Pre nego što odgovorim na ovo pitanje, počeću sa malom istorijom. Ovde leži odgovor zašto je otkrivanje neutrina toliko važno. Mi smo veoma znatiželjni u prirodi i ponekad se pitam da li na ovoj planeti postoji osoba koja nikada nije gledala u nebo i zapitala se o zvezdama. Uvek smo mislili da je naš život nekako povezan sa njima i da zaista rađaju nauku o astronomiji.

Uvek smo se pitali o njima, od čega su napravljene, da li umiru kao mi ili žive zauvek? Ta pitanja su nas naterala da tražimo odgovore i pomogla nam da otključamo slojeve neba jedan za drugim. Od davnina, sunce nam je bilo čudesno. Ponekad ga čak stavimo na mesto Boga. Najvažnija debata vekova bila je da li je centar univerzuma Zemlja ili je to ipak Sunce. Ipak vreme je pokazalo da je Sunce gospodar naše galaksije i da je njegovo mesto središte Sunčevog sistema. Tehnologija je napredovala i pomogla nam da konačno dođemo do ovog zaključka, a svakog dana nam pomaže da otkrijemo nove stvari.

Početkom 20. veka Edvard Pikering i njegova grupa počeli su da klasifikuju zvezde prema spektru i tada smo saznali o spoljašnjem sloju zvezda, jer su ti spektri formirani u atmosferi zvezde. Ipak, to nam nije dalo nikakav trag o unutrašnjosti zvezde i nije razrešilo jednu od najvećih misterija – šta se događa u njihovoj unutrašnjosti. Zahvaljujući teoriji atoma i kvantnoj mehanici, dobili smo odgovor na pitanja emisije i apsorpcionih linija i mnogih drugih pojava koje se odvijaju unutar atoma. Hans Bete bio je prvi koji je precizno odgovarao na pitanja šta se to tačno događa unutar Sunca ili bilo koje zvezde. Ono što je obrazložio imalo je smisla.

image credit : nasa

Formiranje zvezda

Možemo da uporedimo zvezdu sa fudbalskom loptom. Jedina razlika je što fudbalska lopta ima prazan prostor unutra, ali zvezde ne. Još nešto, zvezde nazivaju i vatrenim loptama. Dakle, pitanje je odakle je došla vatrena lopta? Da li ima poreklo, jednostavno – da li se rađa i umire kao mi? Zapravo, odgovor je potvrdan!

U međuzvezdanom prostoru, oblaci i gasovi lebde okolo. Ovi gasovi su tako hladni i njihova temperature se spušta ispod nule. Ovde su gasovi uglavnom vodonik i ugljen–dioksid. Zbog tako niske temperature atomi se drže zajedno i stvaraju molekule i na taj način se povećava gustina. Znamo da se sa povećanjem gustine povećava i pritisak, a to dovodi do povećanja i same temperature. Ovde počinje da deluje gravitacija. Kako gasovi postaju gušći i gušći, gravitacija ih približava i centar postaje najgušći. Da to malo pribižimo jednom analogijom.

Ako ste posle fudbalske utakmice ikada pokušali da izađete sa stadiona odmah nakon kraja, primetili ste da se gomila gura i da roj ljudi dolazi sa svih strana. Čovek koji se nađe u sredini osetiće najveći pritisak. Gravitacija čini istu stvar, dovodi gasove sve bliže i bliže i gustina u centru postaje veća. Zbog razlike u nivou gustine između centra i spoljnog oblaka, centar se razbija u nekoliko fragmenata i svaki od njih ima oko 10 do 50 solarnih masa. Kada se svaki od fragmenata odvoji od drugih, on će imati sopstvenu gravitaciju i ugaoni momenat. Pošto ima sopstveni ugaoni moment, on će pretvoriti fragment nepravilnog oblika u rotirajući disk. Ova faza se naziva protozvezda.

Labavo vezana materija će pasti u disk zbog rotacije i napraviti visoku temperaturu i pritisak. U jednom trenutku temperatura će biti tako visoka da će termonuklearna fuzija početi da radi u jezgru i stvoriće zvezdani vetar koji ne dopušta bilo kakav dalji pad. Tako se rađa zvezda. Video ispod vam može pomoći da razumete bolje ono što sam upravo rekao.

Zvezdino gorivo života

Kao što sam rekao gravitacija komprimira zvezdu prema unutra, fuzija stvara vanjski pritisak i balansira zvezdu. Ali, to se može desiti na dva načina. Za zvezde nalik Suncu, to se događa preko p-p lančane reakcije, a za masivne zvezde kroz CNO cikluse. Neću opisivati CNO cikluse jer za današnju temu to nije toliko važno.

Dakle, osnovna stvar je da se dva protona sudaraju i oni prave deuteron (dešava se u dva koraka). U prvom koraku oni prave diproton, a zatim se dešava beta raspad, stvara se deuterijum, neutrino i pozitron se raspadaju. Ova reakcija je tako spora jer se najčešće vraća na dva protona. Kasnije se pozitron poništava elektronom i emituje dva fotona. Deuterijum se kasnije sudara sa drugim protonom i pravi helium3 izotop. Ovaj izotop helijuma sudara se sa drugim izotopom helijuma3 i pretvara se u helijum-4 jezgro, a oslobađaju se i neutrini.

.

Ovde je naša glavna svrha da se nosimo sa tim oslobođenim neutrinima. Fotonu su potrebne hiljade godina ka površini i onda putuje prema nama. Dakle, odavde možemo znati samo ono što se desilo hiljadama godina u unutrašnjosti Sunca, ali neutrino putuje bez ikakvih ograničenja. Dakle, otkrivanjem neutrina možemo stvarno saznati šta se događa unutra.

Svojstva neutrina i detekcija

Neutrini su veoma neuhvatljiva elementarna čestica. Imaju veoma mali presek, što znači da retko interaguju sa bilo čim. Pripadaju elementarnim česticama lepton grupe. Druge čestice u ovoj grupi su elektron, muon i taon. To je skoro bezmasna čestica i veoma izobilna u međuzvezdanoj sredini.

wikimedia CC BY-SA 4.0 By SNO Tokom 1970. godine, Rejmond Davis je pokušao da izmeri neutrine koji dolaze od Sunca. Njegova laboratorija bila je oko milje pod zemljom u Južnoj Dakoti. Pošto neutrino slabo intereaguje sa drugim materijama, detektori su osigurali merenje neutrina koji putuju tačno osam minuta od Sunca. Njegov uređaj je sadržao oko 65 000 kilograma tečnosti za čišćenje i 10 000 galona ugljen tetrahlorida. Ideja je bila da se neutrino sudari sa izotopom hlora (³⁷Cl₁₇), da bi proizveo radioaktivni izotop argona (³⁷Ar₁₈) sa polu-životom od 35 dana. Jednu stvar je važno zapamtiti – prag energije treba da bude niži od energije oslobađanja neutrina tokom p-p lančane reakcije: ³⁷Cl₁₇ + = ³⁷Ar₁₈ + e^-

Svakih nekoliko meseci on i njegove kolege prikupljali su količine proizvedenog argona, a količina se meri u SNU (solarna neutrino jedinica). 1 SNU je isti kao 10-36 reakcija po ciljnim atomima u sekundi. Na osnovu teorijskih postavki trebalo je svaki dan meriti neutrino, ali je eksperiment pokazao da je to moguće svaka dva dana. Dakle, postajalo je ogromno neslaganje između teorije i eksperimenta.

Drugi detektori za detekciju neutrina takođe su potvrdili ovo neslaganje. Jedan od njih je i Kamiokande u Japanu, koji radi na metodi detekcije Čerenkovljevog zračenja, kada neutrino rasipa elektrone i kao rezultat se elektron kreće brzinom bržom od svetlosti u medijumu. Koristili su 50 000 tona čiste vode i otkrili polovinu neutrina predviđenih teorijom.

Sovjetsko-američki eksperiment s galijumom i Gallex takođe nailaze na isti problem. Njihova metoda je bila zasnovana na interakciji neutrina sa galijumom, što dovodi do stvaranja germanijuma

⁷¹Ga₃₁ + = ⁷¹Ge₃₂ + e^-

Ovaj problem u neslaganju poznat je kao problem solarnih neutrina

.

Rešenje

Problemu se može pristupiti na dva načina. Prvo, možda solarni model nije ispravan ili se nešto desi neutrinu na putu ka Zemlji. Prvo, solarni model je ponovo ispitan, a to uključuje brzinu nuklearne reakcije, neprozirnost, strukture unutrašnjosti, ali još uvek nije bilo napretka u rešavanju problema.

Tada je grupa naučnika predložila model i prema njima nema ništa loše u solarnom modelu. Ono što se dešava je promena neutrina u druge tipove. Svi neutrini oslobođeni u p-p lančanoj reakciji su elektronski neutrino, ali u prirodi postoje i muon i taon neutrino. Dakle, na putu od Sunca do Zemlje, on se menja od elektronskog neutrina do drugih tipova. Pošto su detektori osetljivi samo na elektronski neutrino, dobijamo manje neutrina nego što je predviđeno. Ovaj efekat je poznat kao Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein efekat. Ovo je dopuna elektroslabe teorije. Dakle, ova tranzicija se dešava zato što elektronski neutrino stupa u interakciju sa elektronima na putu ka površini. Oni su oscilirali ka različitim tipovima.

Jedna od posledica ove teorije jeste da bi neutrino trebalo da ima masu. Ovi prelazi nisu mogući ako je neutrino bez mase. Ova teorija je kasnije dokazana super Kamiokande detektorima, 1998. godine, dok su posmatrali neutrine nastale kosmičkim zracima na Zemljinoj atmosferi. Devis i Masatoshi Kosiba su 2002. godine dobili Nobelovu nagradu za svoj doprinos u otkrivanju neutrina. To je sve za danas. Želim vam lep ostatak dana.

Reference

1. Carroll and Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics

2. Olga Atanackovic, General Atrophysics

3. Mirjana Vukicevic, Theoretical Astrophysics

4.Hyperphysics

5.math.ucr