Problem Sunčevih neutrina: razlika između inačica
Izbrisani sadržaj Dodani sadržaj
Nadopunio Problem Sunčevih neutrina |
|||
Redak 2:
[[datoteka:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100801.jpg|mini|desno|300 px|Znanstvenike je oduvijek zanimalo odakle silna [[Sunčeva energija]].]]
[[datoteka:FirstNeutrinoEventAnnotated.jpg|mini|desno|300px|Upotrebom [[Komora na mjehuriće|komore na mjehuriće]] prvi puta je otkriven [[neutrino]] 13. prosinca 1970. Neutrino je udario [[proton]] u [[vodik]]ovom [[atom]]u. [[Sraz]] se vidi na desnoj strani, gdje se sijeku 3 linije.]]
[[datoteka:Standard_Model_of_Elementary_Particles_hr.svg|mini|desno|300px|[[Standardni model]] [[elementarna čestica|elementarnih čestica]], s [[baždarni bozoni|baždarnim]] i [[Higgsov bozon|Higgsovim bozonom]].]]
[[datoteka:Antares Neutrinoteleskop.jpg|mini|desno|300px|Prikaz [[Neutrinska fizika|neutrinskog teleskopa]] ANTARES raspoređenog pod vodom.]]
'''Problem Sunčevih neutrina''' ili '''problem solarnih neutrina''' predstavlja neslaganje između broja [[neutrino|neutrina]] koji stignu do [[Zemlja|Zemlje]] i broja koji bi trebalo da stigne prema predviđanjima [[Nuklearna fuzija|teorijskog modela]] unutrašnjosti [[Sunce|Sunca]]. Na osnovi [[Slaba nuklearna sila|slabe nuklearne sile]] bilo je moguće shvatiti porijeklo [[energija|energije]] Sunca, ali i predvidjeti da je Sunce snažni izvor neutrina. Desetljeće nakon što je [[George Gamow|G. Gamow]] izveo jednadžbu [[Tuneliranje|kvantno-mehaničkog tuneliranja]], koja predviđa mogućnost prevladavanja [[Coulombova barijera|kulonskog odbijanja protona]], [[Hans Albrecht Bethe|H. A. Bethe]] je ustanovio takozvani [[niz proton-proton]] [[nuklearna fuzija|nuklearne fuzije]] četiriju [[vodik]]ovih [[atom]]a u atom [[helij]]a, kao glavni izvor [[Sunčeva energija|Sunčeve energije]]. Takvom fuzijom 1 kilograma vodika u nešto manje od kilogram helija oslobađa se 6·10<sup>14</sup> [[džul|J]] [[energija|energije]]. Dva posto te goleme energije odnose neutrini, dok se ostatak izrači putem [[svjetlost]]i.
Line 7 ⟶ 13:
Izraženo Sunčevim neutrinskim jedinicama (1 SNU odgovara jednom uhvatu u sekundi na 10<sup>36</sup> atoma mete), mjereno je 2,56 ± 0,16 (stat.) ± 0,16 (sist.) SNU. U usporedbi s teorijskim očekivanjem od 8,6 SNU koje se temelji na poznavanju procesa u Suncu, ustanovljena je tek trećina Sunčevog fluksa neutrina od [[Bor (element)|bora]]-8. Ta zagonetka manjka Sunčevih neutrina bila je poticajem pokretanja novih [[pokus]]a. Isti manjak neutrina opažen je u kasnijim sličnim pokusima pretvorbe [[galij]]a u [[germanij]], gdje prag od 0,23 M[[eV]] dopušta osjetljivost na neutrine nižih energija. <ref> Ivica Picek: "Od Paulijeva "rješenja iz očaja" do neutrinskih teleskopa", [http://www.hfd.hr/ljskola/arhiva/2003/picek.pdf], Fizički odsjek, Prirodoslovno-matematički fakultet, Zagreb, www.hfd.hr, 14. siječnja 2020.</ref>
[[Pokus]]i s [[Akcelerator čestica|ubrzivačima čestica]] (akceleratorima) omogućena su otkrića, osim postojećeg elektronskog neutrina, mionskih (1962.) i tauonskih (sredinom sedamdesetih) neutrina, stvorenih u paru s [[mion]]ima i [[tauon]]ima. Da se radi o neutrinima druge generacije pokazali su pokusi, koje su izveli [[Leon Lederman|L. Lederman]], [[Melvin Schwartz|M. Schwartz]] i [[Jack Steinberger|J. Steinberger]]. [[Kozmičke zrake|Kozmičke]] su neutrine detektirali [[Raymond Davis, ml.|R. Davis]] i [[Masatoshi Koshiba|M. Koshiba]]. Uz kozmičke neutrine vezano je otkriće oscilacija okusa neutrina: pošto su prije ustanovljene zasebne neutrinske vrste (okusi ν<sub>e</sub>, ν<sub>μ</sub>, ν<sub>τ</sub> kojima su zaokružene tri obitelji čestica [[Standardni model|standardnoga modela čestica]]), za elektronske neutrine emitirane sa [[Sunce|Sunca]] ustanovljena je njihova pretvorba ([[transmutacija]]) u mionske, a za mionske neutrine stvorene u [[Zemljina atmosfera|Zemljinoj atmosferi]] njihov prijelaz u tauonske neutrine. Pokuse s velikim vodenim [[detektor]]ima neutrina smještenim duboko u rudnicima vodili su M. Koshiba u [[Japan]]u i [[Arthur Bruce McDonald|A. B. McDonald]], u [[Kanada|Kanadi]]. Promjene okusa neutrina pokazuju da neutrini imaju [[masa|masu]].
== Objašnjenje ==
Line 23 ⟶ 29:
Zato proučavanje Sunčevih neutrina nije samo test SSM modela, nego dopušta direktno promatranje unutrašnjosti Sunca kod temperature od oko 15 milijuna stupnjeva [[Celzij]]a. Dnevno svjetlo dolazi s površine Sunca, gdje je temperatura svega 5 505 ºC. <ref> Ivo Derado, Dražan Kozak: "Nevidljiva čestica, misteriozni neutrino", [https://hrcak.srce.hr/18906] "Hrčak", portal hrvatskih znanstvenih i stručnih časopisa, www.hrcak.srce.hr, 9. siječnja 2020.</ref>
[[Bruno Pontecorvo|B. Pontecorvo]], učenik [[Enrico Fermi|E. Fermija]], je predložio da [[neutrino]] može kod [[Apsorpcija (razdvojba)|apsorpcije]] u [[atomska jezgra|atomskoj jezgri]] pretvoriti [[kemijski element]] s [[Atomski broj|atomskim brojem]] X u element atomskog broja X+1. Na primjer, [[izotop]] [[klor]]a (<math> {}^{37}_{17}\mathrm{Cl} </math>) preko reakcije:
: <math> \mathrm{\bar{\nu_e}} + \mathrm{n} \rightarrow \mathrm{e}^- + \mathrm{p} </math>
u izotop argona (<math> {}^{37}_{18}\mathrm{Cl} </math>). U tom slučaju broj atoma [[argon]]a mjeri količinu Sunčevih neutrina. Otkriću Sunčevih neutrina pridonio je i mladi radiokemičar [[Raymond Davis, ml.|Ray Davis]] u novoosnovanoj grupi za kemiju u Brookhaven National laboratoriju. Kako nije dobio neki određeni radni zadatak, u biblioteci je pokušao naći neki interesantni problem za sebe. Tako je našao prijedlog talijanskog fizičara Pontecorva i odmah je razvio radiokemijski pilot projekt kako pronaći mali broj elemenata argona u tekućini klora. Nakon tog pilot projekta sagradio je ogromni [[rezervoar]] od 380 tisuća [[litra|litara]], ispunio ga [[tekućine|tekućinom]] za kemijsko čišćenje perkloroetilenom, koji je bogat s klorom i jakom apsorpcijom neutrina.
[[Detektor]] je postavio u rudnik [[zlato|zlata]] 1 500 metara pod zemljom da bi smanjio utjecaj [[Kozmičke zrake|kozmičke pozadine]] ([[Engleski jezik|eng]]. ''background''). Davis je razvio preciznu tehniku kako količinski (kvantitativno) izvući nekoliko atoma [[radioaktivnost|radioaktivnog]] argona proizvedenog apsorpcijom neutrina u kloru. Posao je bio vrlo težak, lakše bi bilo naći iglu u plastu sijena. Argon u tekućini klora je bio prvi dokaz Sunčevih neutrina. Svakih mjesec dana je Davis "ulovio" 17 radioaktivnih atoma argona. Nakon 6 mjeseci izmjereni broj atoma nije se podudarao s očekivanim brojem neutrina prema Sunčevom standardnom modelu. Ili je bila kriva SSM teorija ili je Davisov pokus bio pogrešan. Kako su mnogi daljnji pokusi, izvođeni na isti način, pokazali sličan rezultat, došlo se na ideju da su se elektronski neutrini na putu do Zemlje pretvorili u druge vrste neutrina koji ne mogu biti apsorbirani u tim kemijskim pokusima, koji reagiraju samo na ν<sub>e</sub>, a ne na ν<sub>μ</sub> ili ν<sub>τ</sub>.
To otkriće vodilo je daljnjim [[pokus]]ima. Tako je jedna japanska grupa pod vodstvom fizičara [[Masatoshi Koshiba|M. Koshiba]] blizu grada Kamioka u rudniku [[cink]]a, oko 600 metara ispod zemlje, sagradila rezervoar od 50 tisuća tona izuzetno čiste vode sa 11 146 staklenih [[fotomultiplikator]]a, [[cijev]]i promjera 50 [[metar|cm]]. Način detekcije u ovom pokusu je različit od kemijskih detektora. Detektor s vodom može detektirati sve vrste neutrina. Neutrino u sudaru s molekulama vode stvara razne [[Elementarna čestica|elementarne čestice]] s [[električni naboj|električnim nabojem]] koji u vodi imaju [[brzina|brzinu]] veću od [[brzina svjetlosti|brzine svjetlosti]] u vodi i stvaraju takozvano Čerenkovljevo svjetlo ([[Čerenkovljevo zračenje]]) čime otkriju svoj identitet (kod posjeta [[nuklearni reaktor|nuklearnom reaktoru]] može se u skladištu [[uranij]]evih šipki u vodi vidjeti plavo Čerenkovljevo svjetlo kojeg stvaraju [[elektron]]i). Svjetlo je registrirano s panoramski raspodijeljenim fotomultiplikatora i izračunat je tip reakcije pomoću računala,čime se moglo identificirati neutrino.
S tim nešto poboljšanim detektorom je jedna japansko-američka grupa objavila 1998. da neutrino mijenja svoj identitet prolazom kroz [[svemir]]. Time je otkrivena oscilacija neutrina i pokazano da neutrino ima masu. To je također potvrdila i jedna kanadska grupa. Time je riješen problem manjka Sunčevih neutrina koji dolaze do Zemlje i potvrđen Sunčev standardni model. Davis i Koshiba su za svoja istraživanja Sunčevih neutrina bili nagrađeni [[Nobelova nagrada za fiziku|Nobelovom nagradom]] 2002.
Dana 23. veljače 1987. dogodilo se duboko u svemiru nešto što je prostim okom zadnji vidio [[Johannes Kepler|J. Kepler]]: zvjezdana, takozvana eksplozija [[supernova|supernove]]. Pred 180 tisuća godina u susjednoj galaksiji jedna je zvijezda iscrpila fuzioni materijal i time je nestala [[energija]] koja je davala otpor vlastitoj [[gravitacija|gravitaciji]]. U jednom trenu je nastala urušenjem gravitacijska eksplozija i emitirala energiju preko neutrina i svjetlosti veću od 1000 milijardi višu negoli naše Sunce izrači u godinu dana. Signal od 12 neutrina registrirao je Kamiokande detektor. Istodobno su i druga dva slična detektora u SAD-u registrirala neutrine. Tek nakon 2 sata je stigao i svjetlosni signal (neutrino je kroz [[Međuzvjezdana tvar|svemirsku prašinu]] brži od svjetla). Time se potvrdilo pokusno predviđanje teorijskih modela o razvoju zvijezda i gravitacijskom kolapsu. Tako se može reći da je 1987. započela [[neutrinska astronomija]] izvan naše [[galaksija|galaksije]]! <ref> '''neutrino''', [http://www.enciklopedija.hr/Natuknica.aspx?ID=43581] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2015.</ref>
== Izvori ==
| |||