SVEUČILIŠTE JOSIPA JURJA STROSSMAYERA U OSIJEKU ODJEL ZA FIZIKU

Transcription

1 SVEUČILIŠTE JOSIPA JURJA STROSSMAYERA U OSIJEKU ODJEL ZA FIZIKU ARIJAN ALEKSIĆ NEUTRINO Završni rad Osijek, I

2 SVEUČILIŠTE JOSIPA JURJA STROSSMAYERA U OSIJEKU ODJEL ZA FIZIKU ARIJAN ALEKSIĆ NEUTRINO Završni rad Predložen Odjelu za fiziku Sveučilišta Josipa Jurja Strossmayera u Osijeku radi stjecanja zvanja prvostupnika fizike Osijek, II

3 Ovaj završni rad je izrađen u Osijeku pod vodstvom doc. dr. sc. Josipa Brana u sklopu Sveučilišnog preddiplomskog studija fizike na Odjelu za fiziku Sveučilišta Josipa Jurja Osijeku. Strossmayera u III

4 Sadržaj 1. UVOD 2. TEORIJSKI DIO 2.1. Problemi i nastanak teorije Problem beta raspada Anomalija dušika Wolfgang Pauli nacrt rješenja Fermijeva teorija Bruno Pontecorvo ideja eksperimenta 2.2. Eksperimentalna potraga za neutrinom Ray Davis početak eksperimenata Reines-Cowanov eksperiment Solarni neutrino Prvi rezultati o solarnim neutrinima Prilagodba za nova mjerenja 2.3. Novi projekti i moderni razvoj eksperimenata i teorije GALLEX i SAGE projekti Neutrinografija Sunca O atmosferskim neutrinima Kvantna mehanika i neutrino SNO 3. ZAKLJUČAK 4. PRILOG 5. LITERATURA 6. ŽIVOTOPIS IV

5 Sveučilište Josipa Jurja Strossmayera u Osijeku Završni rad Odjel za fiziku NEUTRINO ARIJAN ALEKSIĆ Sažetak Tema ovog završnog rada jest neutrino. Neutrino je električki neutralna subatomska čestica. Na neutrino od elementarnih sila djeluju samo gravitacijska i slaba nuklearna sila. Rad započinje s predstavljanjem nekoliko problema atomske fizike koji su doveli do teorija u kojima će se pojaviti nova subatomska čestica, neutrino, sve do prijedloga eksperimenata kojima bi se utvrdilo postojanje i potvrdila teorijska svojstva tada nove čestice. Neutrino se ne može opaziti direktno, stoga je bilo potrebno osmisliti veoma delikatne i složene pokuse kojima bi se ulovio neutrino. Zatim se prelazi na desetljeća istraživanja i eksperimenata u kojima se mnogo puta činilo da su neuspješni, no teorija neutrina nije bila do kraja formirana da bi predvidjela dobivene rezultate. Nakon dugog razdoblja, konačno su sva očekivanja vezana za neutrino potvrđena, otkrivena je oscilacija neutrina što potvrđuje da imaju masu, a ranije su otkrivena tri tipa neutrina. Konačno, slijede globalna istraživanja svojstava neutrina i razvoj novih disciplina poput neutrinske astronomije. Rad je pohranjen u knjižnici Odjela za fiziku Ključne riječi: astronomija, atomska fizika, neutrino Mentor: doc. dr. sc. Josip Brana Ocjenjivači: Rad prihvaćen: University Josip Juraj Strossmayer Osijek Bachelor of Physics Thesis Department of Physics V

6 NEUTRINO ARIJAN ALEKSIĆ Abstract Topic of this bachelor's thesis is neutrino. Neutrino is electrically neutral subatomic particle. Neutrino is affected only by gravitational and weak nuclear force which are fundamental forces. Thesis begins with introducing few of the problems of particle physics which in turn led to theories which predicted a new subatomic particle, neutrino, continuing all the way up to proposals of experiements which would determine existence and confirm theoretical properties of the then new particle. Neutrino cannot be detected directly, therefore it was needed to think of very delicate and complex experiments which would enable the capture of neutrino. Hereafter come decades of research and experiments in which it seemed that they were a failure but the theory of neutrino wasn't sufficiently formed to predict such results. After long period, all expectations concerning neutrino were confirmed, neutrino oscillation discovery confirmed that neutrinos indeed have mass and there was also earlier the discovery of three types of neutrinos. Finally, global research of neutrinos follows and development of new disciplines like neutrino astronomy. Thesis deposited in Department of Physics library Keywords: astronomy, atomic neutrino, atomic physics Supervisor: doc. dr. sc. Josip Brana Reviewers: Thesis accepted: VI

7 1. UVOD Na prijelazu u 20. stoljeće, fizika se razvijala takvom brzinom da klasična mehanika nije bila u mogućnosti objasniti velik broj fenomena. Kao primjer takvih problema, može se nabrojati problem raspodjele energije kod zračenja crnog tijela i fotoelektrični efekt koji bi u graničnim slučajevima pokazivali nemoguća svojstva. Nove teorije su veoma brzo nastajale a s njima je to bio i period strelovitog razvoja atomske fizike. Bohrov model atoma i rođenje kvantne fizike su najviše utjecali na budući razvoj te grane fizike. 2. TEORIJSKI DIO 2.1. PROBLEMI I NASTANAK TEORIJE Problem beta raspada James Chadwick je godine otkrio da se energija beta zračenja mijenjala od jednog mjerenja do drugog. Umjesto da uvijek ima istu energiju, izračeni elektroni su imali kontinuirani spektar energija, katkad skoro bez energije, a pri drugim mjerenjima skoro maksimalnu energiju. Niels Bohr, koji je prethodno predložio model u kojemu se elektroni vrte oko Rutherfordove jezgre u središtu, predložio je radikalno rješenje tog problema, da energija nije očuvana pri beta raspadu. Takva tvrdnja je bila suprotna stoljećima iskustva i bila je očajnički pokušaj objašnjenja problema beta raspada. Austrijski teoretičar Wolfgang Pauli, odbio je prihvatiti to objašnjenje i predložio je drugo. Predložio je da je beta čestici pridružena dodatna prodorna radijacija koja se sastoji od nove neutralne čestice. U tom slučaju, energija je očuvana ali je podijeljena između dvije čestice umjesto da je cijela odnesena jednom česticom. U Paulijevoj teoriji, vidljiva čestica, beta-elektron, bi katkad odnijela svu energiju pri tome ne ostavljajući ništa za svog neutralnog partnera, dok bi pri drugim slučajevima nevidljiva odnijela nešto energije ostavljajući manje za elektron. Posljedica toga je bila da je energija pridružena vidljivom elektronu mogla biti bilo gdje unutar nekog raspona umjesto da je ograničena na jednu vrijednost. VII

8 Anomalija dušika Nadalje, postojao je problem anomalije dušika. Kemija je pokazala da atom dušika sadrži sedam elektrona i tako bi njegova jezgra trebala imati 7 protona da bi održala ravnotežu električnog naboja. Kada bi to sve bilo tako, masa jezgre dušika bi bila upola manja nego što uistinu u stvarnosti jest. Stoga je bilo potrebno i sedam neutrona. Četrnaest čestica u jezgri bi zadovoljavalo pravilo da ukupan broj mora biti paran, no ako je svaki neutron bio napravljen od para čestica elektron-proton, broj bi se povećao na 21, koji je neparan broj. Rutherfordova zamisao o neutronu kao proton-elektron kombinaciji nije zadovoljavala eksperimentalne činjenice Wolfgang Pauli nacrt rješenja Ovdje u priču ulazi Wolfgang Pauli koji uvodi novu česticu s kojom se nadao riješiti 2 problema s jednom česticom. Pauli je shvatio da bi se problem riješio ako bi se napustilo mišljenje Rutherforda i predložio je jednu česticu identičnu po svemu protonu ali jedino električki neutralnu i nazvao ih je neutronima. Uskoro, godine James Chadwick je i otkrio neutron. No, uz to je predložio da je taj isti neutron proizveden s elektronom pri beta raspadu. Paulijevo objašnjenje je ipak trebalo česticu koja nema mase ili ako je ima, veoma male je veličine što nije slučaj kod neutrona. Budući da neutron nije odgovarao potrebama objašnjenja beta raspada, nova čestica je dobila ime neutrino, što znači mali neutron Fermijeva teorija Fermi je započeo rad na teoriji beta raspada i pretpostavio je da su energija i količina gibanja sačuvani. Zakoni slaganja spina u kvantnoj mehanici su takvi da dvije čestice polovičnog spina mogu napraviti česticu spina 1 ali je potrebno tri da bi se napravila čestica polovičnog spina. Spin se u tom slučaju izražava u jedinicama ħ. Stoga, beta raspad neutrona u proton i elektron ne može biti potpun, neutron s početka ima spin ½ i zato iz raspada mora proizaći i neparan broj čestica s jednakim spinom ½. Protonu i elektronu mora biti pridružena i treća čestica, sa spinom ½ i bez električnog naboja, neutrino. Fermi je razvio svoju ideju na razmatranju da se neutron pojavljuje kao proton s uklonjenim nabojem i nagađao je da je VIII

9 neutrino slično povezan s elektronom. Zatim je koristio taj paralelizam između elektrona i neutrina, te između protona i neutrona i s tada novom teorijom, kvantnom elektrodinamikom kao osnovom razvio svoju teoriju beta raspada. Pretpostavio je da se sve 4 čestice mogu pojaviti u istoj točki u vremenu i prostoru. Prema toj shemi, neutron se mogao spontano pretvoriti u proton, emitirajući elektron i neutrino. Kasnije se shvatilo da je emitiran antineutrino, a ne neutrino. Danas znamo da to nije potpuno objašnjenje no ono je dovoljno dobro da se i danas koristi kao uvod u teoriju beta radioaktivnosti za studente fizike. Slika 1. Fermijev model beta raspada [1] Počevši s tom teorijom, Fermi je izračunao energije cijelog spektra elektrona koji su bili proizvedeni pri beta raspadima što se slagalo s eksperimentalnim rezultatima. Prema tim izračunima došlo se do zaključka kako je masa neutrina tek sitni djelić mase elektrona ili je možda i bez mase. Do godine bilo je dovoljno podataka o beta raspadu raznih elemenata tako da je Fermijeva teorija mogla dati vjerojatnost pronalaska neutrina, koja se pokazala veoma malenom. Hans Bethe i Rudolf Peierls su s tim informacijama i Fermijevom teorijom izračunali vjerojatnost interakcije neutrina i materije, da bi se neutrino otkrio. Njihovi izračuni su pokazali da bi neutrino koji je nastao pri beta raspadu mogao proći kroz čitavu Zemlju bez sudara s ijednom česticom, poput metka kroz maglu. Interakcija između neutrina i materije je postala poznata kao slaba sila, nakon što je postalo poznato da je neutrino imao veoma malenu šansu za međudjelovanje s bilo čime. Jedine sile kojima je podlijegao bile su IX

10 gravitacijska i slaba i zbog toga se došlo do zaključka kako nema mogućeg načina pronalaska i promatranja neutrina. U ono vrijeme radij je bio najjači izvor beta raspada, no čak i s velikim količinama, broj neutrina bi bio tako malen da bi vjerojatnost zapažanja jednog bila beznadna. Posljedica toga je bila da je bio potreban mnogo jači izvor neutrina kako bi se povećala vjerojatnost opažanja Bruno Pontecorvo Ideja eksperimenta Pontecorvo je bio osoba koja je uputila Fermija na put istraživanja razvoja nuklearne energije i radio je u nuklearnom laboratoriju tako da nije ni iznenađenje da je shvatio da bi proizvodnja energije u nuklearnom reaktoru trebala proizvoditi oko deset milijuna milijardi neutrina svake sekunde. Pontecorvo je shvatio da s tolikim brojem neutrina i odgovarajućim detektorom bilo bi moguće uhvatiti nekoliko. Ideja je bila sljedeća: Kada bi se neutrino sudario s jezgrom, Fermijeva teorija je predviđala da će se dogoditi dvije stvari. Prva, neutrino bi pokupio električni naboj i pretvorio bi se u elektron. No, detekcija tog elektrona bila bi nemoguća, jer elektroni su posvuda i u svemu i bilo bi veoma teško razlikovati onaj koji je izbačen iz atoma od onog koji je stvorio neutrino. No druga implikacija Fermijeve teorije je pomogla, kada se neutrino sudari s materijom, pojavljivanje negativno nabijenog elektrona bilo bi uravnoteženo s povećanjem u pozitivnom naboju atomske jezgre koju je neutrino udario. S pozitivnim povećanjem naboja jezgre za jedan, ona bi bila u mogućnosti privući negativno nabijeni elektron. Rezultat toga bi bio da bi se napravio atom nekog drugog elementa, koji bi dolazio sljedeći po periodnom sustavu elemenata. Pontecorvo je zapazio da ako bi taj atom bio radioaktivan, bilo bi moguće detektirati njegovu prisutnost pri raspadu. Sljedeći na red su došli potrebni materijali. Materijal za detekciju neutrina ne bi trebao biti previše skup jer bi ga trebalo mnogo. Atomske jezgre stvorene sudaranjem bile bi radioaktivne, no ne toliko da bi došlo do raspada prije nego bi bile uočene. Ovi uvjeti su vodili prema najboljem izboru za mjerenja. Shvatio je, ako bi meta bila u tekućem stanju i element koji bi sudar s neutrinom stvorio kemijski inertan, poput helija, kriptona ili argona, mogao bi se lako ekstrahirati vrenjem. Argon je odgovarao najviše tim potrebama i element pored njega je bio klor. X

11 Ideja je bila koristiti veliku količinu klora što je lako nabaviti npr. iz tekućine za čišćenje. Ako bi se neutrino sudario s jezgrom atoma klora, klor bi se transformirao u atom argona. Atom argona je radioaktivan i raspada se, emitirajući radijaciju koja se može izmjeriti određenim instrumentima EKSPERIMENTALNA POTRAGA ZA NEUTRINOM Ray Davis Početak eksperimenata Tijekom godine u potragu ulazi Ray Davis, koji je odlučio karijeru posvetiti istraživanju neutrina. Koristio je detektor od 4000 litara koji je bio zakopan 6 metara ispod površine tla kako bi u mjerenjima umanjio utjecaj pozadinskog kozmičkog zračenja. Prethodni pokušaj hvatanja neutrina iz nuklearnog reaktora se pokazao krivim izborom jer reaktori su zapravo proizvodili velike količine antineutrina što će se tek kasnije shvatiti. Glavna pretpostavka je bila da Sunce proizvode toliko traženi neutrino. No veoma brzo se pokazalo da ili Sunce ne proizvodi neutrine ili CNO ciklus nije bitan u našem Suncu. CNO ciklus (ugljik-dušik-kisik) je jedan od dvije fuzijske reakcije pomoću kojih zvijezde pretvaraju vodik u helij. Drugi način je proton-proton lančana reakcija. Razlika je u tome što je CNO ciklus takav da koristi katalizatore. Sam ciklus je dominantan izvor energije u zvijezdama mase oko 1.3 puta veće od mase našega Sunca. Samoodrživi CNO lanac reakcija započinje na temperaturama od oko 15 milijuna kelvina, da bi na temperaturi od oko 17 milijuna kelvina postao dominantni izvor energije. Proces su nezavisno predložili Carl von Weizsäcker i Hans Bethe, i godine. Najkraće opisano, u CNO ciklusu, četiri protona se spoje, koristeći ugljikove, dušikove i kisikove izotope kao katalizatore i proizvedu jednu alfa česticu, dva pozitrona i dva elektronska neutrina. XI

12 Slika 2. Shema CNO ciklusa [2] Reines-Cowanov eksperiment Clyde L. Cowan i Frederick Reines su godine napravili eksperiment koji je potvrdio postojanje antineutrina a samim time i neutrina. Koristili su nuklearni reaktor a sama detekcija neutrina je bila potvrđena tako što je antineutrino bio inicijator inverznog beta raspada: e + p n + e + Antineutrini su proizvedeni u lancu beta raspada jezgara s velikim brojem neutrona, koje su produkti fisije urana i plutonija. Energije takvih antineutrina iz reaktora su oko 10 MeV. Oko 2, antineutrina se pri tom procesu emitiralo iz Savannah River reaktora, dok je u samom eksperimentu zabilježen protok od antineutrina po centimetru kvadratnom u sekundi. XII

13 Kao meta u eksperimentu korišten je tekući scintilator napunjen s 1400 litara kadmijeva klorida. Pozitron nastao iz tog procesa bi usporio u scintilatoru i anihilirao se s elektronom, stvarajući pri tome 2 gama kvanta energije od oko 0.51 MeV i suprotnih količina gibanja. Neutron bi usporio u meti i kadmij bi ga uhvatio unutar 5 μs, stvarajući gama kvant : Gama kvante bi detektirali 110 fotomultiplikacijskih cijevi. Na taj način, opažanjem dva kvanta iz anihilacije elektrona i pozitrona nedugo nakon kojih bi se opazio gama kvant iz reakcije neutrona i kadmija bi se znalo da se dogodio inverzni beta raspad. Mjerenja su dala rezultat udarnog presjeka ( ) što se slagalo i s predviđenom vrijednosti. Frederick Reines je godine dobio Nobelovu nagradu za fiziku za pokuse kojima je opazio neutrino Solarni neutrino Veliki spoznajni napredak dogodio se godine. Pri pp lančanoj reakciji koja proizvodi helij, posljednji stadij je helij-4, nakon što se sudare dvije jezgre helija-3. To je Sunce činilo prethodnih 5 milijardi godina, tako da je velika količina helija-4 već prisutna unutar Sunca. No može se dogoditi da će se katkad susresti helij-3 i helij-4 i stvoriti berilij-7. Bethe je shvatio da bi se berilij tako mogao stvarati ali veoma rijetko. No na jednom sastanku Američkog Fizikalnog Društva objavljena je vijest da je proizvodnja berilija tisuću puta lakša nego što se do tada mislilo, što je ujedno značilo da bi se fuzija u Suncu odvijala također tisuću puta češće. XIII

14 Slika 3. Proton-proton 2 lančana reakcija i nastanak berilija-7 [3] Willy Fowler, jedan od tadašnjih vodećih astrofizičara shvatio je kako se Sunčev berilij-7 mogao sudariti sa solarnim protonima i stvoriti bor-8. Pri tome, kao posljedica fuzije emitirao bi se neutrino s energijom iznad granice potrebne za detekciju pomoću klornog detektora. Novi podaci su bili od velike pomoći Davisu, situacija je metaforički bila usporediva s pokušajem utvrđivanja kiši li dok se stoji ispod vodopada. XIV

15 Prvi rezultati o solarnim neutrinima godine, John Bahcall i Raymond Davis su došli do izračuna koji su im omogućili da teoretski ocjene kakva će im biti očitanja pokusnih uređaja. Došli su do broja od 400 tisuća litara klorne otopine koja bi im zauzvrat uhvatila samo jedan neutrino na dan, a da bi se eliminirala pogreška i vanjski utjecaji sam mjerni uređaj i cisterna koja sadrži otopinu bi trebala biti na oko 1200 metara dubine ispod površine Zemlje. L. M. Lederman, M. Schwartz, J. Steinberger su godine pokazali da postoji novi tip neutrina, mionski neutrino u eksperimentu s neutrinima iz akceleratora zbog čega su godine dobili i Nobelovu nagradu godine, 2 godine nakon što je Davis započeo novi eksperiment hvatanja solarnih neutrina, objavio je rezultate mjerenja koji su bili 3 SNU. SNU ili solar neutrino unit je jedinica protoka solarnih neutrina, jednaka je protoku neutrina koji proizvodi ulova po atomu u sekundi. Veoma je prikladna jer se radi o veoma malenom broju. No ti rezultati i dalje nisu bili opće prihvaćeni i postojala je i dalje velika sumnja u točnost podataka unatoč rigorozno provedenim mjerenjima i uvjetima u kojima su se odvijala. Nažalost, u prilog nije išla ni činjenica da je u cijelom svijetu u periodu od godine samo projekt Raya Davisa bio jedini koji je provodio mjerenja. XV

16 Slika 4. Cisterna s klorom za Davisov eksperiment, godina, Homestake Mine [4] Prilagodbe za nova mjerenja Kasnije su Davis i Bahcall pokušali pristupiti problemu s druge strane. Neutrini proizvedeni CNO reakcijama su činili manji dio ukupno izračenih neutrina sa Sunca i imali su veću energiju koju se moglo lakše izmjeriti i uočiti. No, ako bi se napravio eksperiment u kojem bi se hvatali neutrini proizvedeni pp reakcijama u Suncu, sam obujam mjerenja bi se povećao i bilo bi više rezultata zbog same količine neutrina nastalih tom reakcijom. Eksperiment koji bi to omogućio koristio bi galij umjesto klora. Najveći problem takvog pokusa bi bio to što bi za izvođenje takvog eksperimenta bilo potrebna količina galija koja se dobije trogodišnjom svjetskom proizvodnjom. No teoretski od 8 SNU koji se teoretski dobiju od eksperimenta s klorom, eksperiment s galijem bi dosegao brojku od 74 SNU, a sam instrument koji bi koristili imao bi osjetljivost od oko 50 SNU efektivno. XVI

17 2.3. NOVI PROJEKTI I MODERNI RAZVOJ EKSPERIMENATA I TEORIJE GALLEX i SAGE projekti Prvi od eksperimenata koji su koristili galij je bio GALLEX (GALLium Experiment) koji je okupljao europske znanstvenike i nalazio se ispod Gran Sasso planine u centralnoj Italiji. Oko godine napravljena je rusko-američka suradnja u pokusu za koji je osigurano oko 60 tona galija i projekt je dobio ime SAGE (Soviet American Gallium Experiment). Na taj način postavljena su dva velika projekta koji je od godine davao rezultate. U međuvremenu, novi način opažanja solarnih neutrina je stvoren i koji će ujedno utjecati na stvaranje nove grane znanosti, neutrinske astronomije Neutrinografija Sunca Dok su Davis i Bahcall na jedan način mjerili solarne neutrine, znanstvenici u Kamioka rudniku u Japanu i znanstvenici IMB (Irvine-Michigan-Brookhaven) eksperimenta ispod Lake Eric su otkrili drugi način. Oba eksperimenta su tražili znakove raspada protona, jer neke teorije koje su pokušavale ujediniti temeljne sile prirode spominjale su da bi se to trebalo katkad dogoditi. Kako bi imali ikakve šanse pri detekciji te rijetke pojave, sagradili su velike cisterne napunjene s ultra pročišćenom vodom koja je okružena s tisućama fotomultiplikacijskih cijevi ili PMT-a čija je uloga bila uhvatiti sve čestice proizvedene kada bi se protoni raspali. PMT-ovi su se ponašali kao inverz žarulje. Kada bi svjetlo ušlo u PMT, njegova energija bi se pretvorila u električnu struju, koja bi se dalje slala u računalo na obradu. Ako su cisterne duboko ispod zemlje, pitanje je bilo odakle bi dolazila svjetlost potrebna za mjerenja. Odgovor je bio u česticama koje bi proletile kroz vodu brzinama većim od brzine svjetlosti. Naravno, čestice se ne mogu gibati brzinama većim od brzine svjetlosti no nabijene čestice poput elektrona mogu se gibati u vakuumu, te u tvarnim sredinama, primjerice u vodi brže od svjetlosti što se naziva Čerenkov učinak. Kada se to dogodi, dođe do pojavljivanja svjetlosnog analoga probijanja zvučnog zida i stvara se konus blijedo plavog svjetla iz putanje, što je ujedno poznato kao Čerenkovljevo zračenje. Kada se taj konus sudari sa zidovima cisterne, PMT-ovi to detektiraju. Računala naprave rekonstrukciju iz koje se napravi rekonstrukcija oblika i veličine prstena konusa, iz čega se nadalje može doći do XVII

18 energije i smjera čestice. Kasnije se došlo do zaključka da ako se protoni uopće raspadaju da je taj fenomen toliko rijedak da je skoro neopaziv. Tako, znanstvenici koji su se time bavili mogli su se jedino okrenuti istraživanju neželjene pozadine koja je ometala mjerenja iz prethodnih eksperimenata s protonima, a to su bili neutrini. U skladu s time Kamioka tim je rekalibrirao uređaje kako bi mogli biti osjetljivi na nisko energijske neutrine. Neutrini iz bor-8 reakcije u Suncu su prikladno imali dovoljno energije da se sudare s elektronima u vodi. Tako pomoću tih nabijenih elektrona, moglo se iz sudara doći i do podataka o energiji i smjeru dolaska neutrina koji su sudjelovali u sudaru. Na taj način ujedno se moglo potvrditi da su neutrini čiji su sudari izmjereni dolazili od Sunca a ne od nekog drugog izvora. Na neki način sustav koji su sagradili bio je neutrinski teleskop. Do godine je nadogradnja detektora u svrhu istraživanja neutrina bila konačna i pušten je u pogon Kamiokande detektor u Kamioka rudniku. Godine uočena je supernova iz Velikog Magellanovog Oblaka, satelitske galaksije naše Mliječne Staze u južnom nebu. To je do tada bio jedini put da je zabilježen takav događaj pomoću neutrino detektora. No i dalje, unatoč velikom napretku, ni Kamiokande nije mogao objasniti zašto su dobivali samo polovicu neutrina od teoretski predviđenog broja što se dogodilo i u Davisovim mjerenjima. Te nedostatke su trebali upotpuniti prethodno spomenuti SAGE i GALLEX. No u mjerenjima od do godine došlo se do sličnog zaključka kako postoji nedostatak od otprilike 40-50% u količini izmjerenih neutrina i to pri svim energijama. Rezultati mjerenja su bili 77.5 SNU, odnosno 0.75 raspada dnevno godine, Kamiokande je nadograđen s deset puta više vode i PMT-a nego prije i odlučeno se posvetiti rješenju problema koji je već desecima godina mučio sve timove koji su se bavili proučavanjem neutrina. Prvi preliminarni rezultati mjerenja protoka neutrina nakon nadogradnje za neutrine u rasponu 6.5 do 7 MeV su iznosili (2.55 ± 0.12) 10 6 neutrina po kvadratnom centimetru, dok je standardni solarni model predviđao neutrina po kvadratnom centimetru. XVIII

19 O atmosferskim neutrinima Postoje dvije temeljne razlike između neutrina koji su potekli od kozmičkog zračenja koje se sudara s atmosferom i onih koji potječu iz Sunca. Prije svega atmosferski neutrini imaju energije desetke pa do nekoliko stotina puta veće nego solarni neutrini. Nadalje, dok Sunce proizvodi elektronske neutrine v e, atmosferski su najviše mionski neutrini v μ. Eksperimenti tijekom mnogih godina u laboratorijima poput CERN-a su pokazali kako se kozmičke čestice ponašaju i utvrdili su kako se neutrinski sadržaj sudara kozmičkih zraka s atmosferom sastoji od jednog elektronskog neutrina za svaka dva mion neutrina, od kojih je jedan antineutrino. Sredinom 1980-ih godina bilo je nagovještaja u Kamiokande kompleksu kako je omjer mionskih i elektronskih neutrina bliži jedinici nego omjeru 2:1. Taj problem je postao poznat kao anomalija atmosferskih neutrina. Tako su počele rasti sumnje, kako astrofizičari nisu krivo radili izračune i modele pojava vezanih za neutrine već da su sami neutrini bili uzroci anomalija u Davisovim eksperimentima. Konačno se došlo do zaključka kako je broj mionskih i elektronskih neutrina postao usporediv jer su mionski neutrini nestajali. Podaci su također pokazali kako je taj broj nestalih neutrina veći za one koji su dolazili kroz Zemlju nego one koji su porijeklom izvan. Što je SuperKamiokande više podataka skupio sve je očiglednije postajalo kako kozmičke zrake stvaraju mionske i elektronske neutrine u omjeru 2:1 ali što dalje bi mionski neutrini putovali postajalo je vjerojatnije da bi i nestajali. Postavilo se pitanje, da li se solarni neutrino tijekom svog puta od oko 150 milijuna kilometara uspio nekako pretvoriti u mionski neutrino? Kvantna mehanika i neutrino U kvantnoj mehanici, određenost je zamijenjena vjerojatnošću. Valna duljina ovisi o brzini i masi čestice. Na taj način valovi od dvije čestice koje imaju istu energiju ali neznatno različite mase će imati neznatno različite i valne duljine. Zakoni kvantne mehanike još dopuštaju XIX

20 elektronskom neutrinu kojeg proizvede Sunce da bude hibrid neutrina s dvama različitim masama. Efektivno, u pitanju su dva vala, različitih valnih duljina koji interferiraju tijekom svog puta. Tako će oblik vala polagano oscilirati i biti poput mješavine elektronskog neutrina i mionskog neutrina. Kada se nešto poput atoma klora u cisterni 1400 metara ispod Dakote nađe na putu, valno stanje se uruši ili u elektronski ili u mionski neutrino. Nemoguće je znati koji od dvije vrste neutrina će se pojaviti, sve što kvantna teorija daje jest vjerojatnost pronalaženja jednog ili drugog. Prema izvornoj teoriji Pontecorva, elektronski neutrini koji su stvoreni u centru Sunca mogli bi se pretvoriti u mionske ili čak tau neutrine, no teorija je bila dugo ignorirana. Mišljenja su se počela mijenjati kada su tri znanstvenika otkrili nove implikacije oscilacijske teorije. Teorija je postala poznata kao MSW efekt, prema njihovim inicijalima, S. Mikheyev i A. Smirnov i L. Wolfenstein. Shvatili su da na neutrine koji prolaze kroz slojeve Sunca može utjecati materija i povećati vjerojatnost da osciliraju ali pod uvjetom da su im mase u određenom rasponu. Nažalost, zbog složenosti teorije, ona je uzeta u obzir tek oko godine i pravu potporu je dobila godine rezultatima iz SuperKamiokande. Godine objavljeno je da količina nestalih neutrina nije samo ovisila o udaljenosti koju prijeđu nego i o energiji atmosferskih neutrina SNO Sudbury Neutrino Observatory (SNO) u Kanadi je osmišljen samo sa svrhom da se problem solarnih neutrina konačno riješi i samim time pokaže jesu li se Sunčevi neutrini putem do Zemlje transformirali u one mionskog ili tau tipa. Početni rezultati dobiveni godine su bili obećavajući i bili su usporedivi s onima iz SuperKamiokande opservatorija, dobiven je broj od oko 1.75 milijuna elektronskih neutrina po kvadratnom centimetru u sekundi. Ukupni broj svih tipova neutrina je dosegao čak 5.21 milijuna neutrina po kvadratnom centimetru u sekundi što se ujedno slagalo s Bahcallovim izračunima. Tako je nedostatak neutrina do godine potvrđen s 4 različita eksperimenta što je davalo dodatni kredibilitet dosadašnjem radu. Konačni zaključak je bio da neutrini na putu od Sunca do Zemlje nisu nestajali, nego su se uistinu pretvarali u jedan od tri moguća tipa od kojih su neki bili teži za uočiti i stvarali probleme u mjerenjima. To je ujedno značilo da je Davis 30 godina ispravno mjerio broj solarnih neutrina koji su dolazili do Zemlje i to samo one elektronske neutrine koji bi stigli do mjernih aparata. XX

21 3. ZAKLJUČAK Otprilike osam desetljeća od teorijske pretpostavke postojanja neutrina do danas, mnogo se otkrilo o njima. U ovom radu smo pratili neke osnovne događaje koji su doprinijeli povijesti neutrina. Postojale su mnoge predrasude i kriva mišljenja koji su dodatno otežavali financiranje i istraživanja neutrina, kao primjer se može uzeti period između 30- ih i 40-ih godina prethodnog stoljeća kada se vjerovalo da se neutrino ne može detektirati ili pak period između 50-ih i 60-ih godina kada je vladalo mišljenje da neutrino nema masu, no sada se zna da neutrino ima masu i još danas se rade eksperimenti kako bi se točno utvrdila masa svakog tipa neutrina i svake godine ostvaruju se nove spoznaje na tom području. Interes i razvoj neutrinske astronomije se razvio zbog činjenice da neutrino slabo međudjeluje s materijom, što omogućuje da posluži kao sonda u prostore gdje ostale vrste zračenja nemaju mogućnost nesmetanog prolaska. Otkriće neutrinskih oscilacija je novi korak koji će omogućiti bolje raspoznavanje raznih neutrina i njihovih razlika u masama koje su teško mjerljive. Priči o neutrinu se još ne nazire kraj, svako novo otkriće predstavlja početak za sljedeće istraživanje u gotovo stoljetnom nizu. XXI

22 4. PRILOG Tablica neutrina i njihovih osobina Ime čestice Oznaka Antičestica Spin Masa mirovanja B L e L μ L τ S (MeV/c 2 ) 1 Elektronski neutrino ½ 0 (<7x10-6 ) Mionski neutrino ½ 0 (<0.27) Tau neutrino ½ 0 (<31) Radi razumijevanja 1 MeV/c 2 = 1.79 x kg XXII

23 5. LITERATURA 1. Close F. (2010.), Neutrino, Oxford University Press Inc., New York 2. preuzeto dana preuzeto dana preuzeto dana Bilenky S. M. (2012.), Neutrino. History of a unique particle, Joint Institute for Nuclear Research, Dubna, R , Russia. URL: 6. Giancoli C. D. (2005.), Physics: principles with applications, 6th edition, Addison- Wesley, Boston 7. Conner Z., Solar neutrino resulsts from Super-Kamiokande, Department of Physics, University of Maryland, College Park, MD USA, članak preuzet s URL: XXIII

24 6. ŽIVOTOPIS Arijan Aleksić rođen je godine u Zagrebu, Republika Hrvatska. Pohađao je Prirodoslovno-matematičku gimnaziju u Osijeku, klasa 2006./2010. Nakon završene srednje škole, upisao je preddiplomski studij fizike na Odjelu za fiziku, Sveučilišta Josipa Jurja Strossmayera u Osijeku, gdje trenutno studira. XXIV