Nötrinolar, radyoaktif elementlerin bozunmasıyla üretilen atom altı parçacıklardır ve elektrik yükü olmayan temel parçacıklardır veya F. Raines’in dediği gibi, “…insanın hayal edebileceği en küçük gerçeklik ölçüsü.” Nötrino adı, Enrico Fermi tarafından, nötronun İtalyanca adı olan nötron için bir kelime oyunu olarak yazılmıştır.
Tüm yüksek enerjili parçacıklar arasında, yalnızca zayıf etkileşimli nötrinolar astronomik bilgileri doğrudan evrenin sınırından, doğrudan en dehşet verici yüksek enerjili süreçlerin ve bildiğimiz üç farklı nötrino türünün derinliklerinden aktarabilir. Aşağıdaki tabloda gösterildiği gibi yüklü parçacıkla ilişkili tip:
Yüksek enerjili çarpışmalarda bol miktarda üretilen, öncelikle ışık hızında hareket eden ve manyetik alanlardan etkilenmeyen nötrinolar, astronominin temel gereksinimlerini karşılar. Eşsiz avantajları temel bir özellikten kaynaklanmaktadır: yalnızca doğanın en zayıf kuvvetlerinden (ancak yerçekimine göre) etkilenirler ve bu nedenle, bizimle kökenleri arasındaki kozmik mesafeler boyunca seyahat ederken esasen emilmezler.
İçindekiler
Nereden geliyor?
Bugün bildiklerimize göre, yüzen nötrinoların çoğu 15 milyar yıl önce, evrenin doğumundan kısa bir süre sonra doğdu. Bu zamandan beri, evren sürekli olarak genişledi ve soğudu ve nötrinolar varlığını sürdürdü. Teorik olarak, şu anda o kadar çok nötrino var ki, bunlar 1,9 derece Kelvin (-271,2 santigrat derece) sıcaklıkta arka plan kozmik radyasyon üretiyorlar. Diğer nötrinolar sürekli olarak nükleer santraller, parçacık hızlandırıcılar, nükleer bombalar, genel atmosfer olayları tarafından ve yıldızların doğumları, çarpışmaları ve ölümleri sırasında, özellikle süpernova patlamaları tarafından üretilir.
Nötrino ilk olarak Aralık 1930’da Wolfgang Pauli tarafından beta bozunmasının enerji spektrumunu, bir nötronun bir proton ve bir elektrona bozunmasını açıklamak için önerildi. Pauli, tespit edilemeyen parçacığın, ilk ve son parçacıkların enerji ve açısal momentumları arasındaki gözlenen farkı uzaklaştırdığını varsaydı. “Hayalet” özelliklerinden dolayı, nötrinoların ilk deneysel tespiti, ilk kez konuşulduktan sonra yaklaşık 25 yıl beklemek zorunda kaldı. 1956’da Clyde Cowan, Frederick Raines, F.B. Harrison, H.W. Cross ve AD McGuire, Science’ta “serbest nötrino: doğrulama” keşfi üzerine bir makale yayınladılar ve bunun sonucunda 1995’te Nobel Ödülü verildi. 1962’de Lyon keşfetti anne. 1975’te Stanford doğrusal hızlandırıcısında üçüncü bir lepton türü olan tau keşfedildiğinde, ona bağlı bir nötrino olması bekleniyordu. Bu üçüncü tür nötrino için ilk kanıt, nötrinoların ilk keşfine yol açan beta bozunmasına benzer şekilde, tau’daki kayıp enerji ve momentumun gözlemlenmesinden ortaya çıktı. Gerçek tau-nötrino etkileşimlerinin ilk tespiti, 2000 yazında Fermilab’ın DONUT’u ile işbirliği içinde duyuruldu ve bu, onu Standart Model’de doğrudan gözlemlenen en yeni parçacık haline getirdi.
nötrino olayları
Nötrino kütlelerini incelemek için pratik bir yöntem (yani, tat salımı) ilk olarak 1957’de Bruno Kantecorvo tarafından nötr kaon sistemine bir benzetme kullanılarak önerildi; Önümüzdeki on yıl boyunca, vakum salınımlarının matematiksel biçimciliğini ve modern formülasyonunu geliştirdi. 1985’te Stanislav Mikheev ve Alexei Smirnov (1978’de Lincoln Wolfenstein’ın çalışmasıyla genişletildi), nötrinolar madde ile yayıldığında lezzet salınımlarının değiştirilebileceğini bildirdi. Bu sözde MSW etkisi, Güneş’ten yayılan ve Dünya’daki dedektörlere giderken yoğun atmosferinden geçen nötrinoları anlamak için önemlidir.
Sadece geçiyoruz!
Nötrinoların madde ile zayıf etkileşimi, onları astronomik haberciler olarak benzersiz bir şekilde değerli kılar. Fotonların veya yüklü parçacıkların aksine, nötrinolar kaynaklarının derinliklerinden çıkıp herhangi bir müdahale olmaksızın evrende dolaşabilirler. Yıldızlararası manyetik alanlar tarafından saptırılmazlar ve yıldızlararası madde tarafından soğurulmazlar. Ancak aynı özellik, kozmik nötrinoların tespit edilmesini çok zorlaştırır; Kökenlerinin izini sürmek için yeterli sayıda onları bulmak için muazzam araçlara ihtiyaç vardır.
Nötrinolar, bir nötr akım (Z bozon değişimi içeren) veya yüklü akım (W bozon değişimi içeren) ile zayıf bir şekilde etkileşime girebilir. Bir nötr akım reaksiyonunda, nötrino enerjisinin ve momentumunun bir kısmını hedef parçacığa aktardıktan sonra dedektörü terk eder. Nötrinonun enerjisi ne olursa olsun, nötrinoların üç çeşidi de paylaşılabilir. Ancak nötrinoların tadı hakkında hiçbir bilgi geride bırakılmadı.
Yük akımı etkileşiminde, nötrino ortak bir leptona (elektron, müon veya tau) dönüşür. Bununla birlikte, bir nötrino, daha ağır ortağının kütlesini oluşturmak için yeterli enerjiye sahip değilse, onunla şarj akımı etkileşimi kullanılamaz. Güneşin nötrinoları ve reaktörü elektronları oluşturmak için yeterli enerjiye sahiptir. Hızlandırıcı tabanlı nötrino ışınlarının çoğu aynı zamanda müonlar oluşturabilir ve birkaçı da taos oluşturabilir. Bu leptonları ayırt edebilen bir detektör, yüklü bir akımın yüklü nötrinoların tadıyla etkileşimini gösterebilir. Etkileşim, yüklü bir bozonun değiş tokuşunu içerdiğinden, hedef parçacık karakterini değiştirir (örneğin, bir nötrondan bir protona).
hayaletler için kelebek ağları
Astrofiziğin pek çok olağandışı gizemi, elektromanyetik spektrumun tüm dalga boylarında maddenin aramızdaki radyasyon tarafından soğurulması nedeniyle görüşümüzden gizlenebilir. Örneğin, yıldızların ve galaksilerin merkezi motorlarını oluşturan sıcak, yoğun bölgeler fotonlara karşı opaktır. Süpernova kalıntıları, gama ışını patlamaları ve aktif galaksiler gibi çekirdeklerinde kompakt nesneler veya karadelikler bulunabilen diğer durumlarda, yüzey bölgelerinden yayılan yüksek enerjili fotonların kesin kaynağı belirsizdir. Bu nedenle, farklı gözlem pencerelerinden, özellikle nötrinolarla yapılan doğrudan gözlemlerden elde edilen veriler önemli olabilir. Zor nötrinoları gözlemlemek için geliştirilmiş yöntemler vardır:
1. Renz ve Quan, suda kadmiyum klorür çözeltisi içeren diş telleri kullandılar. Kadmiyum hedeflerinin yanına iki flaş detektörü yerleştirildi. Antinötrinoların sudaki protonlarla mevcut etkileşimleri, yüklü pozitronlar ve nötronlar üretir. Pozitronun elektronlar tarafından yok edilmesi, yaklaşık 0,5 MeV enerjiye sahip fotonların oluşumuna yol açtı. Tesadüfi foton çiftleri, hedefin üstünde ve altında bulunan iki flaş detektörü tarafından tespit edilebilir. Nötronlar, kadmiyum çekirdeği tarafından yakalandı ve pozitron yok olma olayından gelen fotonlardan birkaç mikrosaniye sonra tespit edilen yaklaşık 8 MeV’lik gama ışınlarına yol açtı. Bugün, çok daha büyük olan KamLAND dedektörü, nötrino emisyonunu incelemek için benzer teknolojileri ve 53 Japon nükleer santralini kullanıyor.
2. Klor dedektörleri, karbon tetraklorür ile dolu bir tanktan oluşur. Nötrino, yüklü bir akımın etkileşimi ile bir klor atomunu bir argon atomuna dönüştürür. Sıvı, argonu çıkaracak olan helyum gazı ile periyodik olarak temizlenir. Daha sonra argonu çıkarmak için helyum soğutulur. Güney Dakota’daki kurşun yakınlarındaki eski Homestake madeninde 520 ton (470 metrik ton) sıvı içeren bir klor detektörü, güneşten gelen elektron nötrinolarının iktidarsızlığının ilk ölçümünü yaptı (bkz. Güneş nötrino problemi). Benzer bir dedektör tasarımı, düşük enerjili nötrinolara duyarlı galyumdan germanyuma dönüşüm kullanır. Bu son yöntem, ilgili reaksiyon dizisi (galyum-germanyum-galyum) nedeniyle “Alsace-Lorraine” tekniği olarak adlandırılır. Bu kimyasal algılama yöntemleri yalnızca nötrinoları saymak için kullanışlıdır; Nötrino yönü veya enerji bilgisi yoktur.
Baykal Gölü’nde kullanılan reaktifler
3. “Halka görüntüleme” dedektörleri, bir ortamda ışık hızından daha hızlı hareket eden yüklü parçacıklar tarafından üretilen Çerenkov ışığından yararlanır. Bu dedektörlerde, büyük miktarda şeffaf malzeme (örneğin su veya buz), ışığa duyarlı fotoçoğaltıcı tüplerle çevrilidir. Yeterli enerjiyle yüklenen bir lepton, bir dizi fotoçoğaltıcı tüpte belirgin bir halka benzeri aktivite paterni bırakan Çerenkov ışığı üretir. Bu model, olay nötrinoları hakkında yön, enerji ve (bazen) lezzet bilgilerini çıkarmak için kullanılabilir.
– İki su dolu dedektör (Kamiokande ve IMB), süpernova 1987a’dan kaynaklanan nötrino patlamasını kaydetti. Bu türden en büyük dedektör, su dolu Süper Kamiokande’dir.
– Project Ice Cube ve Project Amanda, su yerine buz kullanarak bu yöntemi daha geniş ölçekte kullanıyor; Bunu kolaylaştırmak için, büyük miktarda Antarktika buzu bulabileceğiniz tek yer Güney Kutbu’nda inşa edildi!
Sudbury Nötrino Gözlemevi (SNO) ağır su kullanır. Normal su detektöründe bulunan nötrino etkileşimlerine ek olarak, ağır sudaki döteryum nötrinolar tarafından temizlenebilir. Ortaya çıkan serbest nötron daha sonra yakalanır ve tespit edilen gama ışını patlaması serbest bırakılır. Nötrinoların üç çeşidi de bu bozunma reaksiyonuna eşit olarak katılır.
o MiniBooNE dedektörü, algılama ortamı olarak saf mineral yağ kullanır. Madeni yağ doğal bir parıltıdır, bu nedenle Cherenkov ışığını üretmek için yeterli enerjiye sahip olmayan yüklü parçacıklar yine de flüoresan ışığı üretebilir. Bu, protonların suda görünmeyen düşük enerjili müonlar kullanılarak tespit edilmesini sağlar.
4. MINOS dedektörleri gibi izleme kalorimetreleri, değişen sorbent ve dedektör düzlemlerini kullanır. Soğurma düzlemleri dedektör kütlesini sağlarken, dedektör düzlemleri izleme bilgisini sağlar. Çelik, nispeten yoğun ve ucuz olan ve manyetik olma avantajına sahip olan yaygın bir emici seçenektir.
5. Nova’nın önerisi, büyük miktarda daha az yoğun kütle elde etmenin ucuz bir yolu olarak sunta kullanımını önermektedir. Aktif detektör genellikle sıvı veya plastik bir sintilatördür ve farklı iyonizasyon odaları da kullanılsa da fotoçoğaltıcı tüpler tarafından okunur. Kalorimetrik izleme yalnızca yüksek enerjili (GeV aralığı) nötrinolar için kullanışlıdır. Bu enerjilerde, nötr akım etkileşimleri bir hadronik enkaz sağanağı olarak görünür ve yüklü akım etkileşimleri, yüklü bir lepton izinin varlığıyla tanımlanır (muhtemelen bir çeşit hadronik enkazın yanında). İzlemesi ve bulması kolaydır. Bu müonun manyetik alandaki yol uzunluğu ve eğriliği enerji ve yük sağlar. Dedektördeki elektron, aktif dedektör tanecikleri duşun fiziksel boyutuna göre küçükse, hadronik duştan ayırt edilebilen bir elektromanyetik duş üretir. Tau leptonları esas olarak piyonlara veya yüklü leptonlara dönüşür ve bu tür dedektörlerde doğrudan gözlemlenemez. (Tau’yu doğrudan gözlemlemek için, görüntüleme emülsiyonundaki izler tipik olarak eğrilik gösterir.)
6. Nötrino deneylerinin çoğu, Dünya yüzeyini bombalayan kozmik ışın akışıyla uğraşmak zorundadır. Düşük enerjili deneyler için kozmik ışınlar basit bir problem değildir. Alternatif olarak, kozmik ışınlar tarafından üretilen parçalanma nötronları ve radyoizotoplar, istenen fiziksel sinyalleri taklit edebilir. Bu deneylerin çözümü, dedektörü yerin derinliklerine yerleştirmektir, bu da Dünya’nın kozmik ışınlarının hızını kabul edilebilir seviyelere indirecektir.
kaynak:
Britanya
yazar: Tuncay Bayraktar
Diğer gönderilerimize göz at
[wpcin-random-posts]