V sobotu 2. listopadu proběhla mohutná oslava naší plnoletosti !!
Multimediaexpo.cz je již 18 let na českém internetu !!

Neutrino

Z Multimediaexpo.cz

(Rozdíly mezi verzemi)
m (1 revizi)
m (Nahrazení textu „<math>“ textem „<big>\(“)
Řádka 13: Řádka 13:
| objev = ν<sub>e</sub>: [[Clyde Cowan]] a [[Frederick Reines]] (1956), ν<sub>μ</sub>: [[Leon Lederman]], [[Melvin Schwartz]] a [[Jack Steinberger]] (1962), ν<sub>τ</sub>: [[DONUT]] (2000)
| objev = ν<sub>e</sub>: [[Clyde Cowan]] a [[Frederick Reines]] (1956), ν<sub>μ</sub>: [[Leon Lederman]], [[Melvin Schwartz]] a [[Jack Steinberger]] (1962), ν<sub>τ</sub>: [[DONUT]] (2000)
}}
}}
-
'''Neutrino''' a '''antineutrino''' jsou [[elementární částice]] ze skupiny [[lepton]]ů. Vzniká při jaderných reakcích, které zahrnují [[beta rozpad]]. Má [[spin]] <math>\hbar/2</math>, a proto patří mezi [[fermion]]y. Jeho [[hmotnost]] je velmi malá ve srovnání s většinou elementárních částic, avšak poslední experimenty ukazují, že je nenulová (vizte [[Super-Kamiokande]]). Jeho [[elektrický náboj]] je nulový, nepůsobí na něj ani [[silná interakce|silná]] ani [[elektromagnetická síla|elektromagnetická]] [[základní interakce|interakce]], ale jen [[slabá interakce]] a velmi slabě také [[gravitace]].
+
'''Neutrino''' a '''antineutrino''' jsou [[elementární částice]] ze skupiny [[lepton]]ů. Vzniká při jaderných reakcích, které zahrnují [[beta rozpad]]. Má [[spin]] <big>\(\hbar/2</math>, a proto patří mezi [[fermion]]y. Jeho [[hmotnost]] je velmi malá ve srovnání s většinou elementárních částic, avšak poslední experimenty ukazují, že je nenulová (vizte [[Super-Kamiokande]]). Jeho [[elektrický náboj]] je nulový, nepůsobí na něj ani [[silná interakce|silná]] ani [[elektromagnetická síla|elektromagnetická]] [[základní interakce|interakce]], ale jen [[slabá interakce]] a velmi slabě také [[gravitace]].
Jeho [[účinný průřez]] pro slabou interakci je velmi malý, proto neutrina procházejí běžnou hmotou, třeba celou [[Země|zeměkoulí]], většinou bez jakékoli reakce. [[Slunce]] emituje neutrina o energii několika [[Elektronvolt|MeV]] a pokud bychom chtěli zachytit aspoň [[polovina|polovinu]] z nich, potřebovali bychom k tomu blok [[olovo|olova]] o tloušťce asi [[1|jeden]] [[světelný rok]] (~10<sup>16</sup>[[metr|m]]). Detekce neutrin z vesmíru je tedy velmi náročná a vyžaduje velmi rozměrné detektory. Jinou možností výzkumu jejich vlastností je produkovat uměle svazky neutrin o velké [[energie|energii]].
Jeho [[účinný průřez]] pro slabou interakci je velmi malý, proto neutrina procházejí běžnou hmotou, třeba celou [[Země|zeměkoulí]], většinou bez jakékoli reakce. [[Slunce]] emituje neutrina o energii několika [[Elektronvolt|MeV]] a pokud bychom chtěli zachytit aspoň [[polovina|polovinu]] z nich, potřebovali bychom k tomu blok [[olovo|olova]] o tloušťce asi [[1|jeden]] [[světelný rok]] (~10<sup>16</sup>[[metr|m]]). Detekce neutrin z vesmíru je tedy velmi náročná a vyžaduje velmi rozměrné detektory. Jinou možností výzkumu jejich vlastností je produkovat uměle svazky neutrin o velké [[energie|energii]].
== Druhy neutrin ==
== Druhy neutrin ==
Řádka 26: Řádka 26:
|-
|-
|style="background:#efefef;"| Elektronové neutrino
|style="background:#efefef;"| Elektronové neutrino
-
| <math>\nu_e\,</math>
+
| <big>\(\nu_e\,</math>
| &lt; 2.5 eV
| &lt; 2.5 eV
|-
|-
|style="background:#efefef;"| Elektronové antineutrino
|style="background:#efefef;"| Elektronové antineutrino
-
| <math>\bar{\nu}_e\,</math>
+
| <big>\(\bar{\nu}_e\,</math>
| &lt; 2.5 eV
| &lt; 2.5 eV
|-
|-
Řádka 36: Řádka 36:
|-
|-
|style="background:#efefef;"| Mionové neutrino
|style="background:#efefef;"| Mionové neutrino
-
| <math>\nu_\mu\,</math>
+
| <big>\(\nu_\mu\,</math>
| &lt; 170 keV
| &lt; 170 keV
|-
|-
|style="background:#efefef;"| Mionové antineutrino
|style="background:#efefef;"| Mionové antineutrino
-
| <math>\bar{\nu}_\mu\,</math>
+
| <big>\(\bar{\nu}_\mu\,</math>
| &lt; 170 keV
| &lt; 170 keV
|-
|-
Řádka 46: Řádka 46:
|-
|-
|style="background:#efefef;"| Tau neutrino
|style="background:#efefef;"| Tau neutrino
-
| <math>\nu_{\tau}\,</math>
+
| <big>\(\nu_{\tau}\,</math>
| &lt; 18 MeV
| &lt; 18 MeV
|-
|-
|style="background:#efefef;"| Tauonové antineutrino
|style="background:#efefef;"| Tauonové antineutrino
-
| <math>\bar{\nu}_\tau\,</math>
+
| <big>\(\bar{\nu}_\tau\,</math>
| &lt; 18 MeV
| &lt; 18 MeV
|}
|}

Verze z 14. 8. 2022, 14:49


Neutrino a antineutrino jsou elementární částice ze skupiny leptonů. Vzniká při jaderných reakcích, které zahrnují beta rozpad. Má spin \(\hbar/2</math>, a proto patří mezi fermiony. Jeho hmotnost je velmi malá ve srovnání s většinou elementárních částic, avšak poslední experimenty ukazují, že je nenulová (vizte Super-Kamiokande). Jeho elektrický náboj je nulový, nepůsobí na něj ani silná ani elektromagnetická interakce, ale jen slabá interakce a velmi slabě také gravitace. Jeho účinný průřez pro slabou interakci je velmi malý, proto neutrina procházejí běžnou hmotou, třeba celou zeměkoulí, většinou bez jakékoli reakce. Slunce emituje neutrina o energii několika MeV a pokud bychom chtěli zachytit aspoň polovinu z nich, potřebovali bychom k tomu blok olova o tloušťce asi jeden světelný rok (~1016m). Detekce neutrin z vesmíru je tedy velmi náročná a vyžaduje velmi rozměrné detektory. Jinou možností výzkumu jejich vlastností je produkovat uměle svazky neutrin o velké energii.

Obsah

Druhy neutrin

Přehled neutrin
Fermion Symbol Hmotnost
Rodina elektronu
Elektronové neutrino \(\nu_e\,</math> < 2.5 eV
Elektronové antineutrino \(\bar{\nu}_e\,</math> < 2.5 eV
Rodina mionu
Mionové neutrino \(\nu_\mu\,</math> < 170 keV
Mionové antineutrino \(\bar{\nu}_\mu\,</math> < 170 keV
Rodina tauonu
Tau neutrino \(\nu_{\tau}\,</math> < 18 MeV
Tauonové antineutrino \(\bar{\nu}_\tau\,</math> < 18 MeV

Známe tři typy neutrin: elektronové neutrino νe, mionové neutrino νμ a tauonové neutrino ντ, pojmenované podle jim odpovídajícím leptonům ve standardním modelu (viz tabulku). Zatím nejlepší odhad počtu neutrin pozorováním rozpadu bosonu Z. Tato částice se může rozpadat na kterékoli neutrino a jeho antineutrino. Jeho doba života tak závisí na počtu druhů neutrin, čím více druhů neutrin, tím více možností rozpadu a tak i kratší doba života. Poslední měření ukazují počet typů lehkých neutrin (hmotnosti < 1MeV) na 2.984±0.008.[1] Zároveň bylo roku 2007 ve Fermiho laboratoři experimentálně potvrzeno, že druhy neutrin jsou tři. Dalším faktem potvrzujícím existenci právě šesti leptonů je, že známe právě šest jim odpovídajících kvarků. Avšak nezvratný důkaz, že existují jen tři druhy neutrin, zůstává těžko splnitelným úkolem částicové fyziky.

Oscilace neutrin

Když se postavily první detektory neutrin, měření zachycovala stopy mnohem méně elektronových neutrin než byl teoretický předpoklad. Což by mohlo znamenat, že naše představa o procesech probíhajících ve Slunci je chybná. Řešením problému by mohla být například nižší teplota Slunce, ale to neodpovídá jiným měřením. Jako nejpravděpodobnější se jeví oscilace neutrin, děj při němž se mění typ neutrina. Aby takováto hypotéza mohla platit, musí mít neutrina hmotnost. Dalším významným zlomem by bylo prokázání hypotézy, kterou jako první vyslovil italský fyzik Ettore Majorana, že neutrino a antineutrino je ve skutečnosti ta samá částice.

Historie

Neutrino poprvé předpověděl Wolfgang Pauli roku 1931, kdy vysvětlil spektrum beta rozpadu, rozpadu neutronu na proton a elektron. Pauli předpověděl vznik nedetekované částice o energii a momentu hybnosti rovným pozorovanému úbytku těchto hodnot u produktů oproti původním částicím. Vzhledem k jejich malé reaktivnosti trvalo 25 let od vyslovení hypotézy i jejich existenci k jejímu experimentálnímu ověření. Roku 1956 Clyde Cowan, Frederick Reines, F. B. Harrison, H. W. Kruse, a A. D. McGuire zveřejnili článek Detekce volných neutrin: potvrzeno v časopise Science, výzkum byl později odměněn Nobelovou cenou za fyziku. Název neutrino vytvořil Enrico Fermi, autor první teorie popisující chování neutrin. Jde o slovní hříčku. V italštině znamená neutrone, název pro neutron, velký a neutrální, kdežto neutrino malý a neutrální . Roku 1962 Leon M. Lederman, Melvin Schwartz a Jack Steinberger dokázali, že existuje více typů neutrin detekcí mionového neutrina. Když byl v SLAC roku 1975 poprvé pozorován třetí lepton - tau, začala se předpokládat i existence odpovídajícího neutrina. První důkaz existence třetího neutrina bylo pozorování chybějící energii a momentu hybnosti při tau rozpadu podobnému beta rozpadu. První pozorování interakce tauonového neutrina oznámil projekt DONUT ve Fermilabu jako poslední částice Standardního Modelu, jejíž interakce před tím nebyla pozorována.

Hmotnost

Standardní Model původně předpokládal, že jsou neutrina nehmotná, avšak přidání hmotnosti neutrin není obtížné a poslední experimenty ukazují, že neutrina opravdu mají hmotnost. Nejpřísněji klade horní hranici hmotnosti kosmologie. Model velkého třesku předpokládá, že je tu stálý poměr počtu neutrin a fotonů v kosmickém záření. Kdyby celková hmotnost všech třech typů neutrin překročila 50 eV (na neutrino), bylo by ve vesmíru tolik hmoty, že by se zhroutil. Tuto hranici by šlo překonat předpokladem, že je neutrino nestabilní, avšak toto by bylo obtížné začlenit do Standardního modelu. Nyní je široce přijímáno, že neutrina jsou hmotná.[2] Pokud se podíváme na Standardní model, zjistíme, že hmotná neutrina na rozdíl od nehmotných mohou měnit svůj typ. Tento fenomén - oscilace neutrin, je schopen vysvětlit, proč pozorujeme mnohem méně elektronových neutrin, než kolik jich podle předpokladů má na Zemi dopadat ze Slunce.

Zdroje neutrin

Umělé zdroje

Jaderné elektrárny jsou nejvýznamnějším zdrojem neutrin v důsledku lidské činnosti. V běžné jaderné elektrárně vzniká přes 50,000 neutrin každou sekundu. V urychlovači částic rovněž vznikají neutrina.

Planeta Země

Neutrina vznikají v důsledku přirozeného radioaktivního rozpadu hornin.

Atmosféra

Při interakci kosmického záření s atomy atmosféry vzniká množství částic, mimo jiné i neutrina.

Slunce

Při jaderné fúzi, která je hlavním energetickým zdrojem Slunce, jsou neutrina jedním z výsledných produktů. Raymond Davis Jr. a Masatoshi Koshiba byli roku 2002 odměněni Nobelovu cenu za fyziku za jejich práci na detekci neutrin v kosmickém záření.

Kosmologické jevy

Reliktní neutrina

Neutrina vzniklá v raných dobách vesmíru, těsně po Velkém třesku. Ze všech možných částic ( kromě jiných ) jsou neutrina dostatečně stabilní i rychlá na to, aby nepodlehla interakcím se skrytou hmotou.

Detektory neutrin

Poznámky

  1. ↑ Leptons
  2. ↑ Jedna z teorií kvantové gravitace, navržená Burkhardem Heimem roku 1980, obsahuje předpověď hmotnosti, která stále odpovídá experimentálním odhadům hmotnosti.



Citováno z „http://ww2000w.multimediaexpo.cz/mmecz/index.php/Neutrino“