Ero sivun ”Neutriino” versioiden välillä
[arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
p väliotsikko, w |
Jpk (keskustelu | muokkaukset) p kh |
||
Rivi 14:
| löydetty = 1956, [[Frederick Reines]] ja [[Clyde Cowan]]
| symboli = <math>v_e</math>, <math>v_{\mu}</math>, <math>v_{\tau}</math>
| massa = arvioitu massa 0,
| elinaika =
| hajoaa hiukkaseksi =
Rivi 23:
}}
[[Kuva:First neutrino observation.jpg|thumb|Ensimmäinen neutriinohavainto kuplakammiossa [[13. marraskuuta]] [[1970]].]]
'''Neutriino''' on [[alkeishiukkanen]], joka kuuluu [[fermioni|fermioneihin]], koska sen [[spin]] on ½. Neutriinon massa on hyvin pieni <ref>{{Kirjaviite | Tekijä = B.R. Martin & G. Shawn| Nimeke = Particle Physics, 2. painos| Kappale = 11.1| Sivu = | Selite = |Julkaisupaikka = | Julkaisija =
</ref>, mutta on todistettu, ettei se ole täysin massaton, kuten aiemmin luultiin. Neutriinon massaa ei ole ikinä mitattu. Neutriinoa ei saa sekoittaa [[neutroni]]in.
Rivi 31 ⟶ 30:
[[Beetahajoaminen|Beetahajoamisessa]] (-) neutroni <math>\scriptstyle n</math> hajoaa protoniksi <math>\scriptstyle p</math>, elektroniksi <math>\scriptstyle e</math> ja antineutriinoksi <math>\scriptstyle \nu</math>:
:<math>n \rightarrow p + e + \nu</math>.
Ennen neutriinon löytämistä näytti siis siltä, että beetahajoamisessa neutroni hajoaa vain protoniksi ja elektroniksi <math>\scriptstyle n \rightarrow p + e </math>. Tällöin liikemäärä reaktiossa ei vaikuttanut säilyvän, sillä elektronin energiaspektri oli jatkuva. Vuonna 1930 [[Wolfgang Pauli]] päätteli, että betahajoamisessa on synnyttävä myös kolmas hiukkanen, joka on sähköisesti neutraali ja jakaa energian elektronin kanssa,<ref>{{Kirjaviite | Tekijä = Steven Weinberg| Nimeke = The Discovery of Subatomic Particles| Kappale = | Sivu = 146| Selite = | Julkaisija = Cambridge University Press | Vuosi = 2003| Tunniste = ISBN
Kauan vaikutti kuitenkin siltä, ettei tätä "haamuhiukkasta" koskaan saada todennettua, mutta sitten huomattiin [[ydinreaktori]]sta tulevan niin valtavat määrät neutriinoja, että kokein oli mahdollista havaita niistä osa. Ensimmäisen havainnon niistä tekivät [[Clyde Cowan]], [[Frederick Reines]], [[F. B. Harrison]], [[H. W. Kruse]] ja [[A. D. McGuire]] vuonna 1956.<ref>{{lehtiviite | Tekijä = C.L Cowan Jr., F. Reines, F.B. Harrison, H.W. Kruse, A.D McGuire | Otsikko = Detection of the Free Neutrino: a Confirmation | Julkaisu = Science | Ajankohta = 20.7.1956 | Numero = 124 | Sivut = 103-104 | Kieli =
Neutriinot tulevat esiin valtavien [[kloori]]pitoisten pesuainemäärien avulla, joissa silloin tällöin muuttuu klooriatomi neutriinon vaikutuksesta [[argon]]atomiksi. Nämä argonatomit voidaan kaapata talteen atomi atomilta. "Saalis" on tyypillisesti yksi argonatomi päivässä suuresta tankista seulottuna.
Rivi 47 ⟶ 46:
Yksi keino havaita neutriinoita on tutkia sen aiheuttamaa heikkoa vuorovaikutusta. Neutriinot vuorovaikuttavat materian kanssa [[heikko vuorovaikutus|heikon vuorovaikutuksen]] kautta. Vuorovaikutuksen välittäjähiukkasina ovat varatut W-välibosonit ja neutraali Z-[[bosoni]]. W-bosonien välittämiä reaktioita kutsutaan varattujen virtojen välittämiksi reaktioiksi, ja Z-bosonien neutraalin virran välittämiksi (aivan kuten QED:ssa, jonka välittäjä hiukkasena toimii fotoni). Varatun virran kokevat ainoastaan elektronin neutriinot ja niiden antineutriinot, kun taas neutraalin virran kokevat kaikki neutriinot.
Toinen tapa havaita neutriinoita perustuu siihen, että neutriino törmää vesimolekyyliin ja irrottaa siitä elektronin. Elektroni syöksyy vedessä valoa suuremmalla nopeudella tuottaen [[Tšerenkovin säteily]]ä, joka voidaan havaita.<ref>{{Kirjaviite | Tekijä = Michael W. Friedlander| Nimeke = A Thin Cosmic Rain| Kappale = | Sivu = 181| Selite = | Julkaisija = Harvard University Press | Vuosi = 2002| Tunniste = ISBN
== Auringon neutriinomysteeri ==
Auringossa pitäisi [[fuusioreaktio]]ssa syntyä tietty määrä neutriinoja, mutta pitkän aikaa neutriinoilmaisimet havaitsivat vain murto-osan (1/
[[Kanada]]laiset ja monet muut rakensivat taas uudentyyppisen ilmaisimen joka perustuu [[gallium]]-[[germanium]]
===Neutriino-oskillaatiomalli===
Rivi 72 ⟶ 71:
Mikäli tuottopisteen ja havaintopisteen etäisyys on tarpeeksi pitkä, ei tyhjiöoskillaatiolla kuitenkaan ole merkitystä. Auringosta saapuvien neutriinojen kannalta on tällä kuitenkin merkitystä, jolloin puhutaan oskillaatiopituudesta.
Eri reaktioiden vuoksi tapahtuu myös
Neutriinoiden aika- ja
<math>i\frac{d}{dt}\nu=H\nu</math>
Rivi 82 ⟶ 81:
===SNO ratkaisee neutriinomysteerion===
Seuraavaksi kanadalaiset rakensivat SNO:n (Sudbury Neutrino Observatory), jonka tarkoitus oli ratkaista
Vuonna 2002 raportoitiin, että SNO-kokeen tuloksien perusteella on 99,999 prosentin varmaa, että neutriino vaihtaa lajiaan matkallaan Maahan.<ref name="close-SNO"/>
|