Teori, parçacığın yaratılmasından bu yana geçen uygun süreye bağlı olarak belirli bir türdeki parçacığı tespit etme olasılığındaki periyodik değişim yasasının varlığını öngörür.
Nötrino salınımları fikri ilk olarak 1957'de Sovyet-İtalyan fizikçi B. M. Pontecorvo tarafından ortaya atıldı.
Nötrino salınımlarının varlığı, güneş nötrino probleminin çözümü için önemlidir.
Boşluktaki salınımlar
Bu tür dönüşümlerin, nötrinolardaki kütlenin varlığının veya (nötrino↔antinötrino dönüşümleri durumunda) lepton yükünün yüksek enerjilerde korunmamasının bir sonucu olduğu varsayılmaktadır.
Ayrıca bakınız
- Matrix Pontecorvo - Maki - Nakagawa - Sakata
- Nötr kaonların salınımları
- B-mezon salınımları
Notlar
Edebiyat
- Yu., “Uzun tabanlı hızlandırıcı deneylerinde nötrino salınımlarının incelenmesi”, Advances in Physical Sciences, cilt. 6, 2011.
- S. M. Bilenky, “Kütle, karıştırma ve nötrino salınımları”, Advances in Physical Sciences 173 1171-1186 (2003)
Wikimedia Vakfı.
2010.
Diğer sözlüklerde “Nötrino salınımlarının” neler olduğunu görün:
Bir nötrino'nun (elektron, müon veya taon) farklı türden bir nötrinoya (nesil) veya bir antinötrinoya dönüşmesinin nötrino salınımları. Teori, bir parçacığın tespit edilme olasılığındaki periyodik değişim yasasının varlığını öngörüyor... ... Vikipedi - (v), 1/2 spinli (ћ biriminde) hafif (muhtemelen kütlesiz) elektriksel olarak nötr bir parçacık, yalnızca zayıf ve yerçekimine katılıyor. maruz kalmalar. N., istatistiklere göre lepton sınıfına aittir. Size kutsal vahiy Fermiyon. Üç tür N. bilinmektedir: ... ...
Fiziksel ansiklopedi Neredeyse tüm meraklılar nötrino salınımlarını duymuştur. Bu fenomen hakkında çok sayıda profesyonel literatür ve birçok popüler makale yazılmıştır, ancak yalnızca ders kitabı yazarları okuyucunun alan teorisini ve hatta kuantum teorisini anladığına inanır ve popüler makalelerin yazarları genellikle kendilerini metindeki ifadelerle sınırlarlar. tarzı: “Parçacıklar uçar ve uçar ve sonra BAM
ve başkalarına dönüşmek” ve farklı bir kitleyle (!!!). Bu ilginç etkinin nereden geldiğini ve devasa tesisler kullanılarak nasıl gözlemlendiğini anlamaya çalışalım. Aynı zamanda 600 ton maddeden gerekli birkaç atomu nasıl bulacağımızı ve çıkaracağımızı da öğreneceğiz.
Daha önceki bir yazımda nötrinoların varlığı fikrinin 1932 yılında nasıl ortaya çıktığını ve 25 yıl sonra bu parçacığın nasıl keşfedildiğini anlatmıştım. Size Reines ve Cowan'ın bir antinötrinonun bir protonla etkileşimini kaydettiğini hatırlatmama izin verin. Ancak o zaman bile birçok bilim adamı nötrinoların çeşitli türlerde olabileceğine inanıyordu. Bir elektronla aktif olarak etkileşime giren bir nötrinoya elektron, bir müonla etkileşime giren bir nötrinoya ise müonik denir. Deneycilerin bu iki koşulun farklı olup olmadığını anlaması gerekiyordu. Lederman, Schwartz ve Steinberger dikkate değer bir deney gerçekleştirdiler. Hızlandırıcıdan gelen bir pi mezon ışınını incelediler. Bu tür parçacıklar kolaylıkla müonlara ve nötrinolara bozunur.Eğer nötrinoların gerçekten farklı türleri varsa o zaman bir müonun doğması gerekir. O zaman her şey basit - doğan parçacıkların yoluna bir hedef koyuyoruz ve bunların nasıl etkileşime girdiğini inceliyoruz: bir elektronun veya bir müonun doğuşuyla. Deneyimler, elektronların neredeyse hiç yaratılmadığını açıkça göstermiştir.
Artık iki tür nötrinomuz var! Nötrino salınımlarını tartışırken bir sonraki adıma geçmeye hazırız.
Bu bir çeşit “yanlış” Güneş
İlk nötrino deneylerinde yapay bir kaynak kullanıldı: bir reaktör veya hızlandırıcı. Bu, çok güçlü parçacık akışlarının yaratılmasını mümkün kıldı çünkü etkileşimler son derece nadirdir. Ancak doğal nötrinoları kaydetmek çok daha ilginçti. Güneş'ten gelen parçacıkların akışının incelenmesi özellikle ilgi çekicidir.20. yüzyılın ortalarına gelindiğinde, Güneş'te yanan odun olmadığı zaten açıktı; hesaplamayı yaptılar ve yeterli yakacak odun olmayacağı ortaya çıktı. Güneş'in tam merkezindeki nükleer reaksiyonlar sırasında enerji açığa çıkar. Örneğin, yıldızımız için ana süreç, dört protondan bir helyum atomunun bir araya geldiği "proton-proton döngüsü" olarak adlandırılıyor.
İlk adımda bizi ilgilendiren parçacıkların doğması gerektiğine dikkat çekilebilir. Ve burada nötrino fiziği tüm gücünü gösterebilir! Optik gözlem için yalnızca Güneş'in yüzeyine (fotosfer) erişilebilir ve nötrinolar yıldızımızın tüm katmanlarından engellenmeden geçer. Sonuç olarak kayıtlı parçacıklar doğdukları merkezden gelirler. Güneş'in çekirdeğini doğrudan "gözlemleyebiliriz". Doğal olarak bu tür araştırmalar fizikçilerin ilgisini çekmeden edemedi. Ayrıca beklenen akış saniyede santimetre kare başına neredeyse 100 milyar parçacıktı.
Bu tür ilk deney Raymond Davis tarafından Amerika'nın en büyük altın madeni olan Homestake Madeni'nde gerçekleştirildi. Tesisin kendisini güçlü kozmik parçacık akışından korumak için yerin derinliklerine saklanması gerekiyordu. Bir nötrino bir buçuk kilometrelik kayanın içinden sorunsuz bir şekilde geçebilir, ancak diğer parçacıklar durdurulacaktır. Dedektör, 4 klor atomundan oluşan bir bileşik olan 600 ton tetrakloroetilen ile doldurulmuş devasa bir varildi. Bu madde kuru temizlemede aktif olarak kullanılmaktadır ve oldukça ucuzdur.
Bu kayıt yöntemi Bruno Maksimovich Pontecorvo tarafından önerildi. Nötrinolarla etkileşime girdiğinde klor, kararsız bir argon izotopuna dönüşür.
alt yörüngeden bir elektron yakalar ve ortalama 50 gün içinde geri bozunur.
Ancak! Günde yalnızca yaklaşık 5 nötrino etkileşimi bekleniyor. Birkaç hafta içinde yalnızca 70 doğmuş argon atomu birikecek ve bunların bulunması gerekiyor! 600 tonluk bir varilde birkaç düzine atom bulun. Gerçekten harika bir görev. Davis her iki ayda bir namluyu helyumla temizleyerek ortaya çıkan argonu dışarı atıyordu. Tekrar tekrar saflaştırılan gaz, ortaya çıkan argonun bozunma sayısının sayıldığı küçük bir dedektöre (Geiger sayacı) yerleştirildi. Nötrino etkileşimlerinin sayısı bu şekilde ölçüldü.
Güneş'ten gelen nötrino akışının beklenenden neredeyse üç kat daha düşük olduğu hemen ortaya çıktı ve bu, fizikte büyük bir sansasyon yarattı. 2002 yılında Davis ve Koshiba-san, kozmik nötrinoların keşfi de dahil olmak üzere astrofizik alanındaki önemli katkılarından dolayı Nobel Ödülü'nü paylaştılar.
Küçük bir not: Davis, nötrinoları yukarıda anlattığım proton-proton reaksiyonundan değil, berilyum ve bor ile biraz daha karmaşık ve nadir süreçlerden kaydetti, ancak bu özü değiştirmez.
Kim suçlanacak ve ne yapmalı?
Yani nötrino akışı beklenenden üç kat daha az. Neden? Aşağıdaki seçenekler sunulabilir:Bu kararsız nötrinolar
Davis deneyinin sonuçlarının elde edilmesinden bir yıl önce, daha önce bahsedilen Bruno Pontecorvo, nötrinoların boşlukta türlerini tam olarak nasıl değiştirebileceğine dair bir teori geliştirdi. Bunun bir sonucu, farklı nötrino türlerinin farklı kütlelere sahip olması gerektiğidir. Ve neden bunun gibi parçacıklar, genel anlamda korunması gereken kütlelerini anında değiştirsinler ki? Hadi çözelim.Kuantum teorisine küçük bir giriş yapmadan yapamayız, ancak bu açıklamayı mümkün olduğunca şeffaf hale getirmeye çalışacağım. İhtiyacınız olan tek şey temel geometri. Sistemin durumu bir “durum vektörü” ile tanımlanır. Bir vektör olduğuna göre bir tabanın da olması gerekir. Renk alanı benzetmesine bakalım. Bizim “devletimiz” yeşil renktir. RGB bazında bu vektörü (0, 1, 0) olarak yazacağız. Ancak CMYK bazında hemen hemen aynı renk farklı yazılacaktır (0,63, 0, 1, 0). Bizim bir “ana” temele sahip olmadığımız ve olamayacağımız açıktır. Farklı ihtiyaçlar için: monitördeki görüntüler veya baskı için kendi koordinat sistemimizi kullanmalıyız.
Nötrinolar için hangi temel olacak? Nötrino akışını farklı türlere ayırmak oldukça mantıklıdır: elektron (), müon () ve tau (). Güneş'ten uçan yalnızca elektron nötrinolarından oluşan bir akışımız varsa, o zaman bu durum böyle bir temelde (1, 0, 0) olur. Ancak daha önce de tartıştığımız gibi nötrinolar çok büyük olabilir. Üstelik farklı kütlelere sahipler. Bu, nötrino akışının sırasıyla kütle durumlarına da ayrıştırılabileceği anlamına gelir: sırasıyla kütleli.
Salınımların asıl amacı bu bazların çakışmamasıdır! Resimdeki mavi olanlar nötrinoların türlerini (türlerini), kırmızı olanlar ise farklı kütlelere sahip durumları göstermektedir.
Yani, bir nötronun bozunmasında bir elektron nötrinosu ortaya çıkarsa, o zaman aynı anda üç kütle durumu ortaya çıktı (yansıtılıyor).
Ancak bu durumların kütleleri biraz farklıysa enerjiler de biraz farklı olacaktır. Enerjiler farklı olduğu için uzayda farklı şekilde yayılacaklardır. Resim bu üç durumun zaman içinde nasıl gelişeceğini tam olarak gösteriyor.
(c) www-hep.physics.wm.edu
Resimde parçacığın hareketi dalga şeklinde gösterilmiştir. Bu temsile de Broglie dalgası veya belirli bir parçacığın kaydedilmesinin olasılık dalgası denir.
Nötrinolar türüne () bağlı olarak etkileşime girer. Bu nedenle bir nötrinonun kendisini nasıl göstereceğini hesaplamak istediğimizde durum vektörümüzü () üzerine yansıtmamız gerekir. Ve böylece bir veya daha fazla nötrino türünün kaydedilme olasılığı olacaktır. Bunlar kat edilen mesafeye bağlı olarak bir elektron nötrinosu için elde edeceğimiz olasılık dalgalarıdır:
Türün ne kadar değişeceği, açıklanan koordinat sistemlerinin (önceki şekilde gösterilmiştir) göreceli açıları ve kütle farklılıkları tarafından belirlenir.
Kuantum mekaniğinin terminolojisi sizi korkutmuyorsa ve bu noktaya kadar okuyacak sabrınız varsa, Wikipedia'da basit ve resmi bir açıklama bulunabilir.
Gerçekten nasıl bir şey?
Teori elbette iyidir. Ancak doğada iki seçenekten hangisinin gerçekleştiğine hâlâ karar veremiyoruz: Güneş “öyle değil” mi, yoksa nötrinolar “öyle değil” mi? Bu ilginç etkinin doğasını kesin olarak ortaya koyacak yeni deneylere ihtiyaç var. Araştırmada kilit rol oynayan ana ayarları tam anlamıyla kısaca anlatacağım.Kamioka Gözlemevi
Bu gözlemevinin tarihi burada proton bozunmasını bulmaya çalışmalarıyla başlıyor. Bu nedenle dedektör uygun adı aldı - “Kamiokande” (Kamioka Nükleon Bozunumu Deneyi). Ancak hiçbir şey keşfedemeyen Japonlar hızla umut verici bir yöne odaklandılar: atmosferik ve güneş nötrinolarının incelenmesi. Güneş enerjisinin nereden geldiğini daha önce tartışmıştık. Atmosferik olanlar, Dünya atmosferindeki müonların ve pi-mezonların bozunumlarından doğarlar. Ve Dünya'ya ulaştıklarında salınmayı başarıyorlar.Dedektör 1987'de veri toplamaya başladı. Tarihler konusunda son derece şanslıydılar ama bu konuda daha fazlası bir sonraki makalede :) Kurulum, en saf suyla dolu devasa bir varilden oluşuyordu. Duvarlar fotoçoğaltıcı tüplerle kaplıydı. Nötrinoların yakalanmasını sağlayan ana reaksiyon, bir elektronun su moleküllerinden koparılmasıydı:
Hızlı uçan serbest bir elektron suda koyu mavi renkte parlıyor. Bu radyasyon duvarlardaki fotoçoğaltıcılar tarafından kaydedildi. Daha sonra kurulum Super-Kamiokande'ye yükseltilerek çalışmalarına devam edildi.
Deney, güneş nötrinolarının eksikliğini doğruladı ve buna atmosferik nötrinoların açığını da ekledi.
Galyum deneyleri
1990 yılında Kakiokande'nin piyasaya sürülmesinden hemen sonra iki galyum dedektörü çalışmaya başladı. Bunlardan biri İtalya'da, Grand Sasso Dağı'nın altında aynı adı taşıyan bir laboratuvarda bulunuyordu. İkincisi Kafkasya'da, Andyrchi Dağı'nın altındaki Baksan Boğazı'nda. Nötrino köyü boğazdaki bu laboratuvar için özel olarak inşa edildi. Yöntemin kendisi, 1964 yılında Pontecorvo'nun fikirlerinden ilham alan Vadim Kuzmin tarafından önerildi.Galyum, nötrinolarla etkileşime girdiğinde kararsız bir germanyum izotopuna dönüşür ve ortalama 16 gün içinde tekrar galyuma bozunur. Bir ay boyunca, galyumdan çok dikkatli bir şekilde çıkarılması, küçük bir detektöre yerleştirilmesi ve galyuma geri dönen bozunmaların sayısı sayılması gereken birkaç düzine germanyum atomu oluşur. Galyum deneylerinin avantajı, diğer tesislerin erişemeyeceği çok düşük enerjili nötrinoları yakalayabilmeleridir.
Yukarıda açıklanan tüm deneyler, beklenenden daha az nötrino gördüğümüzü gösterdi, ancak bu, salınımların varlığını kanıtlamaz. Sorun hala Güneş'in yanlış modeli olabilir. SNO deneyi, güneş nötrinoları problemine son ve son noktayı koydu.
Sudbury Gözlemevi
Kanadalılar Creighton madeninde devasa bir “ölüm yıldızı” inşa ettiler.
İki kilometre derinliğe, fotoçoğaltıcılarla çevrelenmiş ve 1000 ton ağır su ile doldurulmuş akrilik bir küre yerleştirildi. Bu su, bir protonlu sıradan hidrojenin yerini bir proton ve bir nötronun bir bileşiği olan döteryumun almasıyla sıradan sudan farklıdır. Güneş nötrinolarının sorunlarının çözümünde kilit rol oynayan döteryumdu. Böyle bir kurulum hem elektron nötrinolarının etkileşimlerini hem de diğer tüm türlerin etkileşimlerini kaydedebilir! Elektron nötrinoları bir elektronun doğuşuyla döteryumu yok edecek, diğer tüm elektron türleri ise doğum yapamayacak. Ancak döteryumu bileşen parçalarına ayrılacak şekilde hafifçe "itebilirler" ve nötrino ileriye doğru uçar.
Hızlı bir elektron, daha önce tartıştığımız gibi, bir ortamda hareket ederken parlar ve bir nötron, bir foton yayarak döteryum tarafından hızla yakalanmalıdır. Bütün bunlar fotoçoğaltıcı tüpler kullanılarak kaydedilebilir. Fizikçiler nihayet Güneş'ten gelen parçacıkların tam akışını ölçebildiler. Beklentilerle örtüştüğü ortaya çıkarsa elektron nötrinoları başkalarına aktarılır, beklenenden azsa suç Güneş'in yanlış modelidir.
Deney 1999'da çalışmaya başladı ve ölçümler elektronik bileşende bir eksiklik olduğunu güvenle gösterdi
Bir yıldızda neredeyse yalnızca elektron nötrinolarının doğabileceğini hatırlatmama izin verin. Bu, geri kalanının salınım sürecinde elde edildiği anlamına gelir! Bu çalışmaları nedeniyle Arthur MacDonald (SNO) ve Kajita-san (Kamiokande) 2015 Nobel Ödülü'nü aldı.
Hemen hemen 2000'li yılların başında, diğer deneyler salınımları incelemeye başladı. Bu etki insan yapımı nötrinolar için de gözlendi. Kamioka'da aynı yerde bulunan Japon deneyi KamLAND, 2002 yılında reaktörden elektron antinötrinolarının salınımlarını gözlemledi. Ve yine Japonların yaptığı ikinci K2K deneyinde, hızlandırıcı kullanılarak oluşturulan nötrinoların türünde ilk kez bir değişiklik kaydedildi. Tanınmış Süper Kamiokande, uzun menzilli bir dedektör olarak kullanıldı.
Artık giderek daha fazla kurulum bu etkiyi araştırıyor. Baykal Gölü'nde, Akdeniz'de ve Güney Kutbu'nda dedektörler inşa ediliyor. Kuzey Kutbu yakınında da kurulumlar vardı. Hepsi kozmik kökenli nötrinoları yakalıyor. Hızlandırıcı ve reaktör deneyleri devam ediyor. Salınımların parametreleri geliştiriliyor ve nötrino kütlelerinin büyüklüğü hakkında bir şeyler bulmaya yönelik girişimlerde bulunuluyor. Evrenimizdeki maddenin antimaddeye üstünlüğünün bu etki yardımıyla açıklanabileceğine dair göstergeler var!
Spoylerin altında en düşünceli olanlar için küçük bir açıklama var.
2015 ödülü, "nötrino salınımlarının keşfi, içlerindeki kütlenin varlığı nedeniyle" ifadesiyle verildi. Bu ifade fizikçiler arasında bazı kafa karışıklıklarına neden oldu. Güneş nötrinolarını ölçerken (SNO deneyi), kütle farklılıklarına karşı duyarsızız. Genel olarak konuşursak, kütle sıfır olabilir ancak salınımlar kalacaktır. Bu davranış, nötrinoların güneş maddesiyle etkileşimi (Mikheev-Smirnov-Wolfenstein etkisi) ile açıklanmaktadır. Yani, güneş nötrinolarının salınımları var, bunların keşfi temel bir atılımdır, ancak bu hiçbir zaman kütlenin varlığına işaret etmemiştir. Hatta Nobel komitesi ödülü yanlış ifadeyle vermişti.
Atmosfer, reaktör ve hızlandırıcı deneylerinde salınımların kendilerini gösterdiği yer boşluktur.
Etiket ekle
Nötrino salınımları teorisi, güneş nötrino eksikliği sorununa olası bir çözüm olarak ortaya çıkmıştır. Sorunun özü, standart modele göre güneşte nötrinoların esas olarak proton-proton döngüsü reaksiyonunun bir sonucu olarak ortaya çıkmasıydı:
p + p 2 H + e + + e + 0,42 MeV
(Böyle bir reaksiyonun göreceli olasılığı %99,75'tir)
Güneş'teki yüksek enerjili nötrinoların ana kaynağı, 7 Be(p,) 8 B (proton-proton döngüsünün nadir bir dalı) reaksiyonunda ortaya çıkan 8 B izotoplarının bozunumlarıdır:
13 N 13 C + e + + e + 1,20 MeV
Şu anda, çeşitli güneş nötrino gruplarının kaydına ilişkin dört dizi deneysel veri bulunmaktadır. 30 yıldır, 37 Cl + e 37 Ar + e - reaksiyonuna dayalı olarak radyokimyasal deneyler yürütülmektedir. Teoriye göre, bu reaksiyona asıl katkı, 8 V'un bozunmasından kaynaklanan nötrinolar tarafından yapılmalıdır. Nötrinoların enerjisinin ve hareketinin yönünün ölçümleri ile 8 V'un bozunmasından nötrinoların doğrudan tespiti üzerine araştırmalar yapılmıştır. 1987'den beri KAMIOKANDE deneyinde. 71 Ga + e 71 Ge + e - reaksiyonuna ilişkin radyokimyasal deneyler, son beş yıldır çeşitli ülkelerden iki grup bilim insanı tarafından yürütülmektedir. Bu reaksiyonun önemli bir özelliği, esas olarak p + p 2 D + e + + e proton-proton döngüsünün ilk reaksiyonuna duyarlılığıdır. Bu reaksiyonun hızı, gerçek zamanlı olarak güneş enerjisi füzyon fırınındaki enerji salınım hızını belirler. Tüm deneylerde, Standart Güneş Modelinin tahminleriyle karşılaştırıldığında güneş nötrino akılarında bir eksiklik vardır.
Solar nötrino eksikliği sorununa olası bir çözüm, nötrino salınımlarıdır; yani elektron nötrinolarının müon ve tau nötrinolarına dönüşümü.
Nötrinoların özelliklerini tartışmaya başlarken dikkat etmeniz gereken ilk şey, onların farklı çeşitlerinin varlığıdır.
Bildiğiniz gibi şu anda kesinlikle bu tür üç çeşitten bahsedebiliriz:
ν e , ν μ , ν τ ve buna göre antinötrinoları. Yüklü bir W bozonu ile değiştirildiğinde, bir elektron nötrinosu bir elektrona dönüşür ve bir müonik nötrino bir müona dönüşür (ν τ bir tau leptonu üretir). Bu özellik, bir zamanlar elektron ve müon nötrinolarının doğasındaki farkı belirlemeyi mümkün kıldı. Yani hızlandırıcılarda oluşan nötrino ışınları esas olarak yüklü π-mezonların bozunma ürünlerinden oluşur:
π + μ + + ν
π − μ − + ν
Nötrinolar lepton türleri arasında ayrım yapmıyorsa, bu şekilde üretilen nötrinoların maddenin çekirdeğiyle etkileşime girdiğinde elektron ve müon üretme olasılığı eşit olacaktır. Eğer her lepton kendi nötrino türüne karşılık geliyorsa, pion bozunumlarında yalnızca müon türleri üretilir. Daha sonra hızlandırıcıdan gelen nötrino ışını, vakaların büyük çoğunluğunda elektron değil, müon üretecektir. Bu tam olarak deneysel olarak kaydedilen bir olgudur.
Nötrino türleri arasındaki fark gerçeğini açıklığa kavuşturduktan sonra şu soru ortaya çıktı: Bu fark ne kadar derin? Kuarklarla benzetme yapacak olursak, elektrozayıf etkileşimlerin kuarkların türünü (lezzetini) korumadığına dikkat etmeliyiz. Örneğin aşağıdaki geçiş zinciri mümkündür:
bu da yalnızca tuhaflık bakımından farklılık gösteren durumların karıştırılmasına yol açar, örneğin nötr K-mezonlar K 0 ve K 0. Farklı nötrino türleri benzer şekilde karışabilir mi? Bu soruyu cevaplarken nötrinoların kütlelerinin ne olduğunu bilmek önemlidir. Gözlemlerden nötrinoların çok küçük kütlelere sahip olduğunu biliyoruz; bu da karşılık gelen leptonların kütlelerinden önemli ölçüde daha azdır. Yani elektron nötrino kütlesi için bir sınırlamamız var
Ben)< 5.1 эВ, |
elektron kütlesi 0,51099906 ± 0,00000015 MeV iken
Vakaların büyük çoğunluğunda, üç nötrinonun hepsinin kütlesinin sıfır olduğunu varsayabiliriz. Tam olarak sıfıra eşitlerse, farklı nötrino türlerinin olası karışımının etkilerini fark etmek imkansızdır. Yalnızca nötrinoların sıfırdan farklı kütleleri varsa karıştırma fiziksel anlam kazanır. Nötrino kütlelerinin sıfıra kesin eşitliğine yol açan herhangi bir temel nedeni bilmediğimizi unutmayın. Dolayısıyla farklı nötrinoların karışıp karışmadığı sorusu öncelikle deneysel olmak üzere fiziksel yöntemlerle çözülmesi gereken bir sorundur. İlk kez elektron ve müon tipi nötrinoların karışma olasılığı B.M. Pontecorvo.
Nötrino durumlarının karıştırılması
İki tür nötrino sorununu ele alalım: e, ν μ,. Etkileri karıştırmak için durumların zaman içinde nasıl geliştiğini düşünün. Zamandaki evrim Schrödinger denklemi ile belirlenir
Bu noktadan itibaren parçacık fiziğinde yaygın olarak kullanılan h = c = 1 birim sistemini kullanıyoruz. Bu sistem uygundur çünkü enerji gibi tek boyutlu bir niceliğe sahiptir. Artık momentum ve kütle enerjiyle aynı boyutlara sahiptir ve x ve zaman t koordinatı ters enerji boyutuna sahiptir. Bu ilişkiyi ele aldığımız nötrinoların durumuna uyguladığımızda, kütleleri momentumdan çok daha az olduğunda, (2) yerine şunu elde ederiz:
(5)'e dayanarak, denklem (4)'ü (t), (t) fonksiyonları için bir denklem sistemi olarak anlıyoruz:
|
Kısalık açısından, böyle bir sistem genellikle (4) biçiminde yazılır, ancak bu durumda (t), , 'nin bir sütunu olarak anlaşılır ve parantez içindeki ilk terim birim matrisle orantılıdır, M2 değeri ise bir miktar ( Sistemden (6) elde edilmesi kolay matris elemanlarına sahip 2 x 2) matris. Burada değer çok önemli, sıfırdan farklı olması karışım etkisine yol açıyor. Eğer orada değilse, sistem iki bağımsız denkleme bölünür ve nötrinolar, elektron ve müon, kendi kütleleriyle ayrı ayrı var olur.
Yani H 0. Daha sonra (6) sistemine kombinasyonlar şeklinde çözümler arayacağız.
1 (t) = cos e (t) + sin ν μ (t), |
(7) |
belli bir frekansı olan yani (3) formuna sahip olanlardır. Daha ileri amaçlar için, küçük 0 1'in neredeyse saf elektron nötrino olduğunu ve /2'de neredeyse tamamen müon olduğunu not etmek önemlidir. Denklemlerden ilkini (6) cos ile çarparak ikincisini günahla çarparak topladığımızda, sol tarafın da yalnızca 1 içermesi koşulunu elde ederiz:
oluyor M e >, yani =/4, maksimum karışıma karşılık gelir ve nötr K-mezonlardan oluşan bir sistem için neredeyse tam olarak gerçekleştirilir. Durumların (7) sistemden (6) elde ettiğimiz belirli kütleleri vardır:
| (10) |
(10)'daki işaretler duruma karşılık gelir > M e. (10)'dan sıfır karışımla = 0 elde ettiğimizi görüyoruz. M 1 = M e, M 2 = . Karıştırma durumunda kütle kayması meydana gelir. Çok küçük olduğunu düşünürsek
t = 0 zamanının başlangıç anında bir elektron nötrinosunun doğduğunu düşünelim. Daha sonra (7) ve (12)'den söz konusu durumun zamana bağlılığını elde ederiz (e -ikt ortak faktörünü atlarız)
| (13) |
m 2 = m 1 2 - m 2 2 gösterimini tanıtalım. Burada başlangıçta mevcut olan elektron nötrinosunun yanı sıra müon nötrino durumunun da ortaya çıktığını görüyoruz. Kuantum mekaniği kurallarına göre ortaya çıkma olasılığı genlik modülünün karesi, yani | v μ >. (13)’ten görülebileceği gibi zamana ve tutarlara bağlıdır.
W(t) = sin 2 2 sin 2 ((E 1 -E 2)t/2) = sin 2 2 sin 2 (m 2 t/4k) = sin 2 2 sin 2 (1,27m 2 L/E), |
(14) |
L mesafesini metre cinsinden, nötrino enerjisini megaelektronvolt cinsinden ve m2 kare kütleleri arasındaki farkı kare elektronvolt cinsinden ölçeriz. Elbette nötrino kütlelerinin küçüklüğünü de hesaba katıyoruz, yani L = ct. Müon bileşeninin karakteristik bir salınım bağımlılığı vardır; bu olaya nötrino salınımları denir. Nötrino salınımlarının etkisi olarak ne gözlemlenmelidir? Elektron nötrinolarının W değişimiyle reaksiyon sonucu bir elektron ürettiğini, müon nötrinolarının ise bir müon ürettiğini biliyoruz. Sonuç olarak, başlangıçta elektron nötrinolarından oluşan bir ışın, kayıt ekipmanından geçerken sadece elektronlar değil, aynı zamanda formül (14) ile açıklanan başlangıç noktasına olan mesafeye bağlı olarak olasılığa sahip müonlar da üretir. Basitçe söylemek gerekirse, "uzaylı" leptonların doğuşunu aramamız gerekiyor.
Nötrino salınımlarını aramaya yönelik deneyler aktif olarak yürütülmektedir ve kural olarak etkinin ölçülmesine değil, (14) ve m2'deki parametreler üzerinde kısıtlamalara yol açmaktadır. Bu parametrelerden en az birinin sıfıra eşit olması halinde hiçbir etkinin olmayacağı açıktır. Son zamanlarda, Japon Süper Kamiokande tesisinde yapılan deneylerde nötrino salınımlarının varlığına dair ciddi belirtilere dair raporlar var. Bu deneyler, yüksek enerjili kozmik ışınlar tarafından üst atmosferde üretilen parçacıkların bozunmasından kaynaklanan nötrino akışını inceledi. İncelenen nötrinoların cihaza ulaştığı ufka olan eğim açılarına bağlı olarak, onlarca kilometreden (doğrudan yukarıdan) binlerce kilometreye (doğrudan aşağıdan) kadar mesafeler kat ederler. Bir buçuk yıl boyunca aralıksız yapılan ölçümlerin sonucunun, salınımsız teoriye dayalı hesaplamalarla uyumsuz olduğu ortaya çıktı. Aynı zamanda salınımların devreye girmesi deneyle mükemmel bir uyumun oluşmasına yol açar. Bu durumda ν μ e geçişleri gereklidir:
günah 2 > 0,82,
510 -4
< m 2
< 610 -2
yani değerleri açıkça istenmektedir. Şimdiye kadar bilimsel kamuoyu, nötrino salınımlarının keşfini henüz kesin olarak kabul etme eğiliminde değil ve sonucun onaylanmasını bekliyor. Deneyler devam ediyor, ancak bu arada nötrino salınımlarının maddeyle etkileşimleri dikkate alınarak incelenmesiyle daha da zengin bilgilerin sağlanabileceği ortaya çıktı.
Maddedeki nötrino salınımları
Nötrino yayılımının maddedeki etkileriyle ilgili olasılıkların aydınlatılması, L. Wolfenstein ve S.P. Mikheev ve A.Yu. Smirnova.
Tekrar iki nötrinoyu (elektron ve müon) ele alalım. Maddenin çekirdeğinde ve elektronlarında protonlar ve nötronlar bulunur. W ve Z değişimi nedeniyle her iki nötrino türünün protonlar ve nötronlarla etkileşimi aynı şekilde gerçekleşir ve bu nedenle boşlukta yayılmaya kıyasla yeni etkilere yol açmaz. Nötrinoların elektronlar tarafından saçılmasında ise durum tamamen farklıdır. Müonik bir nötrino, yalnızca nötr bir Z bozonunun değişimi nedeniyle bir elektronla etkileşime girebilirken, yüklü bir W bozonunun değişimi, bir elektron nötrinosunun (ve antinötrinonun) bir elektron üzerinde saçılmasına katkıda bulunur. Aslında, örneğin W -. bir e çiftine gider, dolayısıyla süreç saçılımı modeli takip eder
Antinötrinolar bir elektron tarafından saçıldığında, W'ye birleşirler ve nötrinolar saçıldığında, W değiştirilir; burada başlangıçtaki nötrino bir elektron verir ve orijinal elektron tarafından emilen W +, son nötrinoyu verir. Bir müon nötrino için bu tür geçişler imkansızdır.
Dolayısıyla, elektron nötrinosunun elektronla ek bir etkileşimi vardır ve bu, (6)'nın ilk satırındaki ek terimle tanımlanır:
Daha sonra dalga fonksiyonunun zamana bağımlılığını açıklayan denklem sistemi değişir:
burada = 2kV W ve bu miktar, W değişimi nedeniyle elektron nötrinolarının elektronlar üzerinde saçılmasıyla ilişkilidir. Elektrozayıf teori basit bir ifade verir
|
(17) |
,Nerede G F = (1.16637 + 0,00002). 10 -5 GeV -2, zayıf etkileşimleri karakterize eden bilinen Fermi sabitidir ve hayır- maddedeki elektron yoğunluğu. Bu yoğunluk, elementin atom numarası Z ve maddenin sayısal formuna (17) yansıyan p maddesinin olağan yoğunluğu ile orantılıdır. Daha sonra değer şu şekilde temsil edilebilir (A, karşılık gelen elementin atom ağırlığıdır)
Nötrino durumlarının kütleleri için (16) ifadesini ve maddedeki karışım açısı için (19) ifadesini dikkate aldığımızda, maddedeki nötrinoların rezonans salınımına ilişkin en ilginç olguyu elde ederiz. Nötrinoların boşlukta karışması çok küçük olsun, yani sin 2< 1. Представим себе, что нейтрино с некоторым импульсом k (первоначально электронное) проходит через вещество с переменной плотностью, меняющейся монотонно, например убывающей. Если при этом в каком-то слое плотность такова, что выполняется равенство
1.526. 10 -7 Zk/A = m 2 cos 2, |
(20) |
daha sonra rezonans gerçekleşir. Gerçekten günah için 2 m<< 1 и нейтрино остается
электронным. Однако при выполнении равенства (20) sin 2 m
= 1, при дальнейшем уменьшении плотности sin 2 m
вновь становится малым, но это значит, что 2 m
становится близким к ,
а m - к /2.
Из (7) видно, что это соответствует уже почти полностью нейтрино мюонному. Таким
образом, при прохождении резонанса происходит смена сорта нейтрино, причем тем
полнее, чем меньше вакуумный угол смешивания. Поэтому такая резонансная
осцилляция является фактически единственной возможностью проявления малого
смешивания нейтрино.
Rezonans salınımı olgusu, maddedeki nötrino kütlelerinin yoğunluğa bağımlılığında da açıkça ortaya çıkmaktadır (16). Gerçekten de, denklemlere (15) uygun olarak, başlangıçtaki elektron nötrinosunu tanımlayan (çünkü V W elektronlarıyla karakteristik etkileşimini içerdiğinden) eksi işaretiyle ifade (16) ile başlayalım. Rezonanstan geçerken yoğunluğun değişmesine izin verin. Daha sonra küçük bir açıda rezonanstan önceki kütlenin karesi m e 2 + V W ve rezonanstan sonra -'ye eşittir. Rezonanstan geçerken nötrinonun türü tamamen değişir.
Bir nötrino yerine bir antinötrinoyu düşünürsek, o zaman temel farkın W değişimi ile etkileşimi tanımlayan terimin işaretinde yattığı unutulmamalıdır. Nötrinolar ve antinötrinolar için VW işaretleri zıttır. Bu, rezonans koşulunun m2'nin işaretine bağlı olarak ya yalnızca nötrinolar için ya da yalnızca antinötrinolar için sağlandığı anlamına gelir. Örneğin, eğer bir müonik nötrino bir elektron nötrinosundan daha ağırsa, o zaman rezonans yalnızca elektron nötrinosunun başlangıç durumu için gözlemlenebilir, fakat antinötrino için gözlemlenemez.
Böylece, nötrino (ve antinötrino) ışınlarının maddede yayılması zengin fiziksel bilgi sağlar. Ana parametreler, yani m2 ve , biliniyorsa, o zaman çıkıştaki nötrino ışınının bileşiminden belirli bir nesneye (örneğin bir gezegen, bir yıldız vb.) bir nötrino ışını göndererek, şunlar yapılabilir: aydınlatılan nesnenin içindeki yoğunluk dağılımının bir resmini elde edin. Küçük nesnelerin (canlı olanlar dahil) X ışınlarıyla iletilmesiyle yakın benzetmeye dikkat edebilirsiniz.
Olası tezahürlere ve uygulamalara örnekler
Nötrino salınımları olgusu henüz deneysel olarak kaydedilmemiştir, ancak bunların varlığına dair belirtiler vardır ve bunlar tam olarak olası rezonans olgularıyla ilişkilidir. Gerçek şu ki, kayıt yöntemleri esas olarak elektron nötrinolarına (antinötrinolara) duyarlıdır, çünkü müon ve özellikle birkaç megaelektronvoltluk enerjiye sahip tau nötrinoları bir reaksiyon veremez, örneğin
37 Cl + 37 Ar + e - .
nötrinoları tespit etmek için klor-argon yönteminde kullanılır. Bunun nedeni, bir müonun doğuşu için 100 MeV'den fazla (ve hatta tau'nun doğuşu için daha da fazla) enerji harcamanın gerekli olmasıdır. Aynı zamanda elektron nötrinosu ile de benzer bir reaksiyon meydana gelebilir. Güneş'teki nükleer reaksiyonlar elektron (anti-)nötrinoların kaynağıdır, dolayısıyla kullanılan yöntem oldukça yeterli görünüyordu. Ancak doğum noktasından cihaza kadar olan yolda bir salınım meydana gelirse ve nötrino örneğin bir müona dönüşürse reaksiyon gerçekleşmez ve nötrino "steril" hale gelir. Bu, güneş nötrinolarının eksikliğinin bir açıklaması olabilir.
İlk başta Güneş ile Dünya arasındaki uzaydaki sıradan (ilk bölüm) salınımları açıklamaya çalıştılar. Müon nötrinolarının karışımı, karışım açısıyla belirlenir. Formül (14)'e atıfta bulunarak, Dünya'daki bu tür steril nötrinoların oranının şu şekilde olduğu sonucuna varabiliriz:
ortalama değeri belirtmek için açılı ayraçları kullanırız. Yörünge hareketi nedeniyle ölçüm işlemi sırasında Dünya'dan Güneş'e L mesafesi önemli ölçüde değiştiğinden ortalama alma gereklidir. Sin 2x fonksiyonunun geniş bir aralıktaki ortalama değeri 1/2'dir, dolayısıyla steril nötrinoların oranı şu şekildedir:
Bu nedenle, genellikle Güneş'ten gelen nötrino akışını yarı yarıya bastırmak mümkündür, ancak bu, 2 = 1'lik maksimum karışım gerektirir. Salınım araştırmaları, geniş bir nötrino kütlesi aralığı için bu kadar büyük karışımın, deneyim nedeniyle hariç tutulduğunu göstermektedir. Ek olarak, bu açıklama tüm nötrino enerjileri için nötrino akışının aynı şekilde bastırılmasını sağlarken, deneysel sonuçlar etkinin enerjiye bağlı olduğunu göstermektedir.
Daha uygun bir açıklamanın Güneş meselesindeki rezonans salınımlarını kullanmak olduğu ortaya çıkıyor. Nötrinoların steril bir duruma rezonans geçişinin gerçekleşmesi için, güneş maddesinin belirli bir katmanında (20) koşulunun karşılanması gerekir. Karışım açısı çok küçük olsun ki cos 21 olsun. Örnek olarak parametre değerlerini alalım
Z/A = 1,05, = 10 g/cm2, E = 1 MeV,
burada ilk sayı, Güneş'in esas olarak helyum ve diğer elementlerin karışımıyla hidrojenden oluştuğu gerçeğini yansıtıyor. O halde koşul (20), nötrino kütlelerinin karesindeki farkı verir
Bu etkinin enerji bağımlılığı da dahil olmak üzere güneş nötrinolarının eksikliğini açıklamak için maddedeki nötrino salınımlarının rezonans mekanizmasını kullanmak için gereken tam da bu nötrino kütleleri sırasıdır. Buradaki durum şudur: Eğer mevcut deneysel veriler nihai olarak onaylanırsa, o zaman rezonans salınımından başka bir açıklama getirilemez. Bu, fiziksel dünyanın yapısının daha iyi anlaşılmasının yolunu açacak en önemli sonuç olacaktır. Ayrıca, Dünyamız da dahil olmak üzere gök cisimlerinin X-ışını taraması için yeni bir yönteme sahip olacağız. Aslında, yerküredeki kayaların yoğunluğunun mantoda 3-6 g/cm3 ve çekirdekte 9-12 g/cm3 olduğunu akılda tutarak, nötrino kütlesi (22) ile rezonans koşullarının eşit olduğuna inanıyoruz. Birkaç megaelektronvolt mertebesinde enerjiye sahip nötrinolar için elde edildi. Bu tür ışınlar oluşturarak ve nötrino istasyonları ağında etkiyi kaydederek Dünya'yı trans-aydınlatmaya yönelik bir program yürüterek, Dünya'nın kalınlığının tomogramlarını elde etmek mümkündür. Gelecekte bu, hem Dünya'nın yapısının ayrıntılarının açıklığa kavuşturulmasına hem de örneğin derinlerde bulunan minerallerin araştırılmasında uygulamalı sonuçlara yol açabilir.
6 Ekim Salı günü, Japon Takaaki Kajita ve Kanadalı Arthur MacDonald'ın, nötrino salınımlarını keşfetmeleri nedeniyle 2015 Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldüğü öğrenildi.
Bu, bu gizemli parçacıkların incelenmesine yönelik çalışmalara verilen fizikteki dördüncü "Nobel"dir. Nötrinoların gizemi nedir, tespit edilmesi neden bu kadar zordur ve nötrino salınımlarının neler olduğunu bu yazımızda basit ve anlaşılır bir dille açıklayacağız.
Bir nötronun doğuşu
19. yüzyılın sonunda Fransız fizikçi Henri Becquerel, lüminesans ve X ışınlarının ilişkisini araştırırken tesadüfen radyoaktiviteyi keşfetti. Uranyum tuzlarından birinin kendisinin x-ışını olmayan görünmez ve gizemli radyasyon yaydığı ortaya çıktı. Daha sonra, radyoaktivitenin, dahil edildiği bileşiklerde değil, tam olarak uranyumda doğal olduğu ortaya çıktı, ardından toryum, radyum vb. Gibi diğer elementlerin radyoaktivitesi keşfedildi.
Birkaç yıl sonra İngiliz fizikçi Ernest Rutherford, henüz keşfedilmemiş radyoaktif radyasyonu manyetik alandan geçirmeye karar verdi ve bunun üç parçaya bölünebileceğini keşfetti. Işınların bir kısmı manyetik alanda sanki pozitif yüklü parçacıklardan oluşuyormuşçasına, bazıları sanki negatif yüklü parçacıklardan oluşuyormuş gibi saptı, bazıları ise hiç sapmadı.
Sonuç olarak, ilk alfa ışınları, ikinci beta ışınları ve üçüncü gama ışınları olarak adlandırılmaya karar verildi. Daha sonra, gama ışınlarının yüksek frekanslı elektromanyetik radyasyon (veya yüksek enerjili bir foton akışı) olduğu, alfa ışınlarının helyum atomlarının çekirdeklerinin bir akışı, yani iki proton ve iki nötrondan oluşan parçacıklar ve beta olduğu ortaya çıktı. ışınlar bir elektron akışıdır, ancak pozitron beta ışınları da vardır (bu, beta bozunmasının türüne bağlıdır).
İlgili radyoaktif bozunma türünden kaynaklanan alfa parçacıklarının ve gama parçacıklarının enerjisini ölçersek, bunun yalnızca bazı ayrık değerler alabildiği ortaya çıkar. Bu, kuantum mekaniği yasalarıyla tamamen uyumludur. Ancak beta bozunması sırasında yayılan elektronlarda durum farklıydı; enerji spektrumları sürekliydi. Başka bir deyişle, bir elektron, yalnızca bozunan izotop türüyle sınırlı olan, kesinlikle her türlü enerjiyi taşıyabilir. Üstelik çoğu durumda elektron enerjisinin teorinin öngördüğünden daha az olduğu ortaya çıktı. Ayrıca radyoaktif bozunma sonrası oluşan çekirdeğin enerjisinin de tahmin edilenden daha az olduğu ortaya çıktı.
Beta bozunması sırasında enerjinin kelimenin tam anlamıyla ortadan kaybolduğu ve temel fiziksel prensibi - enerjinin korunumu yasasını - ihlal ettiği ortaya çıktı. Aralarında Niels Bohr'un da bulunduğu bazı bilim adamları, yasanın mikrokozmosta işe yaramayabileceğini kabul etmeye zaten hazırdı, ancak Alman fizikçi Wolfgang Pauli, bu sorunu basit ve oldukça riskli bir şekilde çözmeyi önerdi - eksik enerjinin olduğunu varsaymak için elektrik yükü olmayan bir parçacık tarafından taşınan madde ile son derece zayıf etkileşime girer ve bu nedenle henüz keşfedilmemiştir.
Birkaç yıl sonra bu hipotez, beta bozunmasının teorik açıklaması için İtalyan fizikçi Enrico Fermi tarafından benimsendi. Bu zamana kadar nötron zaten keşfedilmişti ve fizikçiler atom çekirdeğinin protonlardan daha fazlasını içerdiğini biliyorlardı. Çekirdekteki proton ve nötronların sözde güçlü etkileşimle bir arada tutulduğu biliniyordu. Ancak beta bozunması sırasında çekirdeğin neden prensipte orada olmayan bir elektron yaydığı hala belirsizdi.
Fermi, beta bozunmasının, uyarılmış bir atom tarafından bir fotonun emisyonuna benzer olduğunu ve bozunma süreci sırasında çekirdekte bir elektronun ortaya çıktığını öne sürdü. Çekirdekteki nötronlardan biri üç parçacığa ayrışır: bir proton, bir elektron ve Pauli tarafından tahmin edilen, Fermi'nin İtalyanca'da "nötrino", yani "nötron" veya küçük bir nötron olarak adlandırdığı aynı görünmez parçacık. Nötron gibi nötrinonun da elektrik yükü yoktur ve güçlü nükleer etkileşimde de yer almaz.
Fermi'nin teorisi başarılı oldu. Beta bozunmasından, şimdiye kadar bilinmeyen başka bir etkileşimin, zayıf nükleer etkileşimin sorumlu olduğu keşfedildi. Bu, yerçekimine ek olarak nötrinoların da katıldığı etkileşimdir. Ancak bu etkileşimin yoğunluğu ve yarıçapı çok küçük olduğundan, nötrino madde tarafından büyük ölçüde görünmez kalır.
Enerjisi çok yüksek olmayan bir nötrinonun bir demir levhanın içinden uçtuğunu hayal edebilirsiniz. Bu parçacığın yüzde yüz olasılıkla levha tarafından tutulabilmesi için kalınlığının yaklaşık 10^15 kilometre olması gerekir. Karşılaştırma için: Güneş ile Galaksimizin merkezi arasındaki mesafe yalnızca bir kat daha fazladır - yaklaşık 10 16 kilometre.
Nötrinonun bu anlaşılması zor olması onu pratikte gözlemlemeyi çok zorlaştırıyor. Bu nedenle nötrinoların varlığı, teorik tahminden yalnızca 20 yıl sonra, yani 1953'te deneysel olarak doğrulandı.
Üç nesil nötrino
Beta bozunması iki şekilde meydana gelebilir: bir elektronun veya bir pozitronun emisyonu ile. Bir antinötrino her zaman bir elektronla birlikte yayılır ve bir nötrino da her zaman bir pozitronla birlikte yayılır. Yirminci yüzyılın ortalarında fizikçiler şu soruyla karşı karşıya kaldılar: Nötrinolar ve antinötrinolar arasında herhangi bir fark var mı? Örneğin bir foton kendi kendisinin antiparçacığıdır. Ancak elektron, antiparçacığı olan pozitronla hiç de aynı değildir.
Nötrino ve antinötrinonun kimliği, parçacık üzerinde bir elektrik yükünün olmamasıyla gösterildi. Ancak dikkatli deneyler sayesinde nötrinoların ve antinötrinoların hala farklı olduğunu bulmak mümkün oldu. Daha sonra parçacıkları ayırt etmek için kendi yük işaretlerini (lepton sayısını) tanıtmak gerekiyordu. Bilim adamlarının anlaşmasıyla, elektronları ve nötrinoları içeren leptonlara (güçlü etkileşimlere katılmayan parçacıklar) +1 lepton numarası atanır. Ve aralarında antinötrinoların da bulunduğu antileptonlara -1 sayısı atanır. Bu durumda, lepton sayısı her zaman korunmalıdır - bu, bir nötrino'nun her zaman yalnızca bir pozitronla ve bir antinötrino ile bir elektronla çiftler halinde ortaya çıktığı gerçeğini açıklar. Tüm sistemdeki her bir parçacığın lepton sayılarının toplamını değiştirmeden bırakarak birbirlerini dengeliyor gibi görünüyorlar.
Yirminci yüzyılın ortalarında parçacık fiziği gerçek bir patlama yaşadı - bilim adamları birbiri ardına yeni parçacıklar keşfettiler. Düşünüldüğünden daha fazla leptonun olduğu ortaya çıktı - elektron ve nötrinoya ek olarak, müon (ağır elektron) ve müon nötrinosu da keşfedildi. Daha sonra bilim adamları üçüncü nesil leptonları keşfettiler; hatta daha ağır tau lepton ve tau nötrino. Tüm leptonların ve kuarkların üç nesil temel fermiyonları (maddeyi oluşturan yarı tamsayı spinli parçacıklar) oluşturduğu ortaya çıktı.
Üç nesil lepton arasında ayrım yapmak için, lezzet lepton yükünün tanıtılması gerekliydi. Leptonların üç neslinin (elektron ve nötrino, müon ve müon nötrino, tau lepton ve tau nötrino) her birinin kendine ait çeşni lepton yükü vardır ve yüklerin toplamı sistemin toplam lepton sayısını oluşturur. Uzun bir süre lepton yükünün de her zaman korunması gerektiğine inanılıyordu. Nötrinolar durumunda bunun gerçekleşmediği ortaya çıktı.
Sağ ve sol nötrinolar
Her temel parçacığın spin adı verilen bir kuantum mekaniksel özelliği vardır. Bu açıklama çok keyfi olmasına rağmen, spin bir parçacığın dönme hareketinin miktarı olarak düşünülebilir. Spin, parçacığın momentumuna göre belirli bir yöne (ona paralel veya dik) yönlendirilebilir. İkinci durumda, parçacığın enine polarizasyonundan, ilkinde ise uzunlamasına polarizasyonundan bahsetmek gelenekseldir. Boyuna polarizasyonda iki durum da ayırt edilir: spin momentumla birlikte yönlendirildiğinde ve ona zıt yönde yönlendirildiğinde. İlk durumda, parçacığın sağ yönlü polarizasyona sahip olduğu, ikincisinde ise sol yönlü polarizasyona sahip olduğu söylenir.
Fizikte uzun bir süre boyunca paritenin korunumu yasası tartışılmaz kabul edildi; bu yasa, doğada katı ayna simetrisinin gözlenmesi gerektiğini ve sağ polarizasyona sahip parçacıkların, sol polarizasyona sahip parçacıklara tamamen eşdeğer olması gerektiğini belirtir. Bu yasaya göre, herhangi bir nötrino ışınında aynı sayıda sağ ve sol yönlü polarize parçacık bulunabilir.
Nötrinolar için eşlik yasasına uyulmadığı ortaya çıktığında bilim adamlarının şaşkınlığı sınır tanımadı - sağ elli nötrinolar ve sol elli antinötrinolar doğada mevcut değil. Tüm nötrinolar sol yönlü polarizasyona sahiptir ve antinötrinolar sağ yönlü polarizasyona sahiptir. Bu, nötrinoların doğduğu beta bozunmasından sorumlu olan zayıf nükleer etkileşimin kiral olduğu şaşırtıcı gerçeğinin kanıtıdır - ayna yansıması üzerine yasaları değişir (bunun hakkında daha önce ayrıntılı olarak ayrı ayrı yazmıştık).
Yirminci yüzyılın ortalarındaki temel parçacık fiziği açısından, katı kutuplaşma durumu, nötrino'nun kütlesiz bir parçacık olduğunu gösterdi, aksi takdirde lepton yükünün korunumu yasasının gözetilmediğini kabul etmek zorunda kalacaktık. Buna dayanarak uzun süre nötrinoların gerçekte kütlesinin olmadığına inanılıyordu. Ancak bugün bunun böyle olmadığını biliyoruz.
Yakalanması zor kütle
Nötrinolar büyük miktarlarda Dünya'nın kalınlığı boyunca ve doğrudan vücudumuzun içinden geçiyor. Güneş'te ve diğer yıldızlarda, atmosferde, nükleer reaktörlerde, hatta kendi içimizde, bazı izotopların radyoaktif bozunması sonucu termonükleer reaksiyonlarla doğarlar. Büyük Patlama'dan sonra doğan kalıntı nötrinolar hâlâ Evren'de uçuyor. Ancak maddeyle olan etkileşimlerinin son derece zayıf olması, onları hiç fark etmememiz anlamına geliyor.
Bununla birlikte, nötrinolar üzerinde çalıştıkları yıllar boyunca fizikçiler onları akıllı yöntemler kullanarak kaydetmeyi öğrendiler. Bilim insanları, Güneş'te doğan nötrinoların akışını gözlemlerken tuhaf bir gerçeği keşfettiler: Güneş'ten bu parçacıkların teorinin öngördüğünden yaklaşık üç kat daha azı geliyor. Burada tam olarak tek tip nötrinodan, elektron nötrinolarından bahsettiğimizi açıklığa kavuşturmak gerekiyor.
Bu gerçeği açıklamak için Güneş'in kayıp nötrinoları yakalayabilen iç yapısına ilişkin çeşitli hipotezler öne sürmeye çalıştılar ancak bu girişimler başarısızlıkla sonuçlandı. Bu gerçeğin geriye tek bir teorik açıklaması kalmıştı: Parçacıklar Güneş'ten Dünya'ya giderken bir tür nötrinodan diğerine geçiyordu. Elektron nötrinosu olarak doğan bir parçacık, yolu boyunca salınımlar yaşar ve kendisini belirli bir periyodiklikle müon veya tau nötrino olarak gösterir. Dolayısıyla Güneş'ten Dünya'ya yalnızca elektron nötrinoları değil, müon ve tau nötrinoları da uçuyor. Nötrino salınımları hipotezi, 1957'de Sovyet-İtalyan fizikçi Bruno Pontecorvo tarafından ortaya atıldı. Nötrinoların bir türden diğerine bu tür dönüşümleri, gerekli bir koşulu - nötrino kütlesinin varlığını - varsayıyordu. Nötrinolarla yapılan tüm deneyler bu parçacığın kütlesinin ihmal edilebilecek kadar küçük olduğunu gösterdi, ancak sıfıra eşit olduğuna dair kesin bir kanıt elde edilemedi. Bu, nötrino salınımları olasılığının gerçekten devam ettiği anlamına geliyor.
Salınımların Keşfi
Nötrino salınımlarının varlığının doğrulanması, Japonya'daki Superkamiokande deney tesisinde ve Kanada'daki Sudbury Nötrino Gözlemevi'nde güneş ve atmosferik nötrinoların gözlemlenmesiyle elde edildi.
Japonlar, nötrinoları kaydetmek için etkileyici bir yapı inşa etti - 50 bin ton saf suyla dolu, paslanmaz çelikten yapılmış devasa bir tank (40 x 40 metre). Rezervuar, elektronların bazı nötrinolar tarafından atomlardan çıkarılması sırasında üretilen en küçük Cherenkov radyasyonu parlamalarını kaydetmesi beklenen 11 binden fazla fotoçoğaltıcı tüple çevriliydi. Nötrinoların maddeyle son derece zayıf etkileşime girdiği göz önüne alındığında, tankta uçan milyarlarca parçacıktan yalnızca birkaçı kaydediliyor. Araştırmacıların bu olayları geniş bir arka plandan elemek zorunda olduğu gerçeğini de göz önünde bulundurarak (sonuçta, devasa rezervuarda hâlâ tamamen farklı birçok parçacık uçuyor), muazzam miktarda çalışma yaptılar.
Japon dedektörü, neden oldukları radyasyonun doğasına göre elektron ve müon nötrinolarını ayırt edebildi. Ayrıca bilim insanları, müon nötrinolarının çoğunun, hava parçacıklarının kozmik ışınlarla çarpışması sonucu atmosferde oluştuğunu biliyorlardı. Bu sayede şu modeli keşfettiler: Nötrino ışınları ne kadar uzun mesafe kat ederse, aralarındaki müon nötrinoları da o kadar az oluyor. Bu, yol boyunca bazı müon nötrinolarının başka nötrinolara dönüştüğü anlamına geliyordu.
Nötrino salınımlarının varlığına dair son kanıt 1993 yılında Sudbury'de yapılan bir deneyde elde edildi. Özünde, Kanada kurulumu Japon kurulumuna benziyordu - yeraltında devasa ve daha az etkileyici olmayan bir su deposu ve birçok Cherenkov radyasyon dedektörü. Bununla birlikte, üç nötrino tipini de ayırt edebilmişti: elektron, müon ve tau nötrinoları. Sonuç olarak Güneş'ten gelen nötrinoların toplam sayısının değişmediği ve teoriyle iyi bir uyum içinde olduğu, elektron nötrinolarının eksikliğinin tam olarak salınımlarından kaynaklandığı tespit edildi. Dahası, istatistiksel verilere göre, nötrinolar, maddeden geçerken boşluktan ziyade daha fazla salınım yaşarlar, çünkü Güneş'te doğan parçacıkların, geceye göre daha fazla sayıda elektron nötrinoları dedektöre gündüzleri ulaşır. Dünyanın tüm kalınlığı.
Bugünkü anlayışa göre nötrino salınımları, kütlenin kesin değeri hala bilinmemekle birlikte bu parçacıkların kütleye sahip olduğunun kanıtıdır. Fizikçiler bunun yalnızca üst sınırını biliyorlar; bir nötrino, bir elektrondan en az bin kat daha hafiftir. Nötrinoların tam kütlesini bulmak, bu yönde çalışan fizikçilerin bir sonraki büyük görevidir ve nötrinolara bir sonraki Nobel'in bu başarı için verilmesi mümkündür.
Nötrinolar, tıpkı yüklü leptonlar (elektron, müon, tau), yukarı kuarklar (yukarı, tılsım, doğru) ve aşağı kuarklar (aşağı, garip, tılsım) gibi üç türe ayrılır. Ancak farklı şekillerde türlere ayrılabilirler. Üstelik dünyamızın kuantum yapısından dolayı aynı anda yalnızca bir tanesi kullanılabiliyor. Bu makalede bunun neden olduğunu ve bu gerçeğin, nötrino salınımları gibi ilginç ve bilimsel açıdan önemli bir gerçeğe nasıl yol açtığını açıklayacağım.
Her parçacığın belirli bir kütlesi olduğunu düşünebilirsiniz - örneğin, elektronların kütle enerjisi (E = mc 2) 0,000511 GeV'dir - ve olası bir bakış açısına göre üç tip nötrino da istisna değildir. Üç nötrinoyu kütlelerine göre (henüz tam olarak bilinmeyen) sınıflandırabilir ve bunları en hafiften en ağıra doğru nötrino-1, nötrino-2 ve nötrino-3 olarak adlandırabiliriz. Bu bölünmeye kütle sınıflandırması adını vereceğiz ve bu tür nötrinolara da kütle türleri adını vereceğiz.
Pirinç. 1
Nötrinoları sınıflandırmanın bir başka yolu da yüklü leptonlarla (elektron, müon ve tau) olan ilişkileridir. Higgs alanı sıfır olsaydı parçacıkların nasıl görüneceğiyle ilgili makalede bundan bahsediliyor. Bunu anlamanın en iyi yolu, nötrinoların W parçacığı ile etkileşimlerine yansıyan zayıf nükleer kuvvetten nasıl etkilendiklerine odaklanmaktır. W parçacığı çok ağırdır ve onu üretirseniz bozunabilir (Şekil 1). ) üç yüklü antileptondan birine ve üç nötrinodan birine. Eğer W anti-tau'ya bozunursa, bir tau nötrinosu ortaya çıkacaktır. Benzer şekilde, eğer W bir antimüona bozunursa, bir müon nötrinosu ortaya çıkacaktır. (Bir nötrino ışınının yaratılması için kritik olan pion, zayıf etkileşimler yoluyla bozunur ve pozitif yüklü pionlar, bir antimüon ve bir müon nötrinosu üretir). Ve eğer W bir pozitrona bozunursa, bir elektron nötrinosu ortaya çıkacaktır. Buna zayıf sınıflandırma diyelim ve bu nötrinolar, zayıf etkileşim tarafından belirlendikleri için zayıf tip nötrinolardır.
Peki burada sorun ne? İnsanlara uygulamak için sürekli olarak farklı sınıflandırmalar kullanırız. İnsanların genç, yetişkin ve yaşlı olduğundan bahsediyoruz; uzun boylu, orta boylu ve kısadırlar. Ancak insanlar isteğe bağlı olarak dokuz kategoriye de ayrılabilir: genç ve uzun boylu, genç ve ortalama boyda, yetişkinler ve kısa boylu, yaşlı ve kısa boylu vb. Ancak kuantum mekaniği nötrino sınıflandırmalarında aynı şeyi yapmamızı yasaklıyor. Hem müon nötrinoları hem de nötrino-1 olan nötrinolar yoktur; Tau nötrino-3 yok. Size bir nötrino'nun kütlesini (ve dolayısıyla nötrino grubu 1, 2 veya 3'e ait olup olmadığını) söylersem, onun bir elektron mu, müon mu yoksa tau nötrino mu olduğunu söyleyemem. Belirli bir kütle tipindeki bir nötrino, zayıf tipteki üç nötrinonun karışımı veya "süperpozisyonudur". Her kütle nötrino (nötrino 1, nötrino 2 ve nötrino 3) elektron, müon ve tau nötrinolarının kesin fakat farklı bir karışımıdır.
Bunun tersi de doğrudur. Bir pion'un antimüon ve nötrinoya bozunduğunu görürsem, ortaya çıkan nötrinonun bir müon nötrino olacağını hemen bileceğim - ancak nötrino 1 ve nötrino 2'nin bir karışımı olacağı için kütlesini bilemeyeceğim. ve nötrino 3. Bir elektron nötrinosu ve bir tau nötrinosu da kesindir ancak belirli kütlelerdeki üç nötrinonun farklı karışımlarıdır.
Bu büyük ve zayıf türler arasındaki ilişki, Amerikan karayollarının "kuzey-güney" ve "batı-doğu" olarak sınıflandırılması arasındaki ilişkiye daha çok benzer (ancak tam olarak aynı değildir) (ABD hükümeti bunları bu şekilde böler ve tek sayı atar). sayıları kuzey/güney otoyollarına ve hatta basit batı/doğu yollarına) ve bunları "kuzeydoğudan güneybatıya" ve "güneydoğudan kuzeybatıya" uzanan yollara bölüyor. Her iki sınıflandırmayı da kullanmanın avantajları vardır: Enlem ve boylam üzerinde yoğunlaşıyorsanız K/G – B/D sınıflandırması uygundur; KD/GB – GD/KB sınıflandırması ise sahilden başlayarak kıyıya yakın yerlerde daha kullanışlı olacaktır. güneybatıdan kuzeybatıya. Ancak her iki sınıflandırma aynı anda kullanılamaz. Kuzeydoğuya giden yol kısmen kuzey, kısmen doğudur; Onun şu ya da bu olduğunu söyleyemezsin. Kuzey yolu ise kuzeydoğu ile kuzeybatının karışımıdır. Nötrinolar için de durum aynıdır: Kütle tipi nötrinolar, zayıf tip nötrinoların bir karışımıdır ve zayıf tip nötrinolar, kütle tipi nötrinoların bir karışımıdır. (Geliştirilmiş K/G - KD/GB - D/B - GD/KB yol sınıflandırmasını kullanmaya karar verirseniz benzetme bozulur; nötrinolar için böyle bir seçenek yoktur).
Nötrinoları belirli bir kütle türüne ve belirli bir zayıf türe göre sınıflandıramamak, bir parçacığın tam konumunu ve tam hızını aynı anda bilmeyi yasaklayan tuhaflığa benzer şekilde belirsizlik ilkesinin bir örneğidir. Bu özelliklerden birini tam olarak biliyorsanız diğeri hakkında hiçbir fikriniz yoktur. Veya her iki özellik hakkında da bir şeyler öğrenebilirsiniz, ancak her şeyi değil. Kuantum mekaniği size bilginizle cehaletinizi tam olarak nasıl dengeleyeceğinizi anlatır. Bu arada bu problemler sadece nötrinolar için geçerli değil. Ayrıca diğer parçacıklarla da ilişkilidirler ancak nötrinoların davranışları bağlamında özellikle önemlidirler.
Birkaç on yıl önce her şey daha basitti. O zamanlar nötrinoların kütlesinin olmadığına inanılıyordu, bu nedenle zayıf bir sınıflandırmanın kullanılması yeterliydi. Sıradan insanlara yönelik eski gazetelere veya eski kitaplara baktığınızda yalnızca elektron nötrino, müon nötrino ve tau nötrino gibi isimleri görürsünüz. Ancak 1990'lardaki keşiflerden sonra bu artık yeterli değil.
Ve şimdi eğlence başlıyor. Diyelim ki yüksek enerjili elektron tipi nötrinolarınız var, yani nötrino-1, nötrino-2 ve nötrino-3'ün belirli bir karışımı. Nötrinolar uzayda hareket eder, ancak üç farklı kütle türü, ışık hızına çok yakın, biraz farklı hızlarda hareket eder. Neden? Çünkü bir cismin hızı onun enerjisine ve kütlesine bağlıdır ve üç kütle tipinin de üç farklı kütlesi vardır. Hızlarındaki fark, ölçebildiğimiz herhangi bir nötrino için son derece küçüktür (hiç gözlemlenmemiştir), ancak etkisi şaşırtıcı derecede büyüktür!
Nötrino hız farkı - bazı formüller
Einstein'ın görelilik teorisinde bir v parçacığının hızı, m parçacığının kütlesi ve E enerjisi aracılığıyla yazılabilir (bu toplam enerjidir, yani hareket enerjisi artı kütlenin enerjisi E=mc 2) ve ışık hızı c, şu şekilde:
Parçacığın hızı çok yüksekse ve toplam enerjisi E, kütle enerjisinden mc 2 çok daha büyükse, o zaman
Yükseltilmiş 1/2'nin "karekökü al" anlamına geldiğini hatırlayın. Parçacığın hızı çok yüksekse ve toplam enerjisi E, kütle-enerjisi mc2'den çok çok daha büyükse, o zaman
Noktalar size bu formülün kesin olmadığını ancak büyük E'ye iyi bir yaklaşım olduğunu hatırlatıyor. Başka bir deyişle, neredeyse ışık hızında hareket eden bir parçacığın hızı, ışık hızından karenin yarısı kadar farklıdır. Parçacığın kütle enerjisinin toplam enerjisine oranı. Bu formülden, eğer iki nötrino farklı m1 ve m2 kütlelerine sahipse fakat aynı yüksek enerjiye (E) sahipse, hızlarının çok az farklı olduğu açıktır.
Bunun ne anlama geldiğini görelim. 1987'de patlayan süpernovadan ölçülen tüm nötrinolar 10 saniyelik bir sürede Dünya'ya ulaştı. Diyelim ki 10 MeV enerjili bir süpernova tarafından bir elektron nötrinosu yayıldı. Bu nötrino, her biri biraz farklı hızlarda hareket eden nötrino 1, nötrino 2 ve nötrino 3'ün bir karışımıydı! Bunu fark eder miydik? Nötrinoların kesin kütlelerini bilmiyoruz ama nötrino-2'nin kütle enerjisinin 0,01 eV ve nötrino-1'in kütle enerjisinin 0,001 eV olduğunu varsayalım. O halde iki hızları, enerjileri eşit olduğu takdirde, ışık hızından ve birbirlerinden yüz bin trilyonun bir kısmından daha az bir fark olacaktır:
(tüm denklemlerin hatası% 1'i geçmez). Hızdaki bu fark, orijinal elektron nötrinosunun Nötrino-2 ve Nötrino-1 kısımlarının Dünya'ya birbirinden bir milisaniye içinde ulaşacağı anlamına gelir; bu fark, çeşitli teknik nedenlerden dolayı tespit edilmesi imkansızdır.
Ve şimdi ilginç olandan gerçekten tuhaf olana doğru ilerliyoruz.
Hızdaki bu küçük fark, elektron nötrinosunu oluşturan nötrino-1, nötrino-2 ve nötrino-3'ün hassas karışımının, uzayda hareket ettikçe kademeli olarak değişmesine neden olur. Bu, başladığımız elektron nötrinosunun zamanla kendisi olmaktan çıktığı ve nötrino-1, nötrino-2 ve nötrino-3'ün belirli bir karışımına karşılık geldiği anlamına gelir. Üç kütle tipindeki farklı nötrino kütleleri, hareket sürecinde başlangıçtaki elektron nötrinosunu elektron nötrinoları, müon nötrinoları ve tau nötrinolarından oluşan bir karışıma dönüştürür. Karışımın yüzdeleri, hızlardaki farka ve dolayısıyla başlangıçtaki nötrinonun enerjisine ve ayrıca nötrino kütlelerindeki farka (daha kesin olarak kütlelerin karelerindeki farka) bağlıdır.
Pirinç. 2
İlk etapta etkisi artıyor. Ancak ilginç bir şekilde, Şekil 2'de gösterildiği gibi. 2, bu etki sadece sürekli büyümekle kalmıyor. Nötrino hareket ettikçe büyüyor, sonra tekrar azalıyor, sonra tekrar büyüyor, tekrar ve tekrar azalıyor. Buna nötrino salınımları denir. Tam olarak nasıl meydana geldikleri, nötrinoların hangi kütlelere sahip olduğuna ve kütle nötrinoları ile zayıf nötrinoların orada nasıl karıştığına bağlıdır.
Salınımların etkisi, bir elektron nötrinosunun bir çekirdeğe çarptığında (ve bir nötrino bu şekilde tespit edilebilir) bir elektrona dönüşebilmesi, ancak bir müon veya tau'ya dönüşememesi nedeniyle ölçülebilir. Elektron müona dönüşebilir ama elektrona ya da tauya dönüşemez. Yani, bir müon nötrino ışınıyla başlarsak ve belirli bir mesafe kat ettikten sonra bazı nötrinolar çekirdeklerle çarpışıp elektronlara dönüşürse, bu, ışında salınımların meydana geldiği ve müon nötrinolarının elektron nötrinolarına dönüştüğü anlamına gelir.
Çok önemli bir etki bu hikayeyi karmaşıklaştırıyor ve zenginleştiriyor. Sıradan madde müonlardan veya taudan değil de elektronlardan oluştuğu için, elektron nötrinoları onunla müon veya taudan farklı şekilde etkileşime girer. Zayıf kuvvet aracılığıyla meydana gelen bu etkileşimler son derece küçüktür. Ancak bir nötrino büyük bir madde kalınlığından (mesela Dünya veya Güneş'in önemli bir kısmından) geçerse, bu küçük etkiler birikebilir ve salınımları büyük ölçüde etkileyebilir. Neyse ki, zayıf nükleer etkileşim hakkında bu etkileri ayrıntılı olarak tahmin edebilecek ve deneysel ölçümlerden nötrinoların özelliklerinin açıklanmasına kadar tüm zinciri geriye doğru hesaplayabilecek kadar bilgimiz var.
Bütün bunlar kuantum mekaniği kullanılarak yapılır. Bu sizin için sezgisel değilse rahatlayın; Benim için de sezgisel değil. Sahip olduğum tüm sezgileri denklemlerden aldım.
Nötrino salınımlarını dikkatlice ölçmenin, nötrinoların özelliklerini incelemenin en hızlı yolu olduğu ortaya çıktı! Bu çalışma zaten Nobel Ödülü'nü aldı. Bütün bu hikaye, 1960'lardan günümüze kadar uzanan, deney ve teori arasındaki klasik etkileşimden ortaya çıkıyor. Alınan en önemli ölçümlerden bahsedeceğim.
Başlangıç olarak, Güneş'in merkezinde, iyi çalışılmış nükleer fırında üretilen elektron nötrinolarını inceleyebiliriz. Bu nötrinolar Güneş'in içinden geçerek boş uzaydan Dünya'ya ulaşır. Dünya'ya vardıklarında elektron nötrino tipinde oldukları kadar müon veya tau tipinde de olma olasılıklarının yüksek olduğu keşfedildi. Bu başlı başına nötrino salınımının kanıtını sağlar ve kesin dağılım bize nötrino hakkında ayrıntılı bilgi verir.
Ayrıca kozmik ışınlarda üretilen pionların bozunması sonucu oluşan müon nötrinolarımız da var. Kozmik ışınlar, uzaydan gelen ve üst atmosferdeki atom çekirdekleriyle çarpışan yüksek enerjili parçacıklardır. Ortaya çıkan parçacık basamakları genellikle pionlar içerir ve bunların çoğu müon nötrinolarına ve antimüonlara veya müon antinötrinolarına ve müonlara bozunur. Bu nötrinoların (ve antinötrinoların) bazılarını dedektörlerimizde tespit ediyoruz ve dedektöre çarpmadan önce Dünya'nın ne kadarından geçtiklerine bağlı olarak bunların ne kadarının elektron nötrinoları (ve antinötrinolar) olduğunu ölçebiliyoruz. Bu da bize nötrinoların davranışları hakkında yine önemli bilgiler veriyor.
Bu "güneş" ve "atmosferik" nötrinolar, son yirmi yılda bize nötrinoların özellikleri hakkında çok şey öğretti (ve ilginç bir şeyin ilk ipucu neredeyse 50 yıl önce gerçekleşti). Bu doğal enerji kaynaklarına, OPERA deneyinde kullanılan nötrino ışınlarının yanı sıra geleneksel nükleer reaktörlerdeki nötrinoların kullanıldığı çeşitli çalışmalar da ekleniyor. Ölçümlerin her biri, güneş ve atmosferik nötrinoların standart yorumuyla büyük ölçüde tutarlıdır ve kütle tipi ve zayıf tip nötrino karışımlarının ve kütle tipi nötrinoların kare kütlelerindeki farklılıkların daha hassas ölçümlerine olanak tanır.
Beklenebileceği gibi, deneylerde teorik beklentilerle küçük farklılıklar vardır, ancak hiçbiri doğrulanmamıştır ve hepsi olmasa da çoğu yalnızca deneysel düzeydeki istatistiksel tesadüfler veya problemlerdir. Şimdiye kadar, nötrinoların anlaşılması ve davranışlarıyla ilgili hiçbir çelişki, çeşitli deneylerde doğrulanmadı. Öte yandan, bu tablonun tamamı oldukça yeni ve yeterince test edilmemiş, bu nedenle, pek olası olmasa da, tamamen farklı yorumların olması oldukça mümkün. Aslında oldukça ciddi alternatifler zaten önerildi. Bu nedenle, nötrinoların özelliklerinin ayrıntılarının açıklığa kavuşturulması, aktif olarak gelişen bir araştırma alanıdır; çoğunlukla üzerinde anlaşmaya varılmıştır, ancak nötrino kütlelerinin tam ve geri alınamaz bir şekilde belirlenmesi de dahil olmak üzere bazı sorular hala açık kalmıştır.