İçeriğe atla

Solar nötrino problemi

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

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

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

Güneş modeli için değişiklikler

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

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

  • Güneş nötrinosu
  • Nötr parçacık salınımı

Kaynakça

  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

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Parçacık fiziği</span>

Parçacık fiziği, maddeyi ve ışınımı oluşturan parçacıkların doğasını araştıran bir fizik dalıdır. Parçacık kelimesi birçok küçük nesneyi andırsa da, parçacık fiziği genellikle gözlemlenebilen, indirgenemez en küçük parçacıkları ve onların davranışlarını anlamak için gerekli temel etkileşimleri araştırır. Şu anki anlayışımıza göre bu temel parçacıklar, onların etkileşimlerini de açıklayan kuantum alanlarının uyarımlarıdırlar. Günümüzde, bu temel parçacıkları ve alanları dinamikleriyle birlikte açıklayan en etkin teori Standart Model olarak adlandırılmaktadır. Bu yüzden günümüz parçacık fiziği genellikle Standart Modeli ve onun olası uzantılarını inceler.

Tau; tau leptonu, tau parçacığı veya tauon olarak adlandırılır. Tau negatif yüklü, elektron benzeri bir temel parçacıktır. Yarım spinlidir. Elektron, müon ve üç nötrinolara birlikte tau lepton kategorisindedir. Tau da tüm parçacıklar gibi, bir antimadde karşılığına sahiptir; Tau'nun bu durumuna "antitau" denir..

Lepton, temel parçacıklardan birisidir ve maddenin yapı taşıdır. En çok bilinen lepton, atomda bulunarak atomun kimyasal özelliklerini belirleyerek neredeyse tüm kimyayı oluşturan elektrondur. İki temel lepton sınıfı vardır: yüklü leptonlar ve nötr leptonlar. Yüklü leptonlar diğer parçacıklarla birleşerek atom ya da pozitronyum gibi bileşik parçacıklar meydana getirirken nötrinolar diğer parçacıklarla etkileşime girmezler ve bu sebepten algılanmaları çok zordur.

<span class="mw-page-title-main">Standart Model</span>

Standart Model, gözlemlenen maddeyi oluşturan, şimdiye dek bulunmuş temel parçacıkları ve bunların etkileşmesinde önemli olan üç temel kuvveti açıklayan kuramdır.

'Müon, elektron benzeri-1 e yük ve 1/2 spinli ancak daha yüksek kütleye sahip bir temel parçacık. Müon parçacığı, lepton olarak sınıflandırılmıştır. Diğer leptonlar gibi, Müonun da daha küçük parçacıklara indirgenemeyen bir parçacık olduğu düşünülmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Nötrino</span> atom altı ya da temel parçacıklardan biri

Nötrino, ışık hızına yakın hıza sahip olan, elektriksel yükü sıfır olan ve maddelerin içinden neredeyse hiç etkileşmeden geçebilen temel parçacıklardandır. Bu özellikleri nötrinoların algılanmasını oldukça zorlaştırmaktadır. Nötrinoların çok küçük, ancak sıfır olmayan durgun kütleleri vardır. Yunan alfabesindeki ν (nü) ile gösterilir.

Parçacık fiziğinde şu anda bilinen ve kuramsal olan temel parçacıkları ve bu parçacıklarla oluşturulabilen bileşik parçacıkları içeren listedir.

<span class="mw-page-title-main">Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık</span>

Zayıf etkileşimli büyük kütleli parçacık, egzotik parçacıklardan oluşan karanlık madde adayıdır.

<span class="mw-page-title-main">Temel parçacık</span> Başka parçacıklardan oluştuğu bilinmeyen parçacıklar.

Temel parçacıklar, bilinen hiçbir alt yapısı olmayan parçacıklardır. Bu parçacıklar evreni oluşturan maddelerin temel yapıtaşıdır. Standart Model'de kuarklar, leptonlar ve ayar bozonları temel taneciklerdir.

<span class="mw-page-title-main">Nesil (parçacık fiziği)</span>

Parçacık fiziğinde nesil veya aile temel taneciklerin oluşturduğu şubelerden her birine verilen addır. Nesillerde yer alan parçacıklar yalnızca kütleleri ile birbirlerinden ayrılırlar. Bütün etkileşimler ya da kuantum sayıları aynıdır.

Kuramsal fizikte, parçacıksız fizik, parçacık fiziğindeki Standart Model ile açıklanamayan ve bileşenleri ölçeklere göre değişmeyen varsayımsal maddelerin olduğu şüpheli bir kuramdır, Howard Georgi bu kuramını Parçacıksız Fizik ve Parçacıksız Fizik Hakkındaki Diğer Gariplikler makalesi ile 2007'de ortaya atmıştır. Makalelerini, görüngübilimini, parçacıksız fiziğin özelliklerini ve parçacık fiziği, astrofizik, kozmoloji, CP bozması, lepton bozması, müon bozunması, nötrino salınımı ve süpersimetriyi de araştırmasıyla birlikte düzenli olarak yayınlamıştır.

Standart Model ötesi fizik ile Standart modeldeki kütlenin kökeni, güçlü CP problemi, nötrino salınımı, baryon asimetrisi ve karanlık madde ve karanlık enerjinin doğası gibi kuramsal olarak geliştirilmiş olayların açıklanmaya çalışılması kastedilir.Standart model’in matematiksel taslağında bulunan başka problem de genel görelilik ile olan tutarsızlığı ve iki kuramında kesin koşullarda geçerli çökmesidir.. Standart model’in ötesinde süper simetri sayesinde en düşük süper simetrik standart model (MSSM) ve hemen hemen en düşük süper simetrik standart model (NMSSM), yapılan değişik açıklamalar sayesinde de sicim kuramı, M-kuramı ve fazladan boyutlar gibi çeşitli uzantılar bulunur. Kuramların hepsi güncel olayın bütünlüğünü tekrar üretmeye yatkın olduğundan, Her şeyin Kuramı’na adım atmaya ya da bunu bulmaya en yakın kuram sadece deneyler vasıtayla bulunabileceğinden kuramsal ve deneysel fizikteki en aktif konulardan biri standart modelin ötesindeki fiziktir.

Standart solar model (SSM), güneşi küresel bir gaz topu olarak ele alan matematiksel bir yaklaşımdır. Teknik olarak simetrik küresel durağanımsı bir yıldız modeli olan bu model, yıldızsal yapıyı tarif eden basit fizik prensiplerinden elde edilmiş birçok diferansiyel denkleme sahiptir. Bu model, güneşin ışıklılığı, çapı, yaşı ve bileşenleri gibi iyi bilinen sınır koşullara bağlıdır. Güneş'in yaşı direkt olarak ölçülemez. Tahmini bir değer bulmanın yollarından biri en eski meteorların yaşını bulmak ve Güneş sisteminin gelişim modellerine bakmaktır. Günümüzdeki Güneş'in fotosferinin yapısı %74,9 oranında hidrojen ve %23.8 oranında helyumdan oluşmaktadır. Astronomide metaller denilen tüm ağır elementler ise %2den daha az bir kütleye tekabül etmektedir. Standart solar model yıldızsal gelişim teorisinin doğruluğunu test etmek için kullanılmaktadır. Aslında, iki serbest parametre olan helyum mevcudiyeti ve karışma uzunluğu değerlerini bulmanın tek yolu SSMyi gözlemlenen güneşe "uygun" hale getirecek şekilde ayarlamaktır.

<span class="mw-page-title-main">Arthur B. McDonald</span> Kanadalı fizikçi

Arthur Bruce McDonald, Kanadalı astrofizikçi. McDonald Sudbury Nötrino Gözlemevi Enstitüsü direktörü ve Kingston, Ontario'da bulunan Queen Üniversitesi'nde parçacık astrofiziği dalında Gordon ve Patricia Gray Kürsüsü başkanıdır. Japon fizikçi Takaaki Kajita ile ortaklaşa 2015 Nobel Fizik Ödülü'ne layık görülmüştür.

Sudbury Nötrino Gözlemevi (SNG), Kanada’nın Ontario vilayetinde Sudbury şehrindeki Creighton Madeni’nde bulunan, yerin 2100m altındaki bir nötrino gözlemevidir. Detektör, güneş nötrinolarını geniş bir ağır su haznesiyle olan etkileşimleriyle tespit etmek için tasarlanmış.

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

Süper-Kamiokande Hida, Gifu, Japonya'da kurulmuş bir nötrino gözlemevidir. Bu gözlemevi proton bozunması, güneş ve atmosfer nötrinolarını incelemek ve Samanyolu'ndaki süpernovalara gözcülük etmek için kurulmuştur.

Çeşni, parçacık fiziğinde, bir temel parçacığın türünü ifade etmek için kullanılan terimdir. Standart Model'e göre kuarkların yukarı, aşağı, tılsım, acayip, üst ve alt; leptonların ise elektron, müon, tau, elektron nötrinosu, müon nötrinosu ve tau nötrinosu olmak üzere altışar çeşnisi vardır.

Borexino, düşük enerjili (alt-MeV) güneş nötrinolarını incelemek için oluşturulmuş bir parçacık fiziği deneyidir.

<span class="mw-page-title-main">Homestake deneyi</span>

Homestake deneyi astrofizikçiler Raymond Davis, Jr. ve John Bahcall tarafından 1960'ların sonunda yapılan bir deneydir. Amacı Güneş'te meydana gelen nükleer füzyondan yayılan nötrinoları toplamak ve saymaktı. Deney, güneş nötrinolarını başarılı bir şekilde tespit edip sayan ilk deneydi ve sonuçlardaki tutarsızlık, solar nötrino problemini yarattı. Deney 1970'den 1994'e kadar sürekli olarak yürütüldü.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.