Neutriino

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Neutriino
Rakenne Alkeishiukkanen
Perhe Fermioni
Ryhmä Leptoni
Vuorovaikutus Painovoima
Heikko vuorovaikutus[1]
Löydetty teoreettisesti 1930, Wolfgang Pauli
Löydetty 1956, Frederick Reines ja Clyde Cowan
Symboli v_e, v_{\mu}, v_{\tau}
Massa arvioitu massa 0.320 ± 0.081 eV[2][3][4]
Elinaika pysyvä[5]
Sähkövaraus 0 e[6]
Spin ½[6]
Ensimmäinen neutriinohavainto kuplakammiossa 13. marraskuuta 1970.

Neutriino on alkeishiukkanen, joka kuuluu fermioneihin, koska sen spin on ½. Neutriinon massa on hyvin pieni [7], mutta on todistettu, ettei se ole täysin massaton, kuten aiemmin luultiin. Neutriinon massaa ei ole ikinä mitattu. Neutriinoa ei saa sekoittaa neutroniin.

Löytäminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Beetahajoamisessa (-) neutroni \scriptstyle n hajoaa protoniksi \scriptstyle p, elektroniksi \scriptstyle e ja antineutriinoksi \scriptstyle \bar{\nu}:

n \rightarrow p + e + \bar{\nu}.

Ennen neutriinon löytämistä näytti siis siltä, että beetahajoamisessa neutroni hajoaa vain protoniksi ja elektroniksi \scriptstyle n \rightarrow p + e . 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,[8] mikä mahdollisti elektronin jatkuvan energiaspektrin. Tätä hiukkasta kutsutaan nykyään neutriinoksi.

Kauan vaikutti kuitenkin siltä, ettei tätä "haamuhiukkasta" koskaan saada todennettua, mutta sitten huomattiin ydinreaktorista 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.[9][10] Tästä havainnosta Reinesille myönnettiin Nobelin fysiikanpalkinto vuonna 1995.[11]

Neutriinot tulevat esiin valtavien klooripitoisten pesuainemäärien avulla, joissa silloin tällöin muuttuu klooriatomi neutriinon vaikutuksesta argonatomiksi. Nämä argonatomit voidaan kaapata talteen atomi atomilta. "Saalis" on tyypillisesti yksi argonatomi päivässä suuresta tankista seulottuna.

Myöhemmin huomattiin neutriinoja olevan kolmea eri tyyppiä (eli makua): elektronin neutriinoita, myonin neutriinoita ja taun neutriinoita.

Havaitseminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Käytännössä neutriinot havaitaan laboratoriossa suurilla laitteilla tai suurilla neutriinovirroilla, joita saadaan ydinvoimaloista ja hiukkaskiihdyttimillä.

Neutriinot ovat erittäin läpitunkevia mutta vaarattomia alkeishiukkasia. Niillä ei ole sähkövarausta, joten niihin ei voida vaikuttaa magneetti- tai sähkökentillä ja painovoimankin vaikutus on mitätön. Koska neutriino tuntee vain heikon vuorovaikutuksen, neutriinot läpäisevät melkein kaiken materian. On arvioitu, että vasta valovuoden paksuinen lyijyseinä kykenisi pysäyttämään puolet läpikulkevista neutriinoista. Neutriinoa ei voida havaita suoraan, mutta siitä voidaan tehdä havaintoja tutkimalla sen aiheuttamassa reaktiossa syntyneitä hiukkasia.[12]

Yksi keino havaita neutriinoita on tutkia sen aiheuttamaa heikkoa vuorovaikutusta. Neutriinot vuorovaikuttavat materian kanssa 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 välittäjähiukkasena 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 säteilyä, joka voidaan havaita.[13] Tällaista menetelmää käyttää japanilainen Super Kamiokande -ilmaisin, joka koostuu vesitankista ja valomonistinputkista.

Auringon neutriinomysteeri[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Auringossa pitäisi fuusioreaktiossa syntyä tietty määrä neutriinoja, mutta pitkän aikaa neutriinoilmaisimet havaitsivat vain murto-osan (1/4–1/3) odotetusta määrästä. Japanilaisten Tšerenkovin säteilyyn perustuvalla vesitäytteisellä Kamiokande-ilmaisimella tehdyissä mittauksissa saatiin neutriinovuoksi puolet odotetusta.[14]

Kanadalaiset ja monet muut rakensivat taas uudentyyppisen ilmaisimen joka perustuu gallium-germanium-kokeisiin. Neutriino muuttaa harvakseltaan gallium-atomin germanium-atomiksi. Tälläkin menetelmällä havaittiin puolet odotetusta neutriinomäärästä.

Neutriino-oskillaatiomalli[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Nyt oli tullut selväksi, että joko Auringon malli tai neutriinomallin oletus on väärä. Arveltiin, että neutriino vaihtaa tyyppiään matkalla Auringosta Maahan, esimerkiksi siten, että elektronin neutriino muuttuu taun neutriinoksi. Tällöin ainoastaan elektronin neutriinot havaitseva kammio ei havaitse odotettua määrää neutriinoita tämän neutriino-oskillaatioksi kutsutun ilmiön takia.

Tässä mallissa eivät neutriinojen makutilat ole toisistaan riippumattomia, vaan ovat kombinaatioita massatiloista. Tällöin neutriinojen makutilat esiintyvät havaintohetkellä tiettynä kombinaationa. Matemaattisesti voidaan makutilat esittää massatilojen kombinaationa

\nu_{\alpha}=\sum_iU_{\alpha i}\nu_i,

missä massatilaan viittaa \scriptstyle i=1,2,3 ja makutilaan \scriptstyle \alpha=e,\mu,\tau. Myöhemmin on makutilan paikka

\nu_{\alpha}(x)=\sum_je^{-iE_jx}U_{\alpha i}\nu_i(0)

(?)Laskemalla neutriinomaun selviämistodennäköisyyttä, massatilojen neliöidyllä massaerot voidaan saada laskuilla ja kokeilla selvillä, joka antaa haastetta neutriinon massan määrittämiselle. Neutriinon massoille voidaan kuitenkin asettaa ylärajat.

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 vastaavanlainen ilmiö materiassa, jolloin elektronin neutriinojen massatilat sijaitsevat ylempänä myy- ja tau-neutriinoihin verrattuna. Olennaisin asia neutriinofysiikassa on selvittää tämä potentiaalin aiheuttama muutos neutriinon aaltofunktioon ja siten myös neutriinomaun selviämistodennäköisyyteen sen läpäistessä tutkittavan alueen. Neutriinoiden aika- ja paikkakehityksen määrää niiden liikeyhtälö

i\frac{d}{dt}\nu=H\nu

missä \scriptstyle H on 3x3 hamiltonin operaattori ja \scriptstyle \nu neutriinon aaltofunktio.

SNO ratkaisee neutriinomysteerion[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Seuraavaksi kanadalaiset rakensivat SNO:n (Sudbury Neutrino Observatory), jonka tarkoitus oli ratkaista Auringon neutriinomysteeri.[15] SNO on optinen neutriinoteleskooppi, jonka suuressa kammiossa on tuhansia tonneja erittäin puhdasta raskasta vettä. Raskaan veden deuterium-atomit (1 protoni, 1 neutroni) reagoivat kaikkiin kolmeen neutriinolajiin. SNO havaitsee neutriinoita kahdella eri tavalla. Ilmaisimessa elektronin neutriino voi muuttua elektroniksi ja muuttaa neutronin protoniksi, eli tämän reaktion tuloksena on elektroni ja kaksi protonia. Sen sijaan myonin, taun sekä myös elektronin neutriinot voivat potkaista deuterium-atomista protonin ja neutronin pois. Vertailemalla kahden eri tapahtuman lukumääriä SNO kykenee mittaamaan kunkin neutriinolajin vuon. Idean keksi Herb Chen.[15]

Vuonna 2002 raportoitiin, että SNO-kokeen tuloksien perusteella on 99,999 prosentin varmaa, että neutriino vaihtaa lajiaan matkallaan Maahan.[15]

Tämän jälkeen kanadalaiset lisäsivät säiliöön kaksi tonnia ruokasuolaa, joka herkisti koekammion kolme kertaa herkemmäksi myonin ja taun neutriinoille. Uusimmat vuoden 2004 tulokset kertovat, että Auringosta saapuvista elektronin neutriinoista kaksi kolmasosaa muuttaa tyyppiään myonin ja taun neutriinoiksi.

Ominaisuudet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Massa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

SNO:n tulokset osoittivat että neutriinoilla on massa, joka muodostaa lukumäärän huomioon ottaen merkittävän osuuden maailmankaikkeuden massasta. Jo tätä ennen neutriinojen kriittiseksi massaksi oli arvioitu 50 elektronivolttia, sillä tätä suuremmilla massoilla maailmankaikkeus olisi jo romahtanut kasaan painovoimansa vaikutuksesta. Kosmologisten havaintojen ja laboratoriomittausten avulla massa-arvio on tarkentunut muutaman elektronivoltin tai sen murto-osan tienoille. Vuonna 2012 käynnistyvä KATRIN-testilaitteisto pyrkii selvittämään neutriinon massan tehden mittauksia väliltä 0,2–2 elektronivolttia.[16]

Nopeus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Euroopan hiukkasfysiikan tutkimuskeskuksessa CERNissä kerättiin vuosina 2009, 2010 ja 2011 tietoa neutriinojen nopeudesta, joka tulosten perusteella vaikutti olevan valon nopeutta suurempi. Koetuloksien todettiin myöhemmin johtuneen laitteistoviasta.[17] Kokeessa Sveitsistä lähetettiin myonin neutriinoja kohti 730 kilometrin päässä sijaitsevaa italialaista Gran Sasso Laboratory -asemaa, jossa OPERA-ilmaisin havaitsi neutriinot. Laskelmien mukaan neutriinot saapuivat OPERA-ilmaisimeen yli 60 nanosekuntia aiemmin kuin mitä valo olisi kulkenut saman matkan tyhjiössä. Tämä tarkoittaisi neutriinojen nopeuden olleen noin \scriptstyle 2,48 \cdot 10^{-5} c (noin 7,44 km/s) suurempi kuin valonnopeus.[18][19]

OPERA:n tutkimusryhmä kuitenkin havaitsi pari koetuloksiin vaikuttavaa mahdollista virhetekijää. Ensimmäinen ongelma löytyi ajanmääritysoskillaattorissa liittyen GPS-laitteen synkronointiin. Ajanmääritysongelma voi lisätä neutriinojen havaittavaa matka-aikaa vähentäen ilmiötä valoa nopeammista neutriinoista. Toinen ongelma oli, että GPS-vastaanottimen ja koelaitteen kellon välinen kaapeli ei ollut kunnolla kiinnitetty. Tutkimusryhmän mukaan kaapeliongelma aiheutti sen, että neutriinoiden nopeus mitattiin luonnottoman suureksi.[20] Koe toistettiin löysällä olleen tietoliikennekaapelin kiristämisen jälkeen ja neutriinoiden todettiin kulkevan valoa hitaammin.[17]

Kirjallisuutta[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Maalampi, Jukka (toim.): Minne menet, maailmankaikkeus?: Kirjoituksia kosmoksesta. Helsinki: Fysiikan kustannus, 2001. ISBN 951-97790-0-0.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Schumm, Brian A.: Syvällä asioiden sydämessä: Hiukkasfysiikan kauneus. Suom. Kimmo Pietiläinen. The John Hopkins University Press, 2004. ISBN 952-5202-91-7.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Schumm 2004, s. 138
  2. Astronomers Accurately Measure the Mass of Neutrinos for the First Time scitechdaily.com. February 10, 2014. Arkistoitu May 7, 2014. Viitattu May 7, 2014.
  3. Mass of Neutrinos Accurately Calculated for First Time, Physicists Report natureworldnews.com. February 10, 2014. Arkistoitu May 7, 2014. Viitattu May 7, 2014.
  4. "Evidence for massive neutrinos from CMB and lensing observations" (PDF) (January 7, 2014). astro-ph.CO. Ithaca, New York: Cornell University Library. Viitattu May 7, 2014. 
  5. Kervinen, Martti et al.: ”Tavallisimmat alkeishiukkaset”, ”Atomi- ja ydinfysiikka”, MAOL-taulokot, s. 115. Helsinki: Kustannusosakeyhtiö Otava, 2013. ISBN 978-951-1-26270-1.
  6. a b Schumm 2004, s. 135
  7. B.R. Martin & G. Shawn: ”11.1”, Particle Physics, 2. painos. Wiley. ISBN 0-471-97285-1. (englanniksi)
  8. Steven Weinberg: The Discovery of Subatomic Particles, s. 146. Cambridge University Press, 2003. ISBN 978-0-52182351-7. (englanniksi)
  9. C.L Cowan Jr., F. Reines, F.B. Harrison, H.W. Kruse, A.D McGuire: Detection of the Free Neutrino: a Confirmation. Science, 20.7.1956, nro 124, s. 103-104. (englanniksi)
  10. Klaus Winter: Neutrino physics, s. 38-40. Cambridge University Press, 2000. ISBN 978-0-52165003-8.
  11. The Nobel Prize in Physics 1995 Nobelin säätiö. Viitattu 26.9.2011.
  12. Neutriino tutkimuskohteena
  13. Michael W. Friedlander: A Thin Cosmic Rain, s. 181. Harvard University Press, 2002. ISBN 978-0-67400989-9. (englanniksi)
  14. Carlo Giunti ja Chung W. Kim: Fundamentals of Neutrino Physics and Astrophysics, s. 372. Oxford University press, 2007. ISBN 978-0-19-850871-7. (englanniksi)
  15. a b c Frank Close: Neutrino. kappale "SNO". Oxford University Press. ISBN 978-0-19161449-1. (englanniksi)
  16. Laura Koponen: Neutriinojen 5 mysteeriä. Tähdet ja avaruus, 2010, nro 7, s. 31–35. Ursa. ISSN 0355-9467. (suomeksi)
  17. a b "Valoa nopeammat" neutriinot tapettiin lopullisesti Tekniikka & talous. 8.6.2012. Talentum. Viitattu 15.6.2012.
  18. T. Adam, N. Agafonova jne.: Measurement of the neutrino velocity with the OPERA detector in the CNGS beam. (arXiv:1109.4897v1) Cornell University Library, 2011. Artikkeli arxiv.com-julkaisupalvelussa (pdf) Viitattu 23.9.2011. (englanniksi)
  19. YLE Radio 1, Radiaattori, 27. syyskuuta 2011, professori Kari Rummukaisen haastattelu. Toim. Sisko Loikkanen. Viitattu 28.9.2011.
  20. Jason Palmer: Faster-than-light neutrinos could be down to bad wiring 23.2.2012. BBC. Viitattu 19.4.2012. (englanniksi)

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]