Znam čitati i razmišljati,a ne samo prihvatati svete krave tzv naučnih autoriteta baziranih na evoluciji.
Onaj tko zaista traga za istinom,proučiće sve strane.
Neutrini ovdje nisu toliko bitni,ima ih i kakvi su,manje više...Problem jeste forsiranje teorije koja bi potvrđivala starost sunca-univerzuma na temeljima evolucije,znači milijarde godine.Bitno je da se izbaci Stvoritelj iz bilo koje jednadžbe...
Obratite pažnju na ovo podvučeno-kad je zafalilo neutrina,smišljeno je novo rješenje-oscilacije (da neutrino, zbog nekih implikacija kvantne mehanike, ima sposobnost da oscilira između svoja tri različita oblika. Ovo znači da bi e-neutrino oslobođen iz Sunca mogao da postane mu- ili tau- neutrino prije nego što stigne do Zemlje):
Konačno rješenje je postignuto 2002. godine, kada su naučnici iz Sadburi Neutrino Opservatorije u Kanadi eksperimentalno potvrdili oscilacije neutrina i izmjerili fluks neutrina iz Sunca. Pokazalo se da su oko 35% neutrina koji dolaze iz Sunca e-neutrini, dok su ostali u mu- ili tau- obliku. Drugim riječima, Sunce kroz fuziju oslobađa tačno predviđenu količinu e-neutrina, ali najveći dio njih mijenja oblik tokom prelaza između Sunca i Zemlje. Kada su naučnici prvi put mjerili količinu neutrina iz Sunca, mjerili su samo e-neutrine, kojih nije bilo dovoljno...
1. Uvod
Neutrini su neutralni leptoni, po jedan iz svake od tri familije leptona. Trima nabijenim leptonima, e-, μ-, τ-, pridruženi su odgovarajući neutrini: νe, νμ, ντ. Neutrini se emitiraju u različitim nuklearnim reakcijama ili procesima radioaktivnog raspada, a vrlo rijetko se opaža njihova interakcija s ostalom tvari.
Fuzijske reakcije u Sunčevoj jezgri stvaraju velik tok neutrina, i to isključivo elektronskih neutrina. Neutrini su važni za proučavanje Sunca jer su jedina znana vrsta čestica koja može pobjeći iz njegove unutrašnjosti bez značajnije interakcije s ostalom tvari i donijeti nam podatke o unutrašnjosti naše zvijezde. Ta je mogućnost uočena vrlo rano, ali eksperimentalne teškoće su odgodile potragu za neutrinima sve do prve polovice šezdesetih godina 20. stoljeća. John Bahcall je 1964. predvidio neutrinski tok Sunca, a Raymond Davis 1964. predložio pokus. Međutim, kad su 1968. stigli prvi rezultati Davisovog istraživanja, nisu se slagali s teorijskim modelom Bahcalla. Izmjereni tok Sunčevih neutrina dva je do tri puta manji od polovice očekivanih vrijednosti, što su potvrdili i moderni eksperimentatori.
Uzrok nedostatka neutrina nije dovoljno dobro razjašnjen.
Moguće je da je model Sunca koji je trenutno prihvaćen ne opisuje na zadovoljavajuć način procese koji se odvijaju unutar naše matične zvijezde. Također je moguće da je naše razumijevanje fizike elementarnih čestica nedostatno za objašnjavanje relevantnih procesa u Suncu, ili da su eksperimenti pogriješili. To je osnova neutrinskog problema.2. O stvaranju neutrina u Suncu
Danas je općenito prihvaćen model Sunca u kojem ono dobiva energiju termonuklearnom fuzijom u svom središtu, temperatura kojeg je reda veličine 107K. Snaga Sunčevog zračenja je otprilike 4•1026W. Neutrini bi u njemu trebali nastajati brzinom od 2•1038 neutrina•s-1, što odgovara toku kroz Zemlju od 6,5•1014 neutrina•m-2s-1.
Najvažniji fuzijski proces u Sunčevoj jezgri je reakcija proton-proton u kojoj dva protona (vodikove jezgre) daju jezgru deuterija te otpuštaju pozitron i elektronski neutrino2:
1H + 1H → 2H + e+ + νe
1H + 2H → 3He + γ (1)
3He + 3He → 4He + 1H + 1H
Dobiveni neutrino odlazi sa Sunca brzinom bliskoj brzini svjetlosti, dok anihilacijom dobivenog pozitrona elektronom nastaje visokoenergetski gama-foton. Daljnjim stapanjem dobivene jezgre deuterija s protonom nastaje jezgra helija-3, koja fuzijom s drugom jezgrom helija-3 daje jezgru helija-4 uz gama zračenje. Ukupno gledano, četiri protona i dva elektrona na kraju daju jednu stabilnu jezgru helija uz emisiju pet gama-fotona i dva neutrina. Energija neutrina dobivenog pp-fuzijom je oko 0,42MeV, što je vrlo niska vrijednost.
Sljedeći proces koji u Suncu stvara niskoenergetske neutrine je:
e- + 7Be → 7Li + νe (2)
Nastali neutrini imaju energije do 0,86MeV.
Postoje i sporedni fuzijski procesi i nuklearni raspadi koji stvaraju visokoenergetske neutrine u Suncu. Jedan od važnijih je CNO-ciklus, gdje ugljik, kisik ili dušik kataliziraju fuziju vodika u helij. CNO-ciklus daje tek neznatan doprinos stvaranju energije u Suncu, ali se predviđa da je najzastupljeniji fuzijski lanac u većim zvijezdama. CNO-neutrini imaju tri do četiri puta veću energiju od pp-neutrina. Za stvaranje solarnih neutrina odgovoran je i raspad bora, a tako nastali neutrini imaju energiju i do 15MeV:
8B → 8Be + e+ + νe (3)
Ako je standardni solarni model točan, Sunce emitira veliku većinu neutrina na relativno niskim energijama: 91% nastaje u (1), 7% u (2), a tek 0,01% u (3) 1.
3. Eksperimentalno određivanje neutrinskog toka
Neutrine se veoma teško detektira i mjeri (na kraju krajeva, uvedeni su kao tajnovite i neuhvatljive čestice odgovorne za nestanak energije kod beta-raspada). Jedini način da ih se otkrije je pomoću njihovih povremenih interakcija s tvari kraj/kroz koju prolaze. No, vjerojatnost takve interakcije je vrlo niska, gotovo svi neutrini prolaze kroz tvar kao da je nema.
Neke od mogućih interakcija neutrina s ostalom materijom su6:
• Izbijanje elektrona iz elektronskog omotača atoma. Potrebna energija neutrina je nekoliko MeV-a.
• Odbijanje neutrina od jezgre. Može se detektirati samo ako razbije jezgru, ali potrebne su energije neutrina od nekoliko stotina MeV-a. Sunčevi neutrini namju takve energije, pa ovaj proces nije bitan za naše razmatranje.
• Interakcija s elektronom ili jezgrom te pretvorba neutrina u odgovarajući nabijeni lepton (elektron, mion, or taon). Nabijene leptone jednostavno se detektira, ali neutrino mora nositi dovoljno energije za njihovo stvaranje. Sunčevi neutrini je imaju dovoljno za stvaranje elektrona, ali ne i miona ili tau-čestice.
• Obrnuti beta-raspad nukleona u jezgri. Za razliku od prethodnih interakcija, u ovu može stupiti samo elektronski, a ne i mionski ili taonski neutrino. Dobivena jezgra može se lako izolirati kemijskim postupkom iz početnog sredstva. Potrebna energija neutrina varira ovisno o jezgri, a Sunčev neutrino može uzrokovati ovaj proces kod klora i galija.
Jedinica kojom se mjeri interakcija je SNU (Solar Neutrino Unit), a odgovara jednoj interakciji po sekundi po 1036 atoma.
3.1. Davisov pokus s atomima klora
Prvi eksperiment sa Sunčevim neutrinima, kao što je spomenuto, započeo je znanstveni tim Raymonda Davisa 1964. godine. Temeljio se na obrnutom beta-raspadu atoma klora u argon:
νe + 37Cl → e- + 37Ar (4)
Uređaj se sastojao od bazena s 600 tona tetrakloretena (C2Cl4). Da bi se smanjio utjecaj kozmičkih zraka, uređaj je smješten u rudniku u Homestakeu, u Južnoj Dakoti, SAD. Klor je vrlo pogodan za takav pokus jeftin je, a dobiveni argon može se izdvojiti iz smjese i vrlo precizno odrediti mu broj atoma. Da bi došlo do reverznog beta-raspada klora, neutrino treba imati mnogo veću energiju nego što je ima onaj iz primarnog pp-fuzijskog lanca u Suncu. Davisov je pokus tako imao prag od 0,814MeV, tj. detektirao je Sunčeve neutrine iz raspada bora i berilija, te iz CNO-ciklusa. Do 1995. mjereni tok neutrina2 iznosio je 2,56±0,16SNU, a teorija predviđa 7,7±1,3SNU. Teorijsko predviđanje stupnja proizvodnje visokoenergetskih neutrina u Suncu je vrlo osjetljivo na promjenu nekih parametara u standardnom solarnom modelu, pa se ovaj rezultat tada uzimao s rezervom.
3.2. Pokusi s galijem – GALLEX i SAGE
Stupanj nastajanja niskoenergetskih neutrina određen je Sunčevim luminozitetom i neosjetljiv je na manje promjene u Sunčevom modelu. 1990. i 1991. pokrenuta su dva galijska radiokemijska detektora, SAGE (pokrenut 1990., planirano sakupljanje podataka do 2006.) i GALLEX (1991.-1996.), radi otkrivanja niskoenergetskih neutrina3. Oba koriste sljedeću reakciju:
νe + 71Ga → 71Ge + e- (5)
SAGE je smješten pod zemljom u Kavkazu i kao metu koristi čisti metalni galij-71, dok talijanski podzemni GALLEX upotrebljava otopljeni galij1. Nestabilni atomi germanija-71 detektiraju se njihovim raspadom natrag u atome galija-71. Energetski prag oba pokusa je 0,233MeV, što je dovoljno za detekciju neutrina iz primarnih fuzijskih lanaca Sunca i raspada berilija-7.
Teorijski je predviđeno 1299 SNU. No, dobivene vrijednosti, 757SNU (SAGE) i 78SNU (GALLEX) opet pokazuju značajno odstupanje2. Oba su eksperimenta baždarena zemaljskim izvorom elektronskih neutrina, pa je sistematska pogreška slabo vjerojatna.
3.3. Super-Kamikande
Nedostatak Sunčevih neutrina potvrdio je i noviji japanski detektor, Super Kamiokande (1996.- ). Super Kamiokande je nadogradnja starijeg uređaja izvorno izgrađenog za proučavanje raspada nukleona, Kamiokande (Kamioka Nucleon Decay Experiment). Smješten je u rudniku cinka, 1km pod zemljom, u Kamioki u Japanu3. Radi na principu detekcije Cerenkovljevog zračenja u bazenu vode koje nastaje kad upadni visokoenergetski neutrino izbije elektron iz molekule vode (Cerenkovljev efekt je zračenje koje nastaje kad se nabijena čestica kreće kroz sredstvo brže od brzine svjetlosti u tom sredstvu). Voda se nalazi u podzemnom bazenu volumena 50000m3. Detektor pomoću oko 13000 fotomultiplikatorskih cijevi raspoznaje intenzitet i smjer Cerenkovljevog zračenja4. Energetski prag detekcije neutrina je visok, 5,5MeV, pa Super K otkriva tek visokoenergetske neutrine1 iz sporednih fuzijskih lanaca ili raspada bora-8. Dobiveni podaci su daju iznos i smjer impulsa odbijenog elektrona i upadnog neutrina. Time se može razlučiti jesu li praćene interakcije vezane uz promatranje Sunca, kozmičko zračenje koje nailazi na Zemljinu atmosferu, ili uz zemaljske izvore neutrina. Super K omogućuje praćenje razlike neutrinskog toka danju i noću, te razlikovanje energija upadnih neutrina. Uz određene teškoće i u posebnim uvjetima rada moguće je razlučivanje νe-događaja od νμ-događaja.
Ukupni zabilježen fluks neutrina sa Sunca na pokusu Super Kamiokande iznosi oko 46% predviđenog na njegovom dijelu energetskog spektra2 – tek (2,400,03)·1010 događaja/m2 prema predviđenim (5,20,7)·1010 događaja/m2. Nisu opažene promjene toka neutrina na vremenskoj bazi, niti se spektar neutrina razlikuje od predviđenog, osim na visokim energijama.
Ukupno gledano, i ovdje postoji manjak neutrina koji je manje dramatičan nego kod Davisa, ali veći nego kod galijskih pokusa.1998. Super-K otkrio je i prve dokaze o postojanju razlike masa između elektronskog i mionskog neutrina5, a važnost te vijesti bit će objašnjena u diskusiji.
3.4. Neutrinski detektori nove generacije
Novu generaciju detektora čine Super Kamiokande u Japanu, Sudbury Neutrino Observatory (SNO) u Ontariu u Kanadi, te Borexino kraj GALLEX-a u Italy, koji sve (više-manje) funkcioniraju. Trenutno se gradi još uređaja, od kojih treba spomenuti KamLand, ICARUS, HELLAZ, LENS, SIREN, Iodine, HERON, CLEAN.
SNO3 je, kao i Super Kamiokande, “water-Cerenkov” detektor, no sadrži tešku vodu. Zbog interakcije s deuterijskim jezgrama može razlikovati e-neutrine od τ- ili μ-neutrina. Također, osjetljivost mu je veća i postići će stupanj detekcije Super Kamiokande na mnogo manjem volumenu mete. SNO je počeo sakupljati podatke u studenom 1999., ali oni još nisu objavljeni.
Borexino3 je zamišljen kao detektor toka niskoenergetskih neutrina koji potiču iz raspada berilija-7. Detektor je baziran je na tekućoj scintilacijskoj spektroskopiji, a osjetljiv je na vakuumske neutrinske oscilacije i MSW-efekt koje ćemo spomenuti kasnije. Rad na njemu još nije završen.
4. Rasprava eksperimentalnih podataka i moguća objašnjenja nedostatka neutrina sa Sunca
Problem Sunčevih neutrina ukazuje na grešku našem razumijevanju zvijezda ili Standardnom čestičnom modelu. Svi navedeni eksperimenti ukazuju na pomanjkanje neutrina.
Eksperiment s klorom ima najveće odstupanje od predviđenog rezultata, zatim Super Kamiokande, a najmanje odstupanje pokazuju pokusi s galijem. To upućuje da je opaženi deficit energetski ovisan. Nadalje, pretpostavke o raspadima i fuzijskim lanacima unutar standardnog solarnog modela se nezavisno provjeravaju, npr. helioseizmologijom. Promjene parametara u solarnom modelu neće ih bitno promijeniti sudeći po opažanjima naše matične zvijezde. Uz pretpostavku da se pp-lanac (1) slaže s predviđanjima, po GALLEX-u i SAGE-u reakcija s berilijom-7 (2) je iscrpljena. No, berilij-7 je jedini značajniji mogući izvor bora-8 na Suncu (7Be + p → 8B), što bi značilo da Super K detektira višak neutrina! 3
Zbog toga se rješenje traži u Standardnom modelu čestične fizike1. Naime, mnogi fizičari vjeruju da je u njemu previše jednostavno riješeno pitanje mase neutrina – pretpostavlja da je ona nula. No, ako neutrino zaista ima masu (a postoje neki dokazi da ima5), nazire se okvirno rješenje problema Sunčevih neutrina.
Trima nabijenim leptonima, e-, μ-, τ-, pridruženi su odgovarajući neutrini: νe, νμ, ντ. Sunce stvara samo elektronske neutrine i to je jedini “okus” neutrina na koji navedeni detektori reagiraju. U Standardnom modelu okusi neutrina su striktno očuvani. No, 1967. Bruno Pontecirvo pokazao je da ako bi postojala razlika u masi između neutrina različitih okusa, okusi bi se mogli miješati ili spontano mijenjati. Vjerojatnost te promjene varira sinusoidalno s duljinom puta – zbog toga se ovaj efekt naziva neutrinskom oscilacijom3.
e-neutrino emitiran iz Sunca mogao bi tako na putu do Zemlje promijeniti u μ- ili τ-neutrino i izbjeći detekciju. Također, Mikheyev, Smirnov i Wolfenstein 1985. pokazuju da su oscilacije značajno pojačanje prisustvom tvari kroz koju neutrino prolazi, kao naprimjer Sunčeva plazma – to je tzv. MSW efekt1. MSW-efekt je mjerljiv tako da se gledaju razlike u detektiranom broju neutrina noću i danju. Naime, noću solarni neutrini moraju proći i kroz samu Zemlju.
5. Zaključak
Prva generacija pokusa sa Sunčevim neutrinima pokazala je da je Sunčeva energija zaista vezana uz proces nuklearne fuzije u njegovom središtu.
Također su ukazali na neke zaista značajne rupe i neslaganja u tumačenju čestične fizike i unutarnjeg ustrojstva zvijezda. Uloga novih eksperimenata je utvrditi na kojim točno energijama i u kojim procesima nastajanja neutrina u Suncu zapravo leži anomalija. To će značajno unaprijediti razumijevanje evolucije zvijezda poput naše i korigirati ili potvrditi današnju verziju Standardnog modela čestične fizike.
6. Literatura
1. Martin, B. R., Shaw, G.: “Particle Physics”, 2nd Edition, John Wiley and Sons (1997), str. 64 65, 265 7
2. Peltoniemi, J.: “The Ultimate Neutrino Page – Solar Neutrino Data”,
http://cupp.oulu.fi/neutrino/nd-sol.html3. Bahcall, J. et al.: “Solar Neutrino Experiments: The Next Generation”, Physics Today br. 7 (1996.), str. 30 36
4. Fukuda et al: “Measurements of the solar neutrino flux from Super-Kamiokande's first 300 days”,
http://xxx.lanl.gov/abs/hep-ex/98050215. Službena obavijest Super-Kamiokande za medije: “Evidence for Massive Neutrinos”, 5.06.1998., Takayama, Japan
