Nötrinolar, radyoaktif elementlerin çürümesi sonucu üretilen atom altı partiküllerdir ve elektrik yükü olmayan temel partiküllerdir veya F. Reines’in dediği gibi, “… bir insan tarafından hayal edilen en küçük gerçeklik miktarı” dır. “Nötrino ismi Enrico Fermi tarafından nötronun İtalyan ismi olan nötron üzerinde kelime oyunu olarak yazılmıştır.”
Tüm yüksek enerjili parçacıklardan yalnızca zayıf etkileşimli nötrinolar, astronomik bilgiyi, evrenin kenarından, doğrudan, en felaketik yüksek enerjili süreçlerin derinliklerinden ve bildiğimiz kadarıyla üç farklı nötrino türü içerisinden, doğrudan iletebilir. Aşağıdaki tabloda gösterildiği gibi yüklü bir partikül ile ilgili tip:

Nötrino bol miktarda yüksek enerjili çarpışmalarda üretilir, temel olarak ışık hızında seyahat eder ve manyetik alanlardan etkilenmez, nötrinolar astronomi için temel gereksinimleri karşılar. Onların benzersiz avantajları temel bir özellikten kaynaklanır: yalnızca doğanın en zayıf kuvvetlerinden etkilenirler (ancak yerçekimi için) ve bu nedenle kökenleri ile aramızdaki kozmolojik mesafeleri gezdiklerinde esasen emilmezler.

Nereden Geliyor?

Bugün bildiklerimize göre, etrafta yüzen nötrinoların çoğu, evrenin doğumundan kısa bir süre sonra, 15 milyar yıl önce doğdu. Bu zamandan beri, evren sürekli genişledi ve soğudu ve nötrinolar devam etti. Teorik olarak şu anda o kadar çok nötrino vardır ki, sıcaklığı 1.9 derece kelvin (-271.2 derece santigrat) olan kozmik bir arka plan radyasyonu oluştururlar. Diğer nötrinolar sürekli olarak nükleer santrallerden, parçacık hızlandırıcılardan, nükleer bombalardan, genel atmosferik olaylardan ve doğumlar, çarpışmalar ve yıldızların ölümleri sırasında, özellikle süpernova patlamaları şeklinde üretilmektedir.

Nötrino, ilk olarak 1930 yılının Aralık ayında Wolfgang Pauli tarafından beta bozunumlarının enerji spektrumunu, bir nötronun bir proton ve bir elektronun çürümesini açıklamak için önerildi. Pauli, saptanamayan bir parçacığın, ilk ve son parçacıkların enerji ve açısal momentumları arasındaki gözlenen farkı uzaklaştırdığını teorisini ortaya attı. Onların “hayalet” özelliklerinden ötürü, nötrinoların ilk deneysel tespiti, ilk konuşulduktan yaklaşık 25 yıl sonrasını beklemek zorunda kaldı. 1956’da Clyde Cowan, Frederick Reines, FB Harrison, HW Kruse ve AD McGuire, 1995 yılında Nobel Ödülü ile ödüllendirilen bir sonuç olan Science’ta “Özgür Nötrino: Bir Onay” tespiti konulu bir makale yayınladı. 1962’de Leon M. Lederman, Melvin Schwartz ve Jack Steinberger, önce müon nötrino etkileşimlerini tespit ederek birden fazla nötrino türü olduğunu gösterdi. Üçüncü bir lepton türü olan tau, 1975’te Stanford Linear Accelerator’da keşfedildiğinde, bununla ilişkili bir nötrino olması beklenirdi. Bu üçüncü nötrino tipi için ilk kanıt, taudaki eksik enerjinin ve momentumun gözleminden, ilk önce nötrinoların keşfedilmesine yol açan beta bozunumuna benzer şekilde ortaya çıkmıştır. Gerçek tau nötrino etkileşimlerinin ilk tespiti 2000 yazında Fermilab’daki DONUT işbirliğiyle ilan edildi ve onu Standart Modelin doğrudan gözlemlenen en yeni parçacığı haline getirdi.

Neutrino Olayları

Nötrino kütlelerinin (yani, lezzet salınımının) araştırılması için pratik bir yöntem ilk olarak 1957’de Bruno Kantecorvo tarafından nötr kaon sistemiyle bir analoji kullanılarak önerildi; sonraki 10 yıl boyunca matematiksel formalizmi ve vakum salınımlarının modern formülasyonunu geliştirdi. 1985’te Stanislav Mikheyev ve Alexei Smirnov (1978’de Lincoln Wolfenstein’ın çalışmasıyla genişledi), nötrinolar maddeyle yayıldıklarında lezzet salınımlarının değiştirilebileceğini belirtti. Bu sözde MSW etkisi, Güneş tarafından yayılan ve dünyadaki dedektörlere giderken yoğun atmosferinden geçen nötrinoları anlamak için önemlidir.

Sadece Geçiyoruz!

Nötrinoların maddeyle olan zayıf etkileşimi, onları astronomik haberciler olarak eşsiz bir şekilde değerli kılar. Fotonlardan veya yüklü parçacıklardan farklı olarak, nötrinolar kaynaklarının derinliklerinden ortaya çıkabilir ve müdahale etmeden evrende dolaşabilir. Yıldızlararası manyetik alanlardan sapmazlar ve araya giren madde tarafından emilmezler. Bununla birlikte, bu aynı özellik kozmik nötrinoların tespit edilmesini oldukça zorlaştırmaktadır; Kökenlerinin izini sürmek için onları yeterli sayıda bulmak için muazzam araçlar gerekir.

Nötrinolar nötr akım (bir Z bozonunun değişimini içeren) veya yüklü akım (bir W bozonun değişimini içeren) zayıf etkileşimler yoluyla tepkimeye girebilir. Nötr akım etkileşiminde nötrino, enerjisini ve momentumunun bir kısmını hedef parçacıklara aktardıktan sonra dedektörü terk eder. Her üç nötrino aroması, nötrino enerjisine bakılmaksızın katılabilir. Ancak, hiçbir nötrino lezzet bilgisi geride bırakılmaz.

Yüklü bir akım etkileşiminde, nötrino ortak leptonuna (elektron, müon veya tau) dönüşür. Bununla birlikte, nötrino, daha ağır eşinin kütlesini oluşturmak için yeterli enerjiye sahip değilse, yüklü akım etkileşimi bunun için kullanılamaz. Güneş ve reaktör nötrinoları elektron oluşturmak için yeterli enerjiye sahiptir. Hızlandırıcı bazlı nötrino ışınlarının çoğu aynı zamanda müonlar yaratabilir ve birkaçı da taus oluşturabilir. Bu leptonlar arasında ayrım yapabilen bir dedektör, yüklü nötrinoların tadına yüklü bir akım etkileşimi gösterebilir. Etkileşim, yüklü bir bozonun değişimini içerdiğinden, hedef parçacık karakter değiştirir (örneğin, nötrondan protona).
Hayaletler İçin Kelebek Ağları

Olağanüstü astrofizik gizemlerinin birçoğu, elektromanyetik spektrumun tüm dalga boylarında, madde ve bizim aramızdaki radyasyonla madde emiliminden dolayı görüş alanımızdan gizlenebilir. Örneğin, yıldızların ve galaksilerin merkez motorlarını oluşturan sıcak ve yoğun bölgeler fotonlara opaktır. Süpernova kalıntıları, gama ışını patlamaları ve tümü göbeklerinde kompakt nesneler veya kara delikler içerebilen aktif galaksiler gibi diğer durumlarda, yüzey bölgelerinden çıkan yüksek enerjili fotonların kesin kökeni belirsizdir. Bu nedenle, çeşitli gözlem pencerelerinden – ve özellikle de nötrinolarla doğrudan gözlemler yoluyla – elde edilen veriler önemli olabilir. Zor nötrinoları gözlemlemek için geliştirilen yöntemler vardır:

1. Reines ve Cowan, suda bir kadmiyum klorür çözeltisi içeren iki hedef kullandılar. Kadmiyum hedeflerinin yanına iki sintilasyon detektörü yerleştirildi. Antineutrino, sudaki protonlarla mevcut etkileşimleri yüklü pozitronlar ve nötronlar üretti. Elde edilen pozitron elektronlarla yok olma, yaklaşık 0,5 MeV enerji ile fotonlar yarattı. Tesadüfte bulunan foton çiftleri, hedefin üzerindeki ve altındaki iki sintilasyon detektörüyle tespit edilebilir. Nötronlar kadmiyum çekirdeği tarafından yakalandı ve yaklaşık 8 MeV’lik bir gama ışını elde edildi ve bunlar bir pozitron yok etme olayından gelen fotonlardan sonra birkaç mikrosaniye olarak tespit edildi. Bugün, çok daha büyük KamLAND dedektörü, nötrino salınımını incelemek için benzer teknikleri ve 53 Japon nükleer santralini kullanıyor.

2. Klor dedektörleri, karbon tetraklorür ile doldurulmuş bir tanktan oluşur. Bir nötrino, yüklü bir akım etkileşimi ile bir klorin atomunu argondan birine dönüştürür. Sıvı periyodik olarak argonu çıkaracak olan helyum gazı ile temizlenir. Argonun ayrılması için helyum daha sonra soğutulur. 520 ton ton (470 metrik ton) sıvı içeren, Güney Dakota’nın Lead yakınlarındaki eski Homestake Mine’deki bir klor dedektörü, güneşten gelen elektron nötrinolarının açığının ilk ölçümünü yaptı (bkz. Güneş nötrino problemi). Benzer bir detektör tasarımı, düşük enerji nötrinolarına duyarlı olan germanyum dönüşümüne galyum kullanır. Bu son yöntem, söz konusu reaksiyon sekansı (galyum-germanyum-galyum) nedeniyle “Alsace-Lorraine” tekniğinin adıdır. Bu kimyasal tespit yöntemleri sadece nötrinoları saymak için kullanışlıdır; nötrino yönü veya enerji bilgisi yoktur.

Baykal Gölü’nde Kullanılan Dedektörler

3.”Ring-görüntüleme” dedektörleri, bir ortam içerisinde o ortamdaki ışık hızından daha hızlı hareket eden yüklü parçacıkların ürettiği Cherenkov ışığından yararlanır. Bu dedektörlerde, büyük hacimli saydam malzeme (örneğin su veya buz) ışığa duyarlı foto-çoğaltıcı tüplerle çevrilidir. Yeterli enerjiyle üretilen yüklü bir lepton, fotomultiplier tüpler dizisinde karakteristik halka benzeri bir aktivite kalıbı bırakan Cherenkov ışığı yaratır. Bu patern, olay nötrinoları hakkında yön bilgisi, enerji ve (bazen) lezzet bilgilerini çıkarmak için kullanılabilir.
-Bu tip su dolu iki dedektör (Kamiokande ve IMB), nötrino patlamasını süpernova 1987a’dan kaydetti. Bu tür en büyük dedektör, su dolu Süper Kamiokande’dir.
-IceCube ve AMANDA projesi su yerine buz kullanarak bu yöntemden çok daha büyük ölçekte faydalanıyor; Bunu kolaylaştırmak için, güney kutbundaki Antarktika’da, yeterince büyük bir buz parçası bulmak için tek yer inşa edilmiştir!
-Sudbury Neutrino Gözlemevi (SNO) ağır su kullanır. Normal bir su detektöründe bulunan nötrino etkileşimlerine ek olarak, ağır sudaki döteryum bir nötrino ile parçalanabilir. Elde edilen serbest nötron daha sonra yakalanır ve tespit edilen bir gama ışını patlaması serbest bırakılır. Her üç nötrino aroması, bu ayrışma reaksiyonuna eşit olarak katılır.
o MiniBooNE dedektörü, algılama ortamı olarak saf mineral yağ kullanır. Mineral yağ doğal bir sintilatördür, bu nedenle Cherenkov ışığı üretmek için yeterli enerjiye sahip olmayan yüklü parçacıklar hala ışıldama ışığı üretebilir. Bu, suda görünmeyen düşük enerjili müonlarla protonların tespit edilmesini sağlar.

4.MINOS dedektörleri gibi izleme kalorimetreleri, alternatif emici madde ve detektör malzemesi düzlemlerini kullanır. Emici düzlemler detektör kütlesi sağlarken detektör düzlemleri izleme bilgisi sağlar. Çelik, nispeten yoğun ve ucuz olan ve mıknatıslanabilme avantajına sahip popüler bir emici seçimdir.

5.Nova önerisi, büyük miktarda daha az yoğun kütlenin elde edilmesinin ucuz bir yolu olarak sunta levhanın kullanılmasını önermektedir. Aktif detektör, genellikle çeşitli iyonizasyon odaları da kullanılmış olmasına rağmen, fotomultiplier tüplerle okunan, genellikle sıvı veya plastik sintilatördür. Kalorimetreleri izlemek sadece yüksek enerjili (GeV aralığı) nötrinolar için kullanışlıdır. Bu enerjilerde, nötr akım etkileşimleri, bir hadronic enkazı duşu olarak görünür ve yüklü akım etkileşimleri, yüklü leptonun izinin varlığı ile belirlenir (muhtemelen bir miktar hadronik enkaz biçiminin yanındadır). izlemek ve bulmak kolaydır. Bu müon pistinin uzunluğu ve manyetik alandaki eğriliği enerji ve yük sağlar. Detektördeki bir elektron, eğer aktif dedektörün tanecikliliği, duşun fiziksel boyutuna göre küçükse, hadronik duşlardan ayırt edilebilen bir elektromanyetik duş üretir. Tau leptonları esasen piyonlara veya yüklü bir leptona hemen çürürler ve doğrudan bu tür dedektörlerde gözlenemezler. (Doğrudan tausu gözlemlemek için tipik olarak fotografik emülsiyondaki izlerde bükülme görülür.)

6.Çoğu nötrino deneyi, dünya yüzeyini bombalayan kozmik ışınların akışını ele almalıdır. Düşük enerji deneyleri için kozmik ışınlar doğrudan sorun değildir. Bunun yerine, kozmik ışınların ürettiği spallasyon nötronları ve radyoizotoplar, istenen fizik sinyallerini taklit edebilir. Bu deneyler için çözüm, dedektörü yeraltındaki derinliklere yerleştirerek yukarıdaki toprak kozmik ışın hızını tolere edilebilir seviyelere indirebilir.

Kaynakça:
Britannica

Yazar: Tuncay Bayraktar

CEVAP VER

Please enter your comment!
Please enter your name here