nötrino - Neutrino

Nötrino / Antinötrino

13 Kasım 1970'de Argonne Ulusal Laboratuvarı'nda nötrinoları tespit etmek için bir hidrojen kabarcık odasının ilk kullanımı . Burada bir nötrino, bir hidrojen atomundaki bir protona çarpar; çarpışma, fotoğrafın sağında üç parçanın çıktığı noktada meydana gelir.
Kompozisyon	Temel parçacık
İstatistik	fermiyonik
Aile	Leptonlar ve antileptonlar
Nesil	Öncelikle ( ν e), ikinci ( ν μ) ve üçüncü ( ν τ)
Etkileşimler	Zayıf etkileşim ve yerçekimi
Sembol	ν e, ν μ, ν τ, ν e, ν μ, ν τ
parçacık	dönüş: ±+1/2ℏ , kiralite : Sol , zayıf izospin : −1/2, lepton no. : + 1, "lezzet" olarak { e μ, τ }
antiparçacık	dönüş: ±+1/2ℏ , kiralite : R, ight, zayıf izospin +1/2, lepton no. -1, "lezzet" olarak { E , μ , τ }
kuramsallaştırılmış
Keşfetti
Türler	3 tip: elektron nötrino ( ν e ), müon nötrino ( ν μ ) ve tau nötrino ( ν τ )
Yığın	< 0.120 eV ( < 2.14 × 10 −37 kg ), % 95 güven seviyesi, 3 "tat" toplamı
Elektrik şarjı	0  e
Döndürmek	1/2ℏ
zayıf izospin	LH : +1/2, RH : 0
Zayıf hiper şarj	LH : -1, RH : 0
B - L	-1
x	-3

Bir nötrinonun ( / n Û t r Ben bir n oʊ / veya / nj Û t r Ben bir n oʊ / ) (Yunan harfi ile gösterilen cyclotron frekansının ) a, fermiyon (bir temel parçacık ile spin1/2) sadece zayıf etkileşim ve yerçekimi yoluyla etkileşime girer . Nötrino böyle adlandırılmıştır çünkü elektriksel olarak nötrdür ve durgun kütlesi çok küçük ( -ino ) olduğundan uzun zamandır sıfır olarak düşünülmüştür . Nötrinonun kalan kütlesi , kütlesiz parçacıklar hariç, bilinen diğer temel parçacıkların kütlesinden çok daha küçüktür . Zayıf kuvvet çok kısa bir menzile sahiptir, yerçekimi etkileşimi son derece zayıftır ve nötrinolar güçlü etkileşime katılmazlar . Bu nedenle, nötrinolar tipik olarak normal maddeden engellenmeden ve tespit edilmeden geçer.

Zayıf etkileşimler üç birinde nötrinyoları oluşturmak leptonik tatlar : elektron nötrino (
ν
_e), müon nötrinoları (
ν
_μ) veya tau nötrinolar (
ν
_τ), karşılık gelen yüklü lepton ile birlikte. Nötrinoların uzun zamandır kütlesiz olduğuna inanılsa da, şimdi farklı küçük değerlere sahip üç ayrı nötrino kütlesi olduğu biliniyor, ancak bunlar üç çeşniye benzersiz bir şekilde karşılık gelmiyor. Belirli bir lezzetle yaratılan bir nötrino, üç kütle durumunun hepsinin ilişkili bir spesifik kuantum süperpozisyonuna sahiptir. Sonuç olarak, nötrinolar uçuşta farklı tatlar arasında salınım yapar . Örneğin, bir beta bozunma reaksiyonunda üretilen bir elektron nötrinosu, uzak bir dedektörde bir müon veya tau nötrino olarak etkileşime girebilir. 2019 itibariyle yalnızca üç kütle değerinin kareleri arasındaki farklar bilinmesine rağmen, kozmolojik gözlemler, üç kütlenin (< 2.14 × 10 ⁻³⁷  kg) toplamının elektron kütlesinin (9.11 × 10) milyonda birinden az olması gerektiğini ima eder. ^-31  kg).

Her bir nötrino için, aynı zamanda bir antinötrino adı verilen ve aynı zamanda spinine sahip olan karşılık gelen bir antiparçacık vardır.1/2ve elektrik yükü yok. Antinötrinolar, nötrinolardan zıt işaretli lepton sayısına sahip olmaları ve sol el kiralitesi yerine sağ el olmaları ile ayırt edilirler . Toplam lepton sayısını (nükleer beta bozunmasında ) korumak için , elektron nötrinoları yalnızca pozitronlarla (anti-elektronlar) veya elektron antinötrinolarıyla birlikte görünürken, elektron antinötrinoları yalnızca elektronlarla veya elektron nötrinolarıyla görünür.

Nötrinolar çeşitli radyoaktif bozunmalar tarafından oluşturulur ; aşağıdaki liste ayrıntılı değildir, ancak bu süreçlerden bazılarını içerir:

• Beta çürümesi arasında atom çekirdekleri veya hadronların ,
• bir yıldızın çekirdeğinde meydana gelenler gibi doğal nükleer reaksiyonlar
• nükleer reaktörlerde , nükleer bombalarda veya parçacık hızlandırıcılarda yapay nükleer reaksiyonlar
• bir süpernova sırasında
• bir nötron yıldızının dönüşü sırasında
• zaman kozmik ışınlar ya da hızlandırılmış parçacık doğrultu atomuna kirişler.

Dünya ile ilgili tespit edilen nötrinoların çoğu, Güneş'in içindeki nükleer reaksiyonlardan kaynaklanmaktadır. Dünya yüzeyinde, akı yaklaşık 65 milyardır (6.5 × 10 ¹⁰ ) güneş nötrinoları , santimetre kare başına saniyede. Nötrinolar , dünyanın iç kısmının tomografisi için kullanılabilir .

Nötrinoların temel doğasını aydınlatmak için yapılan araştırmalar yoğun bir şekilde avlanıyor ve şunları bulma arzusuyla:

• üç nötrino kütle değeri
• derecesi CP ihlali (yol açabilir leptonik sektörde leptogenesis )
• bozabilir fizik kanıtlar Standart Model arasında parçacık fiziği gibi neutrinoless çift beta bozunması lepton sayı korunumu ihlali kanıtı olacaktır.

Tarih

Pauli'nin teklifi

Nötrino ilk olarak 1930'da Wolfgang Pauli tarafından beta bozunmasının enerjiyi , momentumu ve açısal momentumu ( spin ) nasıl koruyabileceğini açıklamak için öne sürülmüştür . Beta bozunmasında gözlemlenen sürekli enerji spektrumlarını açıklamak için korunum yasalarının istatistiksel bir versiyonunu öneren Niels Bohr'un aksine , Pauli, her ikisini de adlandırmak için kullanılan aynı ucu kullanarak "nötron" olarak adlandırdığı tespit edilmemiş bir parçacığın hipotezini kurdu . proton ve elektron . Yeni parçacığın, beta bozunması sürecinde elektron veya beta parçacığıyla birlikte çekirdekten yayıldığını ve elektrona benzer bir kütleye sahip olduğunu düşündü.

James Chadwick , 1932'de çok daha büyük kütleli bir nötr nükleer parçacık keşfetti ve aynı adı taşıyan iki tür parçacık bırakarak onu da bir nötron olarak adlandırdı . "Nötrino" sözcüğü, bilimsel sözlüğe , onu Temmuz 1932'de Paris'teki bir konferansta ve Ekim 1933'te Pauli'nin de kullandığı Solvay Konferansı'nda kullanan Enrico Fermi aracılığıyla girdi . Adı ( "küçük nötr olanın" İtalyanca karşılığı) bu hafif nötr parçacığı Chadwick'in ağır nötronundan ayırt etmek için Roma'daki Via Panisperna Fizik Enstitüsü'nde Fermi ile bir konuşma sırasında Edoardo Amaldi tarafından şaka yollu bir şekilde icat edildi .

Olarak beta çürüme Fermi'nin teorisi , Chadwick geniş nötr parçacık bir proton, elektron bozunabilir ve küçük nötr parçacık (şimdi bir adlandırılan elektron antineutrino ):

n⁰
→
P⁺
+
e^-
+
ν
_e

İle Pauli'nin nötrinoyu birleşik 1934 yılında yazılı Fermi'nin kağıt, Paul Dirac 'ın pozitron ve Werner Heisenberg ve' nin nötron-proton modeli gelecek deneysel çalışmalar için sağlam bir teorik temel vermiştir. Nature dergisi , Fermi'nin makalesini reddetti ve teorinin "gerçeklikten çok uzak" olduğunu söyledi. Makaleyi bir İtalyan dergisine gönderdi ve kabul etti, ancak teorisine o erken tarihte genel ilgi eksikliği, deneysel fiziğe geçmesine neden oldu.

1934'e gelindiğinde, Bohr'un beta bozunması için enerji korunumunun geçersiz olduğu fikrine karşı deneysel kanıtlar vardı: O yılın Solvay konferansında , beta parçacıklarının (elektronların) enerji spektrumlarının ölçümleri rapor edildi ve bu ölçümler üzerinde katı bir sınır olduğunu gösterdi. her bir beta bozunumu türünden elektronların enerjisi. Enerjinin korunumu geçersizse böyle bir sınır beklenmez, bu durumda herhangi bir miktarda enerji en azından birkaç bozunumda istatistiksel olarak kullanılabilir olacaktır. İlk olarak 1934'te ölçülen beta bozunma spektrumunun doğal açıklaması, yalnızca sınırlı (ve korunan) miktarda enerjinin mevcut olması ve yeni bir parçacığın bazen bu sınırlı enerjinin değişen bir kısmını alması ve gerisini beta parçacığına bırakmasıydı. . Pauli bu fırsatı, henüz tespit edilmemiş olan "nötrino"nun gerçek bir parçacık olması gerektiğini alenen vurgulamak için kullandı. Nötrinoların gerçekliğine dair ilk kanıt, 1938'de elektronun ve çekirdeğin geri tepmesinin eşzamanlı bulut odası ölçümleriyle geldi.

Doğrudan algılama

1942'de Wang Ganchang, ilk olarak nötrinoları deneysel olarak tespit etmek için beta yakalamanın kullanılmasını önerdi . Science dergisinin 20 Temmuz 1956 sayısında , Clyde Cowan , Frederick Reines , Francis B. "Kiko" Harrison, Herald W. Kruse ve Austin D. McGuire, nötrinoyu tespit ettiklerini doğruladılar ve bu neredeyse kırk yıl boyunca ödüllendirildi. daha sonra 1995 Nobel Ödülü ile .

Şimdi Cowan-Reines nötrino deneyi olarak bilinen bu deneyde, bir nükleer reaktörde beta bozunmasıyla oluşturulan antinötrinolar, nötronlar ve pozitronlar üretmek için protonlarla reaksiyona girdi :

ν
_e +
P⁺
→
n⁰
+
e⁺

Pozitron hızla bir elektron bulur ve birbirlerini yok ederler . Ortaya çıkan iki gama ışını (γ) saptanabilir. Nötron, uygun bir çekirdek üzerinde yakalanması ve bir gama ışını salmasıyla tespit edilebilir. Her iki olayın (pozitron yok edilmesi ve nötron yakalama) tesadüfi, bir antinötrino etkileşiminin benzersiz bir imzasını verir.

Şubat 1965'te doğada bulunan ilk nötrino, içinde Jacques Pierre Friederich (Friedel) Sellschop'un da bulunduğu bir grup tarafından tanımlandı . Deney , Güney Afrika, Boksburg yakınlarındaki East Rand ("ERPM") altın madeninde 3 km derinlikte özel olarak hazırlanmış bir odada gerçekleştirildi . Ana binadaki bir plaket, keşfi anıyor. Deneyler ayrıca ilkel bir nötrino astronomisi uyguladı ve nötrino fiziği ve zayıf etkileşimler konularına baktı.

nötrino aroması

Cowan ve Reines tarafından keşfedilen antinötrino , elektron nötrinosunun antiparçacığıdır .

1962'de Lederman , Schwartz ve Steinberger , ilk olarak müon nötrino etkileşimlerini (zaten neutretto adıyla varsayılmıştı ) saptayarak, birden fazla nötrino türünün var olduğunu gösterdiler ve bu da onlara 1988 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandırdı .

Üçüncü tür zaman leptonun , tau , 1975 yılında keşfedilmiştir Stanford Doğrusal Hızlandırıcı Merkezi , ayrıca ilişkili bir nötrinoyu (tau nötrinosu) olması bekleniyordu. Bu üçüncü nötrino tipi için ilk kanıt, elektron nötrinosunun keşfine yol açan beta bozunmasına benzer şekilde tau bozunmalarında eksik enerji ve momentumun gözlemlenmesinden geldi. Tau nötrino etkileşimlerinin ilk tespiti, 2000 yılında Fermilab'daki DONUT işbirliği ile duyuruldu ; varlığı, hem teorik tutarlılık hem de Büyük Elektron-Pozitron Çarpıştırıcısından elde edilen deneysel verilerle zaten anlaşılmıştı .

Güneş nötrino sorunu

1960'larda, günümüzde ünlü Homestake deneyi , Güneş'in çekirdeğinden gelen elektron nötrinolarının akışının ilk ölçümünü yaptı ve Standart Güneş Modeli tarafından tahmin edilen sayının üçte biri ile yarısı arasında bir değer buldu . Güneş nötrino problemi olarak bilinen bu tutarsızlık, yaklaşık otuz yıl boyunca çözülmeden kaldı, hem deney hem de güneş modeli ile ilgili olası problemler araştırıldı, ancak hiçbiri bulunamadı. Sonunda, her ikisinin de aslında doğru olduğu ve aralarındaki uyuşmazlığın, nötrinoların önceden varsayıldığından daha karmaşık olmasından kaynaklandığı anlaşıldı. Üç nötrinonun sıfır olmayan ve biraz farklı kütlelere sahip olduğu ve bu nedenle Dünya'ya uçuşlarında saptanamayan tatlara salınabileceği varsayıldı. Bu hipotez, yeni bir dizi deneyle araştırıldı ve böylece hala devam eden yeni bir ana araştırma alanı açıldı. Nötrino salınımı fenomeninin nihai olarak doğrulanması , Homestake deneyini tasarlayan ve yöneten R. Davis'e ve tüm nötrino tatlarını tespit edebilen ve hiçbir eksiklik bulamayan SNO deneyini yöneten AB McDonald'a olmak üzere iki Nobel ödülüne yol açtı. .

salınım

Nötrino salınımlarını araştırmak için pratik bir yöntem ilk olarak 1957'de Bruno Pontecorvo tarafından kaon salınımları ile bir analoji kullanılarak önerildi ; müteakip 10 yıl boyunca, matematiksel formalizmi ve vakum salınımlarının modern formülasyonunu geliştirdi. 1985'te Stanislav Mikheyev ve Alexei Smirnov ( Lincoln Wolfenstein'ın 1978 çalışmasını genişleterek ), nötrinolar madde içinde yayılırken tat salınımlarının değişebileceğini kaydetti. Bu sözde Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein etkisi (MSW etkisi) anlamak önemlidir, çünkü Güneş'teki füzyonla yayılan birçok nötrino , dedektörlere giderken güneş çekirdeğindeki (esas olarak tüm güneş füzyonunun gerçekleştiği) yoğun maddeden geçer. Yeryüzünde.

1998'den başlayarak, deneyler güneş ve atmosferik nötrinoların tatları değiştirdiğini göstermeye başladı (bkz. Super-Kamiokande ve Sudbury Neutrino Gözlemevi ). Bu, güneş nötrino problemini çözdü: Güneş'te üretilen elektron nötrinoları, kısmen deneylerin tespit edemediği diğer tatlara dönüşmüştü.

Her ne kadar güneş nötrino deneyleri seti gibi bireysel deneyler, nötrino aroma dönüşümünün salınımsız mekanizmaları ile tutarlı olsa da, nötrino deneyleri, nötrino salınımlarının varlığını ima eder. Bu bağlamda özellikle ilgili olan KamLAND reaktör deneyi ve MINOS gibi hızlandırıcı deneyleridir . KamLAND deneyi, gerçekten de salınımları, güneş elektron nötrinolarında yer alan nötrino lezzet dönüşüm mekanizması olarak tanımladı. Benzer şekilde MINOS, atmosferik nötrinoların salınımını doğrular ve kütle kare bölünmesinin daha iyi belirlenmesini sağlar. Japonya'dan Takaaki Kajita ve Kanada'dan Arthur B. McDonald , nötrinoların tatları değiştirebileceğine dair teorik ve deneysel dönüm noktası bulguları nedeniyle 2015 Nobel Fizik Ödülü'nü aldı.

kozmik nötrinolar

Spesifik kaynakların yanı sıra, genel bir arka plan nötrino seviyesinin, iki ana kaynaktan dolayı oluştuğu teorik olarak evreni kaplaması bekleniyor.

Kozmik nötrino arka planı (Big Bang kaynaklı)

Büyük Patlama'dan yaklaşık 1 saniye sonra , nötrinolar ayrıştırıldı ve kozmik nötrino arka planı (CNB) olarak bilinen bir arka plan nötrino seviyesine yol açtı .

Yaygın süpernova nötrino arka planı (Süpernova kaynaklı)

R. Davis ve M. Koshiba , 2002 Nobel Fizik Ödülü'nü birlikte aldılar . Her ikisi de güneş nötrino tespiti konusunda öncü çalışmalar yürüttü ve Koshiba'nın çalışması , yakınlardaki Büyük Macellan Bulutu'ndaki SN 1987A süpernovasından nötrinoların ilk gerçek zamanlı gözlemiyle sonuçlandı . Bu çabalar nötrino astronomisinin başlangıcı oldu .

SN 1987A , bir süpernovadan nötrinoların doğrulanmış tek tespitini temsil eder. Bununla birlikte, birçok yıldız evrende süpernovaya gitti ve teorik bir dağınık süpernova nötrino arka planı bıraktı .

Özellikler ve reaksiyonlar

Nötrinoların yarı tamsayı dönüşü vardır (1/2ħ ); bu nedenle fermiyondurlar . Nötrinolar leptonlardır . Kütleçekimsel olarak da etkileştikleri varsayılmasına rağmen , yalnızca zayıf kuvvet yoluyla etkileştikleri gözlemlenmiştir .

Lezzet, kütle ve bunların karıştırılması

Zayıf etkileşimler üç leptonik birinde nötrinyoları oluşturmak tatlar : elektron nötrino (
ν
_e), müon nötrinoları (
ν
_μ) veya tau nötrinolar (
ν
_τ), karşılık gelen yüklü leptonlarla ilişkili elektron (
e^-
), müon (
μ^-
) ve tau (
τ^-
), sırasıyla.

Nötrinoların uzun zamandır kütlesiz olduğuna inanılsa da, artık üç ayrı nötrino kütlesi olduğu bilinmektedir; her bir nötrino tat durumu, üç ayrı kütle özdurumunun doğrusal bir birleşimidir. 2016 itibariyle sadece üç kütle değerinin karelerinin farkları bilinmesine rağmen, deneyler bu kütlelerin büyüklük olarak çok küçük olduğunu göstermiştir. Gönderen kozmolojik ölçümler, üç nötrino kütleleri toplamına elektronun bu bir milyonda birden az olması gerektiğini hesaplanmıştır.

Daha resmi olarak, nötrino lezzet özdurumları (yaratma ve yok etme kombinasyonları), nötrino kütle özdurumları (basitçe "1", "2" ve "3" olarak etiketlenir) ile aynı değildir. 2016 itibariyle, bu üçünden hangisinin en ağır olduğu bilinmiyor. Yüklü leptonların kütle hiyerarşisine benzer şekilde, 2. kütlenin 3. kütleden daha hafif olduğu konfigürasyona geleneksel olarak "normal hiyerarşi" denir, "ters çevrilmiş hiyerarşi"de ise bunun tersi geçerlidir. Hangisinin doğru olduğunu belirlemeye yardımcı olmak için birkaç büyük deneysel çaba yürütülmektedir.

Spesifik bir aroma öz durumunda yaratılan bir nötrino, üç kütle özdurumunun hepsinin ilişkili bir spesifik kuantum süperpozisyonundadır . Üç kütle o kadar az farklıdır ki, herhangi bir pratik uçuş yolu içinde deneysel olarak ayırt edilmesi mümkün değildir. Üretilen saf aroma durumlarındaki her bir kütle durumunun oranının, aromaya derinden bağlı olduğu bulunmuştur. Lezzet ve kütle öz durumları arasındaki ilişki PMNS matrisinde kodlanmıştır . Deneyler, bu matrisin öğeleri için orta ila düşük kesinlik değerleri belirlemiştir ve matristeki tek karmaşık faz, 2016 itibariyle yalnızca çok az bilinmektedir.

Sıfır olmayan bir kütle, nötrinoların muhtemelen küçük bir manyetik momente sahip olmasına izin verir ; eğer öyleyse, nötrinolar elektromanyetik olarak etkileşir, ancak böyle bir etkileşim şimdiye kadar gözlemlenmemiştir.

Lezzet salınımları

Nötrinolar uçuşta farklı tatlar arasında salınım yapar . Örneğin, bir beta bozunma reaksiyonunda üretilen bir elektron nötrinosu , dedektörde üretilen yüklü leptonun tadıyla tanımlandığı gibi, uzak bir dedektörde bir müon veya tau nötrino olarak etkileşime girebilir. Bu salınım, üretilen aromanın üç kütle durumu bileşeninin biraz farklı hızlarda hareket etmesi nedeniyle oluşur, böylece kuantum mekanik dalga paketleri , üç aromanın değişen bir üst üste binmesini üretmek için nasıl birleştiklerini değiştiren göreli faz kaymaları geliştirir . Böylece her aroma bileşeni, nötrino hareket ettikçe salınır ve aromalar göreli güçlerde değişir. Nötrino etkileşime girdiğinde göreli aroma oranları, karşılık gelen yüklü lepton aromasını üretmek için bu etkileşim aromasının göreceli olasılıklarını temsil eder.

Nötrinoların kütlesiz olsalar bile salınabileceği başka olasılıklar da vardır: Lorentz simetrisi tam bir simetri olmasaydı, nötrinolar Lorentz'i ihlal eden salınımlar yaşayabilirdi .

Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein etkisi

Maddede hareket eden nötrinolar, genel olarak, saydam bir maddeden geçen ışığa benzer bir süreçten geçerler . Bu süreç iyonlaştırıcı radyasyon üretmediği için doğrudan gözlemlenemez , ancak MSW etkisine yol açar . Nötrino enerjisinin sadece küçük bir kısmı malzemeye aktarılır.

antinötrinolar

antimadde
Yok etme
Cihazlar Parçacık hızlandırıcı Penning tuzağı Wilson odası
antipartiküller pozitron antiproton antinötron
kullanır Pozitron emisyon tomografi Yakıt silah
Bedenler ALPHA İşbirliği ATİNA BİR TUZAK CERN RHIC
İnsanlar Paul Dirac Carl David Anderson Andrey Sakharov
v T e

Her bir nötrino için, aynı zamanda elektrik yükü ve yarı tamsayı dönüşü olmayan bir antineutrino adı verilen karşılık gelen bir antiparçacık da vardır. Nötrinolardan, lepton sayısının zıt işaretleri ve karşıt kiralite (ve dolayısıyla zıt işaretli zayıf izospin ) ile ayırt edilirler . 2016 itibariyle, başka bir fark için hiçbir kanıt bulunamadı.

Şimdiye kadar, kapsamlı ve devam eden istisna arayışlarına rağmen, gözlemlenen tüm leptonik süreçlerde toplam lepton sayısında hiçbir değişiklik olmadı; örneğin, başlangıç ​​durumunda toplam lepton sayısı sıfır ise, o zaman son durum yalnızca lepton + anti-lepton çiftleri ile eşleşir: elektron nötrinoları, son durumda yalnızca pozitronlar (anti-elektronlar) veya elektron-antinötrinolarla birlikte görünür, ve elektronlu veya elektron nötrinolu elektron antinötrinoları.

Antinötrinolar nükleer beta bozunmasında bir beta parçacığıyla birlikte üretilir ( beta bozunmasında bir nötron bir proton, elektron ve antinötrinoya bozunur). Şimdiye kadar gözlemlenen tüm antinötrinolar sağ-elli sarmallığa sahipti (yani, iki olası spin durumundan sadece biri şimdiye kadar görüldü), nötrinoların tümü solaktı.

Antinötrinolar ilk olarak büyük bir su tankındaki protonlarla etkileşimlerinin bir sonucu olarak tespit edildi. Bu antineutrinos (bir kontrol kaynağı olarak sonraki bir nükleer reaktöre yüklenen See : Cowan-Reines nötrino deneyi ). Dünyanın dört bir yanındaki araştırmacılar, nükleer silahların yayılmasını önleme bağlamında reaktör izleme için antinötrino kullanma olasılığını araştırmaya başladılar .

Majorana kütlesi

Antinötrinolar ve nötrinolar nötr parçacıklar olduğundan, aynı parçacık olmaları mümkündür. Bu özelliğe sahip parçacıklar , bu kavramı ilk öneren İtalyan fizikçi Ettore Majorana'nın adını taşıyan Majorana parçacıkları olarak bilinir . Nötrinolar söz konusu olduğunda, bu teori, tahterevalli mekanizmasıyla birlikte , nötrino kütlelerinin elektronlar veya kuarklar gibi diğer temel parçacıklarınkiyle karşılaştırıldığında neden bu kadar küçük olduğunu açıklamak için kullanılabileceği için popülerlik kazanmıştır . Majorana nötrinoları, nötrino ve antineutrino'nun yalnızca kiralite ile ayırt edilebilme özelliğine sahip olacaktır ; Deneylerin nötrino ve antinötrino arasında bir fark olarak gözlemlediği şey, basitçe, iki olası kiraliteye sahip tek bir parçacıktan kaynaklanıyor olabilir.

2019 itibariyle nötrinoların Majorana mı yoksa Dirac parçacıkları mı olduğu bilinmiyor . Bu özelliği deneysel olarak test etmek mümkündür. Örneğin, eğer nötrinolar gerçekten de Majorana parçacıklarıysa, nötrinosuz çift beta bozunması gibi lepton sayısı ihlal eden süreçlere izin verilirken, nötrinolar Dirac parçacıklarıysa buna izin verilmez . Bu süreci araştırmak için çeşitli deneyler yapılmıştır ve yürütülmektedir, örneğin GERDA , EXO , SNO+ ve CUORE . Kozmik nötrinonun plan de Nötrinolar olup bir sondadır Majorana parçacıkları ya Dirac veya Majorana durumda tespit kozmik nötrinoları farklı sayıda olmalıdır, çünkü.

nükleer reaksiyonlar

Nötrinolar bir çekirdekle etkileşime girerek onu başka bir çekirdeğe dönüştürebilir. Bu işlem radyokimyasal nötrino dedektörlerinde kullanılır . Bu durumda, bir etkileşim olasılığını tahmin etmek için hedef çekirdek içindeki enerji seviyeleri ve dönüş durumları dikkate alınmalıdır. Genel olarak etkileşim olasılığı, bir çekirdek içindeki nötron ve proton sayısı ile artar.

Radyoaktivitenin doğal arka planı arasında nötrino etkileşimlerini benzersiz bir şekilde tanımlamak çok zordur. Bu nedenle, erken deneylerde, tanımlamayı kolaylaştırmak için özel bir reaksiyon kanalı seçildi: su moleküllerindeki hidrojen çekirdeklerinden biri ile bir antinötrinonun etkileşimi. Bir hidrojen çekirdeği tek bir protondur, bu nedenle daha ağır bir çekirdek içinde meydana gelebilecek eşzamanlı nükleer etkileşimlerin tespit deneyi için dikkate alınması gerekmez. Bir nükleer reaktörün hemen dışına yerleştirilmiş bir metreküp su içinde, bu tür etkileşimlerin yalnızca birkaçı kaydedilebilir, ancak kurulum şimdi reaktörün plütonyum üretim hızını ölçmek için kullanılıyor.

indüklenmiş fisyon

Nötronların nükleer reaktörlerde yaptığı gibi , nötrinolar da ağır çekirdeklerde fisyon reaksiyonlarını indükleyebilir . Şimdiye kadar, bu reaksiyon bir laboratuvarda ölçülmedi, ancak yıldızlar ve süpernovalarda gerçekleşeceği tahmin ediliyor. Süreç , evrende görülen izotopların bolluğunu etkiler . Arasında nötrinonun fisyon döteryum çekirdekleri gözlenmiştir Sudbury Nötrino Observatory bir kullanır, ağır su detektörü.

Türler

Temel Parçacıkların Standart Modelinde Nötrinolar

fermiyon	Sembol
1. nesil
elektron nötrino	ν e
elektron antinötrino	ν e
2. nesil
müon nötrino	ν μ
müon antinötrino	ν μ
3. nesil
tau nötrino	ν τ
Tau antinötrino	ν τ

Nötrinoların bilinen üç türü ( tatları ) vardır: elektron nötrino
ν
_e, müon nötrino
ν
_μve tau nötrino
ν
_τOnların ortağı adını Leptonlardan içinde Standart Modeli (sağda tabloya bakınız). Nötrino türlerinin sayısının mevcut en iyi ölçümü, Z bozonunun bozunmasını gözlemleyerek elde edilir . Bu parçacık, herhangi bir hafif nötrinoya ve onun antinötrinosuna bozunabilir ve daha uygun hafif nötrino türleri, Z  bozonunun ömrü kısalır . Z ömrünün ölçümleri, üç hafif nötrino aromasının Z ile eşleştiğini göstermiştir . Standart Modeldeki altı kuark ile aralarında üç nötrino bulunan altı lepton arasındaki yazışma , fizikçilerin sezgilerine tam olarak üç tür nötrino olması gerektiğini düşündürür.

Araştırma

Nötrinoyu içeren birkaç aktif araştırma alanı vardır. Bazıları nötrino davranışının tahminlerini test etmekle ilgileniyor. Diğer araştırmalar, nötrinoların bilinmeyen özelliklerinin ölçümüne odaklanmıştır; Mevcut teoriden tahmin edilemeyen kütlelerini ve CP ihlali oranlarını belirleyen deneylere özel bir ilgi vardır .

Yapay nötrino kaynaklarının yakınındaki dedektörler

Uluslararası bilimsel işbirlikleri, nötrino kütlelerini ve nötrino aromaları arasındaki salınımların büyüklük ve oranlarını daha iyi sınırlamak için nükleer reaktörlerin yakınına veya parçacık hızlandırıcılardan gelen nötrino ışınlarına büyük nötrino dedektörleri yerleştirir. Bu deneyler böylece nötrino sektöründe CP ihlalinin varlığını araştırmaktadır ; yani, fizik yasalarının nötrinoları ve antinötrinoları farklı şekilde ele alıp almadığı.

KATRIN Almanya'da deney planlama aşamasında bu soruna başka yaklaşımlar ile, elektron nötrino kütlesinin değerini belirlemek için Haziran 2018 yılında acquire verilerine başladı.

yerçekimi etkileri

Küçücük kütlelerine rağmen, nötrinolar o kadar çoktur ki, kütleçekim kuvvetleri evrendeki diğer maddeleri etkileyebilir.

Bilinen üç nötrino aroması, karanlık madde , özellikle de sıcak karanlık madde için tek yerleşik temel parçacık adaylarıdır , ancak geleneksel nötrinolar, kozmik mikrodalga arka plan gözlemlerine dayalı olarak, karanlık maddenin önemli bir kısmı olarak esasen göz ardı edilmiş gibi görünmektedir . Eğer varsa , daha ağır, steril nötrinoların sıcak karanlık madde oluşturabileceği hala makul görünüyor .

Steril nötrino aramaları

Diğer çabalar , bilinen üç nötrino aroması gibi madde ile etkileşime girmeyen dördüncü bir nötrino aroması olan steril bir nötrino kanıtı arar . Steril nötrinoların olasılığı, yukarıda açıklanan Z bozon bozunma ölçümlerinden etkilenmez: Eğer kütleleri Z bozonunun kütlesinin yarısından büyükse, bozunma ürünü olamazlar. Bu nedenle, ağır steril nötrinoların kütlesi en az 45.6 GeV olacaktır.

Bu tür parçacıkların varlığı, aslında LSND deneyinden elde edilen deneysel verilerle ima edilmektedir . Öte yandan, şu anda yürütülen MiniBooNE deneyi, bu alandaki en son araştırmaların devam etmesine ve MiniBooNE verilerindeki anormalliklerin steril nötrinolar da dahil olmak üzere egzotik nötrino türlerine izin vermesine rağmen, deneysel verileri açıklamak için steril nötrinoların gerekli olmadığını ileri sürdü. . Institut Laue-Langevin'den alınan referans elektron spektrum verilerinin yakın zamanda yeniden analizi de dördüncü, steril bir nötrinoya işaret etti.

2010 yılında yayınlanan bir analize göre , kozmik arka plan radyasyonunun Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondasından alınan veriler, üç veya dört tip nötrino ile uyumludur.

Nötrinosuz çift beta bozunma aramaları

Başka bir hipotez, eğer varsa, lepton sayısının korunumunu ihlal edecek olan "nötrinosuz çift beta bozunması" ile ilgilidir. Bu mekanizma için aramalar devam ediyor ancak henüz bunun için kanıt bulunamadı. Öyle olsaydı, şimdi antinötrinolar olarak adlandırılan şey gerçek antipartiküller olamazdı.

kozmik ışın nötrinoları

Kozmik ışın nötrino deneyleri, hem nötrinoların doğasını hem de onları üreten kozmik kaynakları incelemek için uzaydan nötrinoları tespit eder.

Hız

Nötrinoların salınım yaptığı bulunmadan önce, genellikle kütlesiz oldukları ve ışık hızında yayıldıkları varsayılırdı ( c ). Özel görelilik kuramına göre , nötrino hızı sorunu kütleleriyle yakından ilgilidir : Nötrinolar kütlesizse ışık hızında hareket etmelidirler ve kütleleri varsa ışık hızına ulaşamazlar. Küçücük kütleleri nedeniyle, tüm deneylerde tahmin edilen hız ışık hızına son derece yakındır ve akım dedektörleri beklenen farka duyarlı değildir.

Ayrıca, ışıktan daha hızlı nötrinolara izin verebilecek bazı Lorentz'i ihlal eden kuantum yerçekimi varyantları vardır . Lorentz ihlalleri için kapsamlı bir çerçeve, Standart Model Uzantısıdır (SME).

Nötrino hızının ilk ölçümleri 1980'lerin başında darbeli pion ışınları (bir hedefe isabet eden darbeli proton ışınları tarafından üretilir) kullanılarak yapıldı. Pionlar bozunarak nötrino ürettiler ve belli bir mesafedeki bir dedektörde bir zaman penceresinde gözlemlenen nötrino etkileşimleri ışık hızıyla tutarlıydı. Bu ölçüm 2007 yılında MINOS dedektörleri kullanılarak tekrarlandı .3  GeV nötrino, %99 güven düzeyinde,0,999 976  c ve1.000 126  c . merkezi değeri1.000 051  c , ışık hızından daha yüksektir, ancak belirsizlik hesaba katıldığında, tam olarak c veya biraz daha düşük bir hız ile de tutarlıdır . Bu ölçüm, müon nötrino kütlesi üzerinde bir üst sınır belirledi.%99 güvenle 50 MeV . Proje için dedektörler 2012'de yükseltildikten sonra, MINOS ilk sonuçlarını iyileştirdi ve nötrinoların varış zamanı ile ışığın -%0,0006 (±%0,0012) arasındaki farkla ışık hızı ile uyum buldu.

Benzer bir gözlem çok daha büyük bir ölçekte 1987A süpernovası (SN 1987A) ile yapıldı. Süpernovadan 10 MeV enerjiye sahip antinötrinolar, nötrinolar için ışık hızıyla tutarlı bir zaman penceresinde tespit edildi. Şimdiye kadar, nötrino hızının tüm ölçümleri ışık hızıyla tutarlıydı.

Süperlüminal nötrino arızası

Eylül 2011'de OPERA işbirliği , deneylerinde 17 GeV ve 28 GeV nötrinoların ışık hızını aşan hızlarını gösteren hesaplamalar yayınladı. Kasım 2011'de OPERA, tespit edilen her nötrino için hızın ayrı ayrı belirlenebilmesi için değişikliklerle deneyini tekrarladı. Sonuçlar, ışıktan daha hızlı aynı hızı gösterdi. Şubat 2012'de, sonuçların, nötrinoların kalkış ve varış zamanlarını ölçen atomik saatlerden birine bağlı gevşek bir fiber optik kablodan kaynaklanmış olabileceğine dair raporlar çıktı. ICARUS tarafından aynı laboratuvarda deneyin bağımsız olarak yeniden yaratılması, bir nötrino hızı ile ışık hızı arasında fark edilebilir bir fark bulamadı.

Haziran 2012'de CERN, dört Gran Sasso deneyi (OPERA, ICARUS, Borexino ve LVD ) tarafından yürütülen yeni ölçümlerin , ışık hızı ile nötrinoların hızı arasında bir anlaşma bulduğunu ve sonunda ilk OPERA iddiasını çürüttüğünü duyurdu .

Yığın

Standart model parçacık fiziğinin Nötrinolar kütlesiz varsayılmıştır. Nötrino lezzet durumlarını nötrino kütle durumları ile karıştıran ( CKM karışımına benzer şekilde ) deneysel olarak oluşturulmuş nötrino salınımı fenomeni, nötrinoların sıfır olmayan kütlelere sahip olmasını gerektirir. Büyük nötrinolar ilk olarak 1950'lerde Bruno Pontecorvo tarafından tasarlandı . Sağ elini kullanan bir Lagrange ekleyerek temel çerçeveyi kütlelerini yerleştirmek için geliştirmek kolaydır.

Nötrino kütlesinin sağlanması iki şekilde yapılabilir ve bazı öneriler her ikisini de kullanır:

• Diğer temel Standart Model parçacıkları gibi, kütle Dirac mekanizması tarafından üretilirse , çerçeve bir SU(2) singlet gerektirir . Bu parçacık , Higgs ikilisinin nötr bileşeni ile Yukawa etkileşimlerine sahip olacaktır, ancak aksi takdirde Standart Model parçacıkları ile hiçbir etkileşimi olmayacaktır, bu nedenle "steril" nötrino olarak adlandırılır.
• Veya, nötrino ve antineutrino'nun aynı parçacık olmasını gerektiren Majorana mekanizması tarafından kütle üretilebilir .

Nötrinoların kütleleri üzerindeki en güçlü üst sınır kozmolojiden gelir : Büyük Patlama modeli , kozmik mikrodalga arka planındaki nötrino sayısı ile foton sayısı arasında sabit bir oran olduğunu tahmin eder . Her üç nötrino türünün toplam enerjisi ortalamayı aşarsaNötrino başına 50  eV olsaydı, evrende çökecek kadar çok kütle olurdu. Bu sınır, nötrino'nun kararsız olduğu varsayılarak aşılabilir, ancak Standart Model içinde bunu zorlaştıran sınırlar vardır. Çok daha katı bir kısıtlama, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu, galaksi araştırmaları ve Lyman-alfa ormanı gibi kozmolojik verilerin dikkatli bir analizinden gelir . Bunlar, üç nötrinonun toplam kütlelerinin şundan daha az olması gerektiğini gösterir.0,3 eV .

2015 Nobel Fizik Ödülü , nötrinoların kütlesi olduğunu gösteren nötrino salınımlarını deneysel keşiflerinden dolayı Takaaki Kajita ve Arthur B. McDonald'a verildi .

1998 yılında, Super-Kamiokande nötrino dedektöründeki araştırma sonuçları, nötrinoların bir çeşniden diğerine salınım yapabildiğini ve bunun da sıfır olmayan bir kütleye sahip olmalarını gerektirdiğini belirledi. Bu, nötrinoların kütlesi olduğunu gösterirken, mutlak nötrino kütle ölçeği hala bilinmemektedir. Bunun nedeni, nötrino salınımlarının yalnızca kütlelerin karelerindeki farka duyarlı olmasıdır. 2020 itibariyle, kütle özdurumları 1 ve 2'nin kütlelerinin karelerinin farkının en uygun değeri |Δ m'dir.²
₂₁| =0.000 074  eV ² , özdurumlar 2 ve 3 için ise |Δ m²
₃₂| =0,002 51  eV ² . |Δ m'den beri²
₃₂| iki kare kütlenin farkıdır, bunlardan en az birinin en az bu değerin karekökü kadar bir değere sahip olması gerekir. Böylece, kütlesi en az olan en az bir nötrino kütlesi özdurumu vardır.0,05 eV .

2009'da, bir galaksi kümesinin merceklenme verileri, yaklaşık olarak bir nötrino kütlesini tahmin etmek için analiz edildi. 1.5 eV . Bu şaşırtıcı derecede yüksek değer, nötrino salınımlarının mili-elektron-volt düzeyinde olmasıyla, üç nötrino kütlesinin neredeyse eşit olmasını gerektirir. 2016 yılında bu bir kitleye güncellendi1.85 eV . Aynı kütleye sahip 3 steril nötrino öngörür, Planck karanlık madde fraksiyonundan kaynaklanır ve nötrinosuz çift beta bozunmasının gözlemlenmemesi. Kitleler, Mainz-Troitsk üst sınırının altında yer alır.Elektron antineutrino için 2.2 eV . İkincisi, Haziran 2018'den bu yana , arasında bir kütle arayan KATRIN deneyinde test ediliyor.0,2 eV ve2 eV .

Laboratuar deneylerinde mutlak nötrino kütle ölçeğini doğrudan belirlemek için bir takım çabalar devam etmektedir. Uygulanan yöntemler nükleer beta bozunmasını içerir ( KATRIN ve MARE ).

31 Mayıs 2010'da OPERA araştırmacıları , bir müon nötrino ışınında ilk tau nötrino aday olayını gözlemlediler, nötrinolardaki bu dönüşüm ilk kez gözlemlendi ve kütleleri olduğuna dair daha fazla kanıt sağladı.

Temmuz 2010'da, 3-D MegaZ DR7 gökada araştırması, üç nötrino çeşidinin birleşik kütlesinin bir sınırını şundan daha az olarak ölçtüklerini bildirdi. 0.28 eV . Bu kütle toplamı için daha sıkı bir üst sınır,0.23 eV , Planck işbirliği tarafından Mart 2013'te rapor edildi , oysa Şubat 2014 sonucu, Planck'ın kozmik mikrodalga arka planının ayrıntılı ölçümlerinin ima ettiği kozmolojik sonuçlar ve diğer fenomenlerin gözlemlenmesinden kaynaklanan tahminler arasındaki tutarsızlıklara dayanarak toplamı 0,320 ± 0,081 eV olarak tahmin ediyor. Nötrinoların, kütlesiz nötrinolardan beklenenden daha zayıf kütleçekimsel merceklenmeden sorumlu olduğu varsayımıyla birleştirildi .

Nötrinonun bir ise Majorana partikül kütle bularak hesaplanabilir yarı ömrü ve neutrinoless çift beta bozunması belirli çekirdeklerin. Nötrinonun Majorana kütlesi üzerindeki mevcut en düşük üst sınır KamLAND -Zen tarafından belirlenmiştir: 0.060–0.161 eV.

Boy

Standart Model nötrinolar, herhangi bir genişliği veya hacmi olmayan temel nokta benzeri parçacıklardır. Nötrino temel bir parçacık olduğu için gündelik nesnelerle aynı anlamda bir boyuta sahip değildir. Geleneksel "boyut" ile ilişkili özellikler yoktur: Aralarında minimum mesafe yoktur ve nötrinolar, sonlu bir hacmi kaplayan ayrı bir tek tip madde halinde yoğunlaştırılamaz.

Bir anlamda, kütleli parçacıkların çarpışmalar için kesitlerini tahmin etmede yararlı olan bir dalga boyu ( Compton dalga boyu ) vardır. Bir parçacığın kütlesi ne kadar küçükse, Compton dalga boyu o kadar büyük olur. 0.161 eV / üst sınırına göre c ² , yukarıda verilen bir nötrinonun "madde dalga" dalga boyu ile karşılaştırılabilir en az 0.2 um ya da daha uzun, mertebesinde olacaktır ultraviyole ışığı dalga boylarına (ler). Bu aşırı uzun dalga boyu (kütlesi olan bir parçacık için) fizikçilerin, nötrinoların Fermi istatistiklerini takip etmesine rağmen , davranışlarının bir dalga gibi olabileceğinden , onları Bozonik gibi gösterdiğinden ve dolayısıyla onları parçacıklar ( fermiyonlar ) arasındaki sınıra yerleştirdiğinden şüphelenmelerine yol açar. ve dalgalar ( bozonlar ).

kiralite

Deneysel sonuçlar hata payı içinde, tüm üretilen ve gözlenen nötrinoların solak olduğunu gösteriyor helicities (antiparalel spin momentum ) ve tüm antineutrinos sağ elini helicities var. Kütlesiz limitte bu, her bir parçacık için iki olası kiraliteden sadece birinin gözlemlendiği anlamına gelir . Parçacık etkileşimlerinin Standart Modelinde yer alan tek kiraliteler bunlardır .

Muadillerinin (sağ-elli nötrinolar ve sol-elli antinötrinolar) basitçe mevcut olmaması mümkündür. Onlar ise do var, özellikleri gözlemlenebilir nötrino ve antineutrinos oldukça farklıdır. Teorik olarak ya çok ağırdırlar ( GUT ölçeğine göre - Tahterevalli mekanizmasına bakınız ), zayıf etkileşime katılmazlar ( steril nötrinolar olarak adlandırılırlar ) ya da her ikisine birden katılmazlar .

Sıfır olmayan nötrino kütlelerinin varlığı durumu biraz karmaşıklaştırıyor. Nötrinolar, kiralite özdurumları olarak zayıf etkileşimlerde üretilir. Büyük bir parçacığın kiralitesi bir hareket sabiti değildir; helisitedir, ancak kiralite operatörü, helisite operatörü ile özdurumları paylaşmaz. Serbest nötrinolar, m _ν ⁄ E mertebesinde karıştırma genlikleri ile sol ve sağ helisite durumlarının karışımları olarak yayılır . Bu, deneyleri önemli ölçüde etkilemez, çünkü dahil olan nötrinolar neredeyse her zaman aşırı görecelidir ve bu nedenle karıştırma genlikleri yok denecek kadar küçüktür. Etkili bir şekilde, o kadar hızlı seyahat ederler ve dinlenme çerçevelerinde zaman o kadar yavaş geçer ki, gözlemlenebilir herhangi bir yolu değiştirmek için yeterli zamanları olmaz. Örneğin, çoğu güneş nötrinosunun enerjileri mertebesindedir.0.100 MeV –1 MeV , yani aralarında "yanlış" sarmallığa sahip nötrinoların fraksiyonu10 ⁻¹⁰ .

GSI anomalisi

Bir depolama halkasında dolaşan yüksek yüklü ağır radyoaktif iyonların bozunma hızına ilişkin beklenmedik bir dizi deneysel sonuç, ikna edici bir açıklama bulma çabasında teorik faaliyeti kışkırttı. Gözlenen fenomen olarak bilinir GSI anomalisinin depolama halkası bir tesis olduğu gibi Ağır İyon Araştırma GSI Helmholtz Centre içinde Darmstadt Almanya .

Yarı ömürleri yaklaşık 40 saniye ve 200 saniye olan iki radyoaktif türün zayıf bozunma oranlarının, yaklaşık 7 saniyelik bir periyotla önemli bir salınım modülasyonuna sahip olduğu bulundu . Bozunma süreci bir elektron nötrino ürettiği için, gözlemlenen salınım hızı için önerilen bazı açıklamalar, yeni veya değiştirilmiş nötrino özellikleri önerir. Lezzet salınımı ile ilgili fikirler şüpheyle karşılandı. Daha sonraki bir öneri, nötrino kütle özdurumları arasındaki farklılıklara dayanmaktadır .

Kaynaklar

Yapay

reaktör nötrinoları

Nükleer reaktörler , insan kaynaklı nötrinoların ana kaynağıdır. Bir nükleer reaktördeki enerjinin çoğu fisyon tarafından üretilir (nükleer reaktörlerdeki dört ana bölünebilir izotop,²³⁵
sen
, ²³⁸
sen
, ²³⁹
Pu
ve ²⁴¹
Pu
), sonuçta ortaya çıkan nötronca zengin yavru nüklidler , her biri bir nötronu bir protona ve bir elektrona dönüştüren ve bir elektron antinötrino salan ek beta bozunmalarına uğrar (
n
→
P
+
e^-
+
ν
_e). Bu müteakip bozunmalar da dahil olmak üzere, ortalama nükleer fisyon yaklaşık olarak salınır.200 MeV'lik enerji, ki ısı olarak iç kısımda aşağı yukarı% 95.5 kalır ve yaklaşık% 4.5 (veya yaklaşık9 MeV ) antinötrinolar olarak yayılır. Termal güce sahip tipik bir nükleer reaktör için4000  MW , fisyon atomlarından elde edilen toplam güç üretimi aslında4185 MW ,185 MW , antinötrino radyasyonu olarak yayılır ve mühendislikte asla görünmez. Yani,185 MW fisyon enerjisi bu reaktörden kaybolur ve türbinleri çalıştırmak için mevcut ısı olarak görünmez, çünkü antinötrinolar tüm yapı malzemelerine pratik olarak etkileşim olmadan nüfuz eder.

Antinötrino enerji spektrumu, yakıtın yanma derecesine bağlıdır (plütonyum-239 fisyon antinötrinoları ortalama olarak uranyum-235 fisyonundan biraz daha fazla enerjiye sahiptir), ancak genel olarak fisyondan saptanabilir antinötrinoların tepe enerjisi yaklaşık 3.5 ve4 MeV , maksimum enerji yaklaşık10 MeV . Düşük enerjili antinötrinoların akışını ölçmek için yerleşik bir deneysel yöntem yoktur. Sadece enerji eşiğinin üzerinde olan antinötrinolar1.8 MeV ters beta bozunmasını tetikleyebilir ve bu nedenle açık bir şekilde tanımlanabilir (aşağıdaki § Algılama bölümüne bakın).

Bir nükleer reaktörden gelen tüm antinötrinoların tahmini %3'ü bu eşiğin üzerinde bir enerji taşır. Böylece, ortalama bir nükleer santral,eşiğin üzerinde saniyede 10 ²⁰ antinötrino, ama aynı zamanda enerji eşiğinin altında çok daha büyük bir sayı ( bu sayının % 97 ⁄ %3 ≈ 30 katı ); bu düşük enerjili antinötrinolar, mevcut dedektör teknolojisi için görünmezdir.

hızlandırıcı nötrinolar

Bazı parçacık hızlandırıcılar , nötrino ışınları yapmak için kullanılmıştır. Teknik, protonları sabit bir hedefle çarpıştırarak yüklü pionlar veya kaonlar üretmektir . Bu kararsız parçacıklar daha sonra manyetik olarak uzun bir tünele odaklanır ve burada uçuş sırasında bozunurlar. Çürüyen parçacığın göreli artışı nedeniyle , nötrinolar izotropik olarak değil bir ışın olarak üretilir. Müon bozunmaları yoluyla nötrinoların üretildiği bir hızlandırıcı tesisi tasarlama çalışmaları devam etmektedir. Böyle bir kurulum genellikle "nötrino fabrikası" olarak bilinir .

Nükleer silahlar

Nükleer silahlar da çok büyük miktarlarda nötrino üretir. Fred Reines ve Clyde Cowan , reaktör nötrinolarını araştırmadan önce bir bombadaki nötrinoların tespitini düşündüler; Los Alamos fizik bölümü lideri JMB Kellogg tarafından daha iyi bir alternatif olarak bir fisyon reaktörü önerildi. Fisyon silahları antinötrinoları (fisyon sürecinden) üretir ve füzyon silahları hem nötrinoları (füzyon sürecinden) hem de antinötrinoları (fisyon patlamasını başlatan) üretir.

Jeolojik

Nötrinolar, doğal arka plan radyasyonu ile birlikte üretilir . Özellikle, bozunma zincirleri²³⁸
sen
ve ²³²
NS
izotopların yanı sıra⁴⁰
K
, antineutrinos yayan beta bozunmalarını içerir. Bu sözde jeonötrinolar, Dünya'nın iç kısmı hakkında değerli bilgiler sağlayabilir. Geonötrinolar için ilk gösterge 2005 yılında KamLAND deneyi tarafından bulundu , güncellenmiş sonuçlar KamLAND ve Borexino tarafından sunuldu . Geonötrino ölçümlerindeki ana arka plan, reaktörlerden gelen antinötrinolardır.

Atmosferik

Atmosferik nötrinolar, kozmik ışınların Dünya atmosferindeki atom çekirdekleri ile etkileşiminden kaynaklanır ve birçoğu kararsız olan ve bozunduklarında nötrinolar üreten parçacık yağmurları yaratır. Tata Temel Araştırma Enstitüsü (Hindistan), Osaka City Üniversitesi (Japonya) ve Durham Üniversitesi'nden (İngiltere) parçacık fizikçilerinin işbirliği, 1965 yılında Hindistan'daki Kolar Gold Fields'deki bir yeraltı laboratuvarında ilk kozmik ışın nötrino etkileşimini kaydetti .

Güneş

Güneş nötrinoları , Güneş'e ve diğer yıldızlara güç sağlayan nükleer füzyondan kaynaklanır . Güneş'in işleyişinin detayları Standart Güneş Modeli ile anlatılmaktadır . Kısacası: dört proton birleşerek bir helyum çekirdeği haline geldiğinde , ikisinin nötronlara dönüşmesi gerekir ve bu dönüşümlerin her biri bir elektron nötrinoyu serbest bırakır.

Güneş, her yöne muazzam sayıda nötrino gönderir. Her saniye, yaklaşık 65 milyar (6.5 × 10 ¹⁰ ) güneş nötrinoları, Dünya'nın Güneş yönüne dik olan kısmında her santimetrekareden geçer. Nötrinolar Dünya'nın kütlesi tarafından önemsiz bir şekilde emildiğinden, Dünya'nın Güneş'in karşısındaki tarafındaki yüzey alanı, Güneş'e bakan tarafla yaklaşık olarak aynı sayıda nötrino alır.

süpernova

Colgate & White (1966), nötrinoların büyük kütleli yıldızların çöküşü sırasında açığa çıkan yerçekimi enerjisinin çoğunu taşıdığını hesapladı, olaylar artık Tip Ib ve Ic ve Tip II süpernova olarak sınıflandırılıyor . Bu tür yıldızlar çöktüğünde, çekirdekteki madde yoğunlukları o kadar yüksek olur (10 ¹⁷  kg/m ³ ) elektronların dejenerasyonunun , protonların ve elektronların bir nötron ve bir elektron nötrino oluşturmak üzere birleşmesini önlemeye yeterli olmadığı. Mann (1997), ikinci ve daha bol bir nötrino kaynağının, yeni oluşan nötron çekirdeğinin termal enerjisi (100 milyar  kelvin ) olduğunu ve tüm tatların nötrino-antinötrino çiftlerinin oluşumu yoluyla dağıldığını bulmuştur.

Colgate ve White'ın süpernova nötrino üretimi teorisi, 1987'de Supernova 1987A'dan gelen nötrinolar tespit edildiğinde doğrulandı . Su bazlı dedektörler Kamiokande II ve IMB  , sırasıyla termal kaynaklı 11 ve 8 antinötrino ( lepton sayısı = -1) tespit ederken, sintilatör tabanlı Baksan dedektörü  , termal veya elektrondan 5 nötrino ( lepton sayısı = +1) buldu. 13 saniyeden daha kısa bir patlamada orijini yakalayın. Süpernovadan gelen nötrino sinyali, ikinci elektromanyetik radyasyonun şok dalgasıyla birlikte ortaya çıkması gerçeğinden beklendiği gibi, ilk elektromanyetik radyasyonun gelmesinden birkaç saat önce Dünya'ya geldi. Normal madde ile son derece zayıf etkileşim, nötrinoların patlayan yıldızın çalkalanan kütlesinden geçmesine izin verirken, elektromanyetik fotonlar yavaşladı.

Nötrinolar madde ile çok az etkileşime girdiğinden, bir süpernovanın nötrino emisyonlarının patlamanın en iç bölgeleri hakkında bilgi taşıdığı düşünülmektedir. Görünür ışığın çoğu , süpernova şok dalgası tarafından üretilen radyoaktif elementlerin bozunmasından gelir ve patlamanın kendisinden gelen ışık bile yoğun ve türbülanslı gazlar tarafından saçılır ve bu nedenle geciktirilir. Nötrino patlamasının görünür ışık, gama ışınları veya radyo dalgaları dahil herhangi bir elektromanyetik dalgadan önce Dünya'ya ulaşması bekleniyor. Elektromanyetik dalgaların varışlarının tam gecikmesi, şok dalgasının hızına ve yıldızın dış tabakasının kalınlığına bağlıdır. Bir Tip II süpernova için, gökbilimciler, nötrino taşkınının yıldız çekirdeğinin çökmesinden saniyeler sonra serbest bırakılmasını beklerken, ilk elektromanyetik sinyal, patlama şok dalgasının yıldızın yüzeyine ulaşması için zaman bulduktan saatler sonra ortaya çıkabilir. Süpernova Erken Uyarı Sistemi projesi aday Süpernova olaylarını gökyüzünü izlemek için nötrino dedektörleri oluşan bir ağ kullanır; nötrino sinyali, Samanyolu'nda patlayan bir yıldız için faydalı bir ön uyarı sağlayacaktır .

Nötrinolar bir süpernovanın dış gazlarından dağılmadan geçseler de, daha derindeki süpernova çekirdeği hakkında bilgi sağlarlar ve burada nötrinoların bile önemli ölçüde saçıldığına dair kanıtlar sunarlar. Bir süpernova çekirdeğindeki yoğunluklar (bu tür bir süpernovada oluşması beklenen) bir nötron yıldızının yoğunluğudur ve bazı nötrinoları geciktirerek nötrino sinyalinin süresini etkileyecek kadar büyük hale gelir. SN 1987A'dan gelen 13 saniye uzunluğundaki nötrino sinyali, engellenmemiş nötrinoların bir süpernovanın nötrino üreten çekirdeğini geçmesinden çok daha uzun sürdü ve SN 1987A için çapının yalnızca 3200 kilometre olması bekleniyordu.

Sayılan nötrino sayısı, toplam nötrino enerjisiyle de tutarlıydı. 2,2 × 10 ⁴⁶  jul , ki bu süpernovanın toplam enerjisinin neredeyse tamamı olduğu tahmin ediliyor.

Ortalama bir süpernova için, yaklaşık 10 ⁵⁷ (bir oktodesilyon ) nötrino salınır, ancak bir karasal dedektörde tespit edilen gerçek sayı , şu seviyede, çok daha küçük olacaktır. ${\görüntüleme stili N}$

${\displaystyle N\sim 10^{4}\sol({\frac {M}{25\,\mathrm {kton}}}\sağ)\sol({\frac {10\,\mathrm {kpc} } {d}}\sağ)^{2},}$

dedektörün kütlesi nerede (örneğin , 50 ktonluk bir kütleye sahip Süper Kamiokande ile ) ve süpernovaya olan mesafedir. Bu nedenle pratikte sadece Samanyolu'nun (kendi galaksimiz) içindeki veya yakınındaki süpernovalardan gelen nötrino patlamalarını tespit etmek mümkün olacaktır . Bireysel süpernovalardan nötrinoların saptanmasına ek olarak , Evrendeki tüm süpernovalardan kaynaklanan dağınık süpernova nötrino arka planının da saptanması mümkün olmalıdır . ${\görüntüleme stili M}$${\görüntüleme stili d}$

süpernova kalıntıları

Süpernova nötrinolarının enerjisi birkaç ila birkaç on MeV arasında değişir. Siteler kozmik ışınlar : hızlandırılır süpernova patlamalarında tarafından arta kalan çalkantılı gaz ortamlarda üretilen daha enerjik, en az bir milyon kat olan üretim nötrino, beklenen Supernova kalıntıları . Kozmik ışınların kökeni Baade ve Zwicky tarafından süpernovalara atfedildi ; Bu hipotez, kökeni süpernova kalıntılarına bağlayan Ginzburg ve Syrovatsky tarafından rafine edildi ve iddialarını , süpernova kalıntılarındaki ivmenin verimi yaklaşık yüzde 10 ise Samanyolu'nun kozmik ışın kayıplarının telafi edildiğine dair çok önemli bir açıklama ile destekledi. Ginzburg ve Syrovatskii'nin hipotezi, Enrico Fermi tarafından çizilen orijinal teorik resimle tutarlı olan ve gözlemsel verilerden destek alan süpernova kalıntılarında meydana gelen özel "şok dalgası ivmesi" mekanizması tarafından desteklenmektedir. Çok yüksek enerjili nötrinolar hala görülüyor, ancak nötrino astronomisinin bu dalı henüz emekleme aşamasında. Galaksimizden çok yüksek enerjili nötrinoları gözlemlemeyi amaçlayan başlıca mevcut veya gelecek deneyler, Baykal , AMANDA , IceCube , ANTARES , NEMO ve Nestor'dur . İlgili bilgiler, VERITAS , HESS ve MAGIC gibi çok yüksek enerjili gama ışını gözlemevleri tarafından sağlanmaktadır . Gerçekten de, kozmik ışınların çarpışmalarının, bozunmaları nötrinolara, nötr pionlara ve gama ışınlarına her iki radyasyon türüne de saydam olan bir süpernova kalıntısı ortamı veren yüklü pionlar ürettiği varsayılır.

Galaksi dışı kozmik ışınların etkileşimlerinden kaynaklanan daha da yüksek enerjili nötrinolar, Pierre Auger Gözlemevi veya ANITA adlı özel deney ile gözlemlenebilir .

Büyük patlama

Tıpkı Big Bang'den arta kalan kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu gibi, Evrenimizde düşük enerjili nötrinoların bir arka planı olduğu düşünülmektedir . 1980'lerde bunların evrende var olduğu düşünülen karanlık maddenin açıklaması olabileceği öne sürüldü. Nötrinoların diğer karanlık madde adaylarına göre önemli bir avantajı var: Var oldukları biliniyor. Bu fikrin de ciddi sorunları var.

Parçacık deneylerinden nötrinoların çok hafif olduğu bilinmektedir. Bu , ışık hızına yakın hızlarda kolayca hareket ettikleri anlamına gelir . Bu nedenle nötrinolardan oluşan karanlık maddeye " sıcak karanlık madde " denir . Sorun şu ki, hızlı hareket eden nötrinolar, kozmolojik genişleme onları kümeler halinde toplanacak kadar soğuk hale getirmeden önce evrende eşit olarak yayılma eğiliminde olacaktı . Bu, karanlık maddenin nötrinolardan oluşan kısmının dağılmasına ve gördüğümüz büyük galaktik yapılara neden olamamasına neden olur .

Aynı galaksiler ve galaksi grupları, bu galaksilerden kaçmak için yeterince hızlı olmayan karanlık madde ile çevrili görünüyor. Muhtemelen bu madde, oluşum için yerçekimi çekirdeğini sağladı . Bu, nötrinoların toplam karanlık madde miktarının önemli bir bölümünü oluşturamayacağı anlamına gelir.

Kozmolojik argümanlardan, kalıntı arka plan nötrinolarının santimetre küp ve sıcaklık başına her türden 56 yoğunluğa sahip olduğu tahmin edilmektedir. 1,9 Bin (1.7 × 10 ⁻⁴  eV ) kütlesiz iseler, kütleleri aşarsa çok daha soğuk0,001 eV . Yoğunlukları oldukça yüksek olmasına rağmen, enerjileri çoğu algılama yönteminin eşiklerinin altında olduğundan ve eV altı enerjilerde son derece düşük nötrino etkileşimi kesitlerinden dolayı henüz laboratuvarda gözlemlenmemiştir. Buna karşılık, daha yüksek bir enerjiyle yayılan boron-8 güneş nötrinoları, kalıntı nötrinolarınkinden yaklaşık 6 büyüklük mertebesi daha düşük bir uzay yoğunluğuna sahip olmalarına rağmen kesin olarak tespit edilmiştir  .

Tespit etme

Nötrinolar elektrik yükü taşımadıkları için doğrudan tespit edilemezler, yani içinden geçtikleri malzemeleri iyonize etmezler. MSW etkisi gibi nötrinoların çevrelerini etkileyebileceği diğer yollar izlenebilir radyasyon üretmez. Reines ve Cowan (aşağıya bakınız) tarafından uygulanan , bazen ters beta bozunumu olarak adlandırılan antinötrinoları tanımlamak için benzersiz bir reaksiyon, önemli sayıda nötrinoyu tespit etmek için çok büyük bir dedektör gerektirir. Tüm algılama yöntemleri, nötrinoların minimum bir eşik enerjisi taşımasını gerektirir. Şimdiye kadar, potansiyel nötrino etkileşimlerinin (örneğin MSW etkisi ile) diğer nedenlerden benzersiz bir şekilde ayırt edilemeyeceği anlamında, düşük enerjili nötrinolar için bir tespit yöntemi yoktur. Nötrino dedektörleri, dedektörü kozmik ışınlardan ve diğer arka plan radyasyonundan izole etmek için genellikle yeraltında inşa edilir .

Antinötrinolar ilk olarak 1950'lerde bir nükleer reaktörün yakınında tespit edildi. Reines ve Cowan , suda bir kadmiyum klorür çözeltisi içeren iki hedef kullandı . Kadmiyum hedeflerinin yanına iki sintilasyon dedektörü yerleştirildi. eşiğinin üzerinde bir enerjiye sahip antinötrinolar1.8 MeV , sudaki protonlarla yüklü akım etkileşimlerine neden olarak pozitronlar ve nötronlar üretti. Bu çok benziyor
β⁺
bir protonu bir nötrona, bir pozitrona dönüştürmek için enerjinin kullanıldığı çürüme (
e⁺
) ve bir elektron nötrino (
ν
_e) yayılır:

bilinenden
β⁺
çürümek:

Enerji +
P
→
n
+
e⁺
+
ν
_e

Cowan ve Reines deneyinde, giden bir nötrino yerine, gelen bir antinötrinonuz var (
ν
_e) bir nükleer reaktörden:

Enerji (>1.8 MeV ) +
P
+
ν
_e →
n
+
e⁺

Detektör materyalindeki elektronlarla ortaya çıkan pozitron imhası, yaklaşık olarak enerjiye sahip fotonlar yarattı. 0,5 MeV . Tesadüfteki foton çiftleri, hedefin üstündeki ve altındaki iki sintilasyon dedektörü tarafından tespit edilebilir. Nötronlar, kadmiyum çekirdekleri tarafından yakalandı ve yaklaşık olarak gama ışınlarına neden oldu.Bir pozitron yok etme olayından gelen fotonlardan birkaç mikrosaniye sonra tespit edilen 8 MeV .

O zamandan beri, çeşitli algılama yöntemleri kullanılmıştır. Süper Kamiokande , gelen bir nötrino suda bir elektron veya müon oluşturduğunda yayılan Cherenkov radyasyonunu izleyen fotoçoğaltıcı tüplerle çevrili büyük bir su hacmidir . Sudbury Nötrino Gözlem benzer, ancak kullanılan ağır su da aynı etkilere kullanır, ancak tespit ortamı olarak daha sonra gama radyasyon tespit edilen bir serbest nötron sonuçlanan döteryum ilave reaksiyon herhangi bir lezzet nötrinonun foto çözünüme izin veren klor tutulduktan sonra. Diğer dedektörler , orijinal madde ile etkileşime giren elektron-nötrinolar tarafından oluşturulan, sırasıyla argon veya germanyum fazlalıkları için periyodik olarak kontrol edilen büyük hacimli klor veya galyumdan oluşur . MINOS katı plastik kullanılabilir sintilatör ise, foto-çoğaltıcı tüpler bağlanmış Borexino bir sıvı kullanan psödokümen sintilatör da foto-çoğaltıcı tüpler tarafından izlenen NOνA tarafından izlenen detektör kullanımları sıvı sintilatörü çığ fotodiyotları . ICECUBE Nötrino Gözlemevi kullanımları1 km ³ arasında Antarktika buz tabakasının yakın güney kutbu hacmine dağıtılmış photomultiplier borularla.

Bilimsel ilgi

Nötrinoların düşük kütlesi ve nötr yükü, diğer parçacıklar ve alanlarla aşırı derecede zayıf etkileştikleri anlamına gelir. Zayıf etkileşimin bu özelliği bilim adamlarını ilgilendiriyor çünkü bu, nötrinoların diğer radyasyonun (ışık veya radyo dalgaları gibi) nüfuz edemediği ortamları araştırmak için kullanılabileceği anlamına geliyor.

Nötrinoları bir sonda olarak kullanmak, ilk olarak 20. yüzyılın ortalarında, Güneş'in merkezindeki koşulları tespit etmenin bir yolu olarak önerildi. Güneş çekirdeği doğrudan görüntülenemez çünkü elektromanyetik radyasyon (örneğin ışık), çekirdeği çevreleyen maddenin büyük miktarı ve yoğunluğu tarafından yayılır. Öte yandan, nötrinolar birkaç etkileşimle Güneş'ten geçerler. Güneş çekirdeğinden yayılan fotonların Güneş'in dış katmanlarına yayılması 40.000 yıl gerektirebilirken, çekirdekte yıldız füzyon reaksiyonlarında üretilen nötrinolar bu mesafeyi neredeyse ışık hızında neredeyse engellenmeden geçerler.

Nötrinolar ayrıca Güneş Sistemi'nin ötesindeki astrofiziksel kaynakları araştırmak için de faydalıdır çünkü yıldızlararası ortamdaki yolculukları ile önemli ölçüde zayıflamayan bilinen tek parçacıklardır . Optik fotonlar toz, gaz ve arka plan radyasyonu tarafından engellenebilir veya yayılabilir. Hızlı protonlar ve atom çekirdeği formundaki yüksek enerjili kozmik ışınlar , Greisen-Zatsepin-Kuzmin limiti (GZK sınırı) nedeniyle yaklaşık 100 megaparsekten fazla seyahat  edemezler. Nötrinolar, aksine, zar zor zayıflatılmış daha da büyük mesafeler kat edebilirler.

Samanyolu'nun galaktik çekirdeği, yoğun gaz ve çok sayıda parlak nesne tarafından tamamen gizlenmiştir. Galaktik çekirdekte üretilen nötrinolar , Dünya tabanlı nötrino teleskoplarıyla ölçülebilir olabilir .

Nötrinonun bir başka önemli kullanımı da, yüksek kütleli yıldızların yaşamlarına son veren patlamalar olan süpernovaların gözlemlenmesidir . Bir süpernovanın çekirdek çöküş aşaması, son derece yoğun ve enerjik bir olaydır. O kadar yoğundur ki, nötrinolar dışında bilinen hiçbir parçacık ilerleyen çekirdek cephesinden kaçamaz. Sonuç olarak, süpernovaların radyan enerjilerinin yaklaşık %99'unu kısa (10 saniyelik) bir nötrino patlamasında saldıkları bilinmektedir . Bu nötrinolar, çekirdek çökme çalışmaları için çok faydalı bir sondadır.

Nötrinonun kalan kütlesi, kozmolojik ve astrofizik teorilerin önemli bir testidir (bkz. Karanlık madde ). Nötrino'nun kozmolojik fenomenleri araştırmadaki önemi, diğer herhangi bir yöntem kadar büyüktür ve bu nedenle astrofizik topluluklarında çalışmanın ana odak noktasıdır.

Nötrinoların incelenmesi parçacık fiziğinde önemlidir çünkü nötrinolar tipik olarak en düşük kütleye sahiptir ve bu nedenle parçacık fiziğinin Standart Modelinin uzantılarında teorize edilen en düşük enerjili parçacıkların örnekleridir .

Kasım 2012'de Amerikalı bilim adamları, 780 fitlik kayadan tutarlı bir nötrino mesajı göndermek için bir parçacık hızlandırıcı kullandılar. Bu, nötrinoların iletişim için ilk kullanımına işaret ediyor ve gelecekteki araştırmalar, ikili nötrino mesajlarının, Dünya'nın çekirdeği gibi en yoğun malzemelerden bile çok uzak mesafelere gönderilmesine izin verebilir.

Temmuz 2018'de, IceCube Nötrino Gözlemevi , Eylül 2017'de Antarktika merkezli araştırma istasyonlarını vuran son derece yüksek enerjili bir nötrinoyu 3,7 milyar ışıkyılı uzaklıkta bulunan blazar TXS 0506 +056'daki başlangıç ​​noktasına kadar izlediklerini duyurdu. Orion takımyıldızı yönünde . Bu, uzayda bir nesneyi bulmak için bir nötrino dedektörünün kullanıldığı ve bir kozmik ışın kaynağının tanımlandığı ilk zamandır.

Ayrıca bakınız

• nötrino deneylerinin listesi
• nötrino salınımı
• nötrino astronomi
• Çoklu haberci astronomi  - Farklı astrofiziksel süreçler tarafından oluşturulan farklı "haberci" sinyallerinin koordineli gözlemi ve yorumlanması

Notlar

Referanslar

bibliyografya

Dış bağlantılar

• Casper, Dave. "Nötrino nedir?" . Kaliforniya Üniversitesi, Irvine .
• Gariazzo, Stefano; Giunti, Carlo; Lavanta, Marco. "Nötrino bağlanmamış" . Nötrino Fiziği ve Astrofizik üzerine çevrimiçi inceleme ve e-arşiv .
• Sington, David . Hayalet Parçacık (video belgesel). Nova. Boston, MA: WGBH.
• "Her Şey Nötrino" . Fermilab .
• Battersby, Stephen (5 Mart 2008). "Evren soğutulmuş bir nötrino denizine battı" . Yeni Bilim Adamı .
• Goodman, Maury C. "Nötrino salınım endüstrisi" . Argonne Ulusal Laboratuvarı .
• Klapdor-Kleingrothaus, Hans Volker ; Krivosheina, Irina V.; Dietz, İskender; Chkvorets, Oleg (27 Eylül 2007). " Gran Sasso 1990-2003'te zenginleştirilmiş ⁷⁶ Ge ile nötrinosuz çift beta bozunumu arayın " (PDF) . Fizik Harfleri B . Arşivlenmiş orijinal (PDF) 27 Eylül 2007 tarihinde.
• Johnson, George (28 Nisan 2002). "Kozmik kilo alımı: Bir tutam parçacık yığınları" . New York Times .
• Rincon, Paul (22 Haziran 2010). "Gökbilimciler tarafından boyutlandırılan nötrino 'hayalet parçacığı'" . BBC Haber .
• Merrifield, Michael; Copeland, Ed ; Bowley, Roger (2010). "Nötrinolar" . Altmış Sembol . Nottingham Üniversitesi – Brady Haran aracılığıyla .
• Cowan, Clyde L. "Dr. Clyde L. Cowan ile Nötrino" . Poltergeist Projesi üzerine ders.
• Pauli, Wolfgang (Aralık 1930). "Liebe Radioaktive Damen und Herren" [Sevgili Radyoaktif Bayanlar ve Baylar (Pauli'nin nötrino hipotezini belirten mektubu)]. (çevrimiçi ve analiz edildi, John Moran tarafından çevrilen İngilizce versiyon için, 'Neutrinos efsanesi'ne tıklayın)