzum s¨ot´et anyaga? Ma szemtan´ ui vagyunk olyan kis´erleteknek, amelyek azt sugalj´ak, hogy vannak olyan jelens´egek, amelyek t´ ulmutatnak standard modellen.
13
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˝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 csal´ad l´etezik.
14
K¨ olcs¨ onhat´ asok A standard modell bels˝o (helyi) szimmetri´ai defini´alj´ak a kvarkok ´es leptonok t¨olt´eseit ´es k¨olcs¨onhat´asait, hasonl´oan ahhoz, ahogy a kocka szimmetri´aja mag´aba foglalja azt, hogy a kock´anak 6 oldala ´es nyolc cs´ ucsa van ´es hogy sz´amos forgat´as l´etezik, amely felcser´eli a kocka oldalait ´es cs´ ucsait. A standard modellben a helyi szimmetri´ak k¨ovetkezm´enye: • A kvarkok ´es leptonok elk¨ ul¨on¨ ult csal´adokra oszlanak. • Meghat´arozott t¨olt´esekkel rendelkeznek. • L´eteznek olyan transzform´aci´ok, amelyek k¨ovetkezt´eben valamely csal´ad valamelyik tagja a´talakul ugyanannak a csal´adnak egy m´asik tagj´av´a. Ezek a helyi szimmetri´ak magukban foglalj´ak azt, hogy l´eteznek olyan r´eszecsk´ek, bozonok, amelyek a k¨olcs¨onhat´ast k¨ozvet´ıtik. A r´eszecsk´ek k¨oz¨ott a k¨olcs¨onhat´asok u ´ n. k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´ekkel val´osulnak meg. Egy r´eszecske emitt´al, kibocs´at egy k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´et, a m´asik pedig abszorbe´alja, elnyeli azt. ´Igy k´et r´eszecske a k¨ozvet´ıt˝o r´eszecske seg´ıts´eg´evel hat egym´asra. ´Igy a t´avolhat´ast a r´eszecsk´ek a´tad´asa v´altja fel. Egy kvark vagy lepton kibocs´at egy k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´et, egy m´asik pedig elnyeli ezt a k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´et. A k¨ozvet´ıt˝o r´eszecske t¨olt´est, impulzust stb. tud k¨ozvet´ıteni az egyik r´eszecsk´et˝ol a m´asikhoz. ´Igy ennek a r´eszecsk´enek a cser´eje k¨ovetkezt´eben a kvarkok vagy leptonok ´erzik egym´as hat´as´at. Tov´abb´a ezeknek a r´eszecsk´eknek a cser´ejekor egy bels˝o “forgat´as” j¨on l´etre, amely a kvarkot vagy leptont a´tv´altoztatja egy m´asik kvarkk´a vagy leptonn´a.
Az elektrom´ agneses k¨ olcs¨ onhat´ as Az elektrom´agneses k¨olcs¨onhat´as k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´eje a foton. K´et elektromosan t¨olt¨ott r´eszecske k¨oz¨ ul az egyik kibocs´at egy fotont a m´asik pedig elnyeli azt ´es a k´et elektromosan t¨olt¨ott r´eszecske ´erzi egym´as hat´as´at. ´Igy a t´avolhat´ast a r´eszecsk´ek cser´eje v´altja fel. Minden elektrom´agneses folyamatban egy k¨olcs¨onhat´asi vertexet tal´alunk. 1) Ez a vertex le´ırja azt, ahogy p´eld´aul egy elektron kibocs´at, vagy elnyel egy fotont. 2) Ez a vertex le´ırja azt, ahogy egy foton r´eszecske antir´eszecske p´arr´a alakul, vagy ahogy 3) egy r´eszecske antir´eszecske p´ar fotonokk´a alakul (annihil´al´odik). K´et elektron sz´or´od´asa eset´en az egyik elektron kibocs´at egy fotont a m´asik pedig elnyeli azt. Ennek a folyamatnak a k¨ovetkezm´enyek´eppen a k´et elektron ´Igy a t´avolhat´ast a r´eszecsk´ek cser´eje v´altja fel. tasz´ıtja egym´ast. Az elektrom´agneses k¨olcs¨onhat´asban k´et elektron, vagy k´et elektromosan t¨olt¨ott r´eszecske foton a´tad´as´aval l´ep egym´assal k¨olcs¨onhat´asba. Az egyik r´eszecske kibocs´atja a m´asik pedig abszorbe´alja a k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´et. Az elm´eletet, amely le´ırja az elektronok ´es fotonok k¨olcs¨onhat´as´at kvantum-elektrodinamik´anak nevezik (Quantum Electrodynamics – QED).
15
Az er˝ os k¨ olcs¨ onhat´ as Az er˝os k¨olcs¨onhat´ast 8 gluon k¨ozvet´ıti. H´arom k¨ ul¨onb¨oz˝o sz´ın˝ u kvark l´etezik (piros, z¨old ´es k´ek). Ezeknek a szineknek nincs k¨oz¨ uk az optikai szinekhez, csup´an k¨ ul¨onb¨oz˝o kvarkok megk¨ ul¨onb¨oztet´es´ere szolg´alnak. Az elm´eletet, amely le´ırja a kvarkok ´es gluonok k¨olcs¨onhat´asait, kvantum-kromodinamik´anak, sz´ındinamik´anak (Quantum Chromodynamics – QCD) nevezik.
A gyenge k¨ olcs¨ onhat´ as A csillagok energiatermel´es´eben a f´ uzi´o j´atszik fontos szerepet, amelynek sor´an hidrog´enb˝ol h´elium keletkezik. Ebben a folyamatban keletkeznek az alacsony rendsz´am´ u elemek is. Ezekben a reakci´okban fontos szerepet j´atszik a gyengek¨olcs¨onhat´as. A gyengek¨olcs¨onhat´as az egyetlen k¨olcs¨onhat´as, amelyben egy kvark a´talakulhat m´as t´ıpus´ u kvarkk´a ´es egy lepton m´as t´ıpus´ u leptonn´a. Az SM szerint a gyenge k¨olcs¨onhat´asnak k´et helyi m´ert´ekszimmetri´aja van. Ez a k´et szimmetria k´et gyenge t¨olt´est hat´aroz meg a gyenge izotopt¨olt´est ´es a gyenge hipert¨olt´est. ´Igy a gyenge k¨olcs¨onhat´asnak k´et k¨ ul¨onb¨oz˝o fajta k¨ozvet´ıt˝o r´eszecsk´ei vannak a W + , W − r´eszecsk´ek ´es a Z 0 r´eszecske. A W ± k¨ozvet´ıt˝o r´eszecske egys´egnyi elektromos ´es egys´egnyi gyenge izot´op t¨olt´est hordoz. A Z 0 k¨ozvet´ıt˝o r´eszeszecske egys´egnyi gyenge hipert¨olt´est hordoz ´es nem hordoz elektromos t¨olt´est. A W + ´es W − bozonok k¨ozvet´ıt´es´evel mennek v´egbe a t¨olt¨ott a´ram a´ltal megval´osul´o reakci´ok: n → p + e− + ν¯e µ− → νµ + e− + ν¯e
n β-boml´as , µ β-boml´as ,
a Z 0 bozon k¨ozvet´ıt´es´evel mennek v´egbe a semleges a´ram a´ltal megval´osul´o reakci´ok: νe + e− → νe0 + e0− . Az elektronneutr´ın´ o´ es az elektron sz´ or´ od´ asa A t¨ olt¨ ott ´ aram k¨ ozvet´ıt´ es´ evel νe + e − → e − + ν e , e− → W − + ν e kibocs´at´as − − νe + W → e elnyel´es Ebben az esetben a reakci´oban r´esztvev˝o mindk´et r´eszecske m´as r´eszecsk´ev´e, az elektronneutr´ın´o elektronn´a, az elektron pedig elektronneutr´ın´ov´a alakul, de a reakci´oban ugyanolyan r´eszecsk´ek keletkeznek, mint amelyek reakci´oba l´eptek egym´assal. A semleges ´ aram k¨ ozvet´ıt´ es´ evel νe + e − → ν e + e − , e− → e − + Z 0 kibocs´at´as νe + Z 0 → ν e elnyel´es Itt a r´eszecsk´ek nem v´altoztatj´ak meg identit´asukat. 16
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. A gravit´aci´os vonz´as b´armely k´et r´eszecske k¨oz¨ott l´etezik. A gravit´aci´o olyan kis t´avols´agokon, mint az atom m´erete a t¨obbi k¨olcs¨onhat´ashoz k´epest elhanyagolhat´o. Nagy t´avols´agokon azonban a gravit´aci´o d¨ont˝o szerepet j´atszik. Fontos szerepet j´atszik a csillagok ´es galaxisok kialakil´as´an´al ´es fejl˝od´es´en´el. Az elektrom´agneses er˝o tartja o¨ssze az atomokat, k¨oti az elektronokat az atommaghoz. A molekul´akban elektromosan t¨olt¨ott r´eszecsk´ek (protonok ´es elektronok) vannak. A molekul´aknak ez az elektromos szubstrukt´ ur´aja az alapja annak, hogy krist´alyok j¨onnek l´etre. 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 anyagban elektrom´agneses er˝ok akad´alyozz´ak, hogy az egyes molekul´ak elmozduljanak egyens´ ulyi helyzet¨ ukb˝ol. Ennek k¨ovetkezm´enye, hogy a padl´o megtartja a r´ahelyezett testeket, a szil´ard anyagok ellen´alnak a ny´ır´o hat´asoknak stb. Az er˝osk¨olcs¨onhat´as, amelyet “sziner˝onek” is neveznek, 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 csillagok energiatermel´es´eben a f´ uzi´o j´atszik szerepet, amely sor´an hidrog´enb˝ol h´elium keletkezik. Ebben a folyamatban keletkeznek az alacsony rendsz´am´ u elemek is. Ezekben a reakci´okban fontos szerepet j´atszik a gyengek¨olcs¨onhat´as, amelyben egy kvark a´tv´altozhat egy m´as t´ıpus´ u kvarkk´a ´es egy lepton m´as t´ıpus´ u leptonn´a. 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.
17
“Csendes fizika” (Underground Physics) Hiba lenne azt gondolni, hogy az ´erdekes r´eszecskefizikai-kis´erleteket a j¨ov˝oben csak nagy r´eszecskegyors´ıt´ok mellett fogj´ak v´egezni. Az ut´obbi id˝oben egyre nagyobb ´erdekl˝od´es kis´eri az u ´ n. “csendes fizik´at”, azokat a kis´erleteket, amelyeket m´elyen a f¨old alatt kis h´att´ersug´arz´assal rendelkez˝o laborat´oriumokban v´egeznek. Sz´amos olyan esem´eny van a r´eszecskefizik´aban, amely nagyon ritk´an k¨ovetkezik be. Ahhoz, hogy ezeket az esem´enyeket tanulm´anyozni tudjuk, a h´att´eresem´enyek 2 bek¨ovetkez´es´et megadott ´ert´ek al´a kell cs¨okkenteni. A kozmikus sug´arz´as ´es a term´eszetes r´adi´oaktivit´as h´att´eresem´enyeket okoznak. A kozmikus sug´arz´as ellen vastag anyagr´eteggel lehet v´edekezni. Ez´ert helyezik ezeket a m´er˝oberendez´eseket m´elyen a f¨old al´a, vagy a tengerek, vagy oce´anok m´ely´ere. A f¨oldalatti laborat´oriumokban a kozmikus sug´arz´as t¨ored´eke a F¨old felsz´ın´en m´ert ´ert´eknek, a f¨oldalatti laboratoriumokban kozmikus “csend” uralkodik. A f¨oldalatti laborat´oriumokban ´es a detektorokban a r´adi´oaktiv´ıt´as szempontj´ab´ol nagyon tiszta anyagokat haszn´alnak az´ert, hogy a term´eszetes r´adi´oaktivit´as ne zavarja a m´er´eseket. A “csendes fizika” a fizik´anak egy viszonylag fiatal a´ga, amely csup´an n´eh´any ´evtizedes m´ ultra tekinthet vissza. Vannak olyan probl´em´ak, amelyeket gyors´ıt´os kis´erletekkel lehetne tanulm´anyozni, azonban a jelenlegi gyors´ıt´ok m´ereteib˝ol kiindulva olyan nagy gyors´ıt´ot kellene ´ep´ıteni, amelynek ker¨ ulete nagyobb lenne a F¨old egyenl´ıt˝oj´en´el. Ilyen gyors´ıt´o meg´ep´ıt´es´ere nyilv´anval´oan nincs m´od. Lehet, hogy az Univerzum sz¨ ulet´esekor a Big Bangben keletkeztek ´es m´eg ma is l´eteznek egzotikus r´eszecsk´ek mivel elker¨ ult´ek azt, hogy a keletkez´es¨ uk ut´an tal´alkozva antir´eszecsk´ej¨ ukkel annihil´al´odjanak. Ilyen esetben azt tehetj¨ uk, hogy ´ep´ıt¨ unk egy detektort ´es v´arjuk, hogy a r´eszecske a´thaladjon a detektoron. A “csendes fizika” szerte´agaz´o kis´erleti programmal rendelkezik. T¨obbek k¨oz¨ott a k¨ovetkez˝o probl´em´akat tanulm´anyozza: • A proton stabilit´as´at. • A neutr´ın´okat. • A neutr´ın´o-oszcill´aci´ot. • A napneutr´ın´okat. • A szupernov´akat. • A s¨ot´et anyagot (dark matter). • Egzotikus r´eszecsk´eket (m´agneses monop´olus, szuperszimmetrikus r´eszecsk´ek, stb.) • Kett˝os β-boml´ast • Atmoszf´erikusneutr´ın´okat Az ut´obbi id˝oben egyre t¨obb f¨oldalatti kis´erlet haszn´alja a t´avoli gyors´ıt´okkal gy´artott neutr´ın´okat. 2
A h´ att´eresem´eny a tanulm´ anyozni kiv´ ant esem´enyhez hasonl´ o nyomot hoz l´etre a detektorban.
18
A fontosabb f¨oldalatti laborat´oriumok Laborat´orium Orsz´ag V´edelem (m) LNGS Olaszorsz´ag 1494 SNO Canada 2073 Kamiokande Jap´an 1000 Sudan USA 800 Frejus Baksan S.U. Homestake USA 1500
m.w.e. 3800 5900 2700 2090 4800 4700 4200
m.w.e. = meters in water equivalent I Laboratori Nazionali del Gran Sasso Magass´ag Hossz´ us´ag Sz´eless´eg T´erfogat V´edelem (1494 m szikla) M¨ uonok
20 m 100 m 18 m 180 000 m3
∼ 3800 m.w.e. 1µ/(hm ) (6 nagys´agrend) 2
F¨ oldalatti laborat´ oriumok I Laboratori Nazionali del Gran Sasso Mint ismeretes Olaszorsz´ag kit˝ un˝o aut´op´alyah´al´ozattal rendelkezik. Aut´op´alya halad v´egig minden¨ utt a “csizma” sz´el´en ´es a tengerparton halad´o aut´op´aly´akat t¨obbsz¨or aut´op´aly´ak k¨otik o¨ssze. Az 1980-as ´evek elej´en ´ep¨ ult meg az az aut´op´alya, amely R´om´at k¨oti o¨ssze Ter´am´oval. Ez az aut´op´alya a´thalad egy 10.4 km hossz´ u kett˝os alag´ utban az Appenninek legmagasabb cs´ ucsai alatt, amelyet Gran Sasso d’Italia-nak neveznek. Antonio Zichichi, aki az alag´ ut tervez´esekor az INFN (Instituto Nazionale di Fisica Nucleare) eln¨oke volt, azt javasolta, hogy ´ep´ıtsenek itt egy f¨oldalatti laborat´oriumot (1979). Az Olasz Parmament 1982-ben hagyta j´ov´a a laborat´orium ´ep´ıt´es´et, amely 1987-ben fejez˝od¨ott be. ´Igy j¨ott l´etre a vil´ag legkorszer˝ ubb f¨oldalatti laborat´oriuma az Appenninek legmagasabb cs´ ucsai alatt. Ennek a laborat´oriumnak a neve: Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS). Ebben a laborat´oriumban a m¨ uonok fluxusa hat nagys´agrenddel kisebb, mint a F¨old felsz´ın´en. A laborat´orium 3 teremb˝ol a´ll, amelyeket A-, B- ´es C-teremnek neveznek. A laborat´oriumok hossza t¨obb mint 100 m´eter, a magass´aga ´es sz´eless´ege is 18 m. A labor´at´orium bej´arata 6 kilom´eterre van az alag´ ut nyugati bej´arat´at´ol.
19
A leptonok t¨omegei. me 0.51099907 MeV/c2 mµ 105.65839 MeV/c2 mτ 1777.05 MeV/c2 < 15 eV/c2 mν e mν µ < 0.17 MeV/c2 mν τ < 18.2 MeV/c2
Neutr´ın´ ok 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. A neutr´ın´o-kis´erletek nagyon neh´ez kis´erletek, ugyanakkor a neutr´ın´o-kis´erletek alapvet˝o k´erd´esekre adhatnak v´alaszt, p´eld´aul, a r´eszecskefizika, az asztrofizika, a kozmol´ogia ´es a geofizika ter¨ ulet´en. A neutr´ın´ok egyr´eszt a kutat´as t´argy´at k´epzik, A tulajdons´agaik tanulm´anyoz´as´aval jobban megismerj¨ uk a r´eszecsk´ek viselked´es´et. M´asr´eszt a kutat´as akt´ıv szerepl˝oi, pr´obar´eszecsk´ek, amelyek inform´aci´ot hoznak a F¨oldben, a Napban, a csillagokban ´es m´as ´erdekes ´egitestekben v´egbemen˝o folyamatokr´ol. A legut´obbi kis´erletek alapj´an a neutr´ın´oknak, j´ollehet nagyon kicsi de v´eges t¨omeg¨ uk van. A neutr´ın´o m´ar sz´amos esetben meglepte a kutat´okat. A neutr´ın´o hipot´ezis 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 1930-ban egy “k´ets´egbeesett kis´erletet” tett arra, hogy a hossz´ u id˝on kereszt¨ ul igaznak bizonyult energia megmarad´asnak, az impulzus megmarad´as´anak ´es az impulzusmomentum megmarad´as´anak a t¨orv´eny´et megmentse a β-boml´asban. A β-boml´asra p´elda a szabad neutron boml´asa: n → p + e− + ν¯e , 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).
20
ahol n a neutront, p a protont, e− az elektront ´es ν¯e az antielektronneutr´ın´ot jel¨oli. A β-boml´asn´al a β-r´eszecsk´ek (e− ) energia spektruma folytonos. Ha a boml´asn´al csak k´et r´eszecske keletkezne, akkor a β-r´eszecsk´ek meghat´arozott energi´aval rendelkezn´enek ´es az energiaspektrumuk csak egy ´ert´eket tartalmazna (egy vonal lenne). A neutr´ın´o n´ev, amely olaszul kis semleges r´eszecsk´et jelent, Enrico Fermit˝ol sz´armazik (1931). 1934-ben Enrico Fermi a kvantumelektrodinamika mint´aj´ara megalkotja h´ıres elm´elet´et, amely a neutr´ın´ot val´os´agosnak tekintve le´ırja a βboml´ast. Hans Bethe ´es Rudolf Peierls4 Fermi elm´elet´enek seg´ıts´eg´evel kisz´am´ıtj´ak, hogy mekkora a neutr´ın´o szabad u ´ thossza v´ızben. Hosszabb 1000 f´eny´evn´el. 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.” A neutr´ın´o-kis´erletek neh´ezs´eg´et j´ol bizony´ıtja az, hogy a neutr´ın´o hipot´ezis´enek a megsz¨ ulet´ese ´es a neutr´ın´o kis´erleti kimutat´asa k¨oz¨ott k´et ´es f´el ´evtized telt el. C. Cowan Jr. ´es F. Reines 1956-ban mutatt´ak ki kis´erletileg a neutr´ın´ot. Ez´ert a kis´erlet´ert 1995-ben F. Reines Nobel-d´ıjat kapott. Bruno Pontecorvo, aki a neutr´ın´ok tal´an legkiv´al´obb szak´ert˝oje volt, azt a´ll´ıtotta, hogy a neutr´ın´o az r´eszecsk´ek a´llatkertj´enek a zsir´afja. Az anekd´ota szerint az egyszeri cowboy, amikor az a´llatkertben megl´atta a feje f¨ol´e tornyosul´o zsir´afot, ´ıgy ki´altott fel: “ilyen a´llat nincs.” K¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´oknak kell l´etezni¨ok (Bruno Pontecorvo). Brookhavenben 1962-ben megtal´alj´ak a νµ m¨ uonneutr´ın´ot. Gel-Mann ´es Zweig 1964-ben a statikus kvarkmodell seg´ıts´eg´evel h´arom kvark, az up (u), a down (s) ´es a strange (s) kvark seg´ıts´eg´evel ´ep´ıti fel a protont, a neutront ´es m´as er˝osen k¨olcs¨onhat´o r´eszecsk´eket. Glashow, Iliopoulis ´es Maiani (GIM) 1970-ben azt a´ll´ıtott´ak, hogy a kvarkoknak p´arokban kell l´etezni¨ uk. Hamarossan ezut´an megtal´alt´ak a c kvarkot. K´et jap´an fizikus Makoto Kobayashi ´es Toshilde Maskava, arra a k¨ovetkeztet´esre jutott, hogy a K0 mezonokn´al a CP-s´ert´es az SM keretein bel¨ ul egy u ´ j kvark-lepton csal´ad bevezet´es´evel meg lehet magyar´azni. A b ´es t kvarkokat is megtal´alt´ak, ´ıgy lett meg a h´arom kvark-lepton csal´ad. A CERN-ben a LEP-pel bebizony´ıtott´ak, hogy h´arom ´es csak h´arom k¨onny˝ u kvark-lepton csal´ad l´etezik. A neutr´ın´ok kiv´al´o kutat´asi eszk¨oz¨ok, szondar´eszecsk´ek. Az anyag alig abszorbe´alja o˝ket, az elektromos ´es m´agneses mez˝ok pedig 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). 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 tud´osok egyr´eszt tanulm´anyozz´ak a neutr´ın´okat, hogy egyre pontosabban felt´arj´ak a neutr´ın´ok tulajdons´agait, m´asr´eszt a neutr´ın´ok seg´ıts´eg´evel egyre u ´ jabb ismereteket szereznek a geofizika, az asztrofizika ´es az asztron´omia ter¨ ulet´en. 4
Pejerls
21
A β-boml´ as 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. A β-boml´asba keletkezik egy elektron (β-sug´arz´as), egy atommag, amelynek a rendsz´ama eggyel magasabb (egy pozit´ıv t¨olt´essel t¨obb t¨olt´ese van), mint a reakci´o el˝otti atommagnak ´es egy ν¯e antielektronneutr´ın´o: (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 tricium boml´asa: 3 1H
→32 He + e− + ν¯e ,
amelynek a boml´asideje τ = 12.4 ´ev ´es a spektrum v´egpontja E = 18.6 keV. A β-boml´asra p´elda a szabad 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 β-boml´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. M´ert´ek az elektron energi´aj´at a β-boml´asban. Amikor egy nyugalomban lev˝o r´eszecske k´et r´eszecsk´ere bomlik, akkor az energia ´es impulzus megmarad´asa miatt mind a k´et r´eszecsk´enek meghat´arozott energi´aval kell rendelkeznie (vonalas spektrum): m1 v 1 = m 2 v 2
;
v1 =
m2 v2 . m1
Az atommag m1 t¨omege sokkal nagyobb, mint az elektron m2 t¨omege, ez´ert az atommagnak sokkal kisebb sebess´ege van mint az elektronnak. Az energia megmarad´asa miatt: m1 v12 m2 v22 Ek = T 1 + T 2 = + . 2 2 Mivel m1 >> m2 , ez´ert az elektron viszi el a k¨ot´esi energia nagyr´esz´et: m1 v12 m2 v22 m1 m2 2 m2 v22 m2 << = v2 = , 2 2 m1 2 m1 2
mivel
m2 << 1 . m1
A β-boml´asban az elektronak folytonos eloszl´asa van, amelynek a v´egpontja olyan energi´aj´ u, amely energi´aj´ unak kell lennie az elektronnak a k´et r´eszecsk´ere t¨ort´en˝o boml´as eset´en. Wolfgang Pauli az´ert, hogy a hossz´ u ´eveken a´t igazolt megmarad´asi t¨orv´enyeket (az enegiamegmarad´ast, az impulzusmegmarad´ast, az impulzusmomentummegmarad´ast) megmentse bevezette a neutr´ın´o hipot´ezis´et.
22
Fermi β-boml´ as elm´ elete 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. A β-boml´as eset´eben egy neutron egy protonn´a, egy elektronn´a ´es egy antielektronneutr´ın´ov´a alakul. A neutron lehet szabad, vagy az atommag egy alkot´o eleme. Fermi a β-boml´ast k´et a´ram k¨olcs¨onhat´asak´ent ´ırja le (lepton a´ram, elekton/neutr´ın´o ´es nukleon a´ram, neutron/proton). A k¨olcs¨onhat´askor a k¨olcs¨onhat´asi pontban 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
ν¯e + p+ → n + e+ , u → d + W+ ´es + + ν¯e + W → e
azaz
Az inverz β-boml´ as
Az elektrom´agneses k¨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. Hans Bethe ´es Rudolf Peierls Fermi elm´elet´enek seg´ıts´eg´evel kisz´am´ıtj´ak, hogy mekkora a neutr´ın´o szabad u ´ thossza v´ızben. Hosszabb 1000 f´eny´evn´el. 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.” A neutr´ın´o nevet Fermi adta ennek a r´eszecsk´enek 1931-ben. Fermi szerint a β-boml´as energiaspektrum´anak az alakja f¨ ugg a neutr´ın´o t¨omeg´et˝ol. Az energia spektrum alakj´ar´ol arra k¨ovetkeztetett, hogy a neutr´ın´o t¨omege vagy z´erus, vagy nagyon kicsi az elektron t¨omeg´ehez viszon´ıtva.
23
A ν¯e kis´ erleti kimutat´ asa (1956) (A Savannah River Kis´ erlet) 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+ . Kezdetben arra gondoltak, hogy a neutr´ın´ot egy atombomba robbant´asn´al lehet kimutatni kis´erletileg. A reaktorban keletkez˝o ν¯e -k intenzit´asa l´enyegesen alacsonyabb mint az atombomba eset´eben keletkez˝o neutr´ın´ok intenzit´asa, a reaktort´ol 11 m´eterre 1013 ν¯e sec−1 cm−2 volt. A reaktoros neutr´ın´oknak viszont az az el˝ony¨ uk, hogy hossz´ u id˝on kereszt¨ ul rendelkez´esre a´llnak. A detektor 11 m´eterre volt a reaktort´ol 12 m´eterre a f¨old felsz´ıne alatt ´ıgy 12 m´eter vastag f¨oldr´eteg v´edte a kozmikus sug´arz´ast´ol. A detektor m´er˝ot´erfogata k´et n´egysz¨ogletes o¨sszesen 200 literes t´erfogat´ u plasztik tart´alyb´ol a´llt. A plasztik tart´alyokban v´ız volt. A v´ızben tal´alhat´o protonokon ment v´egbe az inverz β-boml´as. A v´ızben 40 kg kadmiumkloridot (CdCl2 ) oldottak fel. A kadmium atommagok a keletkez˝o 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, amellyet 110 5in fotoelektron-sokszoroz´o figyelt. Ezekkel detekt´alt´ak az egym´ast k¨ovet˝o esem´enyeket k´esleltetett koincidenci´aval. Ekkor fejlesztett´ek ki a szerves folyad´ekszcintill´atoros detektorokat. Addig a legnagyobb folyad´ekszcintill´atoros detektor t´erfogata kb 1 liter volt. A ν¯e antielektronneutr´ın´o k¨olcs¨onhat egy protonnal. A k¨olcs¨onhat´as k¨ovetkezt´eben egy neutron (n) ´es egy pozitron (e+ ) az elektron antir´eszecsk´eje keletkezik. A e+ pozitron azonnal tal´al egy elektront ´es annihil´al´odnak ´es k´et 0.511 MeV-es γ keletkezi amelyeket a fotoelektron-sokszoroz´ok detekt´alnak. A gamm´ak ellent´etes ir´anyban rep¨ ulnek. A n neutron 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. n +108 Cd →109 Cd∗ →109 Cd + γ
A kibocs´atott fotonok o¨sszenergi´aja kb. 9 MeV. N´eh´any mikroszekundum (3-10 µs) ´ ank´ent h´arom ilyen esem´enyt detekt´altak. A v´alasztja el ezt a k´et esem´enyt. Or´ k´et v´ıztart´alyban o¨sszese 200 l v¨ız volt, amelyben 40 kg CdCl 2 -t oldottak fel. A tankok h´arom r´eteg szcintill´ator k¨oz¨tt voltak, amelyeket 110 5 inches fotoelektronsokszoroz´o figyelt. Annak az igazol´as´ara, hogy a neutr´ın´ok a reaktorb´ol j¨ottek, olyam m´er´eseket is elv´egeztek, amelyn´el a reaktor nem m˝ uk¨od¨ott. A neutr´ın´ok −44 2 hat´askeresztmetszet´et 6.3 × 10 cm -re becs¨ ult´ek. A sikeres kis´erlet ut´an 1956 junius 14.-´en F. Reines ´es C. Cowan Jr. t´aviratot k¨ uld¨ott W. Paulinak Z¨ urichbe a neutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´ar´ol: “Boldogan k¨oz¨olj¨ uk, hogy hat´arozottan megfigyelt¨ uk a maghasad´as term´ekek k¨oz¨ott a neutr´ın´okat, amikor azok protonokon inverz β-boml´ast v´altottak ki (¯ ν 0 + p+ → n0 + e+ ). A m´ert hat´askeresztmetszet j´ol egyezik az elm´eletileg v´art 6 × 10 −44 cm2 ´ert´ekkel. 1956 julius 14., Clyde Cowan.” W. Paulit egy CERN-i konferenci´an ´erte ut´ol a h´ır. A konferenci´at megszak´ıtva bejelentett´ek a h´ırt a neutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´ar´ol. W. Pauli bar´atai t´arsas´ag´aban egy l´ada pezsg˝ovel u ¨ nnepelte meg 24
a h´ırt, majd a k¨ovetkez˝o v´alaszt´aviratot k¨ uldte: “K¨osz¨on¨om az u ¨ zenetet - minden meg´erkezik annak, aki tudja, hogy hogyan kell r´a v´arni”. 1995-ben Frederick Reines Fizikai Nobel-d´ıjat kapott az elektronneutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´a´ert. Reines ´es Cowan m´er´esei alapj´an a neutr´ın´o t¨omege kisebb az elektron t¨omeg´enek 1/2000 r´esz´en´el. A jelenlegi adataink szerint < 10 −8 elektront¨omegn´el, a hat´askerestmetszet j´ol megegyezik az elm´eleti ´er´ekkel, amely σ = 6.3 × 10 −44 E = 3 MeV energi´an´al. Az eredm´enyeket 1956-ban publik´alt´ak a Science magazinban: “Detection of the Free Neutrino: A Confirmation” C.L.Cowan, Jr., F. Reines, F.B. Harrison, H.W. Kruse and A.D. McGuire, Science 124, 403 (1956). “The Neutrino”, Frederick Reines and Clyde L. Cowan Jr. Nature 178, 446 (1956).
25
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. Erre a k¨ovetkez˝ok utaltak: • Raymond Davis egy 1000 gallon (4540 liter) tetracloriddal (C2 Cl4 ) t¨olt¨ott detektorban a Savanna River reaktor mellett nem tal´alt 37 Cl → 37 Ar a´tmenetet. Ez arra utalt, hogy a reaktorban keletkez˝o neutr´ın´ok valamiben k¨ ul¨onb¨oznek azokt´ol a neutr´ın´okt´ol, amelyek az a´tmenetet l´etrehozz´ak. • A kozmikus sug´arz´asban felfedezik a m¨ uont (µ). A muon β-boml´as´aban nem tal´altak µ− → e− + γ boml´asokat. A m¨ uon β-boml´as´an´al egy elektron ´es k´et semleges r´eszecske, egy neutr´ın´o ´es egy antineutr´ın´o keletkezik: µ → νµ + e− + ν¯e . Ha a k´et semleges r´eszecske azonos t´ıpus´ u lenne, akkor v´egbemenne az annihil´aci´o ´es a fent eml´ıtett boml´as. Az elm´eleti sz´am´ıt´asoknak megfelel˝oen minden 10000 esetben bek¨ovetkezne az annihil´aci´o ´es gamm´ak keletkezn´eknek. 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. A k¨ovetkez˝o reakci´o seg´ıts´eg´evel lehet ν¯µ neutr´ın´okat el˝oa´ll´ıtani: 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. Amikor a ν¯µ neutr´ın´o k¨olcs¨onhat az anyaggal, akkor a leptonsz´am megmarad´asa miatt µ − nem keletkezhet. Loeon Lederman, Melvin Schwartz ´es Jack Steinberger Brookhavenben a 30 GeV protongyors´ıt´on v´egezt´ek el ezt a kis´erletet. A gyos´ıt´o protonjai berilium targetbe u ¨ tk¨oztek ´es sok k¨ ul¨onb¨oz˝o r´eszecske keletkezett, k¨ozt¨ uk sok pion. A kis´erleti berendez´esben a 20m hossz´ u rep¨ ul´esi z´on´aban a pionok nagy r´esze elbomlott. Ezut´an 13.5m vastag csatahaj´ok lemezeib˝ol k´esz¨ ult vas fal (2000t) kisz¨ urte a r´eszecsk´ek t´ ulnyom´o t¨obbs´eg´et. A neutr´ın´ok akad´alytalanul a´thaladtak ezen a falon. A szikrakamr´aban 90 darab 2.5cm vastag aluminium lemez volt (10t). A lemezekben n´eh´any neutr´ın´o k¨olcs¨onhatott. 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 Leon Lederman, Melvin Schwartz ´es Jack Steinberger Fizikai Nobeld´ıjat kapott a m¨ uonneutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´a´ert.
26
A ντ kis´ erleti kimutat´ asa (2000) 1964-ben James Cronin ´es Valentine Fich ´es kolleg´aik a K mezonok boml´as´aban ´eszlelt´ek a CP-s´ert´est. A term´eszet asszimetrikus a kombin´alt t¨olt´est¨ ukr¨oz´es ´es parit´ast¨ ukr¨oz´essel szemben. Makoto Kobayasi ´es Toshilde Maskawa u ´ gy tal´alta, hogy ha l´etezik egy harmadik kvark-lepton csal´ad, akkor ez a probl´ama megoldhat´o a SM keretein bel¨ ul. Direct Observation of the NU-Tau (DONUT). Jelenleg az r´eszeket ´es a k¨oz¨ott¨ uk l´etrej¨ov˝o k¨olcs¨onhat´asokat a r´eszecsk´ek ´es az alapvet˝o k¨olcs¨onhat´asok u ´ n. standard modellje ´ırja le a legjobban. Az r´eszecsk´ek ´es az alapvet˝o k¨olcs¨onhat´asok standard modellj´enek megfelel˝oen a neutr´ın´o k¨olcs¨onhat az anyaggal a gyengek¨olcs¨onhat´as u ´ tj´an ´es egy W bozont elnyeve vagy kibocs´atva a´talakulhat a megfelel˝o elektromosan t¨olt¨ott leptonn´a. Ebben a k¨olcs¨onhat´asban a “t¨olt¨ott a´ram” j´atszik szerepet. A “semleges a´ram” eset´eben egy Z0 bozon kicser´el´es´ere ker¨ ul sor. 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.
27
Neutr´ın´ o (synopsis) 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 leptonok 5 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. Amikor egy neutrino k¨olcs¨onhat az anyaggal, akkor neutr´ın´ok´ent folytathatja u ´ tj´at (“k¨olcs¨onhat´as a semleges a´ram k¨ozvet´ıt´es´evel”), vagy l´etrehozhatja a megfelel˝o t¨olt¨ott leptont (“k¨olcs¨onhat´as a t¨olt¨ott a´ram k¨ozvet´ıt´es´evel”) ´es mint t¨olt¨ott lepton folytatja u ´ tj´at. Egy nagyenergi´aj´ u neutr´ın´o k¨olcs¨onhat´as eset´eben a t¨olt¨ott lepton majdnem t¨ok´eletesen k¨oveti a neutr´ın´o ir´any´at (n´eh´any fok). 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 pedig 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). A neutr´ın´ok egyed¨ ul´all´o lehet˝os´eget nyujtanak a tud´osoknak arra, hogy bepillantsanak a F¨oldbe, a Napban, a csillagokban ´es m´as ´erdekes ´egitestekben lej´atsz´od´o folyamatokba. A kutat´ok egyr´eszt tanulm´anyozz´ak a neutr´ın´okat, hogy egyre pontosabban felt´arj´ak a neutr´ın´ok tulajdons´agait ´es egyre ujabb ismereteket szerezzenek az anyag szerkezet´er˝ol ´es fel´ep´ıt´es´er˝ol, m´asr´eszt a neutr´ın´ok seg´ıts´eg´evel egyre u ´ jabb ismereteket szereznek a geofizika, az asztrofizika ´es az asztron´omia ter¨ ulet´en. A neutr´ın´ok oszt´alyoz´asa energi´ajuk alapj´an meglehet˝osen o¨nk´enyes. Alacsony energi´aj´ u neutr´ın´oknak tekintj¨ uk a n´eh´any 10 MeV energi´aj´ u neutr´ın´okat. Nagyenergi´aj´ unak tekintj¨ uk a neutr´ın´okat, ha az energi´ajuk meghaladja a n´eh´any 10 GeV energi´at.
5
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).
28
Particle
Lepton Number L
Electron-Family Number Le
Muon-Family Number Lµ
Tau-Family Number Lτ
e− νe
+1 +1
+1 +1
0 0
0 0
e+ ν¯e
-1 -1
-1 -1
0 0
0 0
µ− νµ
+1 +1
0 0
+1 +1
0 0
µ+ ν¯µ
-1 -1
0 0
-1 -1
0 0
τ− ντ
+1 +1
0 0
0 0
+1 +1
τ+ ν¯τ
-1 -1
0 0
0 0
-1 -1
A leptonsz´ amok megmarad´ as´ anak t¨ orv´ enyei A leptonsz´amok megmarad´asa eset´eben egy reakci´oban a leptonsz´amok o¨sszege a reakci´o v´eg´en ugyanakkora, mint amekkora volt a reakci´o el˝ott. A leptonsz´am ´ert´eke lepton eset´eben +1, antilepton eset´eben -1, nem lepton eset´eben pedig 0. Megk¨ ul¨onb¨oztet¨ unk teljes leptonsz´amot (L) ´es az egyes leptoncsal´adokra vonatkoz´o leptonsz´amokat (Le , Lµ , Lτ ).
P´ eld´ ak: n → p + L: Le : Lµ : Lτ :
e−
+
ν¯e
0 0 0 0
= = = =
0 0 0 0
+ +1 + −1 + +1 + −1 + 0 + 0 + 0 + 0
µ−
→
νµ
+
L : +1 Le : 0 Lµ : +1 Lτ : 0
= = = =
+1 0 +1 0
+ +1 + −1 + +1 + −1 + 0 + 0 + 0 + 0
29
e−
+
ν¯e
Jel νe νµ ντ
Neutr´ın´ ok N´ev T¨omeg (GeV /c2 ) elektronneutr´ın´o < 1.5 × 10−8 m¨ uonneutr´ın´o < 1.7 × 10−4 tauneutr´ın´o < 1.8 × 10−2
Elektromos t¨olt´es 0 0 0
Neutr´ın´ o-elm´ eletek A z´ erus t¨ omeg˝ u k´ etkomponens˝ u neutr´ın´ o M. Gell-Mann ´es R. Feynman elm´elete, a balkezes gyengek¨olcs¨onhat´as, amelyet V-A (vektor – axialvektor) elm´eletnek is neveznek, csak balkezes r´eszecsk´ekre ´es jobbkezes antir´eszecsk´ekre hat. Minthogy a neutr´ın´ok csak a gyengek¨olcs¨onhat´asban vesznek r´eszt, ez´ert a m´asik k´et r´eszecsk´ere a jobbkezes neutr´ın´ora ´es a balkezes antineutr´ın´ora nincs sz¨ uks´eg az elm´eletben. Ezekre csak akkor van sz¨ uks´eg, ha a neutr´ın´oknak t¨omeg¨ uk van. A helicit´as a r´eszecske spinje ´es mozg´asir´anya k¨oz¨otti viszonyra utal. Ha a spin vet¨ ulete a mozg´asir´anyra a mozg´as ir´any´aba mutat, akkor a r´eszecske jobbkezes, ha az ellenkez˝o ir´anyba mutat, akkor a r´eszecske balkezes. T¨ ukr¨oz´es eset´eben az impulzusvektor ir´anya ellenkez˝oj´ere v´altozik. Az impulzusmomentum, a spin ir´anya a t¨ ukr¨oz´eskor nem v´atozik mivel u ´ gy transzform´al´odik, mint a J~ = ~r × p~ vektorszorzat.
A Dirac-f´ ele neutr´ın´ o (νe 6= ν¯e )
A kvarkoknak ´es a leptonoknak, bele´ertve a neutr´ın´okat is, 1/2 spinj¨ uk van. Egy r´eszecsk´enek, amelynek 1/2 spinje van n´egy a´llapota van: r´eszecske, antir´eszecske, a spin ´es impulzus ir´anya lehet parallel (jobbkezes) ´es antiparallel (balkezes). A Diracf´ele neutr´ın´o az elektronhoz hasonl´oan n´egy f¨ uggetlen komponenssel rendelkezik, ball- ´es jobbkezes neutr´ın´oval ´es ball- ´es jobbkezes antineutr´ın´oval: νL ν¯L
νR . ν¯R
Ebben az esetben a standard modellt k´et r´eszecsk´evel a jobbkezes neutr´ın´oval ´es a balkezes antineutr´ın´oval kell kieg´esz´ıteni. Ezek az u ´ j (νR , ν¯L ) a´llapotok “sterilek” lenn´enek, abb´ol a szempontb´ol, hogy nem vesznek r´eszt a gyengek¨olcs¨onhat´asban ´es minden m´as k¨olcs¨onhat´asban, kiv´eve a gravit´aci´osk¨olcs¨onhat´ast. Ezekre az a´llapotokra csak az´ert lenne sz¨ uks´eg, hogy a neutr´ın´onak Dirac-f´ele t¨omege legyen.
A Majorana-f´ ele neutr´ın´ o (νe = ν¯e) A Majorana-f´ele neutr´ın´onak csak k´et komponense van, a balkezes neutr´ın´o ´es a jobbkezes antineutr´ın´o. Ezek a neutr´ın´ok antir´eszecsk´ei egym´asnak. νL ν¯R 30
.
A Majorana-f´ele neutr´ın´oknak van egy tulajdons´aguk, az hogy a´t tudnak alakulni egym´asba ´es egym´asnak antir´eszecsk´ei. A gyengek¨olcs¨onhat´as egy elektront a´t tud v´altoztatni balkezes elektronneutr´ın´ov´a, mint a´ltal´aban, azut´an a balkezes neutr´ın´o k´es˝obb a´t tud v´altozni jobbkezes antineutr´ın´ov´a. A jobbkezes antineutr´ın´o pedig inverz β-boml´assal pozitronn´a tud v´altozni. A Majorana-f´ele t¨omeg tag: 1 µν ν e ν e . 2 Ez az oper´ator megsemmis´ıt egy balkezes neutr´ın´ot ´es l´etrehoz egy jobbkezes antineutr´ın´ot, ami annyit jelent, hogy ez a Majorana-t´ıpus´ u t¨omeg tag. Minden olyan t¨omeg tagot, amely a r´eszecsk´et antir´eszecsk´ev´e v´altoztatja, Majorana-f´ele t¨omeg tagnak nevez¨ unk.
Neutr´ın´ ok a Standard Modellben Az SM-ben a neutr´ın´onak csak k´et komponense van: νL ν¯R
.
Mivel a gyengek¨olcs¨onhat´asban nem vesznek r´eszt a (νR , ν¯L ) neutr´ın´ok, ez´ert nem szerepelnek az SM-ben. A r´eszecsk´eket ´es a k¨oz¨ott¨ uk fell´ep˝o k¨olcs¨onhat´asokat le´ır´o u ´ n. standard modell (Standard Model of particles and fundamental interactions – SM) szerint h´arom k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´o l´etezik. Mind a h´arom t¨olt¨ott leptonhoz (elektron e− , m¨ uon µ− ´es tau τ − ) tartozik egy neutr´ın´o (elektronneutr´ın´o νe , m¨ uonneutr´ın´o νµ ´es tauneutr´ın´o ντ ). K´et jap´an elm´eleti fizikus, Makoto Kobayashi ´es Toshihide Maskawa, arra a k¨ovetkeztet´esre jutott, hogy a K 0 mezonok boml´as´an´al m´ert CP s´ert´es az SM keretein bel¨ ul egy u ´ j kvark-lepton csal´ad bevezet´es´evel megoldhat´o. Az SM alapj´an pontosan h´arom leptoncsal´ad l´etezik: (e, νe ), (µ, νµ ) ´es (τ, ντ ). A gyengek¨olcs¨onhat´asban a r´eszecsk´ek k¨oz¨ ul a balkezesek, az antir´eszecsk´ek k¨oz¨ ul a jobbkezesek vesznek r´eszt. Ez´ert az SM-ben nincsenek jobbkezes neutr´ın´ok ´es balkezesek antineutr´ın´ok. A CERN-ben a LEP-pel bebizony´ıtott´ak, hogy csak h´arom k¨onny˝ u kvarklepton csal´ad l´etezik. Min´el nagyobb t¨omeg˝ u egy r´eszecske, ann´al t¨obbf´ele m´odon bomolhat, egy-egy konkr´et boml´asfajta teh´at ann´al ritk´abb, ez´ert igen sok boml´o r´eszecske kell ahhoz, hogy a kutat´ok minden boml´asb´ol el´eg sokat ´eszlelhessenek ´es vizsg´alhassanak. A Z 0 ´elettartam´at a t¨omeg bizonytalans´ag´aval m´erj¨ uk. Heisenberg szab´aly´ar´ol van sz´o. A m´er´es nem adja mindig ugyanazt a t¨omeget. A 91.175 GeV/c 2 ´et´ek, az egy a´tlagos ´ert´ek. A Z 0 t¨omegeloszl´asa hat´arozatlans´aggal rendelkezik (2.5 GeV/c2 ). Egy boml´asi m´od, adott ´ert´ekkel cs¨okkenti az ´elettartamot ´es ezzel n¨oveli a t¨omegeloszl´as sz´eless´eg´et. Ha l´etezik egy negyedik csal´ad, akkor az eloszl´asnak m´as sz´eless´ege van, mint h´arom csal´ad eset´eben. A k´emiai elemek keletkez´esi viszonyait tanulm´anyozt´ak a vil´ag kezdeti id˝oszak´aban, akkor amikor a protonok ´es a neutronok o¨ssze´alltak atommagokk´a. Ez nem sokkal a Nagy Bumm ut´an t¨ort´ent, de annyival m´ar k´es˝obb, hogy legyen el´eg biztos modellj¨ uk. Mint kider¨ ult, ekkor keletkezett a hidrog´en ´es h´elium ar´anya att´ol is f¨ ugg, hogy h´anyf´ele neutr´ın´o vett r´eszt a megfelel˝o reakci´oban. Ezt az ar´anyt vissza lehet k¨ovetkeztetni, a mostani ar´anyb´ol, amit meg is tettek, az eredm´eny egy´ertelm˝ uen h´arom neutr´ın´o fajta, nem t¨obb. 31
Az elektron t¨omege kb. k´etezerszer kisebb, mint a proton vagy a neutron t¨omege. A νe elektronneutr´ın´o t¨omege pedig legal´abb harmincenezerszer kisebb mint az elektron t¨omege.
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). 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 szereznek 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. 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. Az elektrom´agness´eg r´eszecsk´ei a fotonok is egyenes vonalban haladnak, azonban ha az energi´ajuk meghaladja a 10 TeV energi´at, akkor k¨olcs¨onhatva az Univerzumban tal´alhat´o h´att´erfotonokkal elektron-pozitron p´arokat hoznak l´etre ´es ez jelent˝osen cs¨okkenti a hat´ot´avos´agukat.
32
A csillag´ aszat fejl˝ od´ ese A csillag´aszat a vil´agegyetem megismer´es´evel, az ´egitestek tanulm´anyoz´as´aval foglalkoz´o tudom´any. A legr´egebbi term´eszettudom´anyok k¨oz´e tartozik. Ir´asos ´es r´eg´eszeti eml´ekek tanuskodnak arr´ol, hogy el˝odeink t¨obb ´evezrede m´ar foglalkoztak csillag´aszati probl´em´akkal. A t´avcs˝o felfedez´es´et˝ol kezdve egyre t¨obb “ablak” nyilt ki a csillagos ´eg tanulm´anyoz´as´ara. K¨ ul¨on¨osen a XX. sz´azad m´asodik fel´eben a l´athat´o sug´arz´ason kiv¨ ul az emberi szem sz´am´ara l´athatatlan sug´arz´asokkal sz´amos u ´j jelens´eget fedeztek fel p´eld´aul: az o˝srobban´asb´ol sz´armaz´o kozmikus mikrohull´am´ u h´att´ersug´arz´ast (CMBR), az akt´ıv galaxis magokat (AGN), a gammasug´arz´asi forr´asokat (GRB), stb.
T¨ ort´ enelem • 1608 hollandiai t´avcs˝o • 1590 olasz t´avcs˝o (Galilei) • 1945 sz´am´ıt´og´ep (First draft by John von Neumann) • 1946 radarcsillag´aszat (Bay Zolt´an, Simonyi K´aroly) • 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)
A elektrom´ agneses sug´ arz´ as Elektrom´asneses sug´arz´as Sug´arz´as Hull´amhossz (m) Frekvencia (Hz) −1 3 5 Radi´o 3 × 10 < λ < 2 × 10 1.5 × 10 < ν < 3 × 1013 3 3 hossz´ u 1 × 10 < λ < 2 × 10 1.5 × 105 < ν < 3 × 105 k¨oz´ep 1.5 × 102 < λ < 6 × 102 5 × 105 < ν < 2 × 106 1 1 r¨ovid 1.5 × 10 < λ < 5 × 10 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 −7 −4 12 Infrav¨or¨os 7.6 × 10 < λ < 3 × 10 3 × 10 < 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 33
Detekt´ al´ asi technik´ ak Mint ismeretes a neutr´ın´o nagyon gyeng´en hat k¨olcs¨on az anyaggal ez a neutr´ın´ok hat´askeresztmetszet´eben jut kifejez´esre. A neutr´ın´ok hat´askeresztmetszete f¨ ugg az energi´ajukt´ol. A k¨olcs¨onhat´asok sz´ama f¨ ugg a neutr´ın´ok fluxus´at´ol, a neutr´ın´ok energi´aj´at´ol ´es a c´elt´argyban tal´alhat´o anyag mennyis´eg´et˝ol ´es a m´er´esi id˝o hossz´at´ol. Az´ert, hogy a neutr´ın´okat j´o hat´asfokkal tudjuk detekt´alni, hatalmas detektorokat kell ´ep´ıteni. Ezeknek a detektoroknak a m´er˝ot´erfogat´aban (c´elt´argy´aban) t¨obb ezer tonn´anyi, olyan anyagot tal´alunk, amellyel a neutr´ın´o k¨olcs¨onhat ´es a k¨olcs¨onhat´ast valamilyen m´odszerrel ´eszleni lehet.
R´ adiok´ emiai-detektorok A radiok´emiai m´odszern´el olyan k´emiai elemet kell keresni, amellyel a neutr´ın´o k¨olcs¨onhatva egy olyan atomot hoz l´etre, amely radioakt´ıv ´es k¨onnyen elv´alaszthat´o az eredeti k´emiai elem atomjait´ol. νe + (N, P ) → e− + (N − 1, P + 1) , ahol az atommagban N a neutronok, P a protonok sz´am´at, e− pedig az elektront jel¨oli. Teh´at itt miut´an egy elektronneutr´ın´o k¨olcs¨onhat egy neutronnal keletkezik egy proton ´es egy elektron: νe + n → p + e− . Az u ´ j (N − 1, P + 1) mag radioakt´ıv. Ezeket az atomokat a c´elt´argyb´ol o¨ssze kell gy¨ ujteni. Az ´ıgy o¨sszegy¨ ujt¨ott atommagok mennyis´eg´et a radioakt´ıvboml´asuk alapj´an meg lehet hat´arozni. ´Igy azt is tudni lehet, hogy h´any neutr´ın´o hatott k¨olcs¨on a c´elt´argy anyag´aval. P´eld´ak: 37
Cl-kis´erlet: 71 Ga-kis´erlet:
νe +37 Cl → e− +37 Ar νe +71 Ga → e− +71 Ge
Cserenkov-detektorok Cserenkov-sug´arz´as6 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´esmutat´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 ϑ sz¨oget z´ar be a r´eszecske halad´asi ir´any´aval: cos ϑ = vt /v = c/(vn) = 1/(βn) , ahol β = v/c . A sug´arz´as egy k´ up pal´astja ment´en halad. A k´ up ny´ıl´assz¨oge f¨ ugg a r´eszecske sebess´eg´et˝ol. ´Igy inform´aci´ot ad a t¨olt¨ott r´eszecske halad´asi ir´any´ar´ol ´es sebess´eg´er˝ol. A neutr´ın´o egy elektronon sz´or´odik: ν + e− → ν 0 + e0− . 6 P.A. Cserenkov, I.E. Tamm ´es I.M. Frank a Cserenkov-effektus felfedez´es´e´ert ´es ´ertelmez´es´e´ert 1958-ban fizikai Nobel-d´ıjat kaptak.
34
Cserenkov-sug´arz´as
Cserenkov-sug´arz´as
35
A megl¨ok¨ott elektron a el˝ore sz´or´odik ´ıgy t¨obb´e-kev´esb´e meg˝orzi az inform´aci´ot a neutr´ın´o halad´asi ´ır´any´ar´ol. A Cserenkov-sug´arz´as pedig inform´aci´ot ad az elektron halad´asi ir´any´ar´ol. A Cserenkov-sug´arz´as seg´ıts´eg´evel a´llap´ıtott´ak meg, hogy a napneutr´ın´ok val´oban a Nap fel˝ol j¨onnek. A detektorban fotoelektron-sokszoroz´ok7 ´eszlelik a reakci´oban (esem´enyben) keletkezett Cserenkov-sug´arz´ast. Az ´ez´ekel˝ok jeleib˝ol lehet k¨ovetkeztetni arra, hogy milyen esem´eny k¨ovetkezett be a detektorban ´es lehet megbecs¨ ulni az esem´any adatait. 1958-ban Pavel Alekseyevich Cherenkov, Il’ja Mikhalovich Frank ´es Igor Yevgenyevich Tamm fizikai Nobel-d´ıjat kaptak a Cherenkov-effektus felfedez´es´e´ert ´es interpret´al´as´a´ert.
Szcintill´ aci´ os-detektorok Ezekn´el a kis´erletekn´el a detektor m´er˝ot´erfogat´aba szcintill´atort helyeznek. A neutr´ın´ok a´ltal okozott reakci´ok gerjesztik a szcintill´atort. A gerjesztett a´llapotok alacsonyabb energi´aj´ u a´llapotokba ker¨ ulve r´eszben szcintill´aci´os f´enyt bocs´atanak ki. Ezt a f´eny fotoelektron-sokszoroz´ok m´erik. A fotoelektron-sokszoroz´ok jeleib˝ol lehet a detektorban bek¨ovetkezett esem´enyre (az esem´eny hely´ere, idej´ere, energi´aj´ara ´es t´ıpus´ara) k¨ovetkeztetni.
7
A f´enyelektromos elektronemisszi´ o (fotoeffektus) alapj´ an a fotoelektron-sokszoroz´ o (Photomultiplier tube – PMT) kat´ odj´ ara es˝ o foton hat´ as´ ara elektron l´ep ki a kat´ odb´ ol. Ebb˝ ol az elektronb´ ol 100-200 V fesz¨ ults´egk¨ ul¨ onbs´eggel rendelkez˝ o gyors´ıt´ o lemezek (dynoda) egy elektronlavin´ at hoznak l´etre, amely a fotoelektron-sokszoroz´ o kimenet´en (an´ od) 1 V nagys´ agrend˝ u elektromos jelet hoz l´etre. A dynod´ aba becsap´ od´ o elektron δ = 3 − 5 szekunderelektront kelt. A PMT-ben a dynod´ ak sz´ ama n ∼ 10 − 12. ´Igy a keletkez˝ o elektronok sz´ ama: M = δ n ∼ 105 − 106 .
36
Milyen neh´ ez detekt´ alni a neutr´ın´ okat? A F¨old¨on ´es rajtunk kereszt¨ ul is rengeteg neutr´ın´o halad a´t m´asodpercenk´ent. Mivel a neutr´ın´o a gravit´aci´osk¨olcs¨onhat´ason k´ıv¨ ul csak a gyengek¨olcs¨onhat´asban vesz r´eszt ez´ert nagyon ritk´an hat k¨olcs¨on az anyaggal. A neutr´ın´o 10 20 -szor kev´esb´e hat k¨olcs¨on az anyaggal, mint a f´eny r´eszecsk´ei a fotonok. Ha meggyujtunk egy gyuf´at, akkor sok milli´ard foton keletkezik. Ezeket a fotonokat egy pap´ırlap k´epes elnyelni. A neutr´ın´ok pedig k¨onnyen a´thaladnak egy f´eny´ev vastags´ag´ u olomfalon is. • A F¨old¨on a Nap-F¨old t´avols´agra mer˝olegesen 1 cm2 fel¨ uleten kereszt¨ ul Φν = 6.57 × 1010 napneutr´ın´o halad a´t m´asodpercenk´ent. ´Igy az emberi testen m´asodpercenk´ent kb. 4 × 1014 napneutr´ın´o halad a´t. Ezek k¨oz¨ ul a neutr´ın´ok k¨oz¨ ul a´tlagosan csup´an egy vagy kett˝o hat k¨olcs¨on az emberi testtel egy ´ev alatt. • A F¨old¨on a´thalad´o 1011 neutr´ın´o k¨oz¨ ul csup´an egy hat k¨olcs¨on a F¨old anyag´aval. A F¨old¨on m´asodpercenk´ent a´thalad´o napneutr´ın´ok sz´ama: N ν = Φν × A = 8.3779 × 1028 napneutr´ın´o/sec (A F¨old sugara 6.371021 × 108 cm, A = πr 2 = 1.2751696 × 1018 cm2 ). • 1987 febru´ar 23.-´an felragyogott egy szupernova a Nagy Magell´an Felh˝oben (SN1987A) a F¨oldt˝ol 170000 f´eny´evre (1.608 × 1023 cm). Ebben a csillagrobban´asban rengeteg neutr´ın´o keletkezett. A F¨old¨on a F¨old-szupernova t´avols´agra mer˝olegesen egy cm2 fel¨ uleten kereszt¨ ul 10 m´asodpercen kereszt¨ ul 17 m´asodpercenk´ent 2.49 × 10 szupernovaneutr´ın´o haladt a´t. Ezek k¨oz¨ ul a neutr´ın´ok k¨oz¨ ul 1016 neutr´ın´o haladt a´t a Kamiokande II detektoron. A detektoron a´thalad´o neutr´ın´ok k¨oz¨ ul csup´an 12 neutr´ın´ot vett ´eszre a detektor. • A Borexino napneutr´ın´o-kis´erlet a neutr´ın´o-elektron sz´or´as seg´ıts´eg´evel fogja m´erni a napneutr´ın´okat: νe + e− → νe0 + e−0 – Neutr´ın´o-elektron sz´or´as hat´askeresztmetszete 10−46 cm2 (σ = Eν (GeV) × 10−38 cm2 /GeV). Ez annyit jelent, hogy ha az elektron egy cm2 fel¨ uleten tal´alhat´o valahol ´es ezen a fel¨ uleten ´es egy neutr´ın´o halad a´t, a fel¨ ulet b´armely pontj´an egyforma val´osz´ın˝ us´eggel, akkor 10 −46 a val´osz´ın˝ us´ege annak, hogy eltal´alja az elektront: P (νe − e− ) = 10−46 . – A napneutr´ın´ok fluxusa a F¨old¨on: 6.57 × 1010 cm−2 sec−1 . Ha ennyi neutr´ın´o halad a´t a fel¨ uleten, ahol az elektron tal´alhat´o, akkor a k¨olcs¨onhat´asok sz´ama m´asodpercenk´ent: N (νe − e− ) = 10−46 cm2 × 6.57 × 1010 cm−2 sec−1 = 6.57 × 10−36 sec−1 .
– A Borexino detektorban a targetek sz´ama ∼ 1032 . ´Igy a neutr´ın´o-elektron sz´or´asok sz´ama m´asodpercenk´ent: N (νe − e− ) = 1032 × 6.57 × 10−36 sec−1 = 6.57 × 10−4 sec−1 . – Egy nap alatt (8.64 × 104 sec) a´tlagosan 57 neutr´ın´o-elektron sz´or´as k¨ovetkezik be: 6.57 × 10−4 sec−1 × 8.64 × 104 sec = 56.76 . 37
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. • Extraterrestrial neutrinos • 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´arneutr´ın´ok. Az Univerzum keletkez´esekor a Big Bangben. N´eh´any pillanattal a Big Bang ut´an rengeteg k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´o keletkezik. Ezek a neutr´ın´ok k´epezik az Univerzum neutr´ın´o h´att´ersug´arz´as´at, 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. 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.
A neutr´ın´ ok oszt´ alyoz´ asa A t¨olt¨ott leptonok, az elektron (e− ) ´es az elektronn´al nagyobb t¨omeg˝ u m¨ uon (µ− ) ´es tau (τ − ) nem vesznek r´eszt az er˝osk¨olcs¨onhat´asban, de r´eszt vesznek a t¨obbi k¨olcs¨onhat´asban (elektrom´agneses-, gyenge- ´es gravit´aci´osk¨olcs¨onhat´asban). A lepton k¨onny˝ ut jelent. Ez az elnevez´es akkor sz¨ uletett, amikor az er˝osen k¨olcs¨onhat´o r´eszecsk´ekn´el csak l´enyegesen k¨onnyebb (kisebb t¨omeg˝ u) olyan r´eszecsk´eket ismertek, amelyek nem vettek r´eszt az er˝osk¨olcs¨onhat´asban (e, µ). Minden elektromosan t¨olt¨ott leptonhoz tartozik egy elektromossan 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´okat oszt´alyozhatjuk annak alapj´an is, hogy hol keletkeznek. ´Igy p´eld´aul a kozmoszban keletkez˝o neutr´ın´okat kozmikusneutr´ın´oknak, a Napban keletkez˝o neutr´ın´okat napneutr´ın´oknak, a szupernov´akban keletkez˝o neutr´ın´okat szupernovaneutr´ın´oknak, a F¨oldben keletkez˝o neutr´ın´okat geoneutr´ın´oknak, a atomreaktorral el˝oa´ll´ıtott neutr´ın´okat reaktorosneutr´ın´oknak, a gyors´ıt´okkal el˝oa´ll´ıtott neutr´ın´okat pedig gyors´ıt´osneutr´ın´oknak nevezik. A neutr´ın´okat oszt´alyozhatjuk annak alapj´an is, hogy milyen reakci´okban keletkeznek. ´Igy p´eld´aul a p + p → d + e+ + νe reakci´oban keletkez˝o neutr´ın´okat pp-neutr´ın´oknak, a 8 B → 24 He + e+ + νe reakci´oban keletekez˝o neutr´ın´okat 8 Bneutr´ın´oknak nevezik stb. 38
Neutr´ın´ ocsillag´ aszat A neutr´ın´ok mint szondar´eszecsk´ek egy u ´ j ablakot nyitottak az univerzum vizsg´alat´ara. A neutr´ın´ok egyed¨ ul´all´o lehet˝os´eget nyujtanak a tud´osoknak arra, hogy bepillantsanak a F¨oldben, a Napban, a csillagokban ´es m´as ´erdekes ´egitestekben lej´atsz´od´o folyamatokba. Az Univerzum k¨ ul¨onb¨oz˝o r´eszeiben neutr´ın´ok keletkeznek. Neutr´ın´ok keletkeznek a Napban, a csillagokban, a szupernov´akban stb. Ezeknek a neutr´ın´oknak a tanulm´anyoz´as´aval jobban meg´erthetj¨ uk, hogy mit˝ol s¨ ut a Nap, hogyan fejl˝odnek a csillagok ´es az Univerzum. A neutr´ın´o az Univerzum tanulm´anyoz´as´anak egy fontos eszk¨oz´ev´e v´alt. A neutr´ın´okkal lehet p´eld´aul tanulm´anyozni: • a Napot, • a csillagokat, • a szupernov´akat, • az akt´ıv galaxismagokat, • a gammasug´arz´as kit¨or´eseket, • a s¨ot´et anyagot, • a neutr´ın´o-h´att´ersug´arz´ast, • stb.
39
A Nap A Nap a Naprendszer¨ unk k¨ozponti ´egiteste, amely k¨or¨ ul a bolyg´ok keringenek. T´avols´aga a F¨oldt˝ol 149.6 milli´o kilom´eter (perih´elium 147 milli´o km, aph´elium 152 milli´o km) az a´tm´er˝oje 1.392 milli´o kilom´eter, a t¨omege pedig 1.99 × 10 33 g. K¨ozepes s˝ ur˝ us´ege 1.41 g/cm3 . A Tej´ utrendszerben 19.4 km/s sebess´eggel halad a Herkules csillagk´ep fel´e, mik¨ozben 220 km/s sebess´eggel r´eszt vesz a Tej´ utrendszer forg´as´aban. A tengelye k¨or¨ ul is forog, a bolyg´ok kering´esi ir´any´aval megegyez˝o ir´anyban. Egyenl´ıt˝oje ment´en forg´asideje 25.38 nap. (Sz¨ogsebess´ege szektoronk´ent k¨ ul¨onb¨oz˝o, mivel nem szil´ard test.) A Nap stabil g´azg¨omb, k¨oz´eppontj´aban a legs˝ ur˝ ubb (350g/cm3 ), a nyom´as itt t¨obb sz´az milli´ard atmoszf´era, s a h˝om´ers´eklet 15-20 milli´o ◦ K. Sug´arz´o energi´aja atommagreakci´okb´ol sz´armazik. Ezenk´ıv¨ ul a Napnak r´adi´ofrekvenci´as ´es korpuszkul´aris sug´arz´asa is van. Az o¨sszes sug´arz´as naponta 363 milli´ard tonna t¨omegvesztes´eget jelent, ami azonban 10 milli´ard ´ev alatt is csak 0.01 %-ot em´eszt fel a Nap t¨omeg´eb˝ol. A Nap felsz´ın´enek h˝om´ers´eklete kb. 6 ezer ◦ C. Vil´ag´ıt´o felszine a fotoszf´era, melynek g´az¨orv´enyei a napfoltok. A fotoszf´er´at a kromoszf´era, s azt a napkorona veszi k¨or¨ ul. A h´arom egy¨ utt alkotja a Nap l´egk¨or´et. A XIX sz´azad k¨ozep´en felismert´ek, hogy a Nap fontos szerepet j´atszik sz´amos a F¨old¨on l´etrej¨ov˝o jelens´egben. A Napnak k¨osz¨onhetj¨ uk, p´eld´aul, hogy a F¨old¨on l´etrej¨ott az ´elet. Sokan kerest´ek a v´alaszt arra, hogy a Nap hogyan termeli azt a hatalmas mennyis´eg˝ u energi´at, amelyet sz´etsug´aroz. Ennek a probl´em´anak egy m´asik megk¨ozel´ıt´ese v´alaszt keres arra a k´erd´esre, hogy mekkora a Nap ´eletkora? A Nap kor´at az hat´arozza meg, hogy mennyi ideig k´epes ezt a hatalmas energi´at s´etsug´arozni? Ez pedig att´ol f¨ ugg, hogy hogyan termeli ´es mi a forr´asa ennek az energi´anak?
Mennyi energi´ at sug´ aroz sz´ et a Nap? • 1 cm3 j´eg a F¨old¨on egy ny´ari napon ∼ 40 perc alatt elolvad. • A Nap-F¨old t´avols´ag´anak megfelel˝o sugar´ u, 1 cm vastag j´egb˝ol a´ll´o g¨ombh´ej is elolvad ∼ 40 perc alatt. • Ha az el˝obb eml´ıtett j´egb˝ol a´ll´o g¨ombh´ejat a Nap felsz´ın´ere zsugor´ıtjuk, akkor a Nap teljes felsz´ın´et bebor´ıt´o 0.44 km vastag j´egr´eteg is elolvad ∼ 40 perc alatt. Ez a F¨old t´erfogat´anak ∼ 2.5-szerese. A Nap o¨sszsug´arz´asa 3.86 × 1033 erg s−1 = 3.86 × 1020 MW. A F¨old minden n´egyzetm´eter´ere kb. 1.5 kW-nyi naps¨ ut´es a´rad. Ezt az energi´at felhaszn´alva pl. a Szahara homoksivatagban lehetne olyan er˝om˝ uvet ´ep´ıteni, amely 5.5 o´ra alatt annyi energi´at termelne, amely fedezn´e a F¨old egy ´eves energiasz¨ uks´eglet´et.
40
Mekkora a Nap ´ eletkora? A Nap ´eletkora ´es a Nap a´ltal sz´etsug´arzott energia egym´assal olyan szoros kapcsolatban van, mint egy ´erem k´et oldala. A Nap ´eletkor´at az id˝oegys´eg alatt termelt energi´ab´ol ´es az energiaforr´as mennyis´eg´eb˝ol lehet becs¨ ulni. A XIX sz´azad k¨ozep´en Kelvin a gravit´aci´oval magyar´azta ennek az energi´anak a forr´as´at. Ennek alapj´an 20 × 106 ´evre lehet becs¨ ulni a Nap ´eletkor´at. A k´emiai reakci´ok alapj´an csup´an 3-4 ezer ´evet lehet kapni. Mad´ach Imre m˝ uv´eben, Az ember trag´edi´aj´aban ezt az adatot tal´aljuk. Charles Darwin m´as m´odon, annak az alapj´an, hogy mennyi id˝o sz¨ uks´eges a k¨ ul¨onb¨oz˝o fajok l´etrej¨ott´ehez ´es hogy mekkora az er´ozi´o sebess´ege, becs¨ ulte meg a F¨old ´eletkor´at. Ennek alapj´an a Nap ´eletkor´at 3.0 × 10 8 ´evre becs¨ ulte. A mai tud´asunk alapj´an termonukle´aris reakci´ok mennek v´egbe a Nap belsej´eben ´es ez alapj´an 4.6 × 109 ´evre becs¨ ulj¨ uk a Nap ´eletkor´at. Az Univerzum ´eletkor´at 10 1.5 × 10 ´evre becs¨ ulj¨ uk. • K´emiai reakci´o.
3000-4000 ´ev
• 1862 William Thomson, k´es˝obb Lord Kelvin: gravit´aci´o.
20 000 000 ´ev
• 1859 Charles Darwin: er´ozi´o ´es evoluci´o. On The Origin of the Species by Natural Selection. 300 000 000 ´ev • Mai tud´asunk alapj´an:
4 600 000 000 ´ev
A Nap ´eletkor´at ma az o˝smeteoritokban ´es a Napban tal´alhat´o radi´oakt´ıv anyagok boml´asa alapj´an becs¨ ulj¨ uk.
Mi´ ert nem tudtak a fizikusok helyes v´ alaszt adni? 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 1896-ban fedezi fel a radioaktivit´ast, Albert Einstein pedig 1905-ben 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. 1920-ban Sir Arthur Eddington felvetette, hogy a Nap a´ltal sz´etsug´arzott energia magreakci´okban keletkezik ´es az energi´anak ez a forr´asa viszonylag k¨ozel van ´es “kimer´ıthetetlen”, amely kb. 15 × 109 ´evig fog ilyen mennyis´eg˝ u energi´at sug´arozni.
41
Mad´ ach Imre: “Az ember trag´ edi´ aja” ´ am u Mad´ach Imre az 1860-ban ´ırt dr´am´aj´aban, “Az ember trag´edi´aj´aban”, Ad´ ´ jra meg u ´ jra testet o¨lt a t¨ort´enelem nagy alakjaiban, hogy u ´ jabb t´arsadalmi modellt kipr´ob´alva keresse az emberis´eg c´elj´at. Ebben a m˝ uben megtal´alhatjuk a Napnak az abban az id˝oben becs¨ ult ´eletkor´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 kiny´ ujtani, hogy k´eszen szedje mindazt ami kell. K¨olt¨ott teh´at meggondolatlanul, mint a sajtf´ereg, s ´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. Ez a n´egy ezred´ev h´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”.)
42
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
Mit˝ ol ragyog a Nap? (Mi okozza a naps¨ ut´ est?) Hans Bethe ´es munkat´arsainak munk´aja alapj´an tudjuk, hogy a Napban ´es m´as csillagokban 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.
43
Napneutr´ın´ ok A napneutr´ın´o fluxusok N´ev Reakci´o pp p + p → d + e + + νe pep p + e− + p → d + νe hep 3 He + p → 4 He + e+ + νe 7 Be 7 Be + e− →7 Li + νe
fluxus(1010 cm−2 s−1 ) 6, 0(1 ± 0, 02) 1, 4 × 10−2 (1 ± 0, 05) 8 × 10−7 0, 47 × (1 ± 0, 15)
energia(MeV) < 4, 20 1,442 < 18, 77 0,861(90%) 0,383(10%) 8 8 5, 8 × 10−4 (1 ± 0, 37) < 15 B B → 2α + e+ νe 13 N 13 N →13 C + e+ + νe 6, 0 × 10−2 (1 ± 0, 5) < 1, 99 15 O 15 O →15 N + e+ + νe 5, 0 × 10−2 (1 ± 0, 58) < 1, 732 17 17 17 + F F → O + e + νe 5, 2 × 10−4 (1 ± 0, 47) < 1, 732 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. A reakci´oknak ebben a l´ancolat´aban protonokb´ol (p) t¨obb l´ep´esben h´elium (4 He) keletkezik: 4p → 4 He + 2e+ + 2νe + 26.7 MeV , ahol 1 eV = 1.602 × 10−19 J. A reakci´ok k¨oz¨ ul t¨obben 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 belsej´eben keletkez˝o fotonok (h˝o ´es f´eny) t¨obb milli´o ´ev alatt jutnak el a Nap felsz´ın´ere ´es ott sz´etsug´arz´odnak. Ezek a fotonok a sz´or´od´asok k¨ovetkezt´eben elveszitik az inform´aci´ot a keletkez´es¨ uk k¨or¨ ulm´enyeir˝ol. A Napmodellek megj´osolj´ak az egyes reakci´okban keletkez˝o neutr´ın´ok fluxus´at 8 ´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´o-spektrum 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−2 s−1 . A Napban m´asodpercenk´ent 2 × 1038 elektronneutr´ın´o keletkezik. A napneutr´ın´ok energi´aja a 0 ≤ 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´o-kis´erletek m´elyen a f¨oldal´ol vizsg´alj´ak a Nap sug´arz´as´at. A kis´erletek eredm´enyei alapj´an lehet˝os´eg ny´ılik: • A Napban lej´atsz´od´o energi´at termel˝o folyamatok egyre t¨ok´eletesebb meg´ert´es´ere. Olyan Nap-modellek k´esz´ıt´es´ere, amelyek egyre pontosabban ´ırj´ak le a Napban lej´atsz´od´o folyamatokat (csillag´aszat). • A neutr´ın´ok tulajdons´againak (neutr´ın´o-oszcill´aci´o, a neutr´ın´ok nyugalmi t¨omege stb) egyre pontosabb meg´ert´es´ehez (r´eszecskefizika). 8 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.
44
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
45
Solar neutrino spectrum 10
12
10
11
10
10
pp → 7
Be →
46
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 Napban v´egbemen˝o nukle´aris reakci´ok k´et csoportba oszthat´ok. A pp-l´ancban, amelyet Hans Bethe ´es munkat´arsa dolgoztak ki 1940-ben, hidrog´enb˝ol h´elium keletkezik. A pp-l´ancban keletkezik a Nap energi´aj´anak 98.4 %-a. A sz´en-nitrog´enoxig´en, CNO-ciklust, amelyet 1938-ban dolgozott ki Karl Friedrich Weizs¨aker (aki k´es˝obb N´emetorsz´ag eln¨oke volt). A nukle´aris reakci´ok ezen ciklus´aban a sz´en, nitrog´en ´es oxig´en ciklikusan a´talakulnak egym´asban ´es k¨ozben protonokb´ol h´elium keletkezik. A Nap a´ltal sz´etsug´arzott energi´anak csup´an 1.6%-a keletkezik a CNOciklusban. A napneutr´ın´okat annak alapj´an oszt´alyozzuk, hogy milyen reakci´okban keletkeznek. ´Igy p´eld´aul a p + p → d + e+ + νe reakci´oban keletkez˝o neutr´ın´okat pp-neutr´ın´oknak, a 8 B → 24 He + e+ + νe reakci´oban keletekez˝o neutr´ın´okat 8 Bneutr´ın´oknak nevezik stb.
47
A fontosabb f¨oldalatti laborat´oriumok Laborat´orium Orsz´ag V´edelem (m) LNGS Olaszorsz´ag 1494 SNO Canada 2073 Kamiokande Jap´an 1000 Sudan USA 800 Frejus Baksan S.U. Homestake USA 1500
m.w.e. 3800 5900 2700 2090 4800 4700 4200
m.w.e. = meters in water equivalent Napneutr´ın´o-kis´erletek N´ev Hely 37
Cl Kamiokande GALLEX SAGE SK SNO C.T.F. Borexino
Homestake Kamioka LNGS Baksan Kamioka Sudbury LNGS LNGS
V´ed˝or´eteg (m) 1478 1000 1494 1600 1000 2070 1494 1494
m.w.e. (m) 4200 2700 4000 2700 6010 4000 4000
C´elt´argy (tonna) 615 2142(680) 30 57 50000(32000) (1000) 4,8(1) 290(100)
m.w.e. = meters in water equivalent SNEm.tex, February 5, 2009
Napneutr´ın´ o-kis´ erletek A Napb´ol ´erkez˝o neutr´ın´okat k¨ ul¨onb¨oz˝o detekt´al´asi technik´akkal lehet m´erni. A napneutr´ın´o-kis´erletek arra adnak lehet˝os´eget, hogy jobban megismerj¨ uk a neutr´ın´ok tulajdons´agait ´es a Napban lej´atsz´od´o folyamatokat.
A napneutr´ın´ o-kis´ erletek eredm´ enyei 1. A napneutr´ın´ok a Nap fel˝ol j¨onnek. 2. A napneutr´ın´ok energi´aja az 0 ≤ E ≤ 15 MeV energia tartom´anyba esik. 3. Igazolt´ak a Napban lej´atsz´od´o termonukle´aris folyamatokat, a pp-l´ancot ´es a CN O-ciklust. 4. Igazolt´ak, hogy l´etezik a neutr´ın´o-oszcill´aci´o jelens´ege, ami annyit is jelent, hogy legal´abb egy neutr´ın´onak z´erust´ol elt´er˝o t¨omege van ´es a leptoncsal´adon bel¨ uli leptonsz´am nem szigor´ uam megmarad´o mennyis´eg. 48
Napneutr´ın´o-detektorok A napneutr´ın´o-esem´enyek sz´am´anak n¨ovel´ese: Nagy c´elt´argy Hossz´ u m´er´esi id˝o A h´att´eresem´enyek sz´am´anak cs¨okkent´ese: A kozmikus sug´arz´as cs¨okkent´ese: Passz´ıv: Akt´ıv: A term´eszetes r´adi´oaktivit´as cs¨okkent´ese: K¨ uls˝o: Bels˝o:
(t¨obb ezer tonna) (t¨obb ´ev)
V´ed˝o anyagr´eteg µ-v´et´o V´ed˝o anyagr´eteg Tiszta anyagok Folyamatos tiszt´ıt´as
A h´att´eresem´enyek felismer´ese ´es elimin´al´asa. A napneutr´ın´o kis´erlek eredm´enyei Kis´erlet Cl Ga Jel Kamiokande 0.814 MeV 0.235 MeV 7.5 MeV(cut) M´ert 2, 32 ± 0, 26 SNU 78 ± 10 SNU Φ(B) = 2, 9 ± 0, 4 J´osolt 8 ± 1(100%) 132 ± 7(100%) Φ(B) = 5, 7 ± 0, 8 pp+pep 0,2(2,5%) 74(56%) 0 7 Be 1,2(15%) 36(27%) 0 8 B 6,2(78%) 14(11%) 100% CNO 0,4(5%) 8(6%) 0 36 SNU (solar neutrino unit) = 10 befog´as atommagonk´ent ´es m´asodpercernk´ent A k¨ ul¨onb¨oz˝o napneutr´ın´o-kis´erletek a napneutr´ın´ok energiaspektrum´anak k¨ ul¨onb¨oz˝o r´eszeit m´ert´ek, ´ıgy meg lehet hat´arozni a k¨ ul¨onb¨oz˝o napneutr´ın´ok hozz´aj´arul´as´at az energiaspektrumhoz. 37
71
Napneutrin´ o-detektorok Mivel 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. Ahhoz hogy sok neutr´ın´o a´ltal l´etrehozott esem´enyt detekt´aljunk k´et dolgot lehet tenni: 1) nagy c´elt´argyakat (t¨obb ezer tonna) kell haszn´alni ´es 2) hossz´ u ideig (sok ´ev) kell m´erni. Ez´ert k´esz¨ ulnek hatalmas napneutr´ın´o-detektorok, amelyek hossz´ u ´eveken kereszt¨ ul gy¨ ujtik a m´er´esi adatokat. A h´att´eresem´enyek a vizsg´alni kiv´ant esem´enyekhez hasonl´o esem´enyt k´epesek l´etrehozni a detektorban. Ez´ert nagyon fontos az, hogy a h´att´eresem´enyek sz´am´at (zaj) olyan alacsonyra cs¨okkents¨ uk, hogy ne zavarj´ak jelent˝osen a vizsg´alni kiv´ant esem´enyek (jel) ki´ert´ekel´es´et.
49
A neutr´ın´ ofizika m´ erf¨ oldk¨ ovei • 1920. Sir Arthur Eddington: A Napban nukle´aris reakci´ok mennek v´egbe. • 1930. Wolfgang Pauli “egy k´ets´egbeesett kis´erletben” bevezeti a neutr´ın´o hipot´ezis´et az´ert, hogy a β-boml´asn´al megmentse a hossz´ u id˝on kerest¨ ul igaznak bizonyult energiamegmarad´as, impulzusmegmarad´as ´es az impulzusmomentummegmarad´as t¨orv´eny´et. • 1931. Enrico Fermi neutr´ın´onak kereszteli W. Pauli kis´erteties r´eszecsk´ej´et. • 1934. Enrico Fermi kidolgozza a β-boml´as elm´elet´et. • 1946-ban Bruno Pontecorvo a Kl´or targetet javasolja a neutr´ın´ok detekt´al´as´ara: ν +37 Cl → e− +37 Ar . • 1938. Karl Friedrich von Weizs¨acker kidolgozza a CNO-ciklust (sz´en nitrog´en oxig´en). • 1940. Hans Bethe et al. kidolgozz´ak a pp-l´ancot. • 1946. Bruno Pontecorvo azt javasolja, hogy neutr´ın´ot.
37
Cl targettel detekt´alj´ak a νe
• 1956. Frederick Reines ´es C. Cowan Jr. kis´erletileg kimutatj´ak az neutr´ın´ot. • 1957-ben Bruno Pontecorvo azt a´ll´ıtotta, hogy ha a k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok t¨omege k¨ ul¨onb¨ozik egym´ast´ol ´es a leptonsz´am nem szigor´ uan megmarad´o mennyis´eg (ennek nincs alapvet˝o indoka), akkor l´etrej¨on a neutr´ın´o-oszcill´aci´o jelens´ege, ami annyit jelent, hogy a neutr´ın´o peri´odikusan k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok´ent jelenik meg. • 1964-ben Raymond Davis Jr. elkezdi az u ´ tt¨or˝o Cl-kis´erlet´et a Homestake aranyb´any´aban. • 1959-ben Vladimir Gribov ´es Bruno Pontecorvo u ´ gy tal´alj´ak, hogy a napneutr´ın´o probl´em´at a neutr´ın´o-oszcill´aci´oval lehet magyar´azni. • 1968-ban Raymond Davis bejelenti a Cl-kis´erlet eredm´enyeit ´es a napneutr´ın´ok probl´em´aj´at (SNP). • 1969-ben Vladimir Gribov ´es Bruno Pontecorvo azt a´ll´ıtotta, hogy SNP magyarazata a neutr´ın´o-oszcill´aci´o lehet, az hogy az elektronneutr´ın´ok egyr´esze a keletkez´esi hely¨ ukt˝ol a Napban a F¨old¨on elhelyezett detektorig megtett u ´ ton a´talakulnak m´as t´ıpus´ u neutr´ın´ov´a, amelyet a kor´abbi detektorok nem voltak k´epesek detekt´alni. • 1985-ben Stanislav Mikheyev, Alexei Smirnov ´es Lincoln Wolfstein le´ırja azt, az anyagon a´thalad´o neutr´ın´ok rezon´ans m´odon a´talakulnak m´a t´ıpus´ u neutr´ın´okk´a. 50
• 1987. Neutr´ın´ok detekt´al´asa az SN1987A szupern´ov´at´ol. • 1988 Leon Lederman, Melvin Schwartz ´es Jack Steinberger Fizikai Nobel-d´ıjat kap a m¨ uonneutr´ın´o kis´erlete kimutat´as´a´ert. • 1992. a
71
Ga-kis´erletek els˝o eredm´enyei.
• 1994. N. Hata ´es P. Langacker a pp-l´anct´ol f¨ uggetlen fluxusokkal becs¨ uli meg a napneutr´ın´ok r´eszar´any´at a teljes fluxusban. • 1995. Frederick Reines Fizikai Nobel-d´ıjat kap az elektronneutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´a´ert. • 1998 junius Neutr´ın´o ’98. A SK egy¨ uttm˝ uk¨od´es bejelenti, hogy az atmoszf´erikus neutr´ın´ok eset´eben megfigyelt´ek a neutr´ın´o-oszcill´aci´ot. • 2001. IV. 18. A SNO egy¨ uttm˝ uk¨od´es bejelenti, hogy direkt bizony´ıt´eka van neutr´ın´o-oszcill´aci´ora. • 2002 Raymond Davis Jr., Masatoshi Kosiba Nobel-d´ıjat kap kozmikusneutr´ın´ok (napneutr´ın´ok ´es szupernovaneutr´ın´ok) m´er´es´ert.
a
• 2002 SNO & KamLAND: A neutr´ın´o-oszcill´aci´o l´etez´es´enek v´egleges bizony´ıt´asa.
51
A
37
Cl 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 (100000 gallon, 3, 8 × 10 5 l) tiszt´ıt´oszer (C2 Cl4 – perchloroethylene) van. Ez a mennyis´eg 133 tonna 37 Cl-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 .
´ Atlagosan egy-k´et naponta k¨ovetkezett be egy ilyen esem´eny a detektorban (5,35 9 SNU ). 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 7 Be, pep, ´es 8 B neutr´ın´ok. A legnagyobb j´arul´ekot azonban a 8 B neutr´ın´ok adj´ak, mivel a 37 Ar energia szintjei k¨oz¨ott l´etezik egy olyan, amelynek nagy val´osz´ın˝ us´ege van a 8 B neutr´ın´ok energi´aj´an. Az 37 Ar atom instabil. Elektronbefog´assal elbomlik. A boml´asideje kb. 35 nap: 37
Ar + e− →
37
Cl + γ .
A kis´ erlet eredm´ enyei: (7, 7+1,2 osolt −1,0 ) SNU j´ (2, 56 ± 0, 23) SNU m´ert A detektor k´et ´evtizeden kereszt¨ ul gy¨ ujt¨otte a m´er´esi adatokat (1967-t˝ol 1994-ig). 30 A napneutr´ın´ok a 2 × 10 kl´oratom k¨oz¨ ul k´et h´onap alatt 17-tel hatnak k¨olcs¨on ´es ´ıgy k´et h´onap alatt 17 argonatom keletkezik. N´eh´any hetenk´ent o¨sszegy¨ ujt¨ott´ek a keletkezett 37 Ar atomokat ´es a boml´asuk alapj´an meghat´arozt´ak, hogy menny neutr´ın´o-k¨olcs¨onhat´as k¨ovetkezett be a detektorban az adott id˝oszak alatt. Az 37 Ar atomok sz´ama a tart´alyban tal´alhat´o atomok sz´am´ahoz viszony´ıtva, olyan nagys´arend˝ u, mintha a Szahara homoksivatagban egy meghat´arozott homok szemet kellene megkeresni.
9
1 SNU = 1 Solar Neutrino Unit = 10−36 s−1 /target atom
52
A
37
Cl kis´ erlet c´ elt´ argya
A detektorban 615 tonna (6.15 × 108 g) perchloroethylene (C2 Cl4 ) van (etil´entetraklorid). A sz´en ´es kl´or t¨omege: 2 × 12, 0107 × 6, 15 × 108 g = 2 × 12, 0107 + 4 × 35, 453 8, 908720633 × 107 g . 4 × 35, 453 = × 6, 15 × 108 g = 2 × 12, 0107 + 4 × 35, 453 5, 259127937 × 108 g
MC =
MCl
A sz´en atomok sz´ama: 12, 01115 : 6, 022 × 1023 = 8, 908720633 × 107 : NC ; NC = 4, 45 × 1030 A kl´or atomok sz´ama: NCl = 8, 900450631 × 1030 . Egy nap alatt 5,5 37 Ar atom keletkezik, 60 nap alatt pedig 330. 2 × 1030 kl´oratom k¨oz¨ott tal´alhat´o 17 argonatomot kell elk¨ ul¨on´ıteni, ez a feladat nagys´agrendben hasonl´o ahhoz mintha a Szahara homoksivatagban egy meghat´arozott homokszemet kellene megkeresni. A tart´aly a´tm´er˝oje 6m, a hossza pedig 15m. A tart´aly t´erfogata ∼40000 liter.
53
A napneutr´ın´ ok probl´ em´ aja 1964-ban Raymond Davis megkezdte u ´ tt¨or˝o kis´erlet´et a 37 Cl-kis´erletet a Homestake ´ aranyb´any´aban az Egyes¨ ult Allamokban (νe + 37 Cl → 37 Ar + e− ). Ez a kis´erlet volt az els˝o ´es k´et ´evtizeden kereszt¨ ul az egyetlen, amely napneutr´ın´okat figyelt meg. Az els˝o eredm´enyek 1968-ban l´attak napvil´agot. R. Davis az u ´ n. Standard Napmodell (Standard Solar Model – SSM) a´ltal megj´osolt ´ert´ekn´el l´enyegesen kevesebb napneutr´ın´ot detekt´alt. A j´osolt ´es m´ert ´ert´ek k¨oz¨otti elt´er´es kapta a napneutr´ın´ok probl´em´aja elnevez´es (Solar Neutrino Problem – SNP). A 37 Cl-kis´erletet k¨ovet˝o napneutr´ın´o-kis´erletek (Kamiokande ´es a gallium kis´erletek (νe + 71 Ga → 71 Ge + e− ): GALLEX – GALLium EXperiment ´es SAGE – Soviet American Gallium Experiment) igazolt´ak a napneutr´ın´ok probl´em´aj´anak a l´etez´es´et. A legut´obbi kis´erleti eredm´enyek alapj´an, amelyek n´egy napneutr´ın´okis´erlett˝ol (37 Cl-kis´erlet, Kamiokande, ´es a k´et gallium kis´erlet) sz´armaznak, a Napban nem tal´altak 7 Be neutr´ın´okat (7 Be + e− → 7 Li + γ + νe ). Ugyanakkor tal´altak 8 B neutr´ın´okat (8 B → 2 4 He + e+ + νe ). Ez pedig ellentmond a ppl´anc logik´aj´anak, mivel a 8 B az elm´elet alapj´an a 7 Be-b˝ol keletkezik (7 Be + p → 8 B + γ). Ezek a kis´erletek a napneutr´ın´ok energiaspektrum´anak nagy r´esz´et m´ert´ek ´es nyilv´anval´ov´a v´alt, hogy az elm´eleti ´es m´ert ´ert´ek elt´er´ese m´as ´es m´as az energiaspektrum k¨ ul¨onb¨oz˝o r´eszein. A napneutr´ın´ok probl´em´aja nagyon ´erdekes k¨ ul¨on¨osen az´ert, mert a tud´osok gondosan ellen˝orizt´ek, mind az elm´eleti felt´etelez´eseket, mind a kis´erleteket ´es nem tal´altak hib´at egyikben sem. A napneutr´ın´ok probl´em´aj´at sokan analiz´alt´ak ´es az az a´ltal´anosan elfogadott v´elem´eny, hogy a probl´ema megold´as´at a neutr´ın´ofizika ter¨ ulet´en kell keresni.
Hova lettek a napneutr´ın´ok? A napneutr´ın´ok probl´em´aj´anak megold´as´at k´et ter¨ uleten lehet keresni: • Az asztrofizikai megold´as. Elk´epzelhet˝o, hogy nem ´ertett¨ uk meg j´ol a Napban ´ lej´atsz´od´o reakci´okat ´es folyamatokat. Uj Nap-modellek k´esz´ıt´es´evel prob´aljuk az elm´eleti ´es m´ert ´ert´ekeket o¨sszehangolni. • A r´eszecskefizikai megold´as. A r´eszecsk´eket ´es a k¨oz¨ott¨ uk l´etrej¨ov˝o k¨olcs¨onhat´asokat az u ´ n. r´eszecsk´ek standard modellje (Standard Model of Particles – SM) ´ırja le. E modell alapj´an a neutr´ın´ok t¨omege z´erus. Ha a h´arom k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´o k¨oz¨ ul legal´abb egynek z´erust´ol elt´er˝o t¨omege van ´es a leptonsz´am nem t¨ok´eletesen megmarad´o mennyis´eg, akkor fell´ep az u ´ n. neutr´ın´o-oszcill´aci´o jelens´ege, amikor a neutr´ın´o peri´odikusan k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok´ent jelenik meg. A neutr´ın´ok oszcill´aci´oja l´etrej¨ohet v´akuumban (a Napt´ol a F¨oldig megtett t´avols´agon), vagy az anyagban (a Nap ´es a F¨old anyag´aban). Az oszcill´aci´o jelens´ege f¨ ugg a neutr´ın´ok energi´aj´at´ol. A Napban csak elektronneutr´ın´ok (νe ) keletkeznek. A keletkez´esi hely¨ ukt˝ol a Napban a detekt´al´asi hely¨ ukig a F¨old¨on megtett u ´ ton az elektronneutr´ın´ok (ν e ) egy r´esze m´as t´ıpus´ u neutr´ın´okk´a (νµ , ντ ) alakulhat a´t, amelyet a detektorok t¨obbs´ege nem detekt´al. A k´et lehets´eges megold´as k¨oz¨ ul a r´eszecskefizikai megold´as k´epes o¨sszehangolni az elm´eleti ´es m´ert ´ert´ekeket a teljes energiaspektrumon. Ez a megold´as az´ert nagyon 54
´erdekes, mert ha bebizonyosodik, hogy ez a megold´as az igaz, akkor olyan u ´ j fizikai jelens´eggel a´llunk szemben, amely t´ ulmutat a jelenlegi fizikai ismereteinken. A neutr´ın´o-oszcill´aci´o k¨ ul¨onb¨oz˝o napneutr´ın´o-probl´em´akra tud v´alaszt adni. V´alaszt tud adni, p´eld´aul, a napneutr´ın´ok teljes energiaspektrum´an tal´alt hi´anyra, v´alaszt tud adni az energiaspektrum k¨ ul¨onb¨oz˝o r´eszein tal´alt hi´anyra ´es v´alaszt tud adni arra, hogy mi´ert nem detekt´alunk 7 Be-neutr´ın´okat stb.
55
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
A 7 Be fluxus kis´erleti korl´atai (az a´bra baloldal´an). A k¨ ul¨onb¨oz˝o Nap-modell j´oslatok t´avol esnek ezekt˝ol a korl´atokt´ol.
A napneutr´ın´ ok u ´ j probl´ em´ aja (N. Hata ´ es P. Langacker (1994)) neutr´ın´o pp 7 Be 8 B
Φ/Φssm 1.0 0.0 0.4
Az adatok, amelyek n´egy napneutr´ın´o-kis´erlett˝ol sz´armaznak ( 37 Cl-kis´erlet (Homestake), Kamiokande, 71 Ga-kis´erletek (GALLEX - Gran Sasso, SAGE Baksan) inform´aci´ot adnak l´enyeg´eben a napneutr´ın´ok eg´esz energiaspektrum´ar´ol a kisenergi´aj´ u pp-neutr´ın´okt´ol kezdve a nagyenergi´aj´ u 8 B-neutr´ın´okig. Minden esetben a m´ert fluxus l´enyegesen alacsonyabb a Standard Nap-modell a´ltal j´osolt ´ert´ekn´el. A m´er´esi eredm´enyek analiz´al´asa m´eg enn´el is meglep˝obb eredm´enyre vezetett. Mivel a kis´erletek az energiaspektrum k¨ ul¨onb¨oz˝o, de egym´ast a´tfed˝o r´eszeit m´ert´ek ez´ert meg lehet hat´arozni a k¨ ul¨onb¨oz˝o napneutr´ın´ok (pp, 7 Be, 8 B) j´arul´ekait a teljes napneutr´ın´o-fluxushoz. A kis´erleti eredm´enyek alapj´an elt´er´es van a kis´erleti eredm´enyek ´es az elm´eleti j´oslatok k¨oz¨ott ´es ez az elt´er´es m´as ´es m´as az energia spektrum k¨ ul¨omb¨oz˝o r´eszein. N. Hata ´es P. Langacker 1994-ben egy Nap-modellt k´esz´ıtett, amelyben szabadon engedt´ek v´altozni a k¨ ul¨onb¨oz˝o napneutr´ın´ok fluxus´at. A fittel´esn´el azt k¨ovetelt´ek meg, hogy a fluxusok kiel´eg´ıts´ek a Nap teljes luminozit´asa ´es a kis´erletek eredm´enyei 56
a´ltal szabott felt´eteleket. A fittel´es eredm´enyek´eppen azt kapt´ak, hogy a ppneutr´ın´ok fluxusa megegyezik az elm´elet a´ltal j´osolt ´ert´ekkel, a 7 Be-neutr´ın´ok teljesen hi´anyoznak, a nagyenergi´aj´ u 8 B-neutr´ın´oknak a fluxusa pedig csak 40%-a az elm´eleti ´ert´eknek. Ez pedig annyit jelent, hogy a 7 Be-neutr´ın´ok nem keletkeznek a Napban, azaz nincs 7 Be a Napon. A pp-l´ancban pedig a 7 Be sz¨ uks´eges a 8 B keletkez´es´ehez. A legjelent˝osebb elt´er´es az elm´eleti j´oslat ´es a m´er´esi eredm´enyek k¨oz¨ott az energiaspektrumnak azon a r´esz´en van, ahol a 7 Be-neutr´ın´ok tal´alhat´ok.
Napneutr´ın´ o-probl´ em´ ak • Jelent˝os k¨ ul¨onbs´eg van a m´ert ´es j´osolt napneutr´ın´o fluxusok k¨oz¨ott. • A k¨ ul¨onbs´eg a m´ert ´es a j´osolt ´ert´ek k¨oz¨ott v´altozik az energi´aval. • 7 Be - 8 B probl´ema. A napneutr´ın´o-kis´erletek detekt´alj´ak a 8 B-neutr´ın´okat, de nem detekt´alj´ak a 7 Be-neutr´ın´okat. Ez pedig ellent mond a pp-l´anc logik´aj´anak, amely szerint a b´or a berilliumb´ol keletkezik.
57
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
Neutr´ın´o-oszcill´aci´o.
Neutr´ın´ o-oszcill´ aci´ o Nemsokkal azut´an, hogy Gell-Mann ´es Pais kimutatta, hogy kvantummechanikai ¯ a´tv´altozkat a K ¯0 interferencia k¨ovetkezm´enyek´ent a K0 semleges Kaon (sd) antir´eszecsk´ej´ev´e (¯ sd) ´es fod´ıtva az´ert mert a kvark t¨omegsaj´at´allapotok a gyenge saj´at´allapotok kever´ekei, Bruno Pontecorvo 1957-ben azt a´ll´ıtotta, hogy ha a leptonsz´am nem t¨ok´eletesen megmarad´o mennyis´eg (kvantumsz´am) ´es ha a k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok t¨omege nem pontosan egyezik egym´assal, akkor l´etrej¨on a neutr´ın´o-oszcill´aci´o jelens´ege, amikor a neutr´ın´o halad´as k¨ozben periodikusan k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok´ent jelenik meg. K´et k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ot felt´etelezve: . . . → νe → νµ → νe → νµ → . . . . A detektorok vagy csak a νe neutr´ın´ot k´epesek detekt´alni. A forr´ast´ol megadott t´avols´agra meghat´arozott val´osz´ın˝ us´egek alapj´an ker¨ ul sor a ν e ´es νµ neutr´ın´ok detekt´al´as´ara. H´arom k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´o eset´eben: νe → ν µ , ντ ,
νµ → ν e , ντ
vagy
ν τ → ν e , νµ .
Ha a neutr´ın´ok b´armilyen kis t¨omeggel is rendelkeznek, akkor a term´eszettudom´any sz´amos ter¨ ulet´en m´odos´ıtani kell az elm´eleteinket: • M´odos´ıtani kell a r´eszecskefizika standard modellj´et u ´ gy, hogy sz´amot tudjon adni a neutr´ın´ok t¨omeg´er˝ol. Valamint arr´ol, hogy a leptonsz´am megmarad´asa s´er¨ ul. 58
• A kozmol´ogia ter¨ ulet´en a neutr´ın´ok k´epezhetik az Univerzum s¨ot´et anyag´at (dark matter).
59
Neutr´ın´ o-oszcill´ aci´ o a v´ akuumban Ha a leptonsz´am megmarad´asa nem abszol´ ut m´odon teljes¨ ul ´es a neutr´ın´oknak t¨omeg¨ uk van ´es azok nem egyenl˝ok egym´assal (m1 6= m2 6= m3 ), akkor a ν1 , ν2 ´es ν3 t¨omeg-saj´at´allapotok k¨ ul¨onb¨oznek a gyenge k¨olcs¨onhat´as ν e , νµ ´es ντ saj´at´allapotait´ol. Az egyes t¨omeg-saj´at´allapotok a saj´at ω frequenci´ q ajuknak iωt megfelel˝oen v´altoztatj´ak az e f´azisukat, ahol ω = E/¯ h = m2 + p2 /¯ h. Amikor a neutr´ın´o v´akuumban halad, akkor a k¨ ul¨onb¨oz˝o t¨omeg-saj´at´allapotok k¨ ul¨onb¨oz˝o m´odon haladnak. ´Igy a saj´at´allapotok o¨sszet´etele megv´altozik ´es a neutr´ın´o periodikusan k¨ol¨onb¨oz˝o neutr´ın´ok´ent jelenik meg. Az egyszer˝ us´eg kedv´e´ert k´et k¨ol¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ot felt´etelezve, annak a val´osz´ın˝ us´ege, hogy elektronneutr´ın´o l t´avos´ag megt´etele ut´an m¨ uonneutr´ın´ov´a v´alik P (νe → νµ ) = sin2 2ϑ sin2
πl
lv
,
ahol lv = 2.5E/(∆m2 ), ϑ a kevered´es sz¨oge, E a neutr´ın´o energi´aja ´es ∆m2 = m22 − m21 a neutr´ın´ot¨omegek n´egyzet´enek a k¨ ul¨onbs´ege. Neutr´ın´ o-oszcill´ aci´ o az anyagban Az anyagon a´thaladva a k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok m´ask´eppen hatnak k¨olcs¨on az anyaggal. ´Igy ez a jelens´eg is neutr´ın´o-oszcill´aci´ohoz vezethet: PM SW (νe → νµ ) = sin2 2ϑ sin2
πl
lm
=
2 sin2 ϑ 2 πlW sin , W2 lv ahol
√
2 2E − cos ϑ , ∆m2 ahol GF a Fermi-konstans, Ne pedig az elektronok sz´am´anak a s˝ ur˝ us´ege.
W 2 = sin2 2ϑ +
2GF Ne
60
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
61
20
25
30
Hogyan lehet probl´ em´ aj´ at?
megoldani
a
napneutr´ın´ ok
A Napban az elm´elet szerint csak elektronneutr´ın´ok (νe ) keletkeznek. A napneutr´ın´ok probl´em´aj´anak r´eszecskefizikai megold´asa azt t´etelezi fel, hogy a Napban keletkez˝o elektronneutr´ın´ok a keletkez´esi hely¨ ukt˝ol a detektorig megtett u ´ ton v´akuumban (a Nap - F¨old t´avos´agon) vagy anyagban (a Nap ´es F¨old anyag´aban) m´as t´ıpus´ u neutr´ın´ov´a alakulnak a´t. A napneutr´ın´o-detektorok eddig csak az elektronneutr´ın´okat detekt´alt´ak. Ahhoz, hogy v´eglegesen el lehessen d¨onteni azt, hogy a Napban keletkez˝o elektronneutr´ın´ok (νe ) a detektorig megtett u ´ tjukon a´talakulnak-e vagy sem m´as t´ıpus´ u neutr´ın´okk´a (ν µ , ντ ), olyan napneutr´ın´o-detektorra van sz¨ uks´eg, amely egyr´eszt k´epes detekt´alni a Napb´ol ´erkez˝o elektronneutr´ın´okat (νe ), m´asr´eszt k´epes detekt´alni a Napb´ol ´erkez˝o minden ¨ neutr´ın´ot, a t´ıpus´at´ol f¨ uggetlen¨ ul (νe , νµ ´es ντ ). Osszehasonl´ ıva a k´et m´odon m´ert neutr´ın´ok sz´am´at egy´ertelm˝ uen el lehet d¨onteni, hogy az elektronneutr´ın´ok a´talakultak-e m´as t´ıpus´ u neutr´ın´okk´a vagy sem. Kanad´aban k´esz´ıtettek egy ilyen kis´erletet. Ez a kis´erlet most v´egleges megold´ast adott a napneutr´ın´ok probl´em´aj´ara.
Sudbury Neutrino Observatory A SNO 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, Sudbury Ontario, Kanada. Ez a m´elys´eg 6010 m vastag v´ızr´eteggel azonos v´edelmet ny´ ujt a kozmikus sug´arz´as ellen. A SNO egy Cserenkov-detektor10 , 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¨ ul11 . A detektor c´elt´argy´at (m´er˝o t´erfogat´at) k¨or¨ ul¨otte koncentrikusan elhelyezett 9456 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. Amikor az elektronneutr´ın´o (νe ) a t¨olt¨ott a´ram k¨ozvet´ıt´es´evel k¨olcs¨onhat a deut´eriummal, akkor egy W + bozon a´tad´as´ara ker¨ ul sor ´es a deut´erium neutronja protonn´a v´altozik: νe + D → p + p + e − , (CC) , 10
Cserenkov-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´esmutat´ 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 ϑ sz¨ oget z´ ar be a r´eszecske halad´ asi ir´ any´ aval: cos ϑ = vt /v = c/(vn) = 1/(βn) , ahol β = v/c . 11 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.
62
ahol CC – charged current (t¨olt¨ott a´ram). Ebben a reakci´oban csak az elektronneutr´ın´o vehet r´eszt. A neutron abszorbe´alja az elektronneutr´ın´ot ´es a´tv´altozik protonn´a ´es elektronn´a. A k´et proton tasz´ıtja egym´ast ´ıgy az atommag r´eszeire esik sz´et ´es reakci´o v´egterm´eke k´et proton ´es egy elektron lesz. A v´ızben az elektron gyorsabban halad a f´enyn´el, ´ıgy Cserenkov-sug´arz´ast hoz l´etre. A neutr´ın´o energi´aj´at ´es halad´asi ir´any´at meg lehet hat´arozni a fotoelektron-sokszoroz´ok jeleib˝ol. Amikor a neutr´ın´o a deut´eriummal a semleges a´ram k¨ozvet´ıt´es´evel k¨olcs¨onhat´asba ker¨ ul, akkor egy Z 0 bozon a´tad´as´ara ker¨ ul sor: νx + D → νx + n + p,
(NC) ,
ahol NC – neutral current (semleges a´ram). Ebben a reakci´oban valamennyi t´ıpus´ u neutr´ın´o (νe , νµ , ντ ) r´eszt vesz. A deut´erium atommagja, ebben az esetben is alkot´or´eszeire esik sz´et. Ezen kiv¨ ul az elektronokon is valamennyi t´ıpus´ u neutr´ın´o rugalmasan sz´or´odhat: νx + e − → ν x + e −
(ES) ,
ahol ES – elastic scattering (rugalmas sz´or´as). A neutr´ın´o-elektron sz´or´asban a neutr´ın´o kil¨ok egy elektront a D2 O molekul´ab´ol. A sz´or´odott elektron is Cserenkovsug´arz´ast hoz l´etre. A sz´or´odott elektron a bej¨ov˝o neutr´ın´o ir´any´ahoz k¨ozeli ir´anyban halad tov´abb. J´ollehet ebben a reakci´oban b´armely t´ıpus´ u neutr´ın´o r´eszt vehet. Az elektronneutr´ın´o 6.5-sz¨or t¨obbsz¨or vesz r´eszt, mint a m´asik kett˝o. ´Igy a kis´erlet m´eri az o¨sszes neutr´ın´ot, amely a Napb´ol ´erkezik, att´ol f¨ uggetlen¨ ul, hogy a detektorig megtett u ´ ton a neutr´ın´ok a´talakultak-e egym´asba vagy sem ´es m´eri csak az elektronneutr´ın´okat, amelyek a Napb´ol ´erkeznek. A k´et fluxust o¨sszehasonl´ıva egy´ertelm˝ uen el lehet d¨onteni, hogy a Napban keletkez˝o elektronneutr´ın´ok a´talakulnak-e vagy sem m´as t´ıpus´ u neutr´ın´okk´a. Egy rozsdamentes ac´elb´ol k´esz¨ ult geod´eziai g¨omb tartja a fotoelektronsokszoroz´okat ( = 17.8 m). Az acril g¨omb ( = 12.0 m, 5.5 cm vastag) 1000 tonna neh´e vizet (D2 O) tartalmaz (275 000 gallon). Az u ¨ reg m´eretei 22m sz´eles ´es 34m magas.
63
Megoldott´ ak a napneutr´ın´ ok probl´ em´ aj´ at 2001 junius 18.-´an a SNO12 egy¨ uttm˝ uk¨od´es bejelentette, hogy megtal´alt´ak a megold´ast a napneutr´ın´ok probl´em´aj´ara, amely t¨obb mint 30 ´eve vet˝od¨ott fel. A SNO egy¨ uttm˝ uk¨od´es els˝o m´er´esi eredm´enyei magyar´azatot adnak a napneutr´ın´ofluxus hi´any´ara ´es a neutr´ın´ok u ´ j tulajdonds´agaira der´ıtettek f´enyt. A megold´as annyit jelent, hogy legal´abb egy neutr´ın´o t´ıpusnak z´erusn´al nagyobb v´eges t¨omege van, ennek pedig o´ri´asi jelent˝os´ege van a term´eszettudom´any sz´amos ter¨ ulet´en, hogy a legfontosabbak k¨oz¨ ul csak egyet a kozmol´ogi´at emlits¨ uk.
Az els˝ o eredm´ enyek A SNO egy¨ uttm˝ uk¨od´es els˝o m´er´eseiben a (CC) ´es (ES) k¨olcs¨onhat´asokat m´erte ´es a m´er´esi eredm´enyekb˝ol meghat´arozt´ak a φ(νe ) ´es φ(νx ) fluxusokat. K´es˝obb m´erni fogj´ak a φ(νx ) fluxust a (NC) k¨olcs¨onhat´as seg´ıts´eg´evel is. Az els˝o m´er´esek eredm´enyei: +0.12 6 −2 −1 φCC , SN O (νe ) = 1.75 ± 0.07(stat.)−0.11 (sys.) ± 0.05(theor.) × 10 cm s +0.16 6 −2 −1 φES . SN O (νx ) = 2.39 ± 0.34(stat.)−0.14 (sys.) × 10 cm s
A φCC ert´eket o¨sszehasonl´ıtva a Szuper Kamiokande (SK) nagypontoss´aggal SN O (νe ) ´ (ES) megm´ert φSK (νx ) ´ert´ek´evel, azt kapt´ak, hogy az el´er´es a hiba 3.3-szorosa: +0.08 6 −2 −1 φES , SK (νx ) = 2.32 ± 0.03(stat.)−0.07 (sys.) × 10 cm s CC 6 −2 −1 φES . SK (νx ) − φSN O (νe ) = 0.57 ± 0.17 × 10 cm s
Ez pedig annyit jelent, hogy nagy megb´ızhat´os´aggal a´ll´ıthatjuk, hogy a teljes neutr´ın´o-fluxusban nem csak elektronneutr´ın´ok vannak. Kisz´am´ıtott´ak a teljes 8 B-neutr´ın´o fluxust is: (5.44 ± 0.99) × 106 cm−2 s−1 . Ez pedig kit˝ un˝o egyez´esben van az elm´eleti ´ert´ekkel: 5.05 × 106 cm−2 s−1 . A kis´erleti eredm´enyek alapj´an u ´ j hat´arokat lehet megadni a neutr´ın´ok t¨omeg´ere. Azt is meg lehet becs¨ ulni, hogy a neutr´ın´ok mennyivel j´arulnak hozz´a az Univerzumban tal´alhat´o s¨ot´et anyaghoz. ¨ Osszefoglalva, azt mondhatjuk, hogy az itt eml´ıtett eredm´enyek els˝o esetben igazolj´ak direkt m´odon, hogy a detekt´alt napneutr´ın´ok k¨oz¨ott az elektronneutr´ın´okon k´ıv¨ ul m´ast´ıpus´ u neutr´ın´ok is vannak. Ez pedig annyit jelent, hogy l´etezik a neutr´ın´o-oszcill´aci´o jelens´ege ´es ´ıgy legal´abb egy neutr´ın´o t´ıpusnak z´erust´ol nagyobb v´eges t¨omege van, valamint a leptoncsal´adon bel¨ uli leptonsz´am nem szigor´ uan megmarad´o mennyis´eg. 12
Sudbury Neutrino Observatory, Sudbury Ontario, Kanada
64
Szupernova (egy csillag hal´ altus´ aja) 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 kb. 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 csillag´aszok ezt a csillagrobban´ast szupernov´anak13 nevezik. A csillagok o˝sg´azb´ol keletkeznek, amely r¨oviddel az o˝srobban´as ut´an a nukleoszint´ezisben j¨ott l´etre. Ez a g´az f˝oleg hidrog´enb˝ol, kev´es h´eliumb´ol ´es sokkal kevesebb nehezebb elemeb˝ol a´ll. A csillagok kialakul´as´aban a gravit´aci´o j´atszik f˝oszerepet. A gravit´aci´o a “g´azfelh˝ot” g¨ombalak´ uv´a form´alja ´es egyre kisebb t´erfogatra s˝ ur´ıti o¨ssze. Ahogy a g´az s˝ ur˝ ubb´e v´alik u ´ gy n˝o a h˝om´ers´eklete ´es a nyom´asa. A nyom´as egyens´ ulyba ker¨ ul a gravit´aci´os vonz´assal ´es ´ıgy egyens´ ulyi a´llapot j¨on l´etre. A csillag k¨ozepe, magja t¨obb milli´o fokra melegszik fel. Amikor a csillag belsej´eben olyan magas h˝om´ers´eklet j¨on l´etre, amelyn´el a termonukle´aris reakci´ok beindulnak, akkor a termonukle´aris reakci´okban keletkez˝o h˝o is hozz´aj´arul a g´az h˝om´ers´eklet´enek ´es nyom´as´anak n¨ovel´es´ehez. Ezekben a reakci´okban a k¨onny˝ u magoknak olyan k¨ozel kell egym´ashoz ker¨ ulni, hogy az er˝os k¨olcs¨onhat´as vonz´asa nagyobb legyen a magok k¨oz¨ott fell´ep˝o elektromos tasz´ıt´asn´al. Ez nagyon magas h˝om´ers´ekleten lehets´eges, amikor a magok olyan gyorsan mozognak, hogy le tudj´ak gy˝ozni az elektromos tasz´ıt´ast. A f´ uzi´os magreakci´ok k¨ozben energia szabadul fel eg´eszen addig, amig a vasn´al nem nehezebb magok keletkeznek. Amikor a vasn´al nehezebb magok keletkeznek, akkor a f´ uzi´ohoz t¨obblet energi´ara van sz¨ uks´eg. Ezekben a termonukle´aris reakci´okban az alacsonyabb rendsz´am´ u atommagok magasabb rendsz´am´ u elemekk´e f´ uzion´alnak. ´Igy j¨onnek l´etre az alacson rendsz´am´ u elemek eg´eszen a vassal bez´ar´olag. A csillagok az´ert ragyognak, mert m´elyen a belsej¨ ukben termonukle´aris reakci´ok l´ancolat´aban hidrog´enb˝ol h´elium keletkezik. A reakci´oknak a l´ancolat´aban magasabb rendsz´am´ u elemek is keletkeznek ´es energia szabadul fel, amely r´eszecsk´ek form´aj´aban sz´etsug´arz´odik (neutr´ın´ok, fotonok). ´Igy energia t´avozik a csillag belsej´eb˝ol. Amikor a csillagban elfogy a nukle´aris f˝ ut˝oanyagy, 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 neutroncsillag14 , vagy egy feketelyuk ´es rengeteg neutr´ın´o keletkezik. A neutr´ın´ok 13
A csillag´ aszok a szupernov´ akat k´et csoportba sorolj´ ak. I. ´es II. t´ıpus´ u szupernov´ at k¨ ul¨ onb¨ oztetnek meg. Az I. t´ıpus´ u szupern´ ov´ ak kett˝ oscsillagokb´ ol keletkeznek. A kett˝ oscsillag egyik csillaga egy feh´er t¨ orpe, amelynek az a ´tm´er˝ oje 5-30 ezer kilom´eter (F¨ old m´eret˝ u), a t¨ omege viszont megk¨ ozel´ıti a Nap t¨ omeg´et, folyamatosan elsz´ıvja a m´ asik csillag anyag´ at ´es amikor el´eri a kritikus t¨ omeget, akkor bek¨ ovetkezik a robban´ as. Ezeknek a szupern´ ov´ aknak k¨ ozel azonos a f´enykibocs´ at´ asuk, ´ıgy t´ avols´ agm´er´esre haszn´ aj´ ak o ˝ket. A II. t´ıpus´ u szupernova akkor keletkezik, amikor egy csillag, amelynek a t¨ omege 8 Napt¨ omegn´el nagyobb, elhaszn´ alta nukle´ aris f˝ ut˝ oanyag´ at ´es ´ıgy nem k´epes ellen´ alni a gravit´ aci´ os vonz´ asnak, amely hat´ as´ ara o ¨sszeroppan. Az eredeti csillagb´ ol egy neutroncsillag, vagy egy feketelyuk keletkezik ´es k¨ ozben a csillag k¨ uls˝ o r´esze egy hatalmas robban´ asban sz´etszorodik a csillag k¨ or¨ uli t´erben. 14 A neutroncsillag a ´tm´er˝ oj´et 20 kilom´eterre, t¨ omeg´et 1.4M -re becs¨ ulj¨ uk. Ez azt jelenti, hogy a
65
felhev´ıtik a csillag k¨ uls˝o burk´at, amely a csillag belseje fel´e zuhan. A felmeleg´ıt´es k¨ovetkezm´enyek´eppen 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 r´eszb˝ol u ´ n. k¨od keletkezik. Ebben a hatalmas robban´asban magasabb rendsz´am´ u elemek is keletkeznek. A mag o¨sszeoml´asa el˝ott szilikont ´es vasat tartalmaz, 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. A szupernov´akban a neutr´ın´ok a szok´asost´ol elt´er˝oen nem m´asodlagos, hanem f˝oszerepet j´atszanak. A szupernova csillagrobban´asban a sz´etsug´arzott energia kb. 99%-a neutr´ın´ok, kb. 1%-a robban´as kinetikus energi´ajak´ent ´es csup´an 0.01%a fotonok (f´eny) form´aj´aban t´avozik. A szupernov´ab´ol t´avoz´o neutr´ın´ok gazdag inform´aci´ot tartalmaznak a szupern´ov´aban lej´atsz´od´o folyamatokr´ol. Egy szupernova robban´as alkalm´aval 1000-szer annyi neutr´ın´o keletkezik, mint a Napban eddigi ´elete (4.9 × 109 ´ev) alatt: ∼ 3 × 1058 neutr´ın´o. K´es˝obb kider¨ ult, hogy a pulz´ar15 nem egy´eb mint egy p¨org¨o neutroncsillag. 1987-ben egy szupernov´at figyeltek meg egy k¨ozeli galaxisban a Nagy Magell´an– felh˝oben. K´et kis´erletn´el, a Kamiokande-n´el ´es az IMB (Irvine - Michigan - Brookhaven) detektorn´al ism´et a´tvizsg´alt´ak az szupernova idej´ere es˝o m´er´esi adatokak ´es azt tal´alt´ak, hogy kb. h´arom o´r´aval a szupernova ´eszlel´ese el˝ott k¨ ul¨on¨osen sok neutr´ın´ot detekt´altak. A Kamiokande azt is meg tudta a´llap´ıtani, hogy az adott neutr´ın´ok milyen ir´anyb´ol ´erkeztek. Az ir´any megegyezett a szupernova fel´e mutat´o ir´annyal. Az emberis´eg sz´amos esetben csod´alhatta meg az ´egbolton felragyog´o szupernov´akat. • 1054, kinai csillag´aszok a Bika csillagk´epben figyeltek meg egy szupernov´at, amelynek a maradv´anya a R´ak-k¨od, Ez a k¨od 1600 km/s sebess´eggel t´agul. A k¨od k¨ozep´en egy pulz´ar tal´alhat´o. • 1572, Tycho Brache, Cassiopeia csillagk´ep. 1574-ben elt¨ unt. • 1604, Galilei, Kigy´o csillagk´epben, Keplerr˝ol nevezt´ek el. Ez a szupernova 23 napig nappal is l´athat´o volt ´es majdnem k´et ´evig ´ejszaka. • 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. neutroncsillag anyag´ anak egy k´ av´eskan´ anyi mennyis´eg´enek s´ ulya 10 9 tonna k¨ or¨ ul van. A protonok ´es elektronok neutronn´ a alakulnak a nagy nyom´ as alatt. A gravi´ aci´ os mez˝ o kb. 2 × 10 11 -szer, a m´ agneses mez˝ o pedig 106 -szor nagyobb lehet a F¨ old fesz´ın´en m´ert ´ert´ekn´el. 15 ´ A pulz´ art egy egyetemista Jocelyn Bell Burnell fedezte fel 1967-ben. Ugy gondoljuk, hogy a pulz´ ar egy forg´ o neutroncsillag. A csillag m´ agnesester´enek tengelye nem esik egybe a forg´ astengely´evel. ´Igy a F¨ oldr˝ ol a pulz´ ar a ´ltal kibocs´ atott elektrom´ agneses jeleket hasonl´ oan ´eszlelj¨ uk, mint egy haj´ o a vil´ ag´ıt´ otorony f´enyjelz´eseit. A pulzusok gyakoris´ aga: 0.03-4 sec (“kikapcsolt”, “bekapcsolt” a ´llapot).
66
Szupernovaneutr´ın´ ok 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 kb. 1010 csillag van. Amikor egy nagyt¨omeg˝ u csillag meghal, az nem b´ek´esen, hanem az Univerzumban ismert legnagyobb robban´asban megy v´egbe. A csillag´aszok ezt a csillagrobban´ast szupernov´anak16 nevezik. A csillagok az Univerzum keletkez´esekor az o˝srobban´asban (Big Bang) kialakult g´azb´ol sz¨ uletnek. Ez a g´az f˝oleg hidrog´enb˝ol, kev´es h´eliumb´ol ´es sokkal kevesebb nehezebb elemekb˝ol a´ll. A csillagok kialakul´as´aban a gravit´aci´o j´atszik f˝oszerepet. A gravit´aci´o a “g´azfelh˝ot” g¨ombalak´ uv´a form´alja ´es egyre kisebb t´erfogatra s˝ ur´ıti o¨ssze. Ahogy a g´az s˝ ur˝ ubb´e v´alik, u ´ gy n˝o a h˝om´ers´eklete ´es a nyom´asa. A nyom´as egyens´ ulyba ker¨ ul a gravit´aci´os vonz´assal ´es ´ıgy egyens´ ulyi a´llapot j¨on l´etre. Ugyanakkor a csillag nagyon meleg. A csillag k¨ozep´eben, magj´aban t¨obb milli´o fok van. Ezen magas h˝om´ers´ekleten nukle´aris reakci´ok mennek v´egbe, amelyeket termonukle´aris reakci´oknak neveznek. A f´ uzi´os magreakci´okban, amikor k¨onny˝ u atommagok nehezebb atommagokk´a a´llnak o¨ssze, energia szabadul fel. Ezekben a reakci´okban a k¨onny˝ u magokat olyan k¨ozel kell egym´ashoz hozni, hogy az er˝osk¨olcs¨onhat´as vonz´asa nagyobb legyen a magok k¨oz¨ott fell´ep˝o elektromos tasz´ıt´asn´al. Ez nagyon magas h˝om´ers´ekleten lehets´eges, amikor a magok olyan gyorsan mozognak, hogy le tudj´ak gy˝ozni az elektromos tasz´ıt´ast. A f´ uzi´os magreakci´ok k¨ozben energia szabadul fel eg´eszen addig, amig a vasn´al nem nehezebb magok keletkeznek. Amikor a vasn´al nehezebb magok keletkeznek, akkor a f´ uzi´ohoz t¨obblet energia sz¨ uks´eges. A csillagok az´ert ragyognak, mert m´elyen a csillagok belsej´eben termonukle´aris reakci´ok l´ancolat´aban hidrog´enb˝ol magasabb rendsz´am´ u elemek keletkeznek ´es k¨ozben energia szabadul fel, amely r´eszecsk´ek form´aj´aban sz´etsug´arz´odik (neutr´ın´ok, fotonok). ´Igy energia t´avozik a csillag belsej´eb˝ol. Amikor a csillagban elfogy a nukle´aris “f˝ ut˝oanyag”, akkor a csillag magj´anak megsz˝ unik az ellen´al´asa a gravit´aci´oval szemben. ´Igy a gravit´aci´o o¨ssze tudja roppantani a csillag magj´at. A mag egy m´asodpercn´el r¨ovidebb id˝o alatt olyan kicsiv´e zsugorodik, hogy a s˝ ur˝ us´ege el´eri a 1014 g/cm3 ´ert´eket. Nagy h˝om´ers´eklet ´es nyom´as j¨on l´etre. Ebben az a´llapotban o´ri´asi mennyis´eg˝ u neutr´ın´o is keletkezik ´es rep¨ ul sz´et az u ˝ rbe, mik¨ozben hatalmas mennyis´eg˝ u energi´at visz el a csillag magj´ab´ol. Ek¨ozben a csillag k¨ uls˝o r´esze zuhan a mag fel´e a zuhan´o anyag elnyeli a kifel´e rep¨ ul˝o neutr´ın´ok egyr´esz´et. Ennek k¨ovetkezt´eben felmelegszik ´es t´agulni kezd. Ebben a robban´asban a csillag k¨ uls˝o r´esze sz´etrep¨ ul az u ˝ rbe. A csillag k¨ozep´en pedig egy nagyon s˝ ur˝ u neutroncsillag keletkezik. A neutroncsillag a´tm´er˝oje csup´an 20 km k¨or¨ ul van, a t¨omege viszont nagyobb a Napunk t¨omeg´en´el (1.99 × 10 33 g). Egy szupernova robban´as alkalm´aval 1000-szer annyi neutr´ın´o keletkezik, mint a Napban eddigi ´elete (4.55 × 109 ´ev) alatt: ∼ 3 × 1058 neutr´ın´o. 1987 febru´ar 23.-´an egy szupernov´at figyeltek meg egy k¨ozeli galaxisban a Nagy Magell´an Felh˝oben. K´et kis´erletn´el, a Kamiokande-n´el ´es az IMB (Irvine Michigan - Brookhaven) detektorn´al ism´et a´tvizsg´alt´ak az szupernova idej´ere es˝o m´er´esi adatokak ´es azt tal´alt´ak, hogy kb. h´arom o´r´aval a szupernova ´eszlel´ese el˝ott 16
A csillag´ aszok a szupernov´ akat k´et csoportba sorolj´ ak. I. ´es II. t´ıpus´ u szupernov´ at k¨ ul¨ onb¨ oztetnek meg. Ebben a cikkben a II. t´ıpus´ u szupernov´ akr´ ol van sz´ o.
67
Az SN1987A szupernova idej´en detekt´alt neutr´ın´ok. A ϑe az elektron ir´anya ´es a szupernova ir´anya k¨oz¨otti sz¨og. Ee az elektron energi´aja. Event 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 1 2 3 4 5 6 7 8
t (sec) Ee (MeV) Kamiokande II 0.000 20.0 ± 2.9 0.107 13.5 ± 3.2 0.303 7.5 ± 2.0 0.324 9.2 ± 2.7 0.507 12.8 ± 2.9 0.686 6.3 ± 1.7 1.541 35.4 ± 8.0 1.728 21.0 ± 4.2 1.915 19.8 ± 3.2 9.219 8.6 ± 2.7 10.433 13.0 ± 2.6 12.439 8.9 ± 1.9 IMB 0.000 38 ± 7 0.412 37 ± 7 0.650 28 ± 6 1.141 39 ± 7 1.562 36 ± 9 2.684 36 ± 6 5.010 19 ± 5 5.582 22 ± 5
ϑe (deg) 18 40 108 70 135 68 32 30 38 122 49 91
± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ± ±
18 27 32 30 23 77 16 18 22 30 26 39
80 44 56 65 33 52 42 104
± ± ± ± ± ± ± ±
10 15 20 20 15 10 20 20
k¨ ul¨on¨osen sok neutr´ın´ot detekt´altak. Ezeknek a neutr´ın´oknak az energi´aja a 6 MeV < E < 40 MeV tartom´anyba esett. A Kamiokande azt is meg tudta a´llap´ıtani, hogy az adott neutr´ın´ok milyen ir´anyb´ol ´erkeztek. Az ir´any megegyezett a szupernova fel´e mutat´o ir´annyal.
A SN1987A szupernova 1987 febru´ar 23.-´an egy szupernov´at ´eszleltek a Nagy Magell´an Felh˝oben (7 36 UT). A Nagy Magell´an Felh˝o a mi galaxisunknak, a Tej´ utnak, egy szatelit galaxisa. Ez a szupernova t˝ol¨ unk csup´an l/c = 170000 f´eny´evre volt (l = 1.609067 × 10 23 cm). A nagy szerencse abban a´llt, hogy k´et nagy f¨oldalatti neutr´ın´o-detektor is m˝ uk¨od¨ott a megfelel˝o id˝opontban. A szupernova ´eszlel´ese ut´an a´tvizsg´alt´ak a Kamiokande ´es az IMB (Irvine - Michigan - Brookhaven) detektor m´er´esi adatait ´es azt tal´alt´ak, hogy a szupernova vizu´alis ´eszlel´ese el˝ott kb. h´arom o´r´aval a detektorok az a´tlagos ´ert´ekn´el (napi egy – kett˝o) l´enyegesen t¨obb neutr´ın´ot (∼ t´ız m´asod percen bel¨ ul 12, ´ illetve 8) detekt´altak. Igy a m´er´esi eredm´enyek igazolt´ak az elm´eletet, amely szerint egy szupernov´aban hatalmas mennyis´eg˝ u neutr´ın´o keletkezik r¨ovid id˝on bel¨ ul. A Kamiokande azt is meg tudta a´llap´ıtani, hogy az adott neutr´ın´ok milyen 68
ir´anyb´ol ´erkeztek. Az ir´any megegyezett a szupernova fel´e mutat´o ir´annyal. A neutr´ın´ok a´ltal elvitt teljes energia 3 × 1053 erg, ez egyenl˝o a csillag gravit´aci´os k¨ot´esi energi´aj´aval. 1) A neutr´ın´ok els˝o a´radata deleptoniz´aci´os: e− + p → n + ν e folyamatban keletkezik kb. ´es 100 msec-ig tart. Ezek a neutr´ın´ok nagy energi´aval rendelkeznek. 2) A k¨ovetkez˝o l´ep´esben mindenf´ele neutr´ın´o keletkezik (15 MeV < E < 20 MeV).
A szupernovaneutr´ın´ ok fajt´ ai • Csillagfejl˝ od´es korai szakasza. (Early burning state)
A csillafejl˝od´es elej´en amikor hidrog´enb˝ol alacsony rendsz´am´ u elemek keletkeznek, akkor a pp-l´anc ´es a CNO-ciklus domin´al.
• A csillagfejl˝ od´es k´es˝ oi szakasza (Late burning state) Urca Process
(N, P ) + e− → (N + 1, P − 1) + νe (N + 1, P − 1) → (N, P ) + e− + ν¯e
nuclear electron capture nuclear beta decay
• Core Collapse (∼ 1 sec) 107 g/cm3 → 1014 g/cm3 8000 km → 20 km Amikor a szilikon is elfogy akkor a csillag magj´at a gravit´aci´o ∼ 1 m´asodperc alatt o¨sszeroppantja. Ebben k´et folyamat segiti a gravit´aci´ot: Amikor a bels˝o h˝om´ers´eklet el´eri a 5 × 109 ◦ K ´ert´eket, akkor ez egy fotonra es˝o a´tlagos energia el´eri a 0.5 MeV-et. Az ilyen energi´aj´ u fotonok a vas atomokat ´ h´elium atomokk´a bontj´ak sz´et. Igy a gravit´aci´o h´eliumatomokk´a bontja a vasatomokat, amelyeket h´eliumatomokb´ol hozott l´etre a f´ uzi´o. A s˝ ur˝ us´eg > 1010 g/cm3 ´ert´eke eset´en u ´ n. Exotic State (exotikus a´llapot) j¨on l´etre. A nagy nyom´as miatt az elektronok nem az a´tlagenergia k¨or¨ ul oszlanak el, hanem a legkisebb energiaszint˝ol elkezdve folyamatosan t¨oltik be az egyre nagyobb energiaszinteket. ´Igy lesznek olyan elektronok, amelyeknek az energi´aja meghaladja a 2.25 MeV ´ert´eket, amely az elektronbefog´ashoz sz¨ uks´eges. e− + p → n + ν e
electron capture (deleptonization)
• Heating and cooling 69
– Cooling (40-50 km) p + e− → n + νe n + e+ → p + ν¯e e− + e+ → ν + ν¯ – Heating (50-100 km) n + νe → p + e − p + ν¯e → n + e+ ν + e+/− → ν + e+/−
Kamiokande II Ezt a kis´erletet eredetileg a proton boml´as´anak m´er´es´ere tervezt´ek (KamiokaNDE – Kamioka Nucleon Decay Experiment). A feladata az anyag stabilit´as´anak vizsg´alata volt. 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 Cserenkov-detektor, amelynek a c´elt´argya v´ız (2142(680) tonna). Ebben a mennyis´egben 7.166 × 1032 (2.275 × 1032 ) elektron van. A v´ızben neutr´ın´o – elektron sz´or´as megy v´egbe: νe + e− → νe0 + e0− ,
Eth = 9 MeV .
A detektor m´eretei: h=16.0 m, d=15.6 m, V=3058 m3 , 948 20-in PMT, 20% coverage. 1985-ben kezdte m´erni a napneutr´ın´okat, miut´an arra alkalmass´a tett´ek. A detektort 1982-ben kezdt´ek el ´ep´ıteni ´es 1983-ban fejezt´ek be. 1985-ben kezdt´ek meg a detektor a´t´ep´ıt´es´et a kozmikus neutr´ın´ok megfigyel´es´ere. 1986ban figyelt´ek meg a Napb´ol j¨ov˝o neutr´ın´ok ir´any´at. A detektor m´eri a neutr´ın´ok energi´aj´at ´es a be´erkez´es¨ uk ir´any´at. Detekt´alta a neutr´ın´okat az SN1987A szupernov´at´ol, amely a Nagy Magell´anfelh˝oben ragyogott fel 1987 febru´arj´aban.
A napneutr´ın´ ok m´ ert fluxusa: 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 .
70
Fizikai Nobel-d´ıj
2002. okt´ober 21.
a neutr´ın´ o- ´ es r¨ ontgencsillag´ aszat´ ert
2002
A m´ ult ´evsz´azad k¨ozep´eig a csillag´aszok kiz´ar´olag a l´athat´o f´eny seg´ıts´eg´evel szereztek inform´aci´ot az ´egitestekr˝ol ´es a vil´agmindens´egr˝ol. A 2002-´evi fizikai Nobel-d´ıjat olyan tud´osoknak it´elt´ek oda, akik u ´ j m´odszereket vezettek be a csillag´aszatban, a neutr´ın´okat17 ´es a r¨ontgensug´arz´ast18 haszn´alt´ak fel a vil´agmindens´eg tanulm´anyoz´as´ahoz ´es ezzel k´et u ´ j “ablakot” nyitottak ki a vil´agmindens´egre. Raymond Davis Jr. ´es Masatoshi Koshiba a Nobel-d´ıj fel´et kapt´ak megosztva a kozmikus neutr´ın´ok m´er´es´e´ert. A Nobel-d´ıj m´asik fel´et Riccardo Giacconi kapta a r¨ontgensug´arz´as kozmikus forr´asainak felfedez´es´en´el j´atszott u ´ tt¨or˝o szerep´e´ert. Wolfgang Pauli 1930-ban az´ert, hogy meg˝orizze az energia megmarad´as´at egy reakci´oban, amelyet β-boml´asnak19 neveznek felt´etelezte, hogy l´eteznek rejt´elyes r´eszecsk´ek a neutr´ın´ok, amelyek az anyaggal olyan gyeng´en hatnak k¨olcs¨on, hogy nagyon neh´ez a detekt´alni o˝ket (W. Pauli: Nobel-d´ıj, 1945). Olyan neh´ez detekt´alni o˝ket, hogy a fet´etelez´es¨ ukt˝ol sz´am´ıtva t¨obb mint 25 ´ev telt el addig, amig Fred Reines ´es Clyde Cowan Jr. kis´erletileg ki tudt´ak mutatni, hogy val´oban l´eteznek (F. Reines: Nobel-d´ıj, 1995). Az 1930-as ´evek v´eg´en megalkott´ak azt az elm´eletet, amely szerint a Nap belsej´eben termonukle´aris reakci´ok mennek v´egbe ´es ezek a reakci´ok termelik azt a hatalmas mennyis´eg˝ u energi´at, amelyet a Nap sz´etsug´aroz. Ezekben a reakci´okban 1 hidrog´enb˝ol ( H) h´elium (4 He) keletkezik. A Nap a´ltal sz´etsug´arzott energi´anak k¨osz¨onhetj¨ uk t¨obbek k¨oz¨ott azt, hogy a F¨old¨on kialakult az ´elet. Ezekben a 17
A neutr´ın´ ok par´ anyi semleges r´eszecsk´ek, amelyek az anyaggal, a gravit´ aci´ os k¨ olcs¨ onhat´ ason k´ıv¨ ul, csak a gyenge k¨ olcs¨ onhat´ as u ´tj´ an hatnak k¨ olcs¨ on. N´egy k¨ ul¨ onb¨ oz˝ o k¨ olcs¨ onhat´ as l´etezik: az er˝ os, az elektrom´ agneses, a gyenge ´es a gravit´ aci´ os. A neutr´ın´ o n´ev, amely olaszul kis semleges r´eszecsk´et jelent, E. Fermit¨ ol sz´ armazik. A neutr´ın´ oknak nincs t¨ omeg¨ uk, vagy ha van, akkor az nagyon kicsi. H´ arom elektromosan t¨ olt¨ ott lepton l´etezik: az elektron (e − ) ´es a hozz´ a hasonl´ o, de n´ ala nehezebb m¨ uon (µ− ) ´es a tau (τ − ). Az elektromosan t¨ olt¨ ott leptonok h´ arom k¨ olcs¨ onhat´ as´ aban vesznek r´eszt (elektrom´ agneses, gyenge ´es gravit´ aci´ os), de nem vesznek r´eszt az er˝ os k¨ olcs¨ onhat´ asban. Minden t¨ olt¨ ott leptonhoz tartozik egy elektromosan semleges lepton, egy neutr´ın´ o: az eleltronhoz az elektronneutr´ın´ o (νe ), a m¨ uonhoz a m¨ uonneutr´ın´ o (νµ ), a tauhoz pedig a tauneutr´ın´ o (ντ ). 18 A r¨ ontgensug´ arz´ as, vagy X-sug´ arz´ as elektrom´ agneses sug´ arz´ as, melynek hull´ amhossza a 2 × 10−8 m – 10−4 m tartom´ anyba esik. Ezt a sug´ arz´ ast 1895-ben Wilhelm Conrad R¨ ontgen fedezte fel (W. C. R¨ ontgen: Nobel-d´ıj, 1901 – Ez volt az els˝ o Nobel-d´ıj). 19 A β-boml´ asba keletkezik egy elektron (e− – β-sug´ arz´ as), egy antielektronneutr´ın´ o (¯ νe ) ´es egy atommag, amelynek a rendsz´ ama eggyel magasabb (egy pozit´ıv t¨ olt´essel t¨ obb t¨ olt´ese van), mint a reakci´ o el˝ otti atommagnak: (N, P ) → (N − 1, P + 1) + e− + ν¯e , ahol N a neutronok sz´ ama P pedig a protonok sz´ ama. A β-boml´ asra p´elda a szabad neutron boml´ asa: n → p + e− + ν¯e , ahol n a neutront, p a protont, e− az elektront ´es ν¯e az antielektronneutr´ın´ ot jel¨ oli.
71
termonukle´aris reakci´okban t¨obb helyen neutr´ın´ok keletkeznek. Bruno Pontecorvo olasz sz´armaz´as´ u fizikus 1945-ben azt a´ll´ıtotta, hogy kl´ort tartalmaz´o anyagot lehet haszn´alni a Napb´ol a F¨oldre ´erkez˝o neutr´ın´ok, az u ´ n. napneutr´ın´ok kimutat´as´ahoz (νe + 37 Cl → 37 Ar + e− , ahol az 37 Ar radioakt´ıv ´es a felez´esi ideje 35 nap).
Neutr´ın´ ocsillag´ aszat Raymond Davis Jr. vezet´es´evel val´os´ıtott´ak meg azt a kis´erletet, amely el˝osz¨or detekt´alta a napneutr´ın´okat. A detektorban 600 tonna kl´ort tartalmaz´o k¨oz¨ons´eges tiszt´ıt´ofolyad´ek volt. Ez a detektor 30 ´ev alatt kb. 2000 olyan esem´enyt detekt´alt, amelyet a Napb´ol ´erkez˝o neutr´ın´ok okoztak. M. Koshiba volt a vezet˝oje annak a kutat´oi csoportnak, akik egy hatalmas detektort (Kamiokande) ´ep´ıtettek a Kamioka b´any´aban a jap´an Alpokban. Ez a detektor 2142 tonna nagyon tiszta vizet tartalmazott. A detektorral v´egzett m´er´esekkel igazolt´ak R. Davis Jr. m´er´esi eredm´enyeit. Ez a detektor meg tudta hat´arozni azt az ir´anyt, ahonnan a neutr´ın´ok ´erkeztek, ´ıgy direkt bizony´ıt´ekot adott arr´ol, hogy a neutr´ın´ok a Nap fel˝ol ´erkeztek. 1987-ben nagy szerncs´eje volt ennek a kutat´oi csoportnak. 1987 febru´ar 23.-´an neutr´ın´okat detekt´altak egy a Nagy Magell´an Felh˝oben felragyog´o szupernov´at´ol20 (SN 1987A). Hogy milyen neh´ez a neutr´ın´okat detekt´alni arra p´elda ez az eset, amikor a szupern´ov´aban keletkezett neutr´ın´ok k¨oz¨ ul 1016 = 10 000 000 000 000 000 neutr´ın´o haladt a´t a detektoron ´es ezek k¨oz¨ ul csup´an 12-t ´eszlelt a detektor. Ezek a m´er´esek igazolt´ak azt, hogy a Napban ´es a csillagokban termonukle´aris reakci´ok mennek v´egbe ´es nagyban seg´ıtettek abban, hogy ezeket a folyamatokat jobban meg´erts¨ uk. M. Koshiba ´es munkat´arsai meg´ep´ıtett´ek a Super-Kamiokande detektort, amelyben 50 000 tonna tiszta v´ız van ´es 14 000 fotoelektron-sokszoroz´o figyeli a detektorban bek¨ovetkez˝o esem´enyeket. Ennek a detektornak a m´er´esei adt´ak az els˝o megb´ızhat´o bizony´ıt´ekot arra, hogy a term´eszetben megval´osul a neutr´ın´o-oszcill´aci´o jelens´ege, azaz a k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok a´t tudnak egym´asba alakulni. Ez a fizikai jelens´eg az elm´elet alapj´an akkor j¨on l´etre, ha valamelyik neutr´ın´onak z´erust´ol elt´er˝o v´eges t¨omege van. ´Igy a kozmikus neutr´ın´ok m´er´ese alapj´an a h´arom k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´o k¨oz¨ ul legal´abb egynek z´erusn´al nagyobb t¨omege van. 20
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 kb. 10 10 csillag van. Amikor egy nagyt¨ omeg˝ u csillag meghal, az nem b´ek´esen hanem az Univerzumban ismert legnagyobb robban´ asban megy v´egbe. A csillag´ aszok ezt a csillagrobban´ ast szupernov´ anak nevezik. A csillagrobban´ asban olyan folyamatok mennek v´egbe, amelyekben rengeteg neutr´ın´ o keletkezik. A csillag´ aszok a szupernov´ akat k´et csoportba sorolj´ ak. I. ´es II. t´ıpus´ u szupernov´ at k¨ ul¨ onb¨ oztetnek meg. A II. t´ıpus´ u szupernova akkor keletkezik, amikor egy csillag amelynek a t¨ omege 8 napt¨ omegn´el nagyobb, elhaszn´ alta nukle´ aris f˝ ut˝ oanyag´ at ´es ´ıgy nem k´epes ellen´ alni a gravit´ aci´ os vonz´ asnak, amely hat´ as´ ara o ¨sszeroppan. Az eredeti csillagb´ ol egy neutroncsillag, vagy egy feketelyuk keletkezik ´es k¨ ozben egy hatalmas robban´ asban a csillag k¨ uls˝ o r´esze sz´etsz´ or´ odik a csillag k¨ or¨ uli t´erbe. Az I. t´ıpus´ u szupernov´ ak kett˝ oscsillagokb´ ol keletkeznek. A kett˝ oscsillag egyik csillaga folyamatosan elsz´ıvja a m´ asik csillag anyag´ at ´es amikor a csillag t¨ omege el´eri a kritikust¨ omeget, akkor bek¨ ovetkezik a robban´ as. Ezeknek a szupernov´ aknak k¨ ozel azonos a f´enykibocs´ at´ asuk, ´ıgy t´ avols´ agm´er´esre haszn´ alj´ ak o ˝ket.
72
R¨ ontgencsillag´ aszat A Nap ´es m´as csillagok k¨ ul¨onb¨oz˝o hull´amhossz´ us´ag´ u elektrom´agneses sug´arz´ast bocs´atanak ki. A hull´amhosszt´ol f¨ ugg˝oen ez az elektrom´agneses sug´arz´as lehet p´eld´aul l´athat´o f´eny vagy l´athatatlan r¨ontgensug´arz´as, amelyet W. C. R¨ontgen, a sug´arz´as felfedez˝oje, X-sug´arz´asnak nevezett el. Ezeket a kozmikus Xsugarakat az atmoszf´era elnyeli. Ez´ert azokat a berendez´eseket, amelyek ezt a sug´arz´ast m´erik, az atmoszf´er´an kiv¨ ulre kell helyezni. Ez a magyar´azata annak, hogy j´ollehet a r¨ontgensug´arz´ast k¨ozvetlen¨ ul a felfedez´ese ut´an m´ar alkalmazt´ak az orvostudom´anyban, n´eh´any ´ev elmult´aval az anyag tanulm´anyoz´as´anak n´ek¨ ul¨ozhetetlen eszk¨oz´ev´e v´alt, majdnem egy ´evsz´azadot kellet v´arni ahhoz, hogy alkalmazz´ak az u ˝ rkutat´asban. R. Giacconi ´es munkat´arsai fejlesztett´ek ki az els˝o r¨ontgent´avcs¨ovet. R. Giacconi olyan m´er˝oberendez´eseket ´ep´ıtett, amelyek a Naprendszeren kiv¨ ulr˝ol m´ert´ek az X-sug´arz´ast. 1962-ben R. Giacconi a Naprendszeren kiv¨ uli X-sug´arforr´ast fedezett fel. R. Giacconi kezdem´enyez´es´ere helyeztek r¨ontgent´avcs¨oveket a vil´ag˝ urbe, amelyekkel felt´erk´epezt´ek az ´egboltot (Uhuru, 1970; Eistein X-ray Observatory, 1978; Chandra, 1999 stb). Az X-sug´arz´as a vil´ag˝ urben olyan helyeken j¨on l´etre, ahol er˝os gravit´aci´os t´er van, ahol hatalmas robban´asok mennek v´egbe, ahol nagyon magas h˝om´ers´eklet van stb. Vannak p´eld´aul olyan kett˝oscsillagok, ahol az egyik csillag szupernova-robban´askor keletkez˝o neutroncsillag21 . A neutroncsillag er˝os gravit´aci´os tere folyamatosan elsz´ıvja a m´asik csillag anyag´at. Az elsz´ıvott anyag a neutroncsillag felsz´ın´ebe csap´odva lef´ekez˝odik ´es X-sug´arz´ast bocs´at ki. Tycho Brahe d´an csillag´asz 1572-ben a Kassziopeia csillagk´epben megfigyelt egy szupernov´at (Cassiopeia A). R. Giacconi kezdem´enyezte a Chandra m˝ uhold elk´esz´ıt´es´et, amelyet 1999-ben bocs´atottak fel. Ez a m˝ uhold szenz´aci´osan ´eles felv´eteleket k´esz´ıtett a szupernova maradv´anyair´ol egy r¨ontgenteleszk´oppal. A r¨ontgenk´epeken term´eszetesen csak k¨ ul¨onb¨oz˝o sug´arintenzit´asok vannak. Ezeket a k¨ ul¨onb¨oz˝o intenzit´asokat szokt´ak k¨ ul¨onb¨oz˝o szinekkel megjelen´ıteni a l´atv´anyoss´ag kedv´e´ert. Herbert Friedman egy V-2 rak´et´aval fell˝ot m˝ uszerrel m´erte a napkorona Xsug´arz´as´at. A r¨ontgencsillag´aszat a napkorona tanulm´anyoz´as´aval kezd˝od¨ott, majd kiterjedt a Naprendszeren k´ıv¨ uli t´ers´egekre. Ezek a kutat´asok nagyon fontos ismereteket szereztek a csillagok fejl˝od´es´er˝ol, a szupernov´akr´ol, a neutroncsillagokr´ol, a kett˝oscsillagokr´ol, a feketelyukakr´ol, a vil´agmindens´egben tal´alhat´o h´att´er X-sug´arz´asr´ol, stb. A r¨ontgencsillag´aszat bevezet´es´en´el H. Friedman, Bruno Rossi ´es R. Giacconi, akik k¨oz¨ ul ma m´ar csak R. Giacconi ´el, j´atszottak d¨ont˝o szerepet. R. Giacconi kezdem´enyezte ´es fejlesztette ki az els˝o X-sug´arz´ast m´er˝o u ˝ rszond´at ´es az els˝o Xsug´arz´ast m´er˝o teleszk´opot ´es u ´ tt¨or˝o felfedez´eseket tett ezekkel a m˝ uszertekkel.
21
A neutroncsillag szupernov´ aban keletkezik ´es a ´tm´er˝ oje kb. 20 km, a t¨ omege pedig t¨ obb napt¨ omeggel egyenl˝ o. Egy szupernova belsej´eben olyan nagy nyom´ as alakul ki, hogy ez o ¨sszepr´eseli az atomban l´ev˝ o protonokat ´es elektronokat, amikb˝ ol neutronok keletkeznek, ´ıgy ennek a csillagnak az anyaga t´ ulny´ om´ oan neutronokb´ ol a ´ll.
73
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. Az es˝odleges r´eszecske nagysz´am´ u r´eszecsk´eket k´epes l´etrehozni, ezt nevezik z´apornak. Az a´thatol´o z´aporok f˝oleg m¨ uonok, amelyek pionok boml´as´aban keletkeznek: π + → µ+ +ν, π − → µ− +ν. A kozmikus sug´arz´as intenzit´asa a F¨old felsz´ın´en 1 r´eszecske n´egyzetcentim´eterenk´ent ´es percenk´ent: 1011 1016 1018 1020
eV eV eV eV
1 1 1 1
m−2 s−1 m−2 yr−1 km−2 yr−1 km−2 century−1
A F¨old felszin´en a kozmikus m¨ uonok intenzit´asa: 1 cm2 -en kereszt¨ ul percenk´ent, a´tlagosan 1.7 m¨ uon halad a´t. A kozmikus sug´arz´as eredete rejt´ely mind a mai napig. 1015 eV-ig a kozmikussug´arz´as szupernov´akban keletkezik. A nagyenergi´aj´ u kozmikus sug´arz´as lehets´eges forr´asai k¨oz¨ott szerepelnek az akt´ıv galaxismagok (AGN), amelyeknek a k¨ozep´en egy szuperneh´ez (∼ 108 napt¨omeg) feketelyuk tal´alhat´o. Ezekb˝ol a galaxisokb´ol t¨obb ezer f´eny´ev kiterjad´es˝ u jet-strukt´ ura indul ki. Egy m´asik lehets´eges forr´as lehet olyan objektum, amelyekn´el gamma sug´arz´asi kit¨or´eseketb figyelnek meg. A 1015 eV f¨ol¨otti kozmikus sug´arz´as a galaxison k´ıv¨ ul keletkezik. 10 19 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. Victor Hess 1912-ben fedezi fel a kozmikus sug´arz´ast, ez´ert 1936-ban Nobel-d´ıjat kapott. Mind a mai napig nem ismerj¨ uk ennek a sug´arz´asnak a forr´as´at. 20 10 eV energi´aj´ u kozmikus r´eszecske a´ltal keltett z´aporban ∼ 1011 r´eszecske keletkezik, a z´apor kiterjed´ese a F¨old felsz´ın´en el´erheti az 50 km 2 nagys´agot. Az eddig megfigyelt legnagyobb energi´aj´ u kozmikus r´eszecske energi´aja 3 × 10 20 eV (48 Joule) volt.
74
Kozmikus neutr´ın´ ok ´ Ugy k´epzelj¨ uk, hogy a nagyenergi´aj´ u kozmikus neutr´ın´ok a galaxisunkon kiv¨ ul keletkeznek. Az eddig megfigyelt legnagyobb energi´aval rendelkez˝o kozmikus r´eszecske energi´aja 3 × 1020 eV (48 Joule) volt. A mikor a nagyenergi´aj´ u protonok k¨olcs¨onhatnak a Big Bang-ben keletkezett mikrohull´am´ u h´att´ersug´arz´assal, akkor fotonok ´es mezonok keletkeznek. A mezonok boml´asakor nagyenergi´aj´ u neutr´ın´ok is keletkeznek. Amikor a neutr´ın´o k¨olcs¨onhat az anyaggal, akkor vagy v´altozatlanul mint neutr´ın´o halad tov´abb (semleges a´rammal v´egbemen˝o k´olcs¨onhat´as), vagy a megfelel˝o elektromosan t¨olt¨ott r´eszecske keletkezik ´es az halad tov´abb (t¨olt¨ott a´rammal v´egbemen˝o k¨olcs¨onhat´as). Az elektronneutr´ın´o elektront, a m¨ uonneutr´ın´o m¨ uont ´es a tauneutr´ın´o taut hoz l´etre. Amikor egy nagyenergi´aj´ u neutr´ın´o t¨olt¨ott r´eszecsk´et hoz l´etre, akkor a t¨olt¨ott r´eszecske j´o k¨ozel´ıt´esben a neutr´ın´o halad´asi ir´any´aban halad tov´abb.
Kis- ´ es nagyenergi´ aj´ u neutr´ıni´ ok Ez a meghat´aroz´as l´enyeg´eben o¨nk´enyes. N´eh´any MeV-es neutr´ın´okat alacsonyenergi´aj´ u neutr´ın´oknak, a n´eh´any GeV-n´el nagyobb energi´aj´ u neutr´ın´okat nagyenergi´aj´ u neutr´ın´oknak nevezik.
A GZK-neutr´ın´ ok A nagyenerg´ı´aj´ u kozmikus r´eszecsk´ek forr´as´ara k¨ ul¨onb¨oz˝o felt´etelez´esek l´eteznek. Ezek k¨oz¨ott szerepelnek az akt´ıv galaxismagok (AGN), amelyek centrum´aban egy szuperneh´ez (∼ 109 napt¨omeg) feketelyuk tal´alhat´o. A nagyenergi´aj´ u u ´ n. GZKneutr´ın´ok (Greisen, Zatsepin, Kuzmin)
75
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+ → π− →
µ+ + ν µ µ+ → e+ + νe + ν¯µ 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: N νµ =2 N νe ´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. Az el´eg nagy energi´aval rendelkez˝o kozmikussug´arz´as eloszl´asa, amely k´epes az atmoszf´erikus neutr´ın´okat l´etrehozni (> 109 eV) izotr´op. Ez´ert a F¨old atmoszf´er´aj´aban keletkez˝o neutr´ın´ok is hasonl´o m´odon keletkeznek a F¨old minden pontj´an.
76
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 Cserenkov-detektor, amelynek a c´elt´argya v´ız (50000(32000) tonna). Ebben a mennyis´egben 1, 07 × 10 34 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 fotoelektronsokszoroz´o figyeli a tart´alyban bek¨ovetkez˝o esem´enyeket. A hengeralak´ u detektor m´eretei: d = 39,3 m, h = 41,4 m, V = 5, 02 × 104 m3 FV = 22,5 kt. 1996-ban kezdett m´erni. Az 50000 tonna v´ızben 3, 3 × 1033 szabad proton (H atom) van.
A kis´ erlet eredm´ enyei: M´ert´ek a kozmikus sug´arz´as hat´as´ara az atmoszf´er´aban keletkez˝o ν µ m¨ uonneutr´ın´okat. 1999-ben a SK egy¨ uttm˝ uk¨od´es nyilv´anoss´agra hozta a detekt´alt ν µ -k sz´ama f¨ ugg a zenith22 sz¨ogt˝ol, a F¨old anyag´aban megtett u ´ tt´ol. Lentr˝ol kevesebbet detekt´altak mint fentr˝ol. Az elektrosztatika t¨orv´enyeivel analog m´odon, ha nincs neutr´ın´o-oszcill´aci´o, akkor a lentr˝ol j¨ov˝o νµ -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).
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 ∆A2 r2 = = 22 ∆q1 ∆A1 r1
;
22
∆q2 =
r22 ∆q1 . r12
Zenit: a f¨ ugg˝ oon egyenes´enk az egbeli metsz´espontja, amely a l´ at´ ohat´ arunk fel´e esik, ellent´etele a nad´ır.
77
r2
2 ∆q2 r12 ∆q1 r12 E2 r12 2 2 = = 1 = 1 E1 ∆q1 r2 ∆q1 r2 1
1
∆q1 r12 ∆q1 r12
=1.
Azatmoszf´erikusneutr´ın´ok eset´eben hasonl´o a helyzet. 1999-ben a SK egy¨ uttm˝ uk¨od´es nyilv´anoss´agra hozta a k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u nwutr´ın´ok zenitsz¨og eloszl´as´at. Ebb˝ol kider¨ ult, hogy a felfel´e halad´o νµ m¨ uonneutr´ınm´o eloszl´asa szignifik´asan elt´er az elm´eletileg j´osolt ´ert´ekt˝ol. A νe elektroneutr´ın´ok eset´eben egyez´est tal´alunk.
78
Nagyenergi´ as csillag´ aszat A nagyenergi´as csillag´aszat a vil´ag˝ urb˝ol ´erkez˝o nagyenergi´as r´eszecsk´ek m´er´es´evel tanulm´anyozza a csillagok vil´ag´at. Az Tej´ uton k´ıv¨ ul Univerzum t´avoli r´eszein tal´alunk rejt´elyes objektumokat, amelyek nagyenergi´aj´ u r´eszecsk´eket bocs´atanak ki. Ilyen objektumok az 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 9 feketelyuk t¨omege el´erheti a 10 napt¨omeget. A GRB egy rejt´elyes objektum, amely negyenergi´aj´ u gamma-sugarakat l¨ovel ki. Ezek val´osz´ın˝ uleg hypernov´ak (hatalmas szupernov´ak). Ezek a legenergikusabb esem´enyek, amelyeket megfigyeltek az Univerzumban. Nagyon t´avol vannak t˝ol¨ unk (109 f´eny´evre). A GRB a m´asodperc t¨ored´ek´et˝ol eg´eszen 100 m´asodperc hossz´ u impulusokat bocs´at ki. A kozmikus sug´arz´asban megfigyeltek r´eszecsk´eket, amelyeknek az energi´aja el´erte a 3×1020 eV energi´at. Ez kb. 50 Joule, ami valamivel t¨obb energia, mint ami 5 kg 1 m magasra emel´es´ehez sz¨ uks´eges. A neutr´ın´ok energia spektruma el´eri ennek az energi´anak n´eh´any sz´azal´ek´at. Az LHC szupravezet˝o m´agneseit felhaszn´alva, ha egy olyan gyors´ıt´ot szeretn´enk ´ep´ıteni, amely a protonokat ilyen energi´ara gyors´ıtan´a, akkor a gyors´ıt´o ker¨ ulete nagyobb lenne mint a F¨old p´aly´aja a Nap k¨or¨ ul. Ahol nagyenergi´aj´ u kozmikus sug´arz´as keletkezik, ott a r´eszecsk´ek boml´asa k¨ovetkezt´eben nagyenergi´aj´ u kozmikusneutr´ın´ok is keletkeznek.
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. 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). 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. Megfigyeltek 3 × 1020 eV energi´aj´ u kozmikus sug´arz´ast. A kozmikus neutr´ın´ok energi´aja el´eri ennek az energi´anak egy-k´et sz´azal´ek´at. Nagyenergi´as neutr´ın´oforr´asok lehetnek a galaxison bel¨ ul (szupernov´ak maradv´anyai, ´es mikro quaz´arok), a galaxison kiv¨ uli forr´asok lehetnek az AGN-ek ´es GBR-ek. Az AGN-t˝ol, p´eld´aul 1015 eV < E < 1016 eV energi´aj´ u neutr´ın´okat v´arunk. Megfigyeltek olyan kozmikus sug´arz´ast, amelynek az energi´aja el´erte a 10 11 eV – 1012 eV energi´at. Ez annyit jelent, hogy kell l´etezni olyan kozmikusneutr´ın´oknak, amelyeknek az energi´aja nagyobb, mint 1 TeV. A protonok a mikrohull´am´ u h´att´ersug´arz´as fotonjaival k¨olcs¨onhatva mezonokat hoznak l´etre, amelyek boml´as´aban nagyenergi´aj´ u neutr´ın´ok is keletkeznek.
79
A nagyenergi´ aj´ u neutr´ın´ ok detekt´ al´ asa Nagyon kicsi a val´osz´ın˝ us´ege annak, hogy a neutr´ın´ok k¨olcs¨onhatnak az anyaggal. A neutr´ın´o-k¨olcs¨onhat´asok sz´am´at u ´ gy tudjuk megn¨ovelni, ha a detektorban t¨obb anyagot haszn´alunk. A detektor a´r´at viszont u ´ gy lehet cs¨okkenteni, ha olyan anyagot haszn´alunk, amely nagy mennyis´egben a´ll rendelkez´esre a term´eszetben, mint p´eld´aul a v´ız vagy a j´eg. ´Igy a term´eszetben tal´alhat´o v´ızbe vagy j´egbe ´erz´ekel˝oket helyeznek, meghat´arozott s´ema szerint, amelyek ´erz´ekelik a Cserenkov-sug´arz´ast, amelyet olyan elektromosan t¨olt¨ott r´eszecsk´ek hoznak l´etre, amelyek gyorsabban mozognak a k¨ozegben mint a f´eny. A neutr´ın´o-esem´enyek m´er´es´et zavarja a kozmikus sug´arz´as, ez´ert ezeket a detektorokat vastag anyagr´eteggel (∼ 1 km vastag v´ızzel vagy j´eggel) v´edik a kozmikus sug´arz´as ellen. Csak olyan esem´enyeket fogadnak el neutrın´ok¨olcs¨onhat´ask´ent, amelyek a F¨old t´ uls´o oldal´ar´ol ´erkeznek, a´thaladva a F¨old¨on. Amikor egy neutr´ın´o k¨olcs¨onhat az anyaggal, akkor a k¨olcs¨onhat´as ut´an, vagy mint neutr´ın´o folytatja u ´ tj´at (k¨olcs¨onhat´as a semleges a´ram k¨ozvet´ıt´es´evel), vagy a megfelel˝o t¨olt¨ott leptonn´a v´altozik (k¨olcs¨onhat´as a t¨olt¨ott a´ram k¨ozvet´ıs´evel) ´es mint t¨olt¨ott lepton folytatja u ´ tj´at. Nagyenergi´aj´ u neutr´ın´o eset´en a t¨olt¨ott lepton j´ok¨ozel´ıt´esben meg˝orzi a a neutr´ın´o halad´asi ir´any´at (n´eh´any fokon bel¨ ul). Az elektron n´eh´any m´etert halad az anyagban, m´ıg a m¨ uon nagy t¨omege miatt t¨obb kilom´etert is megtehet az energi´aj´at´ol f¨ ugg˝oen.
80
Neutr´ın´ o-detektorok v´ızben ´ es j´ egben M. Markov szovjet akad´emikus egy konferenci´an, egy folyos´oi besz´elget´esben felvetette, hogy a tenger viz´et lehetne a detektor m´er˝oanyagak´ent haszn´alni. El˝ozetes becsl´esek alapj´an kb. egy k¨obkilom´eternyi v´ız vagy j´eg elegend˝o ahhoz, hogy nagyenergi´aj´ u neutr´ın´okat (> 1 TeV) detekt´aljunk. Az 1 PeV energi´an keletkez˝o m¨ uon kb. 20 km-t k´epes haladni a v´ızben. A TeV energi´aj´ u m¨ uonok ◦ ◦ eset´eben a felbont´as 1 . A forr´as ir´any´at k¨ ul¨onb¨oz˝o m´odszerekkel 0.01 pontoss´aggal lehet meghat´arozni. Ezek a detektorok a F¨old¨on kereszt¨ ul ´erkez˝o neutr´ın´okat detekt´alj´ak. A F¨oldet sz˝ ur˝ok´ent haszn´alj´ak a neutr´ın´on k´ıv¨ uli r´eszecsk´ekkel szemben. Azok a m¨ uonok, amelyek lentr˝ol ´erkeznek neutr´ın´o-k¨olcs¨onhat´asokban keletkeznek. Neutr´ın´o-detektorok v´ızben ´es j´egben Exp Location Depth Medium Height Width No No (km) (m) (m) Strings Modules AMANDA Antarctica 1-2 ice 390 110 16 478(650) Baikal Siberia 1.1 lake 70 43 8 96a DUMAND Hwaii 4.8 ocean 230 106 9 216 NESTOR Greece 3.7 sea 220 32 7b 168 IceCube Antarctica 1.45 ice 1000 1000 80(1) 4800(60) ANTARES France 2.5 sea 350 200 12 900 a 1 module contains two photomultiplier tubes b 1 tower is equivalent to 7 strings A tengerv´ızben az attenu´aci´os hossz 50 m. PeV energi´an keletkez˝o m¨ uon 20 km t´avols´agot k´epes megtenni v´ızben. 1◦ -n´al pontosabb felbont´ast lehet el´erni. Statisztikai m´odszerekkel 0.01◦ pontoss´ag is el´erhet˝o. Amikor a m¨ uonneutr´ın´o k¨olcs¨onhat az anyaggal, akkor m¨ upnn´a v´altozik ´es r¨ovid ´elet˝ u r´eszecsk´ek z´apor´at hozza l´etre. A tau r´eszecske eset´eben kett˝os z´apor keletkezik (duble bang). Az es˝o akkor, amikor a tauneutr´ın´o k¨olcs¨onhat ´es tau r´eszecske keletkezik. M´asodszor akkor, amikor a tau r´eszecske kb. 100m megt´etele ut´an elbomlik.
81
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´azis23 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. Az el˝ozetes becsl´esek szerint egy k¨obkilom´eter v´ız vagy j´eg sz¨ uks´eges kozmikusneutr´ın´ok detekt´al´as´ahoz (1Gt). Az IceCube olyan neutr´ın´okat fog detekt´alni, amelyek elektronokat, m¨ uonokat ´es τ r´eszecsk´eket fognak l´etrehozni az Anktarktisz jeg´eben. 1015 eV felett a ντ -t az u ´ n. “duble bang” jel alapj´an lehet azonos´ıtani. (A τ kb. 100 m´etert tesz meg a v´ızben miel˝ott elbomlik. A τ r´eszecske kb. 100 m megt´etele ut´an elbomlik. A PeV energi´aj´ u m¨ uon t¨obb kilom´etert tesz meg a j´egben. A t¨olt¨ott r´eszecsk´ek Cserenkov-sug´arz´ast hoznak l´etre, amelyet ´erz´ekel˝ok detekt´alnak. A Cserenkov-sug´arz´as t¨obb sz´az m´etert k´epes megtenni a j´egben.
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.
23
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.
82
M´ eg nagyobb detektorok (t¨ obb ezer km3 ) Az Antarktisz jeg´enek fels˝o n´eh´any sz´az m´eter´eben a F¨old tuls´o oldalr´ol ´erkez˝o ν µ m¨ uonneutr´ın´ok k¨olcs¨onhatva a j´egben m¨ uonokat hoznak letre. A nagyenergi´aj´ u m¨ uonok a j´egen kereszt¨ ul haladva a Cserenkov-sug´arz´ashoz hasonl´oan koherens r´adiohull´amokat keltenek (Aszkarj´an-effektus), amelyet a D´eli-sark k¨or¨ ul 37 km magasan kering˝o tudom´anyos l´egg¨omb, az ANITA (Antarctic Impuse Transient Array), lefel´e ir´anyul´o antenn´aival detekt´al. • Az els˝o rep¨ ul´esre 2004-2005-ben fog sor ker¨ ulni. K´et tov´abbi is terveznek 2005-2006-ban ´es 2006-2007-ben. A rep¨ ul´esek id˝otartam´at 30 napra tervezik. • Az Antarktisz jej´eb˝ol sz´armaz´o r´adi´ofrekvenci´as jelek megfigyel´ese (monitoroz´asa) ∼40 km magass´agb´ol. • A l´eg´araml´asnak k¨ovetkezt´eben a l´egg¨omb a D´eli-sark k¨or¨ ul fog keringeni. • A j´egben a neutr´ın´ok a´ltal okozott kaszk´adok er˝os elektrom´agneses jelet hoznak l´etre (elektromagnetic pulse – EMP). • Az Antartisz jege a´tl´atsz´o a ∼ 1-1.5 GHz frekvenci´aj´ u elektrom´agneses sug´arz´as sz´am´ara. • Az Antarktisz jege a´tv´altoztatja a neutr´ın´okat. A j´egbe neutr´ın´ok ´erkeznek ´es a j´egb˝ol r´adi´ohull´amok t´avoznak. • A teleszk´op effekt´ıv ter¨ ulete: ∼1.5 Mkm2 .
83
Geoneutrino.tex, April 12, 2011
F¨ oldneutr´ın´ ok (geoneutr´ın´ ok) A f¨oldneutr´ın´ok anti-elektronneutr´ın´ok, amelyek a F¨old belsej´eben tal´alhat´o ur´anium ´es t´orium boml´asi sorok radioakt´ıv izot´opjainak β-boml´asakor keletkeznek. 2004 okt´ober´eben els˝o esetben m´ert´ek a F¨old belsej´eb˝ol ´erkez˝o f¨oldneutr´ın´okat a KamLAND (Kamioka liquid scintillator antineutrino detector) f¨oldalatti neutr´ın´odetektorral. A f¨oldneutr´ın´ok nagyon alkalmasak arra, hogy seg´ıts´eg¨ ukkel bepillantsunk a F¨old belsej´ebe v´egbemen˝o folyamatokba. Honnan sz´armazik az az energia, amelyet a F¨old sz´etsug´aroz? A nagyobb r´esze ennek az energi´anak a Napt´ol sz´armazik (A napenergi´at sug´arozza vissza a F¨old). Ennek az energi´anak, azonban majdnem a fele a F¨old belsej´eben keletkezik. Mi termeli a F¨old belsej´eben a h˝ot? Ma ezt a h˝omennyis´eget 40 TW-ra becs¨ ulj¨ uk 13 ¨ ( 4.0 × 10 W). Osszehasonl´ıt´ask´eppen az USA a´tlagos energia fogyaszt´asa 3 × 10 11 W. A radioaktivit´as is hozz´aj´arul ehhez a h˝otermel´eshez, hogy mennyivel azt neh´ez megmondani, mert eddig erre vonatkoz´oan nem voltak m´er´esek. Eddig csak a szeizmikus hull´amok ´es k´emiai anal´ızis seg´ıts´eg´evel tudt´ak becs¨ ulni ezt a h˝ot. Az 238 U ´es 232 Th boml´asi sorokban keletkez˝o h˝ot 16 TW-ra becs¨ ulik. Ezekn´el a m´er´esekn´el figyelembe kell venni a h´atteret ´es azokat a neutr´ın´okat, amelyek az atomreaktorokt´ol sz´armaznak. A szakemberek u ´ gy gondolj´ak, hogy id˝ovel lehets´eges lesz a F¨old belsej´er˝ol h´aromdimenzi´os, a komputertomogr´afi´as 24 felv´etelekhez hasonl´o k´epeket is k´esz´ıteni. A f¨oldneutr´ın´ok seg´ıts´eg´evel megismerhetj¨ uk azt, hogy mennyi energia keletkezik a radioakt´ıv boml´asokban, t¨ok´eletes´ıtheti a tud´asunkat a F¨old h´ejszerkezet´er˝ol, annak mozg´as´ar´ol (tektonikus mozg´as), megismerhetj¨ uk a F¨old m´agneses ter´enek eredet´et, ellen˝orizhetj¨ uk a geofizikai modelleket. A m´er´esek j´ol egyeznek a modellek j´oslataival.
A Borexino el˝osz˝or megb´ızhat´o m´odon m´erte a f¨oldneutr´ın´okat az inverz β-boml´as seg´ıts´eg´evel (2010). A m´er´esi adatokban felfedezhet˝o az antielektronneutr´ın´ok jele j´oval a h´att´er felett azon a helyen ahol az ur´anium ´es t´orium boml´asi sorokban v´egbemen˝o β-boml´asokt´ol v´arjuk. A Borexino detektor t¨obb mint 3σ C.L. biztons´aggal detekt´alta ezeket a neutr´ın´okat, A m´er´es alapj´an a f¨oldneutr´ın´ok detekt´al´asi gyakoris´aga: +1.5(+5.8)
3.9−1.3(−3.2) esem´eny/(100 t ´ev) 24
Komputertomogr´ afia – a test r´etegeir˝ ol nagy felbont´ as´ u k´epet k´esz´ıt˝ o r¨ ontgenk´esz¨ ul´ek (Computed Tomography – CT). A CT a hagyom´ anyos R¨ ontgen a ´tvil´ agit´ asi technika tov´ abbfejleszt´ese. A CT felv´etel eset´eben v´ekony s´ıkszer˝ u r¨ ontgensug´ ar-nyal´ abbal vil´ ag´ıtj´ ak a ´t a vizsg´ alt test egy szelet´et. A test m¨ og¨ ott, a sug´ arforr´ assal szenben elhelyezett detektorok m´erik az intenzit´ ast. A sug´ arnyal´ abot ´es adetektort elforgatj´ ak ugyanebben a s´ıkban ´es t¨ obb ir´ anyb´ ol a ´tvil´ ag´ıtj´ ak a testet. Az ´ıgy m´ert intenzit´ as ´ert´ekekb˝ ol a sz´ am´ıt´ og´ep megjelen´ıti a r´etegekben elhelyezked˝ o r´eszleteket. A sz´ am´ıt´ og´ep a szeletek adataib´ ol egy h´ aromdimenzi´ os k´epet k´esz´ıt. 1979-ben Allan M. Cormack ´es Godfrey N. Hounsfield orvosi Nobel-d´ıjat kaptak a sz´ am´ıt´ og´epes tomogr´ afia kifejleszt´es´e´ert.
84
A pozitronok spektruma 2.6 MeV felett megfelel a 1000 km-es k¨orzetben tal´alhat´o atomreaktorok fluxus´anak. A reaktorokt´ol sz´armaz´o neutr´ın´ok m´er´ese alapj´an 99.60 C.L. biztons´aggal kiz´arhat´o az, hogy a neutr´ın´o-oszcill´aci´o nem l´etezik. A m´er´es alapj´an 95% C.L. biztons´aggal kiz´arhat´o az a felt´etelez´es, hogy a F¨old besej´eben 3TW tejes´ıtm´enyn´el nagyobb georeaktor van.
A f¨ oldneutr´ın´ ok detekt´ al´ asa Az organikus szcintill´atorban a geoneutr´ın´okat (anti-elektronneut´ın´ok) egy prompt jel ´es egy k´esleltetett jel seg´ıts´eg´evel lehet azonos´ıtani. ν¯e + p → e+ + n + 2.806 MeV . A e+ annihil´aci´oja adja a prompt jelet. A bej¨ov˝o neutr´ın´o energiaja az Eν = Em´ert + 0.782 MeV formula alapj´an lehet sz´amolni. A ur´anium boml´asi sor eset´eben ez (1.02, 2.50) MeV tartom´anyba esik, a thorium boml´asi sor eset´eben pedig (1.03, 1.47) MeV taetom´anyba esik. A neutront lelassul’asa ut´an (thermalization) egy proton befogja ´es egy deut´erium ´es egy gamma (2.22 MeV) keletkezik. A k´esleltetett jel, amelynek megjelen´ese a szintill´ator o¨sszet´etel´et˝ol f¨ ugg ´es a (200 - 250) µs tartom´anyba esik. A detektor nagy t´erfogate miatt az esem´enyek 98 %-at detekt´alja.
85
KamLAND A KamLAND egy f¨oldalatti kis´erlet, amely ritka esem´enyeket detekt´al. Ilyen esem´enyek p´ald´aul az atomreaktorokb´ol, vagy a F¨oldben tal´alhat´o radioakt´ıv elemekt˝ol sz´armaz´o antielektronneutr´ın´ok, vagy az atmoszf´erikus neutr´ın´ok, vagy napneutr´ın´ok a´ltal okozott esem´enyek. Ilyen esem´eny lehet m´eg a nukleonboml´as. A m´er´esi adatok min˝os´ege nagym´ert´ekben f¨ ugg att´ol, hogy mennyire ´ertj¨ uk meg a h´att´eresem´enyeket ´es mennyire tudjuk cs¨okkenteni a sz´amukat a vizsg´alni kiv´ant esem´enyekhez viszony´ıtva. Els˝o esetben m´ert´ek a F¨old belsej´eb˝ol ´erkez˝o u ´ n. geoneutr´ın´okat a KamLAND 25 f¨oldalatti neutr´ın´o-detektorral. A KamLAND megfigyelte, hogy az atomreaktorokb´ol sz´armaz´o antielektronneutr´ın´ok sz´am´anak cs¨okken´es´et a v´art ´ert´ekhez k´epest. Ezt a neutr´ın´o-oszcill´aci´o egyik kis´erleti igazol´asak´ent tartj´ak sz´amon. Az 1 kt folyad´eszcintill´ator egy 13 m a´tm´er˝oj˝ u a´tl´atsz´o ballonban van. A ballon egy f´emg¨omben van ´es a ballon ´es a f´emg¨omb k¨oz¨otti r´eszt egy bufferfolyad´ek t¨olti ki. Az 1800 fotoelektron-sokszoroz´ot a f´emg¨omb bels˝o fel¨ ulet´ehez r¨ogz´ıtett´ek. A f´emg¨omb¨ot a Kamiokande II rozsdamentas ac´eltart´aly´aban helyezt´ek el (d = 15.6 m, h = 16.0 m). A detektor k¨ozponti r´esz´et t¨obb ezer tonna v´ız veszi k¨or¨ ul. A v´ız t¨obbf´ele m´odon v´edi a detektor k¨ozponti r´esz´et a radioakt´ıv sug´arz´ast´ol. Passz´ıv m´odon abszorbe´alja a kintr˝ol, az u ¨ reg fal´ab´ol j¨ov˝o neutronokat. Akt´ıv m´odon felismeri a detektorba ´erkez˝o m¨ uonokat.
25 A Kamiokande II. detektort alak´ıtott´ ak a ´t a KamLAND detektorr´ a (KamLAND – Kamioka Liquid scintillator Anti-Neutrino Detector). A Kamiokande egy (d = 15.6 m, h = 16.0 m, V = 863 m3 ) rozsdamentes ac´elb´ ol k´esz¨ ult hengeralak´ u detektor volt
86
A j¨ ov˝ o neutr´ın´ o-detektorai Next Generation of Nucleon Decay and Neutrino Detectors (NNN). Az els˝ogener´aci´os nagyt´erfogat´ u detektorokat a protonboml´as detekt´al´as´ara tervezt´ek. Ezeknek a kis´erleteknek a m´er´esi eredm´enyei kiz´art´ak a minim´alis SU5 elm´eletet mint a Nagyegyes´ıt´esi Elm´elet (Grand Unified Theories – GUT) lehets´eges v´altozat´at. A nagyegyes´ıt´esi elm´eletek egy fontos param´etere a proton boml´asideje. Az u ´ j megatonn´as detektorok (1Mt = 106 t) k´et nagys´agrenddel pontosabb ´ert´eket fognak adni a proton boml´asidej´enek als´o hat´ar´ara. Ezek a detektorok kiv´al´oak lesznek a szupern´ov´ak megfigyel´es´ere is. • Super Kamiokande – 50 kt • Large liquid-argon time-projection chamber (100 kt). Ez az ICARUS egy nagy´ıtott v´altozata. • Hyper Kamiokande – 1.15 Mt (23 × SK) • Underground Nucleon Decay and Neutrino Observatory (UNO) – US project – 650 kt A Laboratoire Souterrain de Modane (LSM) 130 kilom´eterre van a CERN-t˝ol. Proton decay which has not been discovered is still the key to grand unified theoris. Large liquid-argon time-projection chamber (100 kt), a bold derivate of the ICARUS detector currently under preparation in LNGS. A Pontecorvo - Maki - Nakagava - Sacata (PMNS) m´atrix ´ırja le a leptonok kevered´es´et, az oszcill´aci´o mechanizmus´at. Ennek a pontosabb meghat´aroz´as´ahoz u ´ j nagyobb m´eret˝ u detektorokra lesz sz¨ uks´eg.
87
S¨ ot´ et anyag (Dark Matter) A csillag´aszok kezdetben megfigyelt´ek ´es le´ırt´ak az ´egitestek mozg´as´at. K´es˝obb a gravit´aci´o t¨orv´eny´enek felfedez´ese ut´an azt pr´ob´alt´ak meg´erteni, hogy a gravit´aci´o hogyan hat az ´egitestek mozg´as´ara.
A Neptunus bolyg´ o felfedez´ ese Egy francia csillag´asz (Urbain J.J. Leverrier, 1811-1877) ´es egy angol matematikus (John C. Adams, 1819-1892) vizsg´alta a nem r´eg felfedezett Ur´anus bolyg´o p´aly´aj´at. Arra a k¨ovetkeztet´esre jutottak, hogy a val´os´agos p´alya elt´er az elm´eletileg sz´am´ıtott ´ p´aly´at´ol. Ugy gondolt´ak, hogy a val´odi p´alya elt´er´es´et az elm´eletileg sz´am´ıtott p´aly´at´ol egy addig ismeretlen bolyg´o okozhatta. Leverrier 1846-ban kisz´am´ıtotta a felt´etelezett bolyg´o helyzet´et ´es a sz´am´ıt´as eredm´eny´et elk¨ uldte Berlinbe Johann Gall´enak (1812-1910), aki m´asnap a megj´osolt helyt˝ol 1◦ elt´er´essel megtal´alta a Neptunus bolyg´ot. Hasonl´o a helyzet a s¨ot´et anyag (dark matter) eset´eben. A s¨ot´et anyagot nem l´atjuk a hagyom´anyos m´odon, a s¨ot´et anyag nem bocs´at ki elektrom´agneses sug´arz´ast ´es hat az elektrom´agneses sug´arz´asra, nem abszorbe´alja ´es nem t´er´ıti el. A csillagok l´athat´o f´enyt bocs´atanak ki. A csillagok k¨oz¨ott tal´alhat´o porfelh˝oket l´atjuk, mert f´enyt nyelnek el. A fekete lyukakat, p´ed´aul ´eszlelni tudjuk, mivel amikor elnyelnek anyagot, akkor γ r´eszecsk´ek keletkeznek. A csillagok eloszl´as´ab´ol ´es mozg´as´ab´ol arra lehet k¨ovetkeztetni, hogy az Univerzumban a l´athat´o anyag mellett jelent˝os mennyis´eg˝ u olyan anyag is van, amelyet nem l´atunk, ugyanis a l´athat´o anyag a´ltal l´etrehozott gravit´aci´on´al er˝osebbre van ahhoz sz¨ uks´eg, hogy a megfigyelt eloszl´asok, strukt´ ur´ak ´es mozg´asok kialakuljanak. 1933-ban Fritz Zwicky tanulm´anyozta a Coma cluster mozg´as´at ´es arra a felismer´esre jutott, hogy a l´athat´o anyag gravit´aci´os tere nem lenne k´eper o¨sszetertani a cluster galaxisait. Ez´ert felt´etelezte, hogy a clusterben olyan anyagnak is kell lennie, amelyet nem l´atunk. A lathatatlan anyagot “dark matternek”, s¨ot´et anyagnak nevezte el. A s¨ot´et anyaggal kapcsolatos probl´em´ak: • Mi k´epezi a s¨ot´et anyagot? • Mennyi van bel˝ole? (M/L - minden anyag/l´athat´o anyag) • Milyen az eloszl´asa? Massive Neutrinos It is natural to speculate what the impact on physics would be if neutrinos were in fact massive. As for as our everyday world is concerned, there would be almost no effect at all: nuclei would still undergo β-decay, elements would be still transmute, and stars would still boil inside and explode bacause of neutrino heating. Solar and atmospheric neutrinos would be still be missing, althoug physicists would be fairly certain as to where they went. Turning to the Universe, however, massive neutrinos could effect a radical transformation. Next to the ubiquitous photons that compose the cosmic microwave 88
bacground radiation (the radiation that permeates the Universe), neutrinos are the second-most-abundannt particle species. Were they to have even a small mass, it would lead to profound consequences for the evolution of the Universe. Here we explore the possible impact that neutrinos with mass would have on three central issues in modern cosmology, the dinamics of the Universe, structure formation, and dark matter. A kozmol´ogia az Univerzum fejl˝od´es´et ´es szerkezet´et vizsg´al´o tudom´any. A kozmol´ogia tanulm´anyozza az Univerzum keletkez´es´et, fejl˝od´es´et ´es v´egs˝o sors´at. Cosmology is the science of the evolution and structure of the Universe. The concernes of cosmology include the birth of the Universe, its present age, and its ultimate fate. Some of the most pressing questions of current interest relate to the material make-up of the Universe: How much mass is present? Wath is it made of? How is massdistributed in space and how did it get there? A massive neutrino might well play a key role in the solution of these puzzles.
A s¨ ot´ et anyagt´ ol sz´ armaz´ o neutr´ın´ ok A galaxisok ´es galaxisok csoportul´asai gyakran u ´ gy forognak, mintha l´enyegesen t¨obb anyagot tartalmazn´anak, mint amit a hagyom´anyos m˝ uszerekkel ki lehet mutatni. Ha csak a l´athat´o anyagot vessz¨ uk figyelembe, akkor ezek a gyorsan forg´o objektumok nem lenn´enek k´epesek o¨sszetartani a benn¨ uk tal´alhat´o anyagot. A neml´athat´o anyagot s¨ot´et anyagnak nevezik. WIMP – weakly interacting massive particle. Ezek a r´eszecsk´ek az o˝srobban´asban keletkeztek ugyan´ ugy mint a t¨obbi r´eszecsk´ek. Ezek a r´eszecsk´ek a F¨old vagy a Nap k¨ozep´eben a gravit´aci´o csapd´aj´aba eshetnek. Ezek k¨oz¨ott a r´eszecsk´ek k¨oz¨ott is l´etezik az annihil´aci´o, melynek sor´an k¨oz¨ons´eges r´eszecsk´ek ´es k¨ozt¨ uk neutr´ın´ok is keletkezhetnek. Ezeknek a neutr´ın´oknak az energi´aja nagyobb, mint a f´ uzi´os reakci´okban keletkez˝o neutr´ın´ok´e (10 – 100 GeV). ´Igy ezeket a helyeket figyelve, ha van ilyen, akkor meg lehet figyelni ezeknek a r´eszecsk´eknek az annihil´aci´oj´at.
89
Irodalom [1] http://www.nobel.se/physics/laureates/2002/index.html [2] http://www.upenn.edu/pip/?pip=davis [3] http://www.icepp.s.u-tokyo.ac.jp/news/Nobel prize en.html [4] http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/index.html [5] http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/kam/index.html [6] http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/index.html [7] http://www.aui.edu/ [8] Mikrovil´ag, Term´eszet Vil´aga, k¨ ul¨onsz´am, 131. ´evf. 2000. m´arcius. [9] Manno Istv´an, A napneutr´ın´ok, Term´eszet Vil´aga, 162-166, 127. ´evf. 4. sz. 1996. [10] Manno Istv´an, “Csendes fizika”, Term´eszet Vil´aga, 441-444, 127. ´evf. 10. sz. 1996. [11] Manno Istv´an, A Borexino-kis´erlet, Term´eszet Vil´aga, 59-61, 128. ´evf. 2. sz. 1997. ¨ oztet˝o, Term´eszet Vil´aga, 200-203, [12] Manno Istv´an, LHC – A Nagy Hadron Utk¨ 130. ´evf. 5. sz. 1999. [13] Manno Istv´an, Fizikai Nobel-d´ıj neutr´ın´o- ´es r¨ontgencsillag´aszat´ert, Term´eszet Vil´aga, 16-17, 134. ´evf. 1. sz. 2003. [14] Special Neutrino Issue, Beam Line, vol. 31, No. 3, 2001. [15] Celebrating the Neutrino, Los Alamos Science, Number 25, 1997. [16] Donald H. Menzel, Astronomy, Random House, New York, 1975.
90
T¨ ort´ enelem • 1868-1881 Az elektrom´agness´eg elm´elete J. C. Maxwell. • 1896. Henri Becquerel felfedezi a r´adi´oaktivit´ast. • 1905. Albert Einstein publik´alja a speci´alis relativit´as elm´elet´et (E = mc 2 ). • 1912 Victor F. Hess felfedezi a kozmikus sug´arz´ast. • 1920. Sir Arthur Eddington: A Napban nukle´aris reakci´ok mennek v´egbe. • 1929. Niels Bohr a β-boml´as magyar´az´at´an´al arra gondol, hogy az energia nem marad meg. • 1930. Wolfgang Pauli bevezeti a neutr´ın´o hipot´ezis´et az´ert, hogy a βboml´asn´al teljes¨ ulj¨on az energia, az impulzus ´es az impulzusmomentum megmarad´asa. • 1931. Enrico Fermi neutr´ın´onak kereszteli W. Pauli kis´erteties r´eszecsk´ej´et. • 1932. J. Chadwick felfedezi a neutront. • 1934. Enrico Fermi kidolgozza a β-boml´as elm´elet´et. • 1934. Hans Albrecht Bethe ´es Rudolf Peierls kisz´am´ıtj´ak a ν + p → n + e+ reakci´o hat´askeresztmetszet´et (Eν = 2 MeV eset´eben ∼ 10−44 cm2 ). Meghat´arozt´ak a neutr´ın´o a´tlagos szabad u ´ hossz´at v´ıben, amely nagyobb mint 1000 f´eny´ev. Ennek alapj´an azt a´l´ıtott´ak, hogy “nincs olyan gyakorlati m´odszer, amellyel a neutr´ın´ot kis´erletileg ki lehet mutatni. • 1936. M¨ uon (µ) felfedez´ese. • 1938. Karl Friedrich von Weizs¨acker kidolgozza a CNO-ciklust (sz´en nitrog´en oxig´en). • 1940. Hans Bethe et al. kidolgozz´ak a pp-l´ancot. • 1946. Bruno Pontecorvo azt javasolja, hogy neutr´ın´ot.
37
Cl targettel detekt´alj´ak a νe
• 1947. A pion (π) felfedez´ese. • 1956. Frederick Reines ´es C. Cowan Jr. kis´erletileg kimutatj´ak az neutr´ın´ot. • 1956. C. N. Yang ´es T. D. Lee felvetik annak a lehet˝os´eg´et, hogy a parit´as s´er¨ ul a gyengek¨olcs¨onhat´asban. • 1956. C. S. Wu kis´erletileg igazolja a parit´as s´er¨ ul´es´et a
60
Co β-boml´as´aban.
• 1957. K´et-komponens˝ u neutr´ın´o, T. D. Lee ´es C. N. Yang.
91
• 1957-ben Bruno Pontecorvo azt a´ll´ıtotta, hogy ha a k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok t¨omege k¨ ul¨onb¨ozik egym´ast´ol ´es a leptonsz´am nem szigor´ uan megmarad´o mennyis´eg (ennek nincs alapvet˝o indoka), akkor l´etrej¨on a neutr´ın´o-oszcill´aci´o jelens´ege, ami annyit jelent, hogy a neutr´ın´o peri´odikusan k¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok´ent jelenik meg. • 1957. B. Pontecorvo azt a´ll´ıtja, hogy l´etrej¨on a neutr´ın´o oszcill´aci´o jelens´ege, ha a leptonsz´am nem marad meg szigor´ uan ´es a neutr´ın´o t¨omegsaj´at´allapotok ¯ 0 a´ralakul´as mint´aj´ara). t¨omege k¨ ul¨onb¨oz˝o (K 0 ↔ K • 1958. Murray Gell-Mann ´es Richard Feynman megalkotj´ak a V-A elm´eletet. • 1961-1962. Leon Lederman, Melvin Swartz, Jack Steinberger kis´erletileg kimutatj´ak a νµ m¨ uonneutr´ın´ot. • 1964. Murray Gell-Mann ´es George Zweig bevezetik a kvark-modellt (up (u), down (d), strange (s)). A kvarkoknak t¨ort eletromos t¨olt´es¨ uk van ( 32 e, - 13 e). • 1964. James Cronin, Valentine Fitch et al. felfedezik a CP s´ert´est a Kaonok boml´as´aban. • 1964. Raymond Davis ´es John N. Bahcall javasolj´ak 37 Cl-kis´erletet a Homstake b´any´aban. • 1967. H. A. Bethe Fizikai Nobel-d´ıjat kap a csillagokban v´egbemen˝o energi´at termel˝o folyamatok elm´elet´e´ert. • 1967-1968 Az elektrogyengek¨olcs¨onhat´as elm´elete, S. Glasow, A. Salam S. Weinberger. • 1968. R. Davis bejelenti az els˝o kis´erleti eredm´enyeket ´es a napneutr´ın´ok probl´em´aj´at. • 1969. Vladimir Gribov ´es B. Pontecorvo u ´ gy tal´alj´ak, hogy a napneutr´ın´oprobl´em´at a neutr´ın´o-oszcill´aci´oval lehet magyar´azni. • 1972. Makoto Kobayashi ´es Toshilde Maskawa megmutatja, hogy a CP-s´ert´es megmagyar´azhat´o, ha l´etezik egy harmadik kvark-lepton csal´ad. • 1973. A semleges a´ram felfedez´ese neutr´ın´o-k¨olcs¨onhat´asban (Gargamelle (CERN), νµ + N → νµ + X). • 1975. Martin L. Perl et al. felfedezik a τ leptont, a harmadik kvark-lepton csal´ad elektromosan t¨olt¨ott lepton´at. • 1983. Carlo Rubbia et al. kis´erletileg igazolj´ak a W bozon, majd a Z bozont l´etez´es´et. • 1985. MSW S. Mikheyev, L. Wolfstein ´es A. Smirnov kimutatj´ak, hogy a neutr´ın´o-oszcill´aci´o az anyag hat´as´ara is l´etre j¨ohet. • 1986. Kamiokande Cserenkov-detektor megkezdi m´er´eseit. 92
• 1987. Neutr´ın´ok detekt´al´asa az SN1987A szupern´ov´at´ol. • 1988 Leon Lederman, Melvin Schwartz ´es Jack Steinberger Fizikai Nobel-d´ıjat kap a m¨ uonneutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´a´ert. • 1989. SLAC – Csak h´arom k¨ ul¨onb¨oz˝o k¨onny˝ u neutr´ın´o l´etezik. • 1991. Az ALEPH kis´erlet kimutatja, hogy csak h´arom k¨ ul¨onb¨oz˝o k¨onny˝ u neutr´ın´o l´etezik. • 1992. a
71
Ga-kis´erletek els˝o eredm´enyei.
• 1994. N. Hata ´es P. Langacker a pp-l´anct´ol f¨ uggetlen fluxusokkal becs¨ uli meg a napneutr´ın´ok r´eszar´any´at a teljes fluxusban. • 1995. t-kvark (top kvark), Felmilab. • 1995. Frederick Reines Fizikai Nobel-d´ıjat kap az elektronneutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´a´ert. • 1996. A Super Kamiokande a´prilis 1.-´en megkezdi a neutr´ın´oknak ´es a proton boml´as´anak vizsg´alat´at. • 1998 junius Neutr´ın´o ’98. A SK egy¨ uttm˝ uk¨od´es bejelenti, hogy az atmoszf´erikus neutr´ın´ok eset´eben megfigyelt´ek a neutr´ın´o-oszcill´aci´ot. • 2000 julius τ -lepton boml´as, DONUT (Direct Obsevation of the Nu-Tau), Fermilab. • 2001. IV. 18. A SNO egy¨ uttm˝ uk¨od´es bejelenti, hogy direkt bizony´ıt´eka van neutr´ın´o-oszcill´aci´ora. • 2002 Raymond Davis Jr., Masatoshi Kosiba Nobel-d´ıjat kap kozmikusneutr´ın´ok (napneutr´ın´ok ´es szupernovaneutr´ın´ok) m´er´es´ert.
a
• 2002 SNO & KamLAND: A neutr´ın´o-oszcill´aci´o l´etez´es´enek v´egleges bizony´ıt´asa.
93
Nobel Prizes concerning particle physics • 2004 David J. Gross, H. David Politzer, ´es Frank Wilczek “for the discovery of asymtotic freedom in the theory of the strong interaction” http://nobelprize.org/physics/laureates/2004/index.html • 2002 Raymond Davis Jr. ´es Masatoshi Koshiba “for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the detection of cosmic neutrinos” http://nobelprize.org/physics/laureates/2002/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/2002/davis-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/2002/koshiba-cv.html • 1999 Gerardus ’t Hooft ´es Martinus J.G. Veltman “for elucidating the quantum structure of electroweek interactions in physics” http://nobelprize.org/physics/laureates/1999/index.html • 1995 Martin I. Perl “for the discovery of the tau lepton”, Frederick Reines “for the detection of the neutrino” http://nobelprize.org/physics/laureates/1995/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1995/perl-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1995/reines-autobio.html • 1990 Jerome I. Friedman, Henry W. Kendall, Richard E. Taylor “for their pioneering investigation concerning deep inelasting scattering of electrons on protons and bound neutrons, which have been of essential importance for the development of the quark model in particle physics” http://nobelprize.org/physics/laureates/1990/index.html • 1988 Leon M. Lederman, Melvin Schwartz, Jack Steinberger “for the neutrino beam method and the demonstration of the doublet structure of the leptons through the discovery of the muon neutrino” http://nobelprize.org/physics/laureates/1988/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1988/lederman-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1988/schwartz-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1988/steinberger-autobio.html • 1984 Carlo Rubbia, Simon van der Meer “for their decisive contributions to the large project, which led to the discovery of the field particles W and Z, communicators of weak interactions” http://nobelprize.org/physics/laureates/1984/index.html • 1980 James Watson Cronin, Val Lonsdon Fitch “for the discovery of fundamental symmetry principles in the decay of the neutral K-mesons” http://nobelprize.org/physics/laureates/1980/index.html 94
http://nobelprize.org/physics/laureates/1980/cronin-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1980/fitch-autobio.html • 1979 Sheldon Lee Glashow, Abdus Salam, Steven Weinberg “for their contribution to the theory of the unified weak and electromagnetic interaction between elementary particles, including, iter alia prediction of the weak neutral current” http://nobelprize.org/physics/laureates/1979/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1979/glashow-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1979/salam-bio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1979/weinberg-autobio.html • 1976 Burton Richter, Samuel Chao Chung Thing “for their pioneering work in discovery of a heavy elementary particle of a new kind” http://nobelprize.org/physics/laureates/1976/index.html • 1969 Murray Gell-Mann “for his contribution and discoveries concerning the classification of elementary particles and their interactions” http://nobelprize.org/physics/laureates/1969/index.html • 1968 Luis Alvarez “for his decisive contribution to elementary particle physics, in particular the discovery of a large number of resonace states, made possible through his development of the tecnique of using hydrogen bubble chamber and data analysis” http://nobelprize.org/physics/laureates/1968/index.html • 1967 Hans A. Bethe “for his contribution to the theory of nuclear reactions, especially his discoveries concerning the energy production in stars” http://nobelprize.org/physics/laureates/1967/index.html • 1965 Sin-Itiro Tomonaga, Julian Schwinger, Richard P. Feynman “for their fundamental work in quantum electrodynamics, with deep-ploughing consequences for the physics of elementary particles” http://nobelprize.org/physics/laureates/1965/index.html • 1963 Eugene Paul Wiegner “for his contribution to the theory of the atomic nucleus and the elementary particles, particularly through the discovery and application of fundamental symmetry principles” http://nobelprize.org/physics/laureates/1963/index.html • 1960 Donald Arthur Glaser “for the invention of the bubble chamber” http://nobelprize.org/physics/laureates/1960/index.html
• 1958 Pavel Alekseyevich Cherenkov, Il’ja Mikhalovich Frank, Igor Yevgenyevich Tamm “for the discovery and the interpretation of the Cherenkov effect” http://nobelprize.org/physics/laureates/1958/index.html 95
• 1957 Chen Ning Yang, Tsung-Dao Lee “for their penetrating investigation of the so-called parity laws which has led to important discoveries regarding the elementary particles” http://nobelprize.org/physics/laureates/1957/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1957/yang-bio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1957/lee-bio.html • 1949 Hideki Yukawa “for his prediction of the existence of mesons on the basis of theoretical work on nuclear forces” • 1945 Wolfgang Pauli “for the discovery of the Exclusion Principle, also called the Pauli Principle” http://nobelprize.org/physics/laureates/1945/pauli-bio.html • 1938 Enrico Fermi “for his demonstration of the existence of new radioactive elements produced by neutron irradiation, and for his related discovery of nuclear reactions brought about by slow neutrons” http://nobelprize.org/physics/laureates/1938/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1938/fermi-bio.html • 1936 Victor Franz Hess “for the discovery of cosmic radiation”, Carl David Anderson “for his discovery of the positron” http://nobelprize.org/physics/laureates/1936/index.html • 1935 James Chadwick “for the discovery of neutron”
http://nobelprize.org/physics/laureates/1935/index.html
96
Nobel Prizes concerning neutrino physics • 2002 Raymond Davis Jr. ´es Masatoshi Koshiba “for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the detection of cosmic neutrinos” http://nobelprize.org/physics/laureates/2002/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/2002/davis-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/2002/koshiba-cv.html A kozmikusneutr´ın´ok (napneutr´ın´ok ´es szupernovaneutr´ın´ok) detekt´al´as´a´ert. • 1995 Martin I. Perl “for the discovery of the tau lepton”, Frederick Reines “for the detection of the neutrino” http://nobelprize.org/physics/laureates/1995/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1995/perl-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1995/reines-autobio.html A tau lepton felfedez´es´e´ert ´es a neutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´a´ert. • 1988 Leon M. Lederman, Melvin Schwartz, Jack Steinberger “for the neutrino beam method and the demonstration of the doublet structure of the leptons through the discovery of the muon neutrino” http://nobelprize.org/physics/laureates/1988/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1988/lederman-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1988/schwartz-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1988/steinberger-autobio.html A m¨ uonneutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´a´ert. • 1980 James Watson Cronin, Val Lonsdon Fitch “for the discovery of fundamental symmetry principles in the decay of the neutral K-mesons” http://nobelprize.org/physics/laureates/1980/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1980/cronin-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1980/fitch-autobio.html • 1979 Sheldon Lee Glashow, Abdus Salam, Steven Weinberg “for their contribution to the theory of the unified weak and electromagnetic interaction between elementary particles, including, iter alia prediction of the weak neutral current” http://nobelprize.org/physics/laureates/1979/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1979/glashow-autobio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1979/salam-bio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1979/weinberg-autobio.html A gyenge ´es elektrom´agneses elm´eletek egyes´ıt´es´e´ert ´es az elm´elet¨ uk a´ltal megj´osolt semleges´aramok´ert. 97
• 1967 Hans A. Bethe “for his contribution to the theory of nuclear reactions, especially his discoveries concerning the energy production in stars” http://nobelprize.org/physics/laureates/1967/index.html A csillagokban v´egbemen˝o energi´at termel˝o folyamatok´ert. • 1965 Sin-Itiro Tomonaga, Julian Schwinger, Richard P. Feynman “for their fundamental work in quantum electrodynamics, with deep-ploughing consequences for the physics of elementary particles” http://nobelprize.org/physics/laureates/1965/index.html A kvantumelektrodinamika ter¨ ulet´en v´egzett munk´ass´aguk´ert. • 1957 Chen Ning Yang, Tsung-Dao Lee “for their penetrating investigation of the so-called parity laws which has led to important discoveries regarding the elementary particles” http://nobelprize.org/physics/laureates/1957/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1957/yang-bio.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1957/lee-bio.html A parit´ass´ert´es´ert • 1938 Enrico Fermi “for his demonstration of the existence of new radioactive elements produced by neutron irradiation, and for his related discovery of nuclear reactions brought about by slow neutrons” http://nobelprize.org/physics/laureates/1938/index.html http://nobelprize.org/physics/laureates/1938/fermi-bio.html • 1936 Victor Franz Hess “for the discovery of cosmic radiation”, Carl David Anderson “for his discovery of the positron” http://nobelprize.org/physics/laureates/1936/index.html • 1935 James Chadwick “for the discovery of neutron”
http://nobelprize.org/physics/laureates/1935/index.html A neutron felfedez´es´e´ert.
98
A neutr´ın´ oval kapcsolatos kis´ erleti ´ es elm´ eleti eredm´ enyek A neutr´ın´o a gravit´aci´os k¨olcs¨onhat´ason k´ıv¨ ul csak a gyengek¨olcs¨onhat´asban vesz r´eszt. Ez a tulajdons´aga a neutr´ın´ot alkalmass´a teszi arra, hogy szondak´ent alkalmazzuk bizonyos jelens´egek tanulm´anyoz´as´an´al. A neutr´ın´o a keletkez´esi hely´et˝ol egyenes vonalban halad a detektorig meg˝orizve keletkez´es´enek k¨or¨ ulm´enyeit (impuzus´at, energi´aj´at, a keletkez´esi hely´ehez mutat´o ir´anyt). Neutr´ın´okat nem t´er´ıtik el p´aly´ajukt´ol az elektromos ´es m´agneses mez˝ok. A kozmikus sug´arz´as protonjait ´es m´as elektromosan t¨olt¨ott r´eszecsk´eit elt´er´ıtik egyenes p´aly´ajukt´ol csillagk¨ozi t´erben tal´alhat´o m´agneses terek. A kozmikus sug´arz´as, lesz´am´ıtva a neutr´ın´okat, k¨olcs¨onhat a csillagk¨ozi t´erben tal´alhat´o anyaggal. A fotonok ugyan egyenes p´alyan mozognak, 10 TeV felett azonban a csillagk¨ozi t´erben tal´alhat´o h´att´erfotonokkal ´es e− e+ p´arokat hoznak l´etre. • R´eszecskefizika – Fermi β-boml´as elm´elete – A gyengek¨olcs¨onhat´as elm´elete – A standard modell – A neutr´ın´ok tulajdons´againak a felder´ıt´ese. – K¨ ul¨onb¨oz˝o t´ıpus´ u neutr´ın´ok l´eteznek – Neutr´ın´o-oszcill´aci´o. Legal´abb egy neutr´ın´onak z´erust´o elt´er˝o t¨omege van. – Neutr´ın´o t¨omegek – Parit´as´ert´es ´es a t¨omegn´elk¨ uli k´et-komponens˝ u neutr´ın´o • Asztrofizika – A neutr´ın´o-kis´erletek igazolt´ak, hogy a Napban ´es a csillagokban termonukle´aris reakci´ok mennek v´egbe – Neutr´ın´o-kis´erletekkel igazolt´ak a szupernova-modelleket. – Supernova remnants – AGNs (act´ıve galactic nuclei). AGN is a galaxy with massive black hole at its center. – GRBs (gamma-ray bursters) • Kozmol´ogia – Az Univerzum keletkez´ese, fejl˝od´ese ´es v´egzete. – S¨ot´et anyag (dark matter). • Geofizika – A F¨oldben v´egbemen˝o boml´asi folyamatok vizsg´alata. 99
Megold´ asra v´ ar´ o probl´ em´ ak A fizikusok tanulm´anyozz´ak a neutr´ın´okat ´es u ´ gyt˝ unik, hogy mindenesetben, amikor valami u ´ jat fedeznek fel, akkor egyben u ´ j probl´em´ak is felvet˝odnek. Ezeknek a probl´em´aknak a megold´as´at a neitr´ın´o-kis´erletekt˝ol v´arhatjuk.
“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.
Probl´em´ak, amelyek megold´asra v´arnak: • 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. Megford´ıtva az asztrofizika ´es a kozmol´ogia hat´arokat szab meg a neutr´ın´ot¨omeg nagys´ag´ara.
100
Mit lehet tanulm´ anyozni a neutr´ın´ okkal? • A F¨oldet (geoneutr´ın´ok) • A Napot (napneutr´ın´ok) ´es a csillagokat • szupernov´akat • Az akt´ıv galaxismagokat • A s¨ot´et anyagot • Az antivil´agot
101
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.
102
P´ elda a kevered´ esre a leptoncsal´ adok k¨ oz¨ ott Ha a neutr´ın´onak t¨omege van ´es a leptonsz´am nem marad meg, akkor egy µ − m¨ uon − az els˝o vertexben egy W bozont kibocs´atva νµ m¨ uonneutr´ın´ov´a v´altozik. A νµ a Higgs-h´att´errel k¨olcs¨onhatva νe elektronneutr´ın´ov´a v´altozik. A m´asodik vertexben a νe elnyelve egy W − bozont elektronn´a v´altozik. Ha v´egbemegy a kevered´es a leptoncsal´adok k¨oz¨ott, akkor megval´osulhat a µ− → e − + γ boml´as.
P´ elda arra, hogy a leptonsz´ am nem marad meg egy leptoncsal´ adon bel¨ ul Ha a neutr´ın´ok Majorana-f´ele r´eszecsk´ek, akkor elektronbefog´as alkalm´aval keletkezhet egy balkezes neutr´ın´o, amely a Higgs-h´att´errel k¨olcs¨onhatva jobbkezes antineutr´ın´ov´a v´altozik. A jobbkezes antineutr´ın´o inverz beta-boml´ast okoz, amelyben pozitron keletkezik. Ebben az esetben a leptonsz´am k´et egys´eggel v´altozik meg.
Neutr´ın´ o-n´ elk¨ uli kett˝ os β-boml´ as Ez a boml´as m´eg a jelenlegi detekt´al´asi technika hat´ar´an bel¨ ul esik. Ez a boml´as egy´ertelm˝ uen igazoln´a, hogy a neutr´ın´o Majorana-f´ele r´eszecske. A kett˝os β-boml´as eset´eben egy atommagban, majdnem egyid˝oben, k´et neutron protonn´a alakul ´es ezzel egy u ´ j stabil mag keletkezik, amelynek az elektromos t¨olt´ese k´et egys´eggel megn˝o. Ez a boml´as p´aros-p´aros magokban megy v´egbe, amelyekben p´aros sz´am´ u protont ´es p´aros sz´am´ u neutront tal´alunk. Hasonl´oan a k¨oz¨os´eges β-boml´ashoz a kett˝os β-boml´as is W bozon cser´ej´evel megy v´egbe. A k¨oz¨ons´eges esetben a mag kibocs´at k´et elektront ´es k´et antielektronneutr´ın´ot. Ha azonban a neutr´ın´o Majorana-f´ele r´eszecske, akkor a kett˝os β-boml´as v´egbemehet neutr´ın´ok kibocs´at´asa n´elk¨ ul, innen van a neutr´ın´o-n´elk¨ uli kett˝os β-boml´as elnevez´es. Amikor az els˝o neutr´ın´o a´tv´altozik protonn´a, akkor keletkezik egy W − bozon is. A W − bozon boml´asakor keletkezik egy jobbkezes antineutr´ın´o ´es egy balkezes elektron. A jobbkezes antineutr´ın´o a´tv´altozik balkezes neutr´ın´ov´a egy folyamatban, amely a Majorana-f´ele r´eszecsk´enek a Majorana-f´ele t¨omeget adja. V´eg¨ ul az ´ıgy keletkezett balkezes neutr´ın´o k¨olcs¨onhat a m´asodik β-boml´asn´al keletkezett W − bozonnal ´es balkezes elektronn´a v´altozik. Ebben az esetben a neutr´ın´o, amelyet a k´et W − bozon kicser´el, virtu´alis r´eszecskek´ent szerepel ´es a boml´asban k´et proton ´es k´et elektron keletkezik.
Neutr´ın´ ok a kozmol´ ogi´ aban 1 MeV energi´an a neutr´ın´o 1020 -szor kev´esb´e hat k¨olcs¨on az anyaggal, mint a foton. 103
A neutr´ın´ok, amelyek a Big Bangben keletkeztek, mind a mai napig nagy sz´aban jelen vannak az Univerzumban. 109 -szer t¨obb neutr´ın´o van az Univerzumban mint proton vagy neutron. Minden cm3 -ben kb. 300 neutr´ın´o van. Egy m3 -ben 4 × 108 mikrohull´am´ u foton tal´alhat´o amely a Big Bangben keletkezett (kb. annyi mint ah´any neutr´ın´o, 1 cm3 -ben kb. 400 mikrohull´am´ u, 2.7 K◦ h˝om´ers´eklet˝ u foton van). A s¨ot´et anyag t¨omege az Univerzumban kb. egy nagys´agrenddel nagyobb, mint a l´athat´o anyag´e. Ahhoz, hogy a neutr´ın´ok t¨omege a l´athat´o anyag t¨omeg´et egy nagys´agrenddel meghaladja az kell, hogy a neutr´ın´ok t¨omege a 20 MeV – 30 MeV tartom´anyba essen. A h´elium gyakoris´aga nagyon f¨ ugg att´ol, hogy h´any fajta neutr´ın´o l´etezik. A h´elium gyakoris´aga alapj´an arra lehet k¨ovetkeztetni, hogy az Univerzumban csak a νe , νµ ´es ντ neutr´ın´ok l´eteznek. Az Univerzum ´elet´enek els˝o pillanatai T ' mP l c2 /k ' 109 GeV/k ' 1032 K◦ . A Nagy Egyes´ıt´es Elm´elet´enek a h˝om´ers´eklete: T = 1028 K◦ . Ez az a´llapot a 10−43 − 10−35 s intervallumban volt. Ebben az intervallumban alakult ki a protonok ´es fotonok ar´anya. Ebben az id˝oben nem csak a protonok, fotonok ´es neutr´ın´ok voltak jelen az Univerzumban, hanem a szuperneh´ez r´eszecsk´ek is, mint p´eld´aul az X- ´es Y-bozonok.
104
Glossary (Sz´ ojegyz´ ek) • A.D. – anno domini • A.C. – after Christ • B.C. – before Christ • DUMAND – Deep Underwater Muon And Neutrino Detector (Hawaii) • AMANDA – Antarctic Muon And Neutrino Detector Array • hipot´ezis – val´osz´ın˝ us´egen, ill. csak r´eszben igazolt t´eteleken alapul´o feltev´es. • Big Bang – Nagy Bumm – o˝srobban´as • Next Generation of Nucleon Decay and Neutrino Detectors (NNN) • Main Injector Neutrino Oscillation Search – MINOS • Underground Nucleon Decay and Neutrino Observatory (UNO) – 650 kt US project • Pontecorvo - Maki - Nakagawa - Sakata (PMNS or MNSP) leptonoc mixing matrix that describes the oscillation mechanism, leptonic mixing matrix. • Mega detectors - 1 Mt = 106 t • NESTOR – Neutrino Extended Submarine Telescope with Oceanographic Research • NEMO – Neutrino Mediterranea Observatory • ANTARES – Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss Enviromental Research • vertex – k¨olcs¨onhat´asi csom´opont • RICE – Radio Ice Cherenkov Experiment • OWL – Orbiting Wide-angle Light-collectors • Swift – NASA m˝ uhold – multi-wavelength observatory • HETE-2 – High Energy Transient Explorer • BATSE – Burst and Transient Source Experiment • ANITA – Antarctic Impulse Transient Array • MINOS – Main Ijector Neutrino Oscillation Search • A Majoranaf´ele r´eszecske eset´eben a r´eszecske o¨nmag´anak antir´eszecsk´eje. 105
Jegyzetek • π = 3.141592653589793238 • F´enysebess´eg: c = 299792458 ms−1 ´ yr = 31 556 925.2 s • Ev: • F´eny´ev: ly = 9.461 × 1015 m = 9.461 × 1017 cm • Astronomical Unit: AU = 1.49597870660(20) × 1012 m • parsec: 1 pc = 3.261643232 f´eny´ev = 3.0856775807(4) × 10 18 cm • electric charge of electron: e = 1.60217653(14)×10−19 C = 1.60217653(14)×10−19 As = 4.80320441(41)×10−10esu . • Elektronvolt (eV): 1 eV = 1.60211733(49) × 10−19 J . 1 eV /c2 = 1.782661731(70) × 10−36 kg . • Joule (J) 1 J = 1 kg
m2 = 6.241509480 × 1018 eV . s2
• Altal´anos g´az´alland´o: R = 8.31441 ± 26 × 10−5 . • Avogadro sz´am (NA ): NA = 6.0221367(36) × 1023 mol−1 . • Boltzmann a´lland´o (k): k=
J eV R = 1.380658(12) × 10−23 = 8.617385(73) × 10−5 . NA K K
• H˝om´ers´eklet – energia: T (K) × 0.00008617 = E(eV ) . • Plank a´lland´o (h):
h = 6.626077(52) × 10−34 Js
• Plank a´lland´o (reduk´alt): h ¯ = h/(2π) = 1.054571596(82) × 10−34 Js = 6.58211889(26) × 10−22 MeV s . 106
• A fotonok energi´aja: E = hν; λ = ct; hc 6.6260693 × 10−34 Js × 299792485ms−1 1.239841906 × 10−6 E = hν = = = MeV . λ(m) λ(m) λ(m) • Gravit´aci´os konstans (GN ): GN = 6.67259(85) × 10−11 m3 kg −1 s−2 . • Hubble expansion rate: 100h0 km s−1 M pc−1 = ∼ 70km s−1 M pc−1 =
h0 × (9.77813 Gyr)−1 . • Age of the universe: t ≈ 11.5 Gyr = 1.15 × 1010 yr . • Az univerzum ´eletkora:
mP l c 2 h ¯ t≈ . 2 (kT ) t(sec) ≈
• A Nap ´eletkora:
1 T 2 (MeV2 )
.
t = 4.6 × 109 yr
• Planck t¨omeg: mP l =
h ¯ c 1/2 ≈ 1.2 × 1019 GeV /c2 ≈ 10−5 g . GN
• Plank hossz:
LP l ≈ 10−33 cm .
• Million (M) – 106 • Billion – 109 (US); – 1012 • Trillion – 1012 (US); – 1018 • Inch:
1 in = 0.0254 m .
1 inch(in) = 0.0254 m, 1 foot(ft) = 0.3048 m, 1 yard(yd) = 0.9144 m • Foot:
1 foot = 0.3048 m . 107
• Mile:
1 mile = 1.60934 km.
1 gallon = 4.54 liter • otto (o) 10−18 , fempto (f) 10−15 , piko (p) 10−12 , nano (n) 10−9 , mikro (µ) 10−6 , milli (m) 10−3 , centi (c) 10−2 , kilo (k) 103 , mega (M) 106 , giga (G) 109 , tera (T) 1012 , peta (P) 1015 , exa (E) 1018 , Million (M) – 106 , Billion – 109 (US); – 1012 , Trillion – 1012 (US); – 1018 A statikus kvarkmodell Type •
B
J
I
I3
u 1/3 1/2 1/2 +1/2 d 1/3 1/2 1/2 -1/2 s 1/3 1/2 0 0
S
Q/e
0 +2/3 0 -1/3 1 -1/3
Jelmagyar´azat: B = barionsz´am, J = spin, I = isospin, I3 = az isospin harmadik komponense, S = strangeness (ritkas´ag), Q/e = elektromos t¨olt´es elektront¨olt´es egys´egekben. • A Savannah River atomreaktorban keletkez˝o ν¯e antielektronneutr´ın´ok fluxusa a reaktort´ol 11 m´eterre Φ = 1013 ν¯e sec−1 cm−2 volt. ´Igy a reaktorban m´asodpercenk´ent N = 1.5 × 1020 ν¯e keletkezett. • A Napban annyi neutr´ın´o keletkezik, hogy a F¨old¨on a Nap-F¨old t´avols´agra mer˝olegesen egy n´egyzetcentim´eteren kereszt¨ ul 6.57 × 1010 napneutr´ın´o halad a´t m´asodpercenk´ent (Φν ). • A Napban m´asodpercenk´ent N = Φν × A = 2 × 1038 elektronneutr´ın´o keletkezik. A Nap-F¨old t´avols´agnak megfelel˝o sugar´ u g¨omb felsz´ıne: A = 4πr 2 , 13 ahol r = 1.496 × 10 cm. • Az SN1987A szupernov´aban m´asodpercenk´ent keletkezett keletkezett szupernovaneutr´ın´ok sz´am´anak durva becsl´ese. A szupernova t´avols´aga a F¨oldt˝ol 170 000 f´eny´ev (1.608 × 1023 cm). Ennek a t´avols´agnak megfelel˝o sugar´ u g¨omb felsz´ıne: A = 4πR2 = 4π1.608 × 1021 cm)2 = 3.24924 × 1047 cm2 . A napneutr´ın´ok napi egy esem´enyt okoznak a Kamiokande II. detektorban, a szupernovaneutr´ın´ok pedig m´asodpercenk´ent egyet. A kett˝onek az ar´anya: f 1 = 86400. A k´et t´avos´agnak megfelel˝o s´ ugar´ u g¨omb¨ok felsz´ın´enek az 2 2 20 ar´anya: f 2 = RSN /Rsun = 1.155 × 10 . Felt´etelezve, hogy a napneutr´ın´ok ´es a szupernovaneutr´ın´ok spektruma azonos (ez ny´ılv´anval´oan nem igaz) az SN1987A szupern´ov´aban m´asodpercenk´ent keletkezett neutr´ın´ok sz´ama: NSN = f 1 × f 2 × Nsun = 86400 × 1.155 × 1020 × 2 × 1038 = 2.0 × 1068 . • Az SN1987A szupernov´aban keletkezett neutr´ın´ok k¨oz¨ ul 10 16 neutr´ın´o haladt a´t a Kamiokande II detektoron. Ezek k¨oz¨ ul a neutr´ın´ok k¨oz¨ ul a detektor csup´an 12-t vett ´eszre. 108
• Ahhoz, hogy milyen gyeng´en hatnak k¨olcs¨on az anyaggal a neutr´ın´ok, k´epzelj¨ uk el, hogy a F¨old minden n´egyzetcentim´eter´en 6.57 × 1010 napneutr´ın´o halad a´t m´asodpercenk´ent ´es ezek k¨oz¨ ul csup´an n´eh´an hat k¨olcs¨on t¨obb sz´az tonna anyagban egy nap alatt. • Nap´alland´o: k¨ozepes Nap-F¨old t´avols´agban, e t´avols´ag ir´any´ara mer˝olegesen ´ 1 cm2 fel¨ ulere a Napb´ol 1 perc alatt ´erkez˝o sug´arz´as energi´aja. Atlagosan 1.94 2 kal´oria, ami 1.35 kW/m teljes´ıtm´enynek felel meg. • 1 nap = 8.64 × 104 m´asodperc. • A Nap ´eletkora kb. 4.55 × 109 ´ev = 1.434888 × 1017 m´asodperc. • A Naprendszer ´eletkora 4.6 × 109 ´ev. • Fermionnak nevez¨ unk a feles spin˝ u r´eszecsk´eket (s=1/2, 3/2, ...) • Bozonnak nevezz¨ uk az eg´es spin˝ u r´eszecsk´eket (s=1, 2, ...) • Lepton. 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). A leptonok t¨omegei Lepton Mass Az elektronhoz A protonhoz (MeV/c2 ) viszony´ıtva visziny´ıtva − e 0.510999 1.0 5.1 × 10−4 µ− 105.6596 2.1 × 10+2 1.1 × 10−1 − +3 τ 1777.05 3.5 × 10 1.9 × 10+0 νe < 15eV/c2 2.9 × 10−5 1.6 × 10−8 −1 νµ <0.17 3.3 × 10 1.8 × 10−4 ντ <18.2 3.6 × 10+1 1.9 × 10−2 me = 5.1099907 × 10−1 MeV/c2 mp = 9.3956563 × 102 MeV/c2 • Neutr´ın´o-oszcill´aci´o. Amikor a neutr´ın´o halad´asa k¨ozben peri´odikusan k¨ ul¨onb¨oz˝o neutr´ın´ok´ent jelenik meg. K´et neutr´ın´o t´ıpus eset´eben: . . . νe → ν µ → ν e → ν µ → . . . . • Tudom´anyos jel¨ol´esm´od: 1000 = 103 , 0.001 = 10−3 . • Egy szupernov´aban 100-szer annyi neutr´ın´o keletkezik, mint a Napban eddigi ´elete alatt (4.55 × 109 ´ev = 1.44 × 1017 sec): N = 1000 × 1.44 × 1017 × 2 × 1038 = 2.88 × 1058 . 109
• A Savannah River atomreactort´ol 11 m´eterre a neutr´ın´ok fluxusa 10 13 ν¯e cm−2 sec−1 • A neutr´ın´ok az o˝srobban´as ut´an kb. egy m´asodperccel k¨ol¨onv´altak ´Igy j¨ottek a t¨obbi r´eszecsk´ek˝ol ´es a maguk m´odj´an h¨ ultek tov´abb. l´etre a mikrohull´am´ u h´att´ersug´arz´ashoz hasonl´oan a h´att´erneutr´ın´ok. A h´att´erneutr´ın´ok gyakoris´aga az Univerzumban 300-600 cm−3 . A neutr´ın´ok 109 -szer gyakrabbak, mint a nukleonok vagy elektronok. Az ut´obbiak gyakoris´aga 3 × 10−7 cm3 . A mikrohull´am´ u h´att´ersug´arz´as fotonjai k¨oz¨ ul 500 −4 van egy k¨obcentim´eterben. Az a´tlagos energi´ajuk 10 eV k¨or¨ ul van. Az Univerzumban kb. 109 -szer t¨obb neutr´ın´o tal´alhat´o, mint nukleon. • Nagyenergi´aj´ u neutr´ın´o-teleszk´opok Neutr´ın´o-detektorok v´ızben ´es j´egben Exp Location Depth Medium Height Width (km) (m) (m) AMANDA Antarctica 1-2 ice 390 110 Baikal Siberia 1.1 lake 70 43 DUMAND Hwaii 4.8 ocean 230 106 NESTOR Greece 3.7 sea 220 32 IceCube Antarctica 1.45 ice 1000 1000 a 1 module contains two photomultiplier tubes b 1 tower is equivalent to 7 strings
No Strings 16 8 9 7b 80(1)
No Modules 478(650) 96a 216 168 4800(60)
• A F¨old felsz´ın´en a m¨ uonok intenzit´asa: 100 µm−2 s−1 . • A megfigyelt legnagyobb kozmikussug´arz´as energi´aja 50 joule (3.12 × 10 19 eV) volt. • A megfigyelt legnagyobb energi´aval rendelkez˝o kozmikus r´eszecske 3 × 10 20 eV energi´aval rendelkezett, amely kb. 50 Joulenak felel meg. Hogy ilyen energi´aj´ u protonokat hozzunk l´etre r´eszecskegyors´ıt´oval az LCH m´agneseit felhaszn´alva a gyors´ıt´o ker¨ ulete olyan nagy lenne mint a F¨old p´aly´aja. Az LHC ker¨ ulete 27 km 7.7 TeV = 7.7 × 1012 eV. A f¨oldp´alya ker¨ ulete 1.87 × 109 km. Ilyen energi´aj´ u protonok gyors´ıt´as´ahoz az LHC adataib´ol kiindulva 1.05 × 10 9 ker¨ ullet˝o gyors´ıt´ora lenne sz¨ uks´eg. • A mikrohull´am´ u h´att´ersug´arz´as. A fotonok energi´aja a´tlagossan 10 −4 eV. K¨obcentim´eterenk´ent 500 h´att´efotont tal´alunk az univerzumban. Ebben a fotong´azban a protonok h´abor´ıtatlanul k¨ozlekedhetnek addig, am´ıg az energi´ajuk kisebb, mint 6 × 1019 eV. • Pulz´ar – LGM – Little Green Man – forg´o neutroncsillag • Quazar – guasi-stellar radio sources • Blazar – blazar is belived to be an AGN which has one of its reletivistic jets pointed twards the Earth so that the emission we observe is dominated by phenomena occuring in the jet region (> 100 MeV). 110
• Majorana-t´ıpus´ u r´eszecske – a r´eszecske o¨nmag´anak antir´eszecsk´eje. • A c´elt´argy egy k¨obcentim´eter´eben tal´alhat´o atomok sz´ama: N=
6.03 × 1023 ρ , A
ahol ρ a k´emiai elem s˝ ur˝ us´ege, A pedig az atoms´ ulya. • NNN – Next Generation of Nucleon Decay and Neutrino Detectors • MINOS – Main Injector Neutrino Oscillation Search (FNAL)
111
Physicists • Wolfgang Pauli
http://nobelprize.org/physics/laureates/1945/pauli-bio.html
http://www-groups.dcs.st-and.ac.uk/ history/Mathematicians/Pauli.html • Enrico Fermi
http://nobelprize.org/physics/laureates/1938/fermi-bio.html
• Hans A. Bethe
http://nobelprize.org/physics/laureates/1967/index.html
• 1957 Chen Ning Yang, Tsung-Dao Lee
http://nobelprize.org/physics/laureates/1957/index.html
• Bruno Pontecorvo
http://pontecorvo.jinr.ru/
• Murray Gell-Mann
http://nobelprize.org/physics/laureates/1969/gell-mann-bio.html
• Richard P. Feynman
http://nobelprize.org/physics/laureates/1965//feynman-bio.html
• Leon Lederman, MelvinSchwartz, Jack Steinberger http://nobelprize.org/physics/laureates/1988/
• Frederick Reines
http://nobelprize.org/physics/laureates/1995/reines-autobio-html
• Clyde L. Cowan • Raymond Davis Jr.
http://nobelprize.org/physics/laureates/2002/davis-autobio.html
• Masatoshi Koshiba
http://nobelprize.org/physics/laureates/2002/index.html
112
Bruno Pontecorvo (1913. 8. 22. Pisa, Italy – 1993. 9. 24. Dubna, Russia) 1913 szeptember 22.-´en sz¨ uletett Pis´aban. Egy jom´od´ u zsid´o u ¨ xletember h´arom tehets´eges fia k¨oz¨ ul o˝ volt a k¨oz´eps˝o. B´atyja, Guido egy k¨oztiszteletben a´ll´o ¨ genetikus. Occse, Gillo ismert filmrendez˝o. Egyetemi tanulm´anyait Pis´aban kezdi, majd b´atya tan´acs´ara Rom´aban Fermin´el folytatja. 1933-1936 A r´omai egyetemen dolgozik. 1936-1940 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. 1943-1948 Kanad´aban neh´ezvizes atomreaktorokat tervez (Chalk River). 1950 Liverpoolban tansz´eket vezet. Innen szabads´agra indul Olaszorsz´agba, majd Moszkv´aban t˝ unik fel. Lehetetlennak ´erezte, hogy nyugaton dolgozzon abban az esetben, ha kit¨or a harmadik vil´agh´abor´ u. Meggy˝oz˝od´esb˝ol u ´ gy ´erezte, hogy emberi ´es politikai tisztess´ege megkiv´anja, hogy tud´as´at ´es tehets´eg´et a Szovjetuni´o szolg´alat´aba kellett a´ll´ıtania. Felvette a szovjet a´llampolg´ars´agot.
Szaktud´asban, o¨tletekben ´es k´epzel˝oer˝oben kiemelked˝o egy´enis´eg volt.
Hires gondolatai • Antineutr´ın´ok detekt´al´asa az inverz β-boml´assal. • 1946, neutr´ın´o-detektor, νe +37 Cl →37 Ar + e+ • A µ → e+. . . boml´as´an´al nem γ, hanem k´et ν, egy neutr´ın´o ´es egy antineutr´ın´o keletkezik. • K´et fajta neutr´ın´onak kell l´eteznie • Neutr´ın´o-nyal´ab • 1957, Neutr´ın´o-oszcill´aci´o; 1969 SNP megold´asa. Elgondol´asait mindig m´asok m´as orsz´agban val´os´ıtott´ak meg ´es m´asok kapt´ak a Nobel-d´ıjat.
Anekdota Leon Lederman Moszkv´aban tal´alkozott Bruno Pontecorvoval. Egy orosz fizikus bar´atj´at´ol azt k´erte, hogy mutasson neki egy fizikust aki val´oban kommunista. A bar´atja r¨ovid haboz´as ut´an Bruno Pontecorvora mutatott. 113
Wolfgang Pauli (1900 – 1958)
Fontosabb m˝uvei a fizik´aban • Wolfgang Ernst Friderick Pauli 1900 a´prilis 25.-´en sz¨ uletett B´ecsben. • Arnold Sommerfeldn´el tanul. Sommerfeld k´er´es´ere egy o¨sszefoglal´o cikket ´ır a relativit´aselm´eletr˝ol a Mathematische Enzyklop¨adie sz´am´ara (20 ´eves), a mai napig ez az egyik legjobb o¨sszefoglal´o cikk a relativit´aselm´eletr˝ol (236 oldal). • 1920 – Bevezeti a Bohr-magneton fogalm´at • Pauli-elv (25 ´eves). • 1926 – Bevezeti a spin oper´ator´at. • Nemrelativisztikus spinelm´elet • Perturb´aci´o-elm´elet • Neutr´ın´o-hipot´ezis (30 ´eves). • Nobel-d´ıj (45 ´eves).
Anekd´ota Pauli nagyon t¨ urelmetlen, temperamentumos ´es ´elesnyelv˝ u volt. Ut´alta a tudom´anyos pongyolas´agot. Ezek a tulajdons´agai sz´amos anekd´ot´ara adtak okot. • Paul Ehrenfest “Isten ostor´anak” nevezte Paulit. • 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), ...
114
Transparencies • Zsir´af • Bruno Pontecorvo • A term´eszettudom´any fejl˝od´ese • A k¨ ul¨onb¨oz˝o elm´eleti j´oslatok • Mengyelejev peri´odusos rendszere • A kvarkmodell • Ω− kis´erleti felfedez´ese • A standard modell • A standard modell • H´arom ´es csak h´arom kvark-lepton csal´ad l´etezik • A n´egy alapvet˝o k¨olcs¨onhat´as • α, β ´es γ sug´arz´asok • A β-boml´as • Wolfgang Pauli (photo) • Wolfgang Pauli – a neutr´ın´o-hipot´ezis (The Desperate Remedy) • Enrico Fermi (photo) • Enrico Fermi (photo) • Enrico Fermi – a β-boml´as elm´elete • Reines and Cowan experiment • Frederick Reines (photo) • pp-l´anc • CNO-ciklus • A napneutr´ın´ok energiaspektruma • F¨oldalatti laborat´oriumok 115
• A ν¯e kis´erleti kimutat´asa • A ν¯µ kis´erleti kimutat´asa • A ντ kis´erleti kimutat´asa • A kozmikus sug´arz´as • Atmoszf´erikusneutr´ın´ok • SN1987A • Fizikai Nobel-d´ıj, 2002 • IceCube
116
Stories • Wolfgang Pauli (1900-1958)
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 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: Egy int´ezetben mindig akkor ment t¨onkre legal´abb egy kis´erlet, amikor Pauli azt megl´atogatta.
Paul Erenfest “Isten ostor´anak” nevezte Paulit. Amikor Fred Reines ´es Clyde Cowan 1956-ban a neutr´ın´ot kis´erletileg kimutatt´ak, akkor W. Palinak a k¨ovetkez˝o t´aviratot k¨ıldt´ek Z¨ urichbe: Boldogan k¨oz¨olj¨ uk, hogy az atomreaktor boml´asi term´ekei k¨oz¨ott, az inverz β-boml´as seg´ıts´eg´evel egy´ertelm˝ uen siker¨ ult kimutatni a neutr´ın´ot. Pauli egy CERN-i konferenci´an vett r´eszt. Itt ´erte utol a h´ır. A konferenci´at megszak´ıtva, bejelentett´ek a neutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´at. Pauli bar´atai t´arsas´ag´aban egy l´ada pezsg˝ovel u ¨ nnepelte meg a neutr´ın´o kis´erleti kimutat´as´at, majd a k¨ovetkez˝o v´alaszt´aviratot k¨ uldte: “K¨osz¨on¨om az u ¨ zenetet – minden meg´erkezik annak, aki tudja, hogy hogy kell r´a v´arni”. • Bruno Pontecorvo (1913-1993)
Leon Lederman Moszkv´aban egy konferenci´an megk´ert egy orosz fizikust, hogy mutasson neki egy igazi kommunist´at. A fizikus r¨ovid haboz´as ut´an Bruno Pontekorvora mutatott.
• Antonio Salieri (1750. 8. 19 Legano – 1825. 5. 7. B´ecs) Udvari zeneszerz˝o. Tan´ıtv´anyai voltak Bethoven ´es Shubert. Salieri mondja az Amadeuszban Mozartr´ol: “Istenem, mi´ert z´artad ezt a ragyog´o szellemet ilyen fertelmes alak test´ebe?” • Szil´ard Le´o (1898 - 1964)
Sok kiv´al´o magyar tud´os vett r´eszt a Manhattan programban az atombomba elk´esz´ıt´es´eben Los Alamosban (Szil´ard Le´o, Teller Ede, Wigner Jen˝o, Neumann J´anos, Kem´eny J´anos, Lax P´eter). Enrico Fermi volt a vezet˝oje az atombomb´an dolgoz´o tud´osoknak. Egy alkalommal, amikor 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.”
117
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 − He → Li + e + ν¯e 2 3 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+
1
azaz
Neutr´ın´ o-nyal´ ab Brookhaven on Long Island (AGS – Alternating Gradient Synchrotron)
15 GeV protonok → Be-target. Sok pion keletkezett: π +, π − ´es π 0. Ezut´an 20 m hossz´u rep¨ul´esi z´ona k¨ovetkezett. A pionok elbomlanak: π + → µ+ + νµ (10−8 s) , µ+ → ν¯µ + e+ + νe (10−6 s) π − → µ− + ν¯µ (10−8 s) , µ− → νµ + e− + ν¯e (10−6 s) 13.5 m vastag csatahaj´ok lemezeib˝ol k´esz´ıtett vas fal (2000 t) kisz˝urte a r´eszecsk´ek t¨obbs´eg´et. Los Alamos (LANSCE)
Protonok → H2O-target A pionok t¨obbs´ege f´elm´etert rep¨ult miel˝ott a r´ezbeamstopba ´erkezik. A r´ez-beamstop minden π − -t befog miel˝ott elbomolna. A π +-ok meg´allnak ´es elbomolnak: π + → µ+ + ν µ µ+ → ν¯µ + e+ + νe A µ+ is meg´all a beam-stopban ´es meg´allva bomlik. A neutr´ın´ok minden ir´anyba rep¨ulnek sz´et. A π − boml´as´aban keletkez˝o ν¯e eloszl´asa hasonl´o a νe eloszl´as´ahoz, de a gyakoris´aguk sokkal kisebb (elhanyagolhat´o). ν¯µ + P → n + µ+ νµ + n → p + µ − 2
Akt´ıv galaxismagok (Active Galactic Nuclei – AGN) Ezeknek a galaxisoknak a k¨ozep´en egy kism´eret˝ u akt´ıv magot tal´alunk. Ez a mag nagyon v´altoz´ekony ´es ragyog´o a galaxis t¨obbi r´esz´ehez viszony´ıtva. Az elm´eletek alapj´an ezeknek a galaxisoknak a k¨ozepe k¨ozel´eben szuperneh´ez feketelyuk van (MBH – Massive Black Hole). A feketelyuk t¨omege el´erheti a 10 9 napt¨omeget. Ez a feketelyuk mag´aba nyeli a galaxis anyag´at, mik¨ozben gravit´aci´os energi´at sug´aroz. Hasonl´oan az X-sug´arz´asi bin´aris rendszerhez az egyik csillag k¨or¨ ul egy gyarapod´asi t´arcsa alakul ki. Ez a t´arcsa akkor alakul ki, amikor a kism´eret˝ u, de nagyt¨omeg˝ u csillag elsz´ıvja a nagym´eret˝ u csillag anyag´at. Amikor a nagym´eret˝ u csillag anyaga r´ahull a nagyt¨omeg˝ u kism´eret˝ u csillagra, akkor er˝os X-sug´arz´as ´es gammasug´arz´as keletkezik. A gravit´aci´os energia egy forr´o plazmasug´arban t´avozik, amelyben az energia egy r´esze X-sug´arz´as (r¨ontgensug´arz´as) ´es γ-sug´arz´as form´aj´aban t´avozik. Ezeknek a galaxisoknak a k¨ozep´eben egy jet strukt´ ur´at figyelhet¨ unk meg, amelynek a hossza t¨obb tizezer f´eny´ev. Ez a jet akkor keletkezik, amikor az anyag a feketelyukba hull. Ezek a jetek a legnagyobb r´eszecskegyors´ıt´ok az Univerzumban (megfigyeltek 100 MeV, 1 GeV energi´an´al nagyobb energi´aval rendelkez˝o r´eszecsk´eket, s˝ot t¨obb TeV-es r´eszecsk´eket ´ıs.
3
Gammasug´ arz´ asi forr´ asok (Gamma Ray Bursters – GRB) Gamma-sug´arz´as kit¨or´esek. 1967-ben fedezt´ek fel o˝ket v´eletlen¨ ul, amikor az USA katonai m˝ uholdakkal ellen˝orizte, hogy a Szovjet´ uni´o betartja-e a l´egk¨ori atombombarobbant´asok tilalm´at. Az atombombarobbant´asokkor intenz´ıv gammasug´arz´as keletkezik. Ennek a detekt´al´as´ara voltak k´epesek az eml´ıtett m˝ uholdak. Az´ota is ez az asztrofizika egyik legnagyobb rejt´elye. A NASA Compton Gamma Ray Obsevatory m˝ uholdj´ara szerelt Burst and Transient Source Experiment (BATSE) 1992es eredm´enye szerint a GRB-ok nagy t´avols´agra (10 10 f´eny´ev) vannak ´es k´et csoportba oszthat´ok: • Short hard-spectrum burst (SHB) < 1 sec. • Long soft burst > 2 sec. Az id˝otartamuk ezeknek a kit¨or´eseknek n´eh´any milliszekundumt´ol t¨obb percig tart. Ezek a kit¨or´esek t¨obb sz´azszor intenz´ıvebbek, a szupernov´akban keletkez˝o gammasug´arz´asn´al ´es 1012 -szer intenz´ıvebbek a Nap gammasug´arz´as´an´al. Ezeknek a kit¨or´eseknek a gyakoris´aga kb. naponta egy ´es v´eletlenszer˝ uen k¨ovetkeznek be az ´egbolton.
4
Z´ ar´ osz´ o A gyengek¨olcs¨onhat´as ter¨ ulet´en gyakran a felvet˝od¨ott ellentmond´asok vezettek el u ´j felfedez´esekhez: • Az energiamegmarad´as s´er¨ ul´ese a β-boml´asban vezetett el mag´ahoz a neutr´ın´ohipot´ezishez. • A τ -θ rejt´ely vezetett el a parit´ass´ert´eshez. • Vajon a 7 Be-8 B probl´ema fog elvezetni a neutr´ın´o-oszcill´aci´ohoz ´es a neutr´ın´o z´erust´ol elt´er˝o t¨omeg´ehez?
Jelenleg a Borexino-kis´erlet a legalkalmasabb a napneutr´ın´o-spektrum < 1 MeV tartom´any´anak m´er´es´ere, ahol a 7 Be-8 B rejt´ely a neutr´ın´o t´ıpus´anak a megv´altoz´as´at sugalja.
5
Figures • Kvantumelektrodinamika • Az α, β ´es γ sug´arz´asok • Fermi β-boml´as elm´elete • β-decay • A β-boml´as ´es az inverz β-boml´as • Cserenkov-sug´arz´as • A napneutr´ın´ok u ´ j probl´em´aja • 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
2
3 α, β and γ radiations
Fermi β-boml´as elm´elete
4
β-decay
5
β-decay and inverse β-decay
6
Cserenkov-sug´arz´as
Cserenkov-sug´arz´as
7
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
8
Solar neutrino spectrum 10
12
10
11
10
10
pp → 7
Be →
9
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 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
10
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
11
20
25
30
12 Neutrinos and target atoms
IceCube (1 km3 )
13
