Nötrino salınımları

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Şuraya atla: kullan, ara

Nötrino salınımları, üretilen ve belirli bir lepton türü olan (elektron, müon ya da tau) bir nötrinonun daha sonradan farklı bir tür olarak ölçülebilmesine denen bir kuantum mekaniği fenomenidir. Uzaya yayılan nötrinoların türleri periyodik olarak değişir.

İlk olarak 1957'de Bruno Pontecorvo tarafından tahmin edilen nötrino salınımları, daha sonra birçok deneyde farklı şartlar altında gözlemlendi. Sonuç olarak, nötrino salınımlarının keşfedilmesi çoktandır devam eden solar nötrino probleminin çözülmesini sağladı.

Nötrino salınımları ve salınımlar sırasındaki çeşitli detaylar nötrinolar hakkındaki birçok bilinmeyene ışık tutabileceğinden, teorik ve deneysel açıdan yoğun ilgi görmekte. Özellikle, nötrinoların kütlelerinin olduğunu belirtmesi parçacık fiziğinde standart modelin değiştirilmesine sebep oldu. Nötrino salınımlarının Süper-Kamiokande Gözlemevi ve Sudbury Nötrino Gözlemevi tarafından deneysel keşfi, dolayısıyla nötrinoların kütlesi, 2015 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandı.

Gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrino salınımlarının gerçekliği, birçok kaynaktan çeşitli detektörlerle yapılmış gözlemlerle kanıtlanmaya çalışıldı.  Arthur McDonald ve Takaaki Kajita deneyin nötrino salınımlarının bulunmasına katkısıyla 2015 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandı.

Güneş nötrinosu salınımları[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrino salınımlarının etkileri ilk olarak Ray Davis'in 1960larda klor-bazlı  bir detektörle, standart solar modeli kullanarak yapılan tahminlerle Güneş nötrinosu akısındaki açığı gözlemlediği Homestake deneyinde tespit edildi.[1] Bu da solar nötrino problemine yol açtı. Birçok radyokimyasal ve su Çerenkov detektörü bu açığı doğruladı, bunun sebebinin nötrino salınımları olduğu ancak Sudbury Nötrino Gözlemevi 2001'de nötrinoların tür değiştirebildiğini kanıtladıktan sonra anlaşıldı.

Güneş nötrinoların enerjileri 20 MeV'in altındadır ve Güneş ve Dünya arasında yaklaşık 1 A.U. ile seyahat eder. 5 MeV'nin üstündeki enerji değerlerinde, güneş nötrimolarının salınımları aslında Güneş'in içinde MSW etkisi olarak bilinen ve vakum salınımından farklı olan bir salınımla gerçekleşir.

Atmosfer nötrinosu salınımları[değiştir | kaynağı değiştir]

IMB, MACRO ve Kamiokande II gibi geniş detektörler,müon türündeki ve elektron türündeki atmosfer nötrinolarının akı orantısında bir açık tespit etti(bkz. müon bozulması). Süper-Kamiokande deneyinde kullanılan duyarlı detektör yüzün üzerinde MeV ile birkaç TeV arasında hassastı ve Dünya'nın çapını referans alıyordu; atmosfer nötrinolarının salınımlarını kanıtlayan ilk deney 1998'de açıklandı.

Reaktör nötrinosu salınımları[değiştir | kaynağı değiştir]

Birçok deney nükleer reaktörlerde üretilen elektron anti-nötrinoların salınımlarını inceledi. Bu salınımlar θ13 katsayısını verdi. Nükleer reaktörlerde üretilen nötrinolar aynı güneş nötrinoları gibi birkaç MeV enerjiye sahiptir. Bu deneylerin referans hatları 10 metre ile 100 km arasındadır.

2012'de, Daya Bay deneyi 5.2σ değer farkıyla  θ13 ≠ 0 keşfini yaptı, bu sonucu bu güne kadar RENO ve Double Chooz deneyleri de onayladı.

Işın nötrinosu salınımları[değiştir | kaynağı değiştir]

Parçacık hızlandırıcıda üretilen ışın nötrinoları, araştırmalar için en iyi kontrol ortamını sağlar. Düşük miktarda enerjiye sahip atmosfer nötrinolarının salınımlarını incelemek için birçok deney yapıldı. Birkaç yüz kilometrelik referans hattı içinde yapılan MINOS, K2K ve Süper-K gibi deneylerin tümünde müon nötrinolarının kayboluşu gözlemlendi.

LNSD deneyinde ulaşılan sonuçlar birçok farklı deneyde bulunan salınım katsayılarıyla çelişki içerisindeydi. Bahar 2007’de sonuçları alınan MiniBooNe deneyi, LNSD’den alınan sonuçların aksine olmasına rağmen, 4. nötrino türü olan steril nötrinoyu doğruluyordu.

2010’da INFN ve CERN, kaynağı olan Cenova’dan 730 km uzakta, Gran Sasso’da OPERA detektörü kullanılarak müon nötrinosu ışını içindeki bir tau parçacığını inceleyeceklerini bildirdi.

T2K, Süper-K detektöründen 295 km uzaktan nötrino ışını kullanarak sıfırdan farklı bir θ13 katsayısı ölçtü. NOvA, 850 km referans hattında MINOS ile aynı ışını kullanarak aynı sonuçları elde etti.

Teori[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrino salınımları, nötrinoların türleri ve kütle özdeğerlerinden kaynaklanır. Yüklü leptonlarla zayıf etkileşimler içinde bulunan üç nötrino halinden her biri bu üç nötrino halinin kütleye bağlı süperpozisyonudur. Nötrinolar tür özdeğerlerinin zayıf işlemleriyle oluşur.[nb 1]. Bir nötrino uzay boyunca yayılırken, nötrino kütlesindeki değişiklikler sebebiyle nötrino hallerinin kuantum mekaniğinde ki fazlarının değişim oranları da değişir. Bu da kütle hallerinin nötrino seyahat ederken değişmesine sebep olur, ancak farklı kütle halleri, farklı nötrino türlerine sebep olur. Yani, elektron nötrinosu olarak doğan nötrino, seyahati boyunca elektron, müon ve tau nötrinolarının bir karışımı olacaktır. Bu kuantum mekaniği aşaması periyodik olarak gerçekleştiğinden, nötrino belirli bir süre sonra eski karışım haline dönecek ve yine çoğunlukla elektron nötrinosu olacaktır. Kuantum mekanik hali uyumluluğunu sürdürdükçe elektron türündeki nötrino salınımlarına devam eder. Nötrino türleri arasındaki kütle farkları nötrino salınımlarının bağdaşım boyuna oranla küçük olduğundan bu mikroskobik kuantum etkisi makroskobik uzaklıklarda gözlemlenebilir.

Pontecorvo–Maki–Nakagawa–Sakata matrisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Nötrino salınımları fikri ilk defa 1957'de Bruno Pontecorvo tarafından, nötrino-antinötrino geçişimlerinin nötr kaon birleşimlerine benzeyebileceğini söylemesiyle ortaya atıldı.[2] Böyle bir nötrino-antinötrino salınımı gözlenmemiş olmasına rağmen, bu fikir, ilk defa Maki, Nakagawa ve Sakata tarafından 1962'de geliştirilen[3] ve daha sonra 1967'de Pontecorvo tarafından genişletilen[4],  nötrino tür salınımlarının kuantum teorisinin kavramsal temelidir. Bir yıl sonra solar nötrino açığı ilk defa gözlemlendi,[5] bunu da Gribov ve Pontecorvo'nun 1969'da yayınladığı ünlü ''Nötrino astronomisi ve lepton yükü'' başlıklı akademik bildiri takip etti.[6]

 Nötrino karışımını, ayar kuramının büyük nötrinoları ve yapılarının doğal bir sonucudur.[7] En basit haliyle, tür ve kütle özdeğerini belirten bireysel dönüşümü

şeklinde

  •  belirli bir türü olan nötrino, α =  e (elektron), μ (müon) or τ (tau).
  • belirli bir kütlesi olan nötrino , 1, 2, 3.
  • Yıldız imi () karmaşık eşleniği temsil etmekte. Antinötrinolar için ise karmaşık eşlenik ilk eşitlikten çıkarılıp ikinciye eklenmelidir.

 Pontecorvo–Maki–Nakagawa–Sakata matrisini temsil etmekte (ayrıca PMNS matrisi, lepton karışım matrisi ya da basitçe MNS matrisi olarak da bilinir). Bu matris kuark karışımlarını tanımlayan CKM matrisine benzer. Bu matris eğer birim matris olsaydı, tür özdeğerleri ile kütle özdeğerleri aynı olurdu. Ancak, deneyler bunun olmadığını gösteriyor.

Standart üç nötrino teorisi göz önünde bulundurulduğunda, bu matris 3x3'tür. Eğer sadece iki nötrinoyu düşünürsek 2x2. Bir veya birden fazla steril nötrino eklenir ise 4x4 ya da daha geniş matrisler kullanılır. 3x3 biçimi : [8]

cıj = cos θi ve si = sin θıj olmak üzere. a1 ve a2 faz faktörleri sadece nötrinoların Majorana parçacıkları olduğu  — örneğin, eğer bir nötrino kendi antinötrinosuyla özdeş ise — ve ne olursa olsun salınım fenomenine katılmadığı takdirde fiziksel anlam taşır. Eğer nötrinosuz çift beta bozunması gerçekleşirse bu faktörler oranını belirler. Faz faktörü δ, sadece nötrino salınımları CP simetrisini ihlal ederse sıfırdan farklı bir değer alır; bu henüz deneysel olarak gözlenmemiştir. Eğer deney 3x3 matrisin birimsel olmadığını gösterirse, steril nötrino ya da yeni bir fizik gerekir.

Yayılım ve girişim[değiştir | kaynağı değiştir]

kütle özdeğerleri olduğundan, yayılımları düzlem dalgası şeklinde açıklanabilir

  • doğal birimler olarak ifade edilen sayılar 
  •  kütle-özdeğerin enerjisi  ,
  • yayılımın başlangıç zamanı,
  •  üç boyutlu momentum,
  • başlangıç pozisyonuna göre parçacığın geçerli konumu

Aşırı göreceli limite göre, , enerji yaklaşık olarak olarak

E parçacığın toplam enerjisidir.

Bu limit bütün pratik (an itibarıyla gözlemlenen) nötrinolar için geçerlidir. Kütleleri 1 eV den küçük ve enerjileri de en az 1 MeV olduğundan, Lorentz faktörü γ, her durumda 106 dan büyüktür. t = L 'yi kullanarak, L'nin alınan yol olduğu varsayıp,  faz faktörlerini atarsak, dalga fonksiyonu denklemi :

Farklı kütle özdeğerleri, farklı hızlarda yayılım yapar. Daha ağır olanlar, hafiflerden daha yavaştır.Kütle özdeğerleri, tür özdeğerlerinin kombinasyonları olduğundan, bu hız farkı kütle özdeğerlerine tekabül ettiği türler arasında girişime sebep olur. Bu yapıcı girişim, belirli bir türde oluşan nötrinonun yayılımı sırasında türünün değişiminin gözlenmesini mümkün kılar. İlk hali α olan bir nötrinonun ileride β türü olarak gözlenebilmesi ihtimali: 

Daha elverişli bir şekilde yazılarak

. Salınımların oluşumundan sorumlu fazın sıklıkla yazılma şekli ( c ve geri alınarak)

İfadesinde, 1.27 birimsizdir. Bu biçimde salınım katsayılarını yazmak daha elverişlidir: 

  • Kütle farkları, Δm26996100000000000000 ah -1×10−4 eV2 düzeninde olmak üzere
  • Salınım mesafeleri, L, modern deneylerde kilometre düzeninde
  • Nötrino enerjileri, E, modern deneylerde genellikle MeV veya GeV düzeninde.

Eğer CP-ihlali yoksa (δ değeri sıfır), bu durumda ikinci toplam sıfırdır. CP asimetrisi 

Jarlskog sabiti şeklinde

,

CP asimetrisinin ifade edilme şekli

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Notes[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Davis, Raymond; Harmer, Don S.; Hoffman, Kenneth C. (1968). "Search for Neutrinos from the Sun". Physical Review Letters 20 (21): 1205–1209. Bibcode 1968PhRvL..20.1205D. DOI:10.1103/PhysRevLett.20.1205. 
  2. ^ B. Pontecorvo (1957). "Mesonium and anti-mesonium". Zh. Eksp. Teor. Fiz. 33: 549–551. 
  3. ^ Z. Maki, M. Nakagawa, and S. Sakata (1962). "Remarks on the Unified Model of Elementary Particles". Progress of Theoretical Physics 28 (5): 870. Bibcode 1962PThPh..28..870M. DOI:10.1143/PTP.28.870. 
  4. ^ B. Pontecorvo (1967). "Neutrino Experiments and the Problem of Conservation of Leptonic Charge". Zh. Eksp. Teor. Fiz. 53: 1717. 
  5. ^ Raymond Davis Jr., Don S. Harmer, and Kenneth C. Hoffman (1968). "Search for Neutrinos from the Sun". Physical Review Letters 20 (21): 1205. Bibcode 1968PhRvL..20.1205D. DOI:10.1103/PhysRevLett.20.1205. 
  6. ^ V. Gribov and B. Pontecorvo (1969). "Neutrino astronomy and lepton charge". Physics Letters B 28 (7): 493. Bibcode 1969PhLB...28..493G. DOI:10.1016/0370-2693(69)90525-5. 
  7. ^ .
  8. ^ S. Eidelman; and others; Olive; Aguilar-Benitez; Amsler; Asner; Babu; Barnett ve diğ. (2004). "Particle Data Group - The Review of Particle Physics". Physics Letters B 592 (1): 1. arXiv:astro-ph/0406663. Bibcode 2004PhLB..592....1P. DOI:10.1016/j.physletb.2004.06.001. http://pdg.lbl.gov. 

Daha fazla okuma[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]