I

SVEUČILIŠTE JOSIPA JURJA STROSSMAYERA U OSIJEKU

ODJEL ZA FIZIKU

ARIJAN ALEKSIĆ

NEUTRINO

Završni rad

Osijek, 2014.

II

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, 2014.

III

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

Strossmayera u Osijeku. ״

IV

Sadržaj

1. UVOD

2. TEORIJSKI DIO

2.1. Problemi i nastanak teorije

2.1.1. Problem beta raspada

2.1.2. Anomalija dušika

2.1.3. Wolfgang Pauli – nacrt rješenja

2.1.4. Fermijeva teorija

2.1.5. Bruno Pontecorvo – ideja eksperimenta

2.2. Eksperimentalna potraga za neutrinom

2.2.1. Ray Davis – početak eksperimenata

2.2.2. Reines-Cowanov eksperiment

2.2.3. Solarni neutrino

2.2.4. Prvi rezultati o solarnim neutrinima

2.2.5. Prilagodba za nova mjerenja

2.3. Novi projekti i moderni razvoj eksperimenata i teorije

2.3.1. GALLEX i SAGE projekti

2.3.2. Neutrinografija Sunca

2.3.3. O atmosferskim neutrinima

2.3.4. Kvantna mehanika i neutrino

2.3.5. SNO

3. ZAKLJUČAK

4. PRILOG

5. LITERATURA

6. ŽIVOTOPIS

V

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

VI

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:

VII

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

2.1.1. Problem beta raspada

James Chadwick je 1914. 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.

VIII

2.1.2. 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.

2.1.3. 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, 1932. 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.

2.1.4. 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

IX

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 1934. 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

X

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.

2.1.5. 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.

XI

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.

2.2. EKSPERIMENTALNA POTRAGA ZA NEUTRINOM

2.2.1. Ray Davis – Početak eksperimenata

Tijekom 1955. 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, 1938. i 1939.

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.

XII

Slika 2. Shema CNO ciklusa [2]

2.2.2. Reines-Cowanov eksperiment

Clyde L. Cowan i Frederick Reines su 1956. 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

2,3·1020

antineutrina se pri tom procesu emitiralo iz Savannah River reaktora, dok je u samom

eksperimentu zabilježen protok od 1013

antineutrina po centimetru kvadratnom u sekundi.

XIII

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 1995. godine dobio Nobelovu nagradu za fiziku

za pokuse kojima je opazio neutrino.

2.2.3. Solarni neutrino

Veliki spoznajni napredak dogodio se 1958. 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.

XIV

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.

XV

2.2.4. Prvi rezultati o solarnim neutrinima

1963. 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 1962. godine pokazali da postoji novi tip

neutrina, mionski neutrino u eksperimentu s neutrinima iz akceleratora zbog čega su 1988.

godine dobili i Nobelovu nagradu.

1968. 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 10-36

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 1968.-1988. godine samo projekt Raya

Davisa bio jedini koji je provodio mjerenja.

XVI

Slika 4. Cisterna s klorom za Davisov eksperiment, 1967. godina, Homestake Mine [4]

2.2.5. 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.

XVII

2.3. NOVI PROJEKTI I MODERNI RAZVOJ EKSPERIMENATA I TEORIJE

2.3.1. 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 1974. 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 1990. godine davao rezultate. U

međuvremenu, novi način opažanja solarnih neutrina je stvoren i koji će ujedno utjecati na

stvaranje nove grane znanosti, neutrinske astronomije.

2.3.2. 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

XVIII

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 1986. godine je nadogradnja detektora u svrhu istraživanja neutrina bila konačna i pušten

je u pogon Kamiokande detektor u Kamioka rudniku.

Godine 1987. 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 1991. do 2000. 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.

1996. 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) × 106 neutrina po

kvadratnom centimetru, dok je standardni solarni model predviđao 6.62 × 106 neutrina po

kvadratnom centimetru.

XIX

2.3.3. 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 ve, atmosferski su najviše

mionski neutrini vμ. 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?

2.3.4. 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

XX

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 1990.

godine i pravu potporu je dobila 1993. godine rezultatima iz SuperKamiokande. Godine 1998.

objavljeno je da količina nestalih neutrina nije samo ovisila o udaljenosti koju prijeđu nego i o

energiji atmosferskih neutrina.

2.3.5. 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 2001. 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 2001.

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.

XXI

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.

XXII

4. PRILOG

Tablica neutrina i njihovih osobina

Ime čestice Oznaka Antičestica Spin Masa mirovanja

(MeV/c2) 1

B Le Lμ Lτ S

Elektronski neutrino ½ 0 (<7x10-6

) 0 +1 0 0 0

Mionski neutrino ½ 0 (<0.27) 0 0 +1 0 0

Tau neutrino ½ 0 (<31) 0 0 0 +1 0

1 Radi razumijevanja 1 MeV/c

2= 1.79 x 10

-30 kg

XXIII

5. LITERATURA

1. Close F. (2010.), Neutrino, Oxford University Press Inc., New York

2. http://en.wikipedia.org/wiki/File:CNO_Cycle.svg, preuzeto dana 7.8.2014.

3. http://en.wikipedia.org/wiki/File:Proton-Proton_II_chain_reaction.svg, preuzeto

dana 7.8.2014.

4. http://www.sns.ias.edu/~jnb/Papers/Popular/JohnRaypictures/johnraypictures.html

preuzeto dana 7.8.2014.

5. Bilenky S. M. (2012.), Neutrino. History of a unique particle, Joint Institute for

Nuclear Research, Dubna, R-141980, Russia. URL: http://arxiv.org/abs/1210.3065

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:

http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/pub/icrc97.pdf

XXIV

6. ŽIVOTOPIS

Arijan Aleksić rođen je 21.1.1992. 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.