Razlika između inačica stranice »Problem Sunčevih neutrina«

m
bez sažetka
(Nadopunio Problem Sunčevih neutrina)
m
'''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.
 
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]].
238

uređivanja