neutrino

Neutrina jsou elektricky neutrální elementární částice s velmi nízkou hmotností . Ve standardním modelu fyziky elementárních částic existují tři typy ( generace ) neutrin: elektronová, mionová a tau neutrina. Každá generace neutrin se skládá ze samotného neutrina a jeho anti-neutrina . Název neutrino navrhl Enrico Fermi pro částici postulovanou Wolfgangem Paulim a znamená (podle italského zdrobnělina ino ) malou neutrální částici.

Když neutrina interagují s hmotou, na rozdíl od mnoha jiných známých elementárních částic probíhají pouze slabé interakční procesy . Ve srovnání s elektromagnetickou a silnou interakcí probíhají reakce velmi zřídka. To je důvod, proč paprsek neutrin také prochází velkou tloušťkou hmoty - např. B. skrz celou Zemi - i když s určitým oslabením. Detekce neutrin v experimentech je odpovídajícím způsobem složitá.

Všechny elementární částice standardního modelu: zelené jsou leptony, jejich spodní řada jsou neutrina

Podle místa původu neutrin pozorovaných v detektorech neutrin lze rozlišovat mezi

• kosmická neutrina (vesmír)
• sluneční neutrina (slunce)
• atmosférická neutrina (zemská atmosféra)
• Geoneutrinos (vnitřek Země)
• Neutrina reaktoru (jaderné reaktory)
• Neutrina z experimentů s urychlovačem

Historie výzkumu

První snímek neutrina v bublinové komoře naplněné kapalným vodíkem v Argonne National Laboratory z roku 1970. Neutrino koliduje s protonem . Reakce proběhla vpravo na obrázku, kde se sbíhají tři stopy. Neutrinový paprsek byl získán z rozpadajících se kladně nabitých pionů, které byly generovány bombardováním cíle berylia protonovým paprskem.

Horní obrázek (zrcadlový a odlišný kontrast) se nakreslenými stopami: Můžete vidět reakci . Mionové neutrino ( ) vycházející z levého dolního rohu (neviditelné) se srazí s protonem (p) z kapalného vodíku. Konečným produktem reakce je kladně nabitý pion ( ) a záporně nabitý mion ( ). Podrobná reakce neutrina s kvarky protonu zprostředkovaná W bosonem ( slabá interakce ) je schematicky zobrazena napravo od stop.${\ displaystyle \ nu _ {\ mu} + p \ rightarrow \ pi ^ {+} + \ mu ^ {-} + p}$${\ displaystyle \ nu _ {\ mu}}$${\ displaystyle \ pi ^ {+}}$${\ displaystyle \ mu ^ {-}}$

Během radioaktivního rozpadu beta-minus byl zpočátku pozorován pouze jeden emitovaný elektron . Spolu se zbývajícím jádrem se zdálo, že jde o problém dvou těl (viz také kinematika (částicové procesy) ). To by mohlo vysvětlit souvislé energetické spektrum beta elektronů, pouze pokud by člověk předpokládal porušení zákona zachování energie . To vedlo Wolfganga Pauliho k přijetí nové elementární částice, která - nepozorovaná detektory - je emitována z jádra současně s elektronem. Tato částice odnáší část energie uvolněné během rozpadu. Tímto způsobem mohou elektrony beta záření přijímat různá množství kinetické energie, aniž by došlo k narušení zachování energie.

V dopise ze dne 4. prosince 1930 navrhl Pauli tuto hypotetickou částici, kterou původně nazval neutronem. Enrico Fermi , který vypracoval teorii o základních vlastnostech a interakcích této částice, ji přejmenoval na neutrino (italský výraz pro „malý neutron“, „malý neutron“), aby se zabránilo konfliktu jmen s dnes známým neutronem . Teprve v roce 1933 představil Pauli svou hypotézu širšímu publiku a zeptal se na možné experimentální důkazy. Jelikož neutrino negenerovalo signál v obvyklých detektorech částic, bylo jasné, že by bylo extrémně obtížné jej detekovat.

Ve skutečnosti bylo první pozorování provedeno až o 23 let později, v roce 1956, v jednom z prvních velkých jaderných reaktorů s experimentem Cowan čistého neutrina . 14. června 1956 vědci zaslali Wolfgangovi Paulimu telegram do Curychu se zprávou o úspěchu. Vzhledem k beta rozpadu na štěpných produktů, jaderného reaktoru uvolňuje neutrin (přesněji: elektron antineutrina) s mnohem vyšší hustoty toku, než by bylo možné dosáhnout s radioaktivním přípravku. Reines a Cowan použili k detekci antineutrin následující reakci částic (tzv. Inverzní beta rozpad):

${\ displaystyle {\ bar {\ nu}} _ {e} + p \ rightarrow e ^ {+} + n}$

Antineutrino se setkává s protonem a vytváří pozitron a neutron. Oba tyto reakční produkty lze poměrně snadno pozorovat. Za tento objev dostal Reines v roce 1995 Nobelovu cenu za fyziku .

Mionové neutrino objevili v roce 1962 Jack Steinberger , Melvin Schwartz a Leon Max Lederman s prvním neutrinovým paprskem produkovaným v urychlovači. Generovali neutrinový paprsek spuštěním vysokoenergetického pionového paprsku tak daleko, že některé z pionů (kolem 10%) se rozpadly na miony a neutrina. Pomocí masivního, přibližně 12 m silného ocelového štítu, který zastavil všechny částice kromě neutrin ze smíšeného svazku částic pionů, mionů a neutrin, se jim podařilo získat čistý paprsek neutrin. Za to obdrželi Nobelovu cenu za fyziku v roce 1988. S mionovým neutrinem byla známá druhá generace neutrin, což je analog elektronového neutrina pro miony . Na krátkou dobu se termín neutretto používal pro mionové neutrino ( -etto je také italský zdrobnělina ), ale nebyl široce používán. Když byl tauon objeven v roce 1975 , fyzici také očekávali odpovídající generaci neutrin, tauon neutrino. První známky jeho existence byly dány kontinuálním spektrem v tauonském rozpadu, podobně jako v beta rozpadu. V roce 2000 bylo tau neutrino poprvé detekováno přímo v experimentu DONUT .

Experiment LSND v Los Alamos, který probíhal v letech 1993 až 1998 , byl interpretován jako známka existence sterilních neutrin , ale byl kontroverzní. Poté, co experiment KA rlsruhe- R utherford- M ittel- E nergie- N eutrino- ( KARMEN ) pod vedením Research Center Karlsruhe v britské Rutherford Laboratory nemohl reprodukovat výsledky, je tato interpretace platná od roku 2007 prostřednictvím prvního výsledky MiniBooNE ( experiment s miniaturním posilovačem neutrin v laboratoři Fermi National Accelerator Laboratory ) jako otevřené.

Ve výzkumu neutrin 21. století byli čtyři vědci oceněni Nobelovou cenou za fyziku (2002 a 2015) a pět týmů vědců získalo Průlomovou cenu ve Základní fyzice 2016.

vlastnosti

Tři generace neutrin a antineutrin

Tři generace z leptonů jsou známy. Každá z nich se skládá z elektricky nabité částice -  elektronu , mionu nebo tauonu  - a elektricky neutrálního neutrina, elektronového neutrina ( ), mionového neutrina ( ) nebo tau nebo tauonového neutrina ( ). Pak existuje odpovídajících šest antičástic . Všechny leptony mají rotaci  ½. ${\ displaystyle \ nu _ {e}}$${\ displaystyle \ nu _ {\ mu}}$${\ displaystyle \ nu _ {\ tau}}$

Podle novějších zjištění se neutrina mohou navzájem transformovat. To vede k popisu druhů neutrin jsou tři různé stavy , a , z nichž každá má jinou, ostře vymezené (ale stále neznámé) hmoty. Pozorovatelný elektronové, mionové a tau neutrina - pojmenované po nabitém leptonu, s nimiž se vyskytují společně - jsou kvantově mechanické superpozice z těchto tří masy samy . Vztah mezi chuť eigenstates ( , , ), a hromadné eigenstates ( , , ) je reprezentován směsi matrici PMN matrici . ${\ displaystyle \ nu _ {1}}$${\ displaystyle \ nu _ {2}}$${\ displaystyle \ nu _ {3}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e}}$${\ displaystyle \ nu _ {\ mu}}$${\ displaystyle \ nu _ {\ tau}}$${\ displaystyle \ nu _ {1}}$${\ displaystyle \ nu _ {2}}$${\ displaystyle \ nu _ {3}}$

Počet typů neutrin s hmotností menší než polovina hmotnosti bosonu Z byl mimo jiné stanoven v přesných experimentech . určeno jako přesně tři na detektoru L3 v CERNu .

V současné době neexistují žádné důkazy o dvojitém rozpadu beta bez neutrin . Dřívější práce naznačující, že to bylo vyvráceno přesnějšími měřeními. Neutrino bez dvojitá beta rozpad by znamenalo, že buď zachování v počtu leptonů je porušen nebo neutrino je jeho vlastní antičástice . V teoretickém popisu kvantového pole by to znamenalo (v rozporu se současným standardním modelem ), že neutrinové pole nebude Diracovým spinorem , ale Majoranovým spinorem .

Fyzici Lee a Yang zahájili experiment ke studiu otáček neutrin a antineutrin. To provedl v roce 1956 Chien-Shiung Wu a vedlo to k závěru, že údržba parity neplatí bez výjimky:

Ukázalo se, že neutrino je „levoruké“, jeho rotace je opačná k jeho směru pohybu (antiparalelní; viz rukou ). To umožňuje objektivní vysvětlení zleva a zprava . V oblasti slabé interakce musí být při přechodu z částice do její částice vyměněn nejen elektrický náboj, ale také parita, tj. Spin. Slabá interakce se liší od elektromagnetické interakce v tom, že slabý isospin je spojen s pravou nebo levou rukou částice:

• v případě leptonů a kvarků mají pouze levoruké částice a jejich pravoruké antičástice slabý isospin jiný než nula.
• Naproti tomu pravotočivé částice a jejich levoruké antičástice jsou inertní vůči slabým interakcím s W bosony ; tomuto jevu se říká maximální porušení parity .

Díky tomu je pochopitelné, že neutrina mohou být jejich vlastními antičásticemi, i když se neutrina a antineutrina v experimentu chovají odlišně: Částice známé jako antineutrina z experimentu by byla jednoduše neutriny, jejichž rotace je paralelní se směrem pohybu. Směr pohybu neutrin nelze experimentálně jednoduše změnit; Kromě toho v současné době není možné provádět experimenty, ve kterých je neutrino předjet rychlejší částice a interaguje s ní, takže směr pohybu v referenčním systému středu interakce je opačný ke směru pohybu v referenční systém laboratoře.

Neutrinová hmota

Transport vakuové nádrže pro experiment KATRIN ke stanovení hmotnosti neutrin (listopad 2006)

Hmotnost neutrin je extrémně malá; všechny experimenty zatím dávají pouze horní limity. Ale od objevu neutrinových oscilací bylo jasné, že musí mít nenulovou hmotnost.

Metody pro stanovení hmotnosti neutrin spadají do čtyř skupin:

• přímé stanovení hmotnosti z chybějící energie během rozpadu beta
• pozorování neutrinových oscilací , tj. konverzí jednoho typu neutrin na jiný
• hledání dvojitých beta rozpadů bez neutrin
• nepřímé závěry z jiných pozorování, zejména z pozorovací kosmologie

Všechny publikované výsledky jsou hodnoceny Skupinou dat o částicích a jsou zahrnuty do každoročního přehledu částicové fyziky .

Přímé měření koncového bodu beta spektra z tritia mohl od roku 2006 možné hmotnost elektronu neutrin s 2  eV / c ² omezují vzhůru. Doufáme, že lepší horní hranice bude dosaženo ještě přesnějším měřením experimentu KATRIN na Technologickém institutu v Karlsruhe , který by měl dosáhnout horní hranice 0,2 eV / c² . Předchozí měření nemohla vyloučit, že nejlehčí neutrino je nehmotné, a to se neočekává bez zlepšení přesnosti měření o několik řádů. V roce 2019 byla horní hranice vylepšena na 1,1 eV.

Pozorování neutrinových oscilací je nepřímým měřením hmotnostních rozdílů mezi různými neutriny. Dokazují, že neutrina mají ve skutečnosti velmi malou hmotnost odlišnou od nuly (ve srovnání s přidruženými nabitými leptony). Takto získané velmi malé hmotnostní rozdíly také znamenají, že výše uvedený hmotnostní limit pro elektronová neutrina je také limitem pro všechny typy neutrin.

Hypotetický dvojitý rozpad beta bez neutrin je možný pouze tehdy, jsou-li neutrina jejich vlastními antičásticemi. Poté se současným rozpadem beta 2 neutronů v atomovém jádru jsou někdy zničena 2 virtuální neutrina, místo aby byla emitována 2 (skutečná) neutrina. Jelikož jsou neutrina samotná těžko měřitelná, měří se celková energie 2 elektronů vytvořených v procesu: Pokud dojde k rozpadu bez neutrin, má celkové spektrum energie elektronů lokální maximum blízké energii rozpadu, protože téměř celý rozpad energie je nyní rozptýlena elektrony (malý zbytek se převede na kinetickou energii atomového jádra).

Kosmologický přístup ke stanovení hmotností neutrin je založen na pozorování anizotropie záření kosmického pozadí pomocí WMAP a dalších pozorování, která určují parametry lambda CDM modelu , dnešního standardního modelu kosmologie. Vzhledem k vlivu, který mají neutrina na formování struktury ve vesmíru a na primordiální nukleosyntézu , lze předpokládat , že horní hranice pro součet tří hmot neutrin je 0,2 eV / c² (od roku 2007) .

Za objev neutrinových oscilací obdrželi Takaaki Kajita a Arthur B. McDonald v roce 2015 Nobelovu cenu za fyziku .

Rychlost

Vzhledem k jejich nízké hmotnosti se očekává, že neutrina generovaná v částicovo-fyzikálních procesech se pohybují téměř rychlostí světla ve vakuu . Rychlost neutrin byla měřena v několika experimentech a byla pozorována korespondence v rámci přesnosti měření s rychlostí světla.

Měření z neutrina, rychlost neutrin a neutrin oscilací rovněž představují možnost zkontrolovat platnost Lorentz invariance na speciální teorie relativity . Výsledky měření experimentu OPERA v roce 2011, podle nichž se neutrina měla pohybovat rychleji než světlo , lze vysledovat zpět k chybám měření. Nové měření provedené ICARUSem a také nová analýza dat OPERA ukázaly shodu s rychlostí světla.

Penetrační schopnost

Schopnost proniknout závisí na energii neutrin. Se zvyšující se energií se zvětšuje průřez neutrin a odpovídajícím způsobem se snižuje střední volná cesta .

Příklad:
Střední volná cesta neutrin s energií 10 ³  TeV při interakci se zemí je v rozsahu zemského průměru. To znamená, že téměř dvě třetiny těchto neutrin interagují při letu přes Zemi, zatímco dobrá třetina letí přes Zemi. Při 11 MeV je průměrná volná dráha v olovu již 350 miliard kilometrů a v průměru by na Zemi interagovaly asi tři z miliardy neutrin, zatímco zbytek by bez překážek preletěl.

Pro srovnání:
Největší urychlovač částic na světě, Velký hadronový urychlovač , generuje částice s energií 6,5 TeV na nukleon , slunce produkuje hlavně neutrina s energiemi pod 10 MeV.

Přehled průřezu neutrin při různých reakcích a energiích, publikovaný v roce 2013, je k dispozici na internetu.

Rozpady a reakce

Feynmanův diagram rozpadu neutronu  n na proton  p, elektron  e ^- a elektron antineutrino  , zprostředkovaný W bosonem  W ^- . Tato reakce je příkladem nabitého proudu.${\ displaystyle {\ overline {\ nu}} _ {e}}$

Procesy s neutriny probíhají prostřednictvím slabé interakce . Neutrina také podléhají gravitaci; ale je to tak slabé, že to nemá prakticky žádný význam. Jako každá slabá interakce lze neutrinové procesy rozdělit do dvou kategorií:

Nabitý stream

Elementární částice se spojuje s neutrinem prostřednictvím elektricky nabitého W bosonu . Zde se zúčastněné částice transformují na jiné. Výměnný boson je kladně nebo záporně nabitý v závislosti na reakci, takže náboj je zachován. Elastický rozptyl může také postupovat tímto způsobem. Protože částice jsou na začátku i na konci stejné, lze je obvykle popsat jednoduše jako klasický rozptyl.

Neutrální elektřina

Elementární částice se spojuje s neutrinem prostřednictvím elektricky neutrálního Z bosonu . Obsažené částicové příchutě zůstanou zachovány a reakce je jako elastická kolize, ke které může dojít s jakýmikoli leptony nebo kvarky. Pokud je přenos energie dostatečně velký, může dojít ke konverzi částic na zasažených atomových jádrech.

Rozpady

První známé procesy, kterých se neutrina účastní, byly radioaktivní beta rozpady . Při rozpadu β ^- - (beta-minus) se neutron transformuje na proton a jsou emitovány elektron a elektron antineutrino. Jeden ze dvou down kvarků neutronu emituje střední vektorový boson W ^- a tak se změní na up kvark. W ^- boson se poté rozpadne na elektron a elektronové antineutrino. Jde tedy o „nabitý proud“. K tomuto rozpadu dochází například u volných neutronů, ale také u atomových jader s velkým přebytkem neutronů .

Během reakce proton / proton uvnitř slunce jsou generována elektronová neutrina.

${\ displaystyle {} _ {Z} ^ {A} \ mathrm {X} \ až {} _ {Z + 1} ^ {A} \ mathrm {Y} ^ {+} + e ^ {-} + {\ přetáhnout {\ nu}} _ {e}}$

Nuklid přechází
do dceřiného jádra s atomovým číslem vyšším o 1 a vysílá elektron a elektronové antineutrino .

Naopak, při rozpadu β ⁺ - (beta-plus) se proton přemění na neutron a při rozpadu výsledného W ⁺ bosonu se emituje pozitron a elektronové neutrino. Proces nastává, když je v jádře přebytek protonů. Vzhledem k tomu, že reakční produkty jsou těžší než původní proton, je třeba aplikovat hmotnostní rozdíl z vazebné energie jádra.

${\ displaystyle {} _ {Z} ^ {A} \ mathrm {X} \ až {} _ {Z-1} ^ {A} \ mathrm {Y} ^ {-} + e ^ {+} + {\ nu} _ {e}}$

Nuklid přechází
do dceřiného jádra s atomovým číslem nižším o 1 , s emisí pozitronu a elektronového neutrina .

Reakce

Důležitým zdrojem neutrin jsou také procesy kosmické jaderné fúze , například na slunci . Jedním z příkladů je reakce proton-proton , která je zvláště důležitá pro malé hvězdy. Zde se dvě vodíková jádra fúzují při extrémně vysokých teplotách a tvoří jádro deuteria; v důsledku přeměny protonu na neutron se uvolní pozitron a elektronové neutrino.

${\ displaystyle {} ^ {1} \ mathrm {H} ^ {+} + {} ^ {1} \ mathrm {H} ^ {+} \ do {} ^ {2} \ mathrm {H} ^ {+ } + e ^ {+} + {\ nu} _ {e}}$

Pokud jde o fyziku částic, tato reakce je ekvivalentní rozpadu β ⁺ . Pro výzkum neutrin je však mnohem důležitější, protože na slunci se vytváří spousta neutrin. Elektronová neutrina se také formují v jiném procesu fúze, v cyklu Bethe-Weizsäcker , na slunci a těžších hvězdách. Pozorování takzvaných solárních neutrin je důležité pro pochopení jejich vlastností, podrobností o procesech na slunci a základních interakcí fyziky .

Reakce s neutrinem jako spouštěcím kolizním partnerem jsou pro detekci neutrin důležité jako „reverzní rozpad beta“, jako například v historickém experimentu s neutriny Cowan-Reines :

${\ displaystyle \ mathrm {\ bar {\ nu}} _ {e} + \ mathrm {p} \ rightarrow \ mathrm {n} + \ mathrm {e} ^ {+}}$.

Neutrinový výzkum

Přestože jejich detekce znesnadňuje nízká reaktivita neutrin, lze při výzkumu použít i penetrační schopnost neutrin: neutrina z kosmických událostí se dostanou na Zemi , zatímco elektromagnetické záření nebo jiné částice v mezihvězdné hmotě jsou stíněny.

astrofyzika

Nejprve byla neutrina použita k prozkoumání vnitřku slunce . Přímé optické pozorování jádra není možné kvůli difúzi elektromagnetického záření v okolních vrstvách plazmy. Neutrina, která jsou však ve velkém množství vytvářena během fúzních reakcí ve slunečním nitru, interagují pouze slabě a mohou nerušeně pronikat do plazmy. Fotonu obvykle trvá několik tisíc let, než se dostane na povrch Slunce; neutrino k tomu potřebuje jen pár sekund.

Později byla neutrina použita také k pozorování kosmických objektů a událostí mimo naši sluneční soustavu. Jsou to jediné známé částice, které nejsou významně ovlivněny mezihvězdnou hmotou. Elektromagnetické signály mohou být při detekci na Zemi chráněny před oblaky prachu a plynů nebo zakryty kosmickým zářením . Kosmické záření pro svoji část, ve formě superrychlých protonů a atomových jader, se nemůže šířit dále než 100 megaparseků kvůli mezní hodnotě GZK (interakce s radiací pozadí) . Střed naší galaxie je také vyloučen z přímého pozorování kvůli hustému plynu a nesčetným jasným hvězdám. Je však pravděpodobné, že neutrina z galaktického středu bude možné v blízké budoucnosti měřit na Zemi.

Neutrinos také hrají důležitou roli při pozorování supernov , které uvolňují přibližně 99% své energie v neutrinovém záblesku. Výsledná neutrina lze detekovat na Zemi a poskytnout informace o procesech během supernovy. V roce 1987 byla neutrina detekována supernovou 1987A z Velkého Magellanova mračna : jedenáct v Kamiokande , osm v experimentu Irvine Michigan Brookhaven , pět v podzemní observatoři Neutrino v Mont Blanc a možná pět v detektoru Baksan . Jednalo se o první detekovaná neutrina, která jistě pocházela ze supernovy, jak to bylo pozorováno dalekohledy o několik hodin později.

Experimenty jako IceCube , Amanda , Antares a Nestor mají za cíl detekovat kosmogenní neutrina. IceCube je v současné době (2018) největší observatoří neutrin .

Detektory neutrin

Experiment IceCube zmíněný v astrofyzikální části výše je vysokoenergetická neutrinová observatoř s přibližně 260 zaměstnanci. Byla dokončena v roce 2010 v ledu jižního pólu a má objem 1 km³. Tímto detektorem je sledována a vyhodnocována reakce vysokoenergetických neutrin s elementárními částicemi ledu.

Známé detektory neutrin jsou stále nebo na jedné straně radiochemické detektory (např. Experiment s chlórem v zlatém dole Homestake v USA nebo detektor GALLEX v tunelu Gran Sasso v Itálii), na druhé straně detektory založené na Čerenkově efekt , zde zejména Sudbury Neutrino Observatory (SNO) a Super-Kamiokande . Detekují sluneční a atmosférická neutrina a umožňují mimo jiné. měření oscilací neutrin a tím i závěry o rozdílech hmot neutrin, protože reakce probíhající uvnitř Slunce a tím i neutrinová emise ze slunce jsou dobře známy. Experimenty, jako je experiment Double Chooz nebo detektor KamLAND , který pracuje od roku 2002 na observatoři Kamioka Neutrino, jsou schopny detekovat geoneutrina a neutrina v reaktoru pomocí inverzního beta rozpadu a poskytnout doplňující informace z rozsahu, který není pokryt solárním neutrinem detektory .

Jeden z aktuálně největších detektorů neutrin, zvaný MINOS, se nachází v podzemí v dole na železo v USA, 750 kilometrů od výzkumného centra Fermilab . Paprsek neutrin je vyzařován z tohoto výzkumného centra ve směru k detektoru, kde se pak počítá, kolik neutrin se transformuje během letu v podzemí.

CNGS experiment (CERN neutrina do Gran Sasso ) byl vyšetřovat fyziku neutrina od roku 2007. Za tímto účelem je neutrinový paprsek vyslán z CERNu na vzdálenost 732 km zemskou kůrou do laboratoře Gran Sasso v Itálii a tam detekován. Některá mionová neutrina se transformují na jiné typy neutrin (téměř výlučně neutrony tau), které jsou detekovány detektorem OPERA (Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus). Související měření rychlosti najdete v části Rychlost .

aplikace

Vědci z Sandia National Laboratories chtějí použít důkazy antineutrin k měření produkce plutonia v jaderných reaktorech , aby se IAEA již nemusela spoléhat na odhady a nikdo nemohl odvracet nic pro konstrukci jaderných zbraní . Kvůli vysoké rychlosti výroby antineutrin v jaderných reaktorech by stačil detektor s 1  m³ kapaliny detektoru před jadernou elektrárnou.

Vědcům z University of Rochester a North Carolina State University se poprvé v roce 2012 podařilo poslat zprávu prostřednictvím pevné hmoty pomocí neutrin. Urychlovač protonů generovány neutrino paprsek, který byl detekován pomocí neutrin detektorem 100 metrů pod zem.

literatura

• Kai Zuber: Neutrinová fyzika. Institute of Physics Publishing, Bristol / Philadelphia 2004, ISBN 0-7503-0750-1 .
• Konrad Kleinknecht : Detektory pro záření částic. 4. vydání. Teubner Verlag, Wiesbaden 2005, ISBN 3-8351-0058-0 .
• Heinrich Päs: Dokonalá vlna. S neutriny na hranici prostoru a času nebo proč je fyzika částic jako surfování. Piper, Mnichov 2011, ISBN 978-3-492-05412-6 .
• Norbert Schmitz : Neutrinová fyzika. Teubner Verlag, Stuttgart 1997, ISBN 3-519-03236-8 , doi: 10,1007 / 978-3-322-80114-2 .
• Y. Suzuki, M. Nakahata, S. Moriyama (Eds.): Pátý mezinárodní seminář o neutrinových oscilacích a jejich původu: sborník z pátého mezinárodního workshopu. World Scientific Publishing, 2005, ISBN 978-981-256-362-0 .
• Jennifer A. Thomas: Neutrino oscilace - současný stav a plány do budoucna. World Scientific, Singapore 2008, ISBN 978-981-277-196-4 .
• Carlo Giunti a kol: Základy fyziky neutrin a astrofyziky. Oxford University Press, Oxford 2007, ISBN 978-0-19-850871-7 .
• Frank Close : Neutrino. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 2012, ISBN 3-8274-2940-4 .
• Pasquale Migliozzi: Měření rychlosti neutrina detektorem OPERA v paprsku CNGS. 2. února 2012 (PDF; 5,2 MB).

webové odkazy

Wikislovník: Neutrino  - vysvětlení významů, původ slov, synonyma, překlady

• Neutrino Unbound (nejrozsáhlejší online archiv, všechny důležité dokumenty)
• Stránka Ultimate Neutrino (rozsáhlý online archiv)
• Různé experimenty s neutriny (odkazy, anglicky)
• DESY - The solar neutrino problem (anglicky)
• Neutrina: Generování a detekce. Základy částicové fyziky.

Videa

• Neutrinos - tajné psaní vesmíru. Přednáška Christian Spiering ( německý elektronový synchrotron , Zeuthen) v dubnu 2010
• Co jsou neutrina? z televizního seriálu alfa-Centauri (přibližně 15 minut). První vysílání 13. října 2002.
• Kde jsou neutrina? z televizního seriálu alfa-Centauri (přibližně 15 minut). První vysílání 19. ledna 2003.

Individuální důkazy

1. ↑ ^{a b} KATRIN Spolupráce : Vylepšená horní hranice hmoty neutrin z přímé kinematické metody KATRIN . 13. září 2019, arxiv : 1909.06048 . 
2. ↑ Měření průřezu interakce neutrino multi-TeV s IceCube pomocí absorpce Země . In: Příroda . páska 551 , č. 7682 , 2017, s. 596–600 , doi : 10,1038 / nature24459 . 
3. ↑ Nedávné události ve fyzice vysokých energií . In: Nový vědec . Reed Business Information, 21. ledna 1971, str. 106 (anglicky, books.google.com ). 
4. ↑ Pauliho dopisy. (PDF; 104 kB), večerní přednáška o historii fyziky neutrin, prof. Dr. Mößbauer na Technické univerzitě v Mnichově.
5. ^ Claus Grupen, Boris Shwartz: Detektory částic (Cambridge Monografie o fyzice částic, jaderné fyzice a kosmologii). Cambridge University Press 2008, ISBN 978-0-521-84006-4 .
6. ^ CL Cowan, Jr., F. Reines, FB Harrison, HW Kruse, AD McGuire: Detekce volného neutrina: Potvrzení . In: Věda . 124, 1956, str. 103-104. doi : 10,1126 / science.124.3212.103 .
7. ^ Frederick Reines, Clyde L. Cowan, Jr.: Neutrino . In: Příroda . 178, č. 4531, 1956, s. 446. bibcode : 1956Natur.178..446R . doi : 10.1038 / 178446a .
8. ↑ 1953-1956 Reines-Cowanovy experimenty: Detekce poltergeistů. (PDF; 664 kB), zpřístupněno 21. června 2011.
9. ↑ Leon Ledermann, Dick Teresi: Kreativní částice . 1. vydání. C. Bertelsmann Verlag GmbH, Mnichov 1993, ISBN 3-570-12037-6 , Die Mord-GmbH a 2-Neutrino-Experiment, str. 391–393 (anglicky: The God Particle . New York 1993. Přeložil Heinrich Peitz, první vydání: Houghton Mifflin Company). 
10. ↑ MiniBooNE Collaboration: Hledání vzhledu elektronového neutrina. In: Physical Review Letters , svazek 98, 2007, 231801, (PDF; 194 kB).
11. ↑ Neutrino Physics: Zprávy z částic duchů. ( Memento ze dne 23. července 2013 v internetovém archivu )
12. ↑ W.-M. Yao a kol: Particle Data Group. In: Journal of Physics. G 33, 1 (2006).
13. ↑ Davide Castelvecchi: Fyzici se blíží k nepolapitelné hmotě neutrin . In: Příroda . 17. září 2019, doi : 10.1038 / d41586-019-02786-z . 
14. ↑ U. Seljak, A. Slosar, P. McDonald: Kosmologické parametry z kombinace lesa Lyman-alfa s CMB, shlukováním galaxií a omezeními SN. In: JCAP. 0610: 014 (2006), online.
15. ^ M. Cirelli a A. Strumia: Kosmologie neutrin a extra lehkých částic po WMAP3. In: JCAP. 0612: 013 (2006), online.
16. ^ Hirotaka Sugawara, Hiroyuki Hagura, Toshiya Sanami: Ničení jaderných bomb pomocí ultra-vysokoenergetického neutrino paprsku. (PDF; 285 kB). In: arxiv.org. Června 2003, přístup 15. března 2012.
17. ↑ Od eV do EeV: průřezy neutrin napříč energetickými stupnicemi. (PDF; 2,9 MB).
18. ↑ K. Hirata a kol .: Pozorování neutrino výboje ze Supernovy SN 1987a. In: Physical Review Letters , svazek 58, 1987, str. 1490-1493. doi: 10,1103 / PhysRevLett.58.1490 .
19. ↑ RM Bionta et al.: Pozorování Neutrino Burstu shodou okolností se Supernovou SN 1987a ve Velkém Magellanově mračnu. In: Physical Review Letters , svazek 58, 1987, s. 1494. doi: 10,1103 / PhysRevLett.58.1494 .
20. ↑ M. Aglietta et al.: O události pozorované v observatoři neutrina v podzemí Mont Blanc během výskytu Supernovy 1987a. In: EPL - Dopisní deník zkoumající hranice fyziky. Les-Ulis, sv. 3, 1987, str. 1315-1320. doi: 10.1209 / 0295-5075 / 3/12/011 .
21. ↑ EN Alexejev a kol. V: Sovětská fyzika. (Sov. JETP Lett.). New York, sv. 45, 1987, s. 461.
22. ^ Kai Zuber: Neutrinová fyzika. Institute of Physics Publishing, Bristol / Philadelphia 2004, ISBN 0-7503-0750-1 .
23. ↑ Domovská stránka detektoru Kamland.
24. ↑ Antineutrina monitorují produkci plutonia.
25. ↑ Vědci posílají „bezdrátové“ zprávy pomocí nepolapitelných částic. Na adrese : rochester.edu. 14. března 2012.