Solar nötrino problemi

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Solar Nötrino Problemi sayfasından yönlendirildi)
Solar nötrino problemi
Ölçümlerdeki güneş nötrinosu çeşitleri güneş iç modelleri ile tutarlı değildi.
Eski Standart Model
Nötrinolar kabul gören teoriye göre kütlesiz olmalıydı. Buna göre, nötrino tipi üretildiği andan itibaren aynı kalmalıydı. Güneş H–H füzyonuyla sadece elektron nötrinoları üretebilmeliydi.
Gözlem
Tahmin edilen nötrino sayısının sadece üçte biri ile yarısı arasında miktarda tespit edildi; nötrino salınımları bu farkın sebebini açıklıyor ancak nötrinoların kütlesi olması gerekiyor.
Çözüm
Nötrinoların kütlesi var ve türleri değişebilir.

Solar nötrino problemi, Dünya etrafında bulunan nötrino sayısı ve Güneş'in iç kısmının modellerine dayalı teorik hesapların arasındaki çelişkiydi. Bu çelişki 1960'ların ortalarında gözlemlendi ve 2002 civarında yeni nötrino fiziği anlayışıyla çözüldü. Bu anlayış parçacık fiziği, standart model ve özellikle nötrino salınımlarında önemli gelişmeler sağlamıştır. Temelde, nötrinoların kütlesi vardır ve türleri, güneşin içinden üretilmesi tahmin edilenden farklı bir türe dönüşebilir ve bu türler o dönemde kullanılan dedektörler tarafından tespit edilemeyebilir.

Giriş[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş doğal bir nükleer füzyon reaktörüdür. Bu reaktörün gücünü, dört hidrojen atom çekirdeğini (proton) alfa parçacığı, nötrino, pozitron ve enerjiye çeviren proton-proton zincirleme tepkimeleri sağlar. Artan enerjinin bir kısmı gama ışını olarak yayılır, bir kısmı ise ortaya çıkan parçacıklar ve nötrinolar (Güneşin çekirdeğinden dünyaya kadar, güneşin dış katmanları tarafından absorbe edilmeden gelen) için kinetik enerji sağlar.

Nötrino detektörleri güneşten gelen nötrinoları ölçmekte yeteri kadar hassaslaştığında, tespit edilen miktarın teorik olarak hesaplanandan daha az olduğu ortaya çıktı. Çeşitli deneylerde tespit edilen nötrino sayısı tahmin edilen sayının üçte biri ile yarısı arasında nötrino tespit edildi.Bu duruma solar nötrino problemi denildi.

Ölçümler[değiştir | kaynağı değiştir]

Geç 1960'larda, Ray Davis ve John N. Bahcall'un yaptığı Homestake Deneyi Güneşten gelen nötrinoların akısını ölçen ve tahmini değerle arasındaki farkı saptayan ilk deneydir. Deneyde klor-bazlı dedektör kullanıldı. Daha sonraki pek çok radyokimyasal ve su Çerenkov dedektörü de açığı teyit etti, bunlardan bazıları Kamioka Gözlemevi ve Sudbury Nötrino Gözlemevi'dir.

Tahmini güneş nötrinosu sayısı Bahcall'ın da belirlenmesine yardım ettiği standart güneş modeline göre hesaplandı ve bu model Güneş içi işlemler hakkında önemli ayrıntılar içeriyordu.

2002'de Ray Davis ve Masatoshi Koshiba deneysel güneş nötrinosu sayısının standart solar modele göre tahmin edilen değerin üçte biri olduğunu buldukları için Nobel Fizik Ödülü'nü kazandı.[1]

Çözüm önerileri[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş modeli için değişiklikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu çelişkiyi açıklamak için yapılan ilk denemeler güneş modellerinin yanlış olduğunu öne sürdü, örneğin güneşin iç kısımlarındaki sıcaklık ve basınç aslında tahmin edilenden farklıydı. Nötrinolar, nükleer füzyon miktarının ölçeği olduğundan, Güneş'in çekirdeğindeki nükleer işlemlerin geçici olarak durduğu tahmin edildi. Isı enerjisinin Güneş'in çekirdeğinden dış kısımlara doğru aktarılması binlerce yıl sürdüğünden, bu durum aniden anlaşılamazdı.

Ancak, bu çözümler helioseismolojideki ilerlemeler, dalgaların güneşten yayılması ile ilgili çalışmalar ve gelişmiş nötrino ölçümleriyle çürütüldü.

Helioseismolojideki gözlemler Güneş'in iç sıcaklıklarının ölçülmesinin mümkün hale getirdi; bu da standart solar modelle aynı doğrultudaydı.(Hekioseismoloji ile bulunan yapıda birkaç çözülmemiş problem vardı. Eski ''ocaktaki kap'' modelindeki dikey taşınım yerine, taşınımlı alanın üst katmanlarında yetay jet akımları bulundu. Küçük olanlar kutuplarda, büyük olanlar ise ekvatorda olan bu akımların hızları birbirinden farklıydı.

Daha gelişmiş gözlemevlerinde yapılan detaylı araştırmalar solar modellerle açıklanamayan sonuçlara ulaştı. Sonuçta, genel düşük nötrino akısı (Homestake deneyinde bulunan) Güneş'in çekirdeğinin daha düşük sıcaklıkta olmasını gerektiriyordu. Ancak, nötrino enerji spektrumundaki detaylar ise daha olmasını gerektiriyordu. Kapsamlı bir alternatif bulma araştırması, solar modellerde yapılabilecek değişikliklerin bu problemi çözmeyeceğini, aksine daha da kötüleştireceğini ortaya koydu.[2]

Çözüm[değiştir | kaynağı değiştir]

Solar nötrino problemi, nötrinonun özellikleri hakkındaki gelişmeler sonucu çözüldü. Parçacık fiziğindeki standart modele göre üç çeşit nötrino çeşidi vardır:

1970'lerde, nötrinoların kütlesiz ve türleri değişmez olduğuna inanılıyordu. 1968'de Bruno Pontecorvo, eğer nötrinoların kütlesi olsaydı, türde değiştirebileceklerini önerdi. Böylece, "kayıp" güneş nötrinoları, dünyaya gelirken tür değiştirip Homestake Madeni ve diğer nötrino gözlemevlerindeki detektörlerde tespit edilemeyen, ancak güneşten elektron nötrinosu olarak çıktıkları düşünüldü.

SN 1987A süpernovası, Kamiokande ve IMB detektörleri nötrinoların varış zamanlarındaki farklılıktan yararlanarak nötrinoların kütlesinin olabileceğini ortaya koydu. Ancak, çok az nötrino etkinliği tespit edildiğinden burdan kesin bir sonuç çıkarmak zordu. Üstelik, eğer Kamiokande ve IMB bu bu zaman farklılıklarını daha hassas detektörlerle ölçebilmiş olsaydı, nötrinoların kütlesinin olup olmadığı daha kolay bulunabilirdi.Eğer nötrinoların kütlesi olmasaydı ışık hızında hareket ederlerdi, kütleleri olsaydı ışık hızından biraz daha yavaş bir hıza sahip olurlardı. Detektörler tasarlanırken süpernovadan nötrino tespit etmek için tasarlanmadığından bu yapılamadı.

Nötrino salınımları ile ilgili ilk kanıt 1998'de Süper-Kamiokande işbirliğinden geldi.[3] Bu gözlemlerde müon nötrinoları (Kozmik ışınlar tarafından atmosferin üst tabakasında üretilen) düzenli olarak tau nötrinolarına dönüşüyordu. Bu da daha önceki deneylerde tespit edilen nötrinoların, tespit edilebilecek nötrino sayısından daha az olduğunu kanıtlıyordu. Ayrıca, Süper-Kamiokande sadece kozmik ışınların dünya atmosferiyle etkileşimlerinden oluşan müon nötrinoları inceleniyordu, tau nötrinoları değil.

Nötrino salınımları ile ilgili ikna edici kanıt ise 2001'de Sudbury Nötrino Gözlemevi'nden geldi. Kullanılan detektör, ağır suyu tespit aracı olarak kullanarak, Güneşten gelen bütün nötrino çeşitlerini tespit etti.[4] Elektron ve diğer iki nötrino çeşidini (Müon ve tau nötrinolarını ayırt edemedi.) birbirinden ayırt edebildi. Kapsamlı istatistiksel analizlerin ardından, Dünya'ya ulaşan nötrinoların yalnızca %35'inin elektron nötrinosu olduğu, geri kalanın ise müon ve tau nötrinoları olduğu ortaya kondu.[5] Toplam nötrino sayısı, daha önceden güneş içindeki füzyon tepkimelerinden yola çıkılarak yapılan tahminle uyuşuyordu.

Bu tespitlerin tanınmasıyla, Süper-Kamiokande'den Takaaki Kajita ve Sudbury Nötrino Gözlemevi'nden Arthur B. McDonald 2015 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandı.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ "The Nobel Prize in Physics 2002". 3 Ağustos 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Temmuz 2006. 
  2. ^ Haxton, W.C. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol 33, pp. 459–504, 1995.
  3. ^ Detecting Massive Neutrinos; August 1999; Scientific American; by Kearns, Kajita, Totsuka.
  4. ^ Q.R. Ahmad, et al., "Measurement of the rate of interactions produced by 8B solar neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory," Physical Review Letters 87, 071301 (2001)
  5. ^ Arthur B. McDonald, Joshua R. Klein and David L. Wark, 'Solving the Solar Neutrino Problem', Scientific American, vol. 288, no. 4 (April 2003), pp. 40–49

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Solar_nötrino_problemi&oldid=31112658" sayfasından alınmıştır