Neutrino - Historie editací

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\)“

2022-08-14T14:52:55Z

Nahrazení textu „</math>“ textem „\)</big>“

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:52
Řádka 13:		Řádka 13:
	\| objev = ν<sub>e</sub>: [[Clyde Cowan]] a [[Frederick Reines]] (1956), ν<sub>μ</sub>: [[Leon Lederman]], [[Melvin Schwartz]] a [[Jack Steinberger]] (1962), ν<sub>τ</sub>: [[DONUT]] (2000)		\| objev = ν<sub>e</sub>: [[Clyde Cowan]] a [[Frederick Reines]] (1956), ν<sub>μ</sub>: [[Leon Lederman]], [[Melvin Schwartz]] a [[Jack Steinberger]] (1962), ν<sub>τ</sub>: [[DONUT]] (2000)
	}}		}}
-	'''Neutrino''' a '''antineutrino''' jsou [[elementární částice]] ze skupiny [[lepton]]ů. Vzniká při jaderných reakcích, které zahrnují [[beta rozpad]]. Má [[spin]] <big>\(\hbar/2</~~math~~>, a proto patří mezi [[fermion]]y. Jeho [[hmotnost]] je velmi malá ve srovnání s většinou elementárních částic, avšak poslední experimenty ukazují, že je nenulová (vizte [[Super-Kamiokande]]). Jeho [[elektrický náboj]] je nulový, nepůsobí na něj ani [[silná interakce\|silná]] ani [[elektromagnetická síla\|elektromagnetická]] [[základní interakce\|interakce]], ale jen [[slabá interakce]] a velmi slabě také [[gravitace]].	+	'''Neutrino''' a '''antineutrino''' jsou [[elementární částice]] ze skupiny [[lepton]]ů. Vzniká při jaderných reakcích, které zahrnují [[beta rozpad]]. Má [[spin]] <big>$\hbar/2$</big>, a proto patří mezi [[fermion]]y. Jeho [[hmotnost]] je velmi malá ve srovnání s většinou elementárních částic, avšak poslední experimenty ukazují, že je nenulová (vizte [[Super-Kamiokande]]). Jeho [[elektrický náboj]] je nulový, nepůsobí na něj ani [[silná interakce\|silná]] ani [[elektromagnetická síla\|elektromagnetická]] [[základní interakce\|interakce]], ale jen [[slabá interakce]] a velmi slabě také [[gravitace]].
	Jeho [[účinný průřez]] pro slabou interakci je velmi malý, proto neutrina procházejí běžnou hmotou, třeba celou [[Země\|zeměkoulí]], většinou bez jakékoli reakce. [[Slunce]] emituje neutrina o energii několika [[Elektronvolt\|MeV]] a pokud bychom chtěli zachytit aspoň [[polovina\|polovinu]] z nich, potřebovali bychom k tomu blok [[olovo\|olova]] o tloušťce asi [[1\|jeden]] [[světelný rok]] (~10<sup>16</sup>[[metr\|m]]). Detekce neutrin z vesmíru je tedy velmi náročná a vyžaduje velmi rozměrné detektory. Jinou možností výzkumu jejich vlastností je produkovat uměle svazky neutrin o velké [[energie\|energii]].		Jeho [[účinný průřez]] pro slabou interakci je velmi malý, proto neutrina procházejí běžnou hmotou, třeba celou [[Země\|zeměkoulí]], většinou bez jakékoli reakce. [[Slunce]] emituje neutrina o energii několika [[Elektronvolt\|MeV]] a pokud bychom chtěli zachytit aspoň [[polovina\|polovinu]] z nich, potřebovali bychom k tomu blok [[olovo\|olova]] o tloušťce asi [[1\|jeden]] [[světelný rok]] (~10<sup>16</sup>[[metr\|m]]). Detekce neutrin z vesmíru je tedy velmi náročná a vyžaduje velmi rozměrné detektory. Jinou možností výzkumu jejich vlastností je produkovat uměle svazky neutrin o velké [[energie\|energii]].
	== Druhy neutrin ==		== Druhy neutrin ==
Řádka 26:		Řádka 26:
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Elektronové neutrino		\|style="background:#efefef;"\| Elektronové neutrino
-	\| <big>\(\nu_e\,</~~math~~>	+	\| <big>$\nu_e\,$</big>
	\| < 2.5 eV		\| < 2.5 eV
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Elektronové antineutrino		\|style="background:#efefef;"\| Elektronové antineutrino
-	\| <big>\(\bar{\nu}_e\,</~~math~~>	+	\| <big>$\bar{\nu}_e\,$</big>
	\| < 2.5 eV		\| < 2.5 eV
	\|-		\|-
Řádka 36:		Řádka 36:
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Mionové neutrino		\|style="background:#efefef;"\| Mionové neutrino
-	\| <big>\(\nu_\mu\,</~~math~~>	+	\| <big>$\nu_\mu\,$</big>
	\| < 170 keV		\| < 170 keV
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Mionové antineutrino		\|style="background:#efefef;"\| Mionové antineutrino
-	\| <big>\(\bar{\nu}_\mu\,</~~math~~>	+	\| <big>$\bar{\nu}_\mu\,$</big>
	\| < 170 keV		\| < 170 keV
	\|-		\|-
Řádka 46:		Řádka 46:
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Tau neutrino		\|style="background:#efefef;"\| Tau neutrino
-	\| <big>\(\nu_{\tau}\,</~~math~~>	+	\| <big>$\nu_{\tau}\,$</big>
	\| < 18 MeV		\| < 18 MeV
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Tauonové antineutrino		\|style="background:#efefef;"\| Tauonové antineutrino
-	\| <big>\(\bar{\nu}_\tau\,</~~math~~>	+	\| <big>$\bar{\nu}_\tau\,$</big>
	\| < 18 MeV		\| < 18 MeV
	\|}		\|}

Sysop: Nahrazení textu „ $“ textem „$ \(“

2022-08-14T14:49:34Z

Nahrazení textu „<math>“ textem „<big>\(“

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:49
Řádka 13:		Řádka 13:
	\| objev = ν<sub>e</sub>: [[Clyde Cowan]] a [[Frederick Reines]] (1956), ν<sub>μ</sub>: [[Leon Lederman]], [[Melvin Schwartz]] a [[Jack Steinberger]] (1962), ν<sub>τ</sub>: [[DONUT]] (2000)		\| objev = ν<sub>e</sub>: [[Clyde Cowan]] a [[Frederick Reines]] (1956), ν<sub>μ</sub>: [[Leon Lederman]], [[Melvin Schwartz]] a [[Jack Steinberger]] (1962), ν<sub>τ</sub>: [[DONUT]] (2000)
	}}		}}
-	'''Neutrino''' a '''antineutrino''' jsou [[elementární částice]] ze skupiny [[lepton]]ů. Vzniká při jaderných reakcích, které zahrnují [[beta rozpad]]. Má [[spin]] <~~math~~>\hbar/2</math>, a proto patří mezi [[fermion]]y. Jeho [[hmotnost]] je velmi malá ve srovnání s většinou elementárních částic, avšak poslední experimenty ukazují, že je nenulová (vizte [[Super-Kamiokande]]). Jeho [[elektrický náboj]] je nulový, nepůsobí na něj ani [[silná interakce\|silná]] ani [[elektromagnetická síla\|elektromagnetická]] [[základní interakce\|interakce]], ale jen [[slabá interakce]] a velmi slabě také [[gravitace]].	+	'''Neutrino''' a '''antineutrino''' jsou [[elementární částice]] ze skupiny [[lepton]]ů. Vzniká při jaderných reakcích, které zahrnují [[beta rozpad]]. Má [[spin]] <big>\(\hbar/2</math>, a proto patří mezi [[fermion]]y. Jeho [[hmotnost]] je velmi malá ve srovnání s většinou elementárních částic, avšak poslední experimenty ukazují, že je nenulová (vizte [[Super-Kamiokande]]). Jeho [[elektrický náboj]] je nulový, nepůsobí na něj ani [[silná interakce\|silná]] ani [[elektromagnetická síla\|elektromagnetická]] [[základní interakce\|interakce]], ale jen [[slabá interakce]] a velmi slabě také [[gravitace]].
	Jeho [[účinný průřez]] pro slabou interakci je velmi malý, proto neutrina procházejí běžnou hmotou, třeba celou [[Země\|zeměkoulí]], většinou bez jakékoli reakce. [[Slunce]] emituje neutrina o energii několika [[Elektronvolt\|MeV]] a pokud bychom chtěli zachytit aspoň [[polovina\|polovinu]] z nich, potřebovali bychom k tomu blok [[olovo\|olova]] o tloušťce asi [[1\|jeden]] [[světelný rok]] (~10<sup>16</sup>[[metr\|m]]). Detekce neutrin z vesmíru je tedy velmi náročná a vyžaduje velmi rozměrné detektory. Jinou možností výzkumu jejich vlastností je produkovat uměle svazky neutrin o velké [[energie\|energii]].		Jeho [[účinný průřez]] pro slabou interakci je velmi malý, proto neutrina procházejí běžnou hmotou, třeba celou [[Země\|zeměkoulí]], většinou bez jakékoli reakce. [[Slunce]] emituje neutrina o energii několika [[Elektronvolt\|MeV]] a pokud bychom chtěli zachytit aspoň [[polovina\|polovinu]] z nich, potřebovali bychom k tomu blok [[olovo\|olova]] o tloušťce asi [[1\|jeden]] [[světelný rok]] (~10<sup>16</sup>[[metr\|m]]). Detekce neutrin z vesmíru je tedy velmi náročná a vyžaduje velmi rozměrné detektory. Jinou možností výzkumu jejich vlastností je produkovat uměle svazky neutrin o velké [[energie\|energii]].
	== Druhy neutrin ==		== Druhy neutrin ==
Řádka 26:		Řádka 26:
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Elektronové neutrino		\|style="background:#efefef;"\| Elektronové neutrino
-	\| <~~math~~>\nu_e\,</math>	+	\| <big>\(\nu_e\,</math>
	\| < 2.5 eV		\| < 2.5 eV
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Elektronové antineutrino		\|style="background:#efefef;"\| Elektronové antineutrino
-	\| <~~math~~>\bar{\nu}_e\,</math>	+	\| <big>\(\bar{\nu}_e\,</math>
	\| < 2.5 eV		\| < 2.5 eV
	\|-		\|-
Řádka 36:		Řádka 36:
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Mionové neutrino		\|style="background:#efefef;"\| Mionové neutrino
-	\| <~~math~~>\nu_\mu\,</math>	+	\| <big>\(\nu_\mu\,</math>
	\| < 170 keV		\| < 170 keV
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Mionové antineutrino		\|style="background:#efefef;"\| Mionové antineutrino
-	\| <~~math~~>\bar{\nu}_\mu\,</math>	+	\| <big>\(\bar{\nu}_\mu\,</math>
	\| < 170 keV		\| < 170 keV
	\|-		\|-
Řádka 46:		Řádka 46:
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Tau neutrino		\|style="background:#efefef;"\| Tau neutrino
-	\| <~~math~~>\nu_{\tau}\,</math>	+	\| <big>\(\nu_{\tau}\,</math>
	\| < 18 MeV		\| < 18 MeV
	\|-		\|-
	\|style="background:#efefef;"\| Tauonové antineutrino		\|style="background:#efefef;"\| Tauonové antineutrino
-	\| <~~math~~>\bar{\nu}_\tau\,</math>	+	\| <big>\(\bar{\nu}_\tau\,</math>
	\| < 18 MeV		\| < 18 MeV
	\|}		\|}

Sysop: 1 revizi

2013-07-21T13:19:38Z

1 revizi

← Starší verze

Verze z 21. 7. 2013, 13:19

Sysop: Nahrazení textu

2011-04-14T21:50:32Z

Nahrazení textu

Nová stránka

{{ Infobox částice
| název = Neutrino
| klasifikace = [[Elementární částice]] [[Fermion]]y [[Lepton]]y
| antičástice = [[antineutrino]]
| symboly = νe, νμ, ντ
| hmotnost eV = > 0
| jednotka = eV
| náboj e = 0
| spin = {{zlomek|1|2}}
| střední doba života = stabilní
| interakce = [[slabá interakce]]
| předpověď = νe: [[Wolfgang Pauli]] (1930)
| objev = νe: [[Clyde Cowan]] a [[Frederick Reines]] (1956), νμ: [[Leon Lederman]], [[Melvin Schwartz]] a [[Jack Steinberger]] (1962), ντ: [[DONUT]] (2000)
}}
'''Neutrino''' a '''antineutrino''' jsou [[elementární částice]] ze skupiny [[lepton]]ů. Vzniká při jaderných reakcích, které zahrnují [[beta rozpad]]. Má [[spin]] <math>\hbar/2</math>, a proto patří mezi [[fermion]]y. Jeho [[hmotnost]] je velmi malá ve srovnání s většinou elementárních částic, avšak poslední experimenty ukazují, že je nenulová (vizte [[Super-Kamiokande]]). Jeho [[elektrický náboj]] je nulový, nepůsobí na něj ani [[silná interakce|silná]] ani [[elektromagnetická síla|elektromagnetická]] [[základní interakce|interakce]], ale jen [[slabá interakce]] a velmi slabě také [[gravitace]].
Jeho [[účinný průřez]] pro slabou interakci je velmi malý, proto neutrina procházejí běžnou hmotou, třeba celou [[Země|zeměkoulí]], většinou bez jakékoli reakce. [[Slunce]] emituje neutrina o energii několika [[Elektronvolt|MeV]] a pokud bychom chtěli zachytit aspoň [[polovina|polovinu]] z nich, potřebovali bychom k tomu blok [[olovo|olova]] o tloušťce asi [[1|jeden]] [[světelný rok]] (~1016[[metr|m]]). Detekce neutrin z vesmíru je tedy velmi náročná a vyžaduje velmi rozměrné detektory. Jinou možností výzkumu jejich vlastností je produkovat uměle svazky neutrin o velké [[energie|energii]].
== Druhy neutrin ==
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0" align="right" style="; margin: 0 0 1em 1em; font-size:"
|+Přehled neutrin
|-style="background:#efefef;"
![[Fermion]]
!Symbol
![[Klidová hmotnost|Hmotnost]]
|-
!colspan="3" style="background:#ffdead;"|Rodina elektronu
|-
|style="background:#efefef;"| Elektronové neutrino
| <math>\nu_e\,</math>
| < 2.5 eV
|-
|style="background:#efefef;"| Elektronové antineutrino
| <math>\bar{\nu}_e\,</math>
| < 2.5 eV
|-
!colspan="3" style="background:#ffdead;"|Rodina mionu
|-
|style="background:#efefef;"| Mionové neutrino
| <math>\nu_\mu\,</math>
| < 170 keV
|-
|style="background:#efefef;"| Mionové antineutrino
| <math>\bar{\nu}_\mu\,</math>
| < 170 keV
|-
!colspan="3" style="background:#ffdead;"|Rodina tauonu
|-
|style="background:#efefef;"| Tau neutrino
| <math>\nu_{\tau}\,</math>
| < 18 MeV
|-
|style="background:#efefef;"| Tauonové antineutrino
| <math>\bar{\nu}_\tau\,</math>
| < 18 MeV
|}
Známe tři typy neutrin: '''[[elektron|elektronové]] neutrino''' νe, '''[[mion|mionové]] neutrino''' νμ a '''[[tauon|tauonové]] neutrino''' ντ, pojmenované podle jim odpovídajícím [[lepton]]ům ve [[Standardní model|standardním modelu]] (viz tabulku). Zatím nejlepší odhad počtu neutrin pozorováním [[rozpad]]u [[boson W a Z|bosonu Z]]. Tato [[částice]] se může rozpadat na kterékoli neutrino a jeho [[antihmota|antineutrino]]. Jeho doba života tak závisí na počtu druhů neutrin, čím více druhů neutrin, tím více možností rozpadu a tak i kratší doba života. Poslední měření ukazují počet typů lehkých neutrin (hmotnosti < 1[[Elektronvolt|MeV]]) na 2.984±0.008.<ref>[http://pdg.lbl.gov/2004/listings/lxxx.html Leptons]</ref> Zároveň bylo roku 2007 ve [[Fermilab|Fermiho laboratoři]] experimentálně potvrzeno, že druhy neutrin jsou tři. Dalším faktem potvrzujícím existenci právě šesti [[lepton]]ů je, že známe právě šest jim odpovídajících [[kvark]]ů. Avšak nezvratný důkaz, že existují jen tři druhy neutrin, zůstává těžko splnitelným úkolem [[částicová fyzika|částicové fyziky]].
=== Oscilace neutrin ===
Když se postavily první detektory neutrin, měření zachycovala stopy mnohem méně elektronových neutrin než byl teoretický předpoklad. Což by mohlo znamenat, že naše představa o procesech probíhajících ve [[Slunce|Slunci]] je chybná. Řešením problému by mohla být například nižší teplota [[Slunce]], ale to neodpovídá jiným měřením. Jako [[pravděpodobnost|nejpravděpodobnější]] se jeví [[oscilace neutrin]], děj při němž se mění typ neutrina. Aby takováto [[hypotéza]] mohla platit, musí mít neutrina [[hmotnost]]. Dalším významným zlomem by bylo prokázání [[hypotéza|hypotézy]], kterou jako první vyslovil [[Itálie|italský]] fyzik [[Ettore Majorana]], že neutrino a [[antihmota|antineutrino]] je ve skutečnosti ta samá [[částice]].
== Historie ==
Neutrino poprvé předpověděl [[Wolfgang Pauli]] roku [[1931]], kdy vysvětlil spektrum [[beta rozpad]]u, rozpadu [[neutron]]u na [[proton]] a elektron. Pauli předpověděl vznik nedetekované částice o energii a momentu hybnosti rovným pozorovanému úbytku těchto hodnot u produktů oproti původním částicím. Vzhledem k jejich malé reaktivnosti trvalo [[25 (číslo)|25]] [[rok|let]] od vyslovení hypotézy i jejich existenci k jejímu experimentálnímu ověření. Roku [[1956]] [[Clyde Cowan]], [[Frederick Reines]], F. B. Harrison, H. W. Kruse, a A. D. McGuire zveřejnili článek ''Detekce volných neutrin: potvrzeno'' v časopise [[Science]], výzkum byl později odměněn [[Nobelova cena za fyziku|Nobelovou cenou za fyziku]]. Název neutrino vytvořil [[Enrico Fermi]], autor první teorie popisující chování neutrin. Jde o slovní hříčku. V [[italština|italštině]] znamená ''neutrone'', název pro neutron, velký a neutrální, kdežto ''neutrino'' malý a neutrální .
Roku [[1962]] [[Leon M. Lederman]], [[Melvin Schwartz]] a [[Jack Steinberger]] dokázali, že existuje více typů neutrin detekcí [[mion]]ového neutrina. Když byl v [[SLAC]] roku [[1975]] poprvé pozorován třetí [[lepton]] - [[tau]], začala se předpokládat i existence odpovídajícího neutrina. První důkaz existence třetího neutrina bylo pozorování chybějící energii a momentu hybnosti při tau rozpadu podobnému beta rozpadu. První pozorování interakce tauonového neutrina oznámil projekt [[DONUT]] ve [[Fermilab]]u jako poslední částice [[Standardní model|Standardního Modelu]], jejíž interakce před tím nebyla pozorována.
== Hmotnost ==
[[Standardní Model]] původně předpokládal, že jsou neutrina nehmotná, avšak přidání hmotnosti neutrin není obtížné a poslední experimenty ukazují, že neutrina opravdu mají [[hmotnost]].
Nejpřísněji klade horní hranici hmotnosti [[kosmologie]]. Model [[Velký třesk|velkého třesku]] předpokládá, že je tu stálý poměr počtu neutrin a [[foton]]ů v [[kosmické záření|kosmickém záření]]. Kdyby celková hmotnost všech třech typů neutrin překročila 50 [[elektronvolt|eV]] (na neutrino), bylo by ve vesmíru tolik hmoty, že by se zhroutil. Tuto hranici by šlo překonat předpokladem, že je neutrino nestabilní, avšak toto by bylo obtížné začlenit do Standardního modelu.
Nyní je široce přijímáno, že neutrina jsou hmotná.<ref>Jedna z teorií [[Kvantová gravitace|kvantové gravitace]], navržená [[Burkhard Heim|Burkhardem Heimem]] roku [[1980]], obsahuje předpověď hmotnosti, která stále odpovídá experimentálním odhadům hmotnosti.</ref> Pokud se podíváme na [[Standardní model]], zjistíme, že hmotná neutrina na rozdíl od nehmotných mohou měnit svůj typ. Tento fenomén - [[oscilace neutrin]], je schopen vysvětlit, proč pozorujeme mnohem méně elektronových neutrin, než kolik jich podle předpokladů má na Zemi dopadat ze [[Slunce]].
== Zdroje neutrin ==
=== Umělé zdroje ===
[[Jaderný reaktor|Jaderné elektrárny]] jsou nejvýznamnějším zdrojem neutrin v důsledku lidské činnosti. V běžné jaderné elektrárně vzniká přes 50,000 neutrin každou sekundu. V [[Urychlovač částic|urychlovači částic]] rovněž vznikají neutrina.
=== Planeta [[Země]] ===
Neutrina vznikají v důsledku přirozeného [[radioaktivní rozpad|radioaktivního rozpadu]] [[hornina|hornin]].
=== [[Atmosféra]] ===
Při interakci [[kosmické záření|kosmického záření]] s [[atom]]y [[atmosféra|atmosféry]] vzniká množství [[částice|částic]], mimo jiné i neutrina.
=== [[Slunce]] ===
Při [[termonukleární reakce|jaderné fúzi]], která je hlavním energetickým zdrojem [[Slunce]], jsou neutrina jedním z výsledných produktů.
[[Raymond Davis Jr.]] a [[Masatoshi Koshiba]] byli roku [[2002]] odměněni [[Nobelova cena za fyziku|Nobelovu cenu za fyziku]] za jejich práci na detekci neutrin v kosmickém záření.
=== Kosmologické jevy ===

=== Reliktní neutrina ===
Neutrina vzniklá v raných dobách vesmíru, těsně po Velkém třesku. Ze všech možných částic ( kromě jiných ) jsou neutrina dostatečně stabilní i rychlá na to, aby nepodlehla interakcím se skrytou hmotou.
== Detektory neutrin ==
* [[Antarctic Muon And Neutrino Detector Array]]
* [[Project DUMAND]]
* [[Super-Kamiokande]]

== Poznámky ==
<references />

{{Částice}}{{Článek z Wikipedie}}
[[Kategorie:Leptony]]

Neutrino - Historie editací

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\)“

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\(“

Sysop: 1 revizi

Sysop: Nahrazení textu

Sysop: Nahrazení textu „ $“ textem „$ \(“