Nötrino

Nötrino / Antinötrino ⓘ

Nötrinoları tespit etmek için hidrojen kabarcık odasının ilk kullanımı, 13 Kasım 1970'te Argonne Ulusal Laboratuvarı'nda. Burada bir nötrino hidrojen atomundaki bir protona çarpıyor; çarpışma fotoğrafın sağında üç izin çıktığı noktada gerçekleşiyor.
Kompozisyon	Temel parçacık
İstatistikler	Fermiyonik
Aile	Leptonlar, antileptonlar
Nesil	İlk ( ν e), ikinci ( ν μ) ve üçüncü ( ν τ)
Etkileşimler	Zayıf etkileşim ve kütle çekimi
Sembol	ν e, ν μ, ν τ, ν e, ν μ, ν τ
Parçacık	spin: ±+1/2ℏ, kiralite: Sol, zayıf izospin: -1/2, lepton nr: +1, { e, μ, τ } içinde "lezzet"
Antiparçacık	spin: ±+1/2ℏ, kiralite: Sağ, zayıf izospin: +1/2, lepton nr: -1, { e, μ, τ } içinde "lezzet"
Teorileştirilmiş	ν e, elektron nötrino: Wolfgang Pauli (1930) ν μ, müon nötrino: 1940'ların sonu ν τ, tau nötrinosu: 1970'lerin ortası
Keşfedildi	ν e: Clyde Cowan, Frederick Reines (1956) ν μ: Leon Lederman, Melvin Schwartz ve Jack Steinberger (1962) ν τ: DONUT işbirliği (2000)
Türleri	3 tip: elektron nötrino ( ν e ), müon nötrinosu ( ν μ ) ve tau nötrinosu ( ν τ )
Kütle	< 0,120 eV (< 2,14 × 10-37 kg), %95 güven düzeyi, 3 "tat" toplamı
Elektrik yükü	0 e
Spin	1/2ℏ
Zayıf izospin	LH: +1/2, RH: 0
Zayıf hiper şarj	LH: -1, RH: 0
B - L	−1
X	−3

Bir nötrino (/njuːˈtriːnoʊ/ new-TREE-noh; Yunanca ν harfiyle gösterilir), yalnızca zayıf etkileşim ve kütleçekim yoluyla etkileşen bir fermiyondur (spini 1/2 olan temel bir parçacık). Nötrino bu şekilde adlandırılmıştır çünkü elektriksel olarak nötrdür ve kalan kütlesi o kadar küçüktür ki (-ino) uzun süre sıfır olduğu düşünülmüştür. Nötrinonun kalan kütlesi, kütlesiz parçacıklar hariç bilinen diğer temel parçacıklarınkinden çok daha küçüktür. Zayıf kuvvet çok kısa bir menzile sahiptir, yerçekimi etkileşimi son derece zayıftır ve nötrinolar güçlü etkileşime katılmazlar. Bu nedenle nötrinolar tipik olarak normal maddenin içinden engelsiz ve tespit edilmeden geçerler. ⓘ

Zayıf etkileşimler nötrinoları üç leptonik türden birinde yaratır: elektron nötrinoları (
ν
_e), müon nötrinoları (
ν
_μ) veya tau nötrinoları (
ν
_τ), karşılık gelen yüklü lepton ile birlikte. Nötrinoların uzun süre kütlesiz olduğuna inanılmış olsa da, artık farklı küçük değerlere sahip üç ayrı nötrino kütlesi olduğu bilinmektedir, ancak üç kütle benzersiz bir şekilde üç tada karşılık gelmez. Belirli bir aromayla yaratılan bir nötrino, üç kütle durumunun belirli bir karışımıdır (bir kuantum süperpozisyonu). Diğer bazı nötr parçacıklara benzer şekilde, nötrinolar da bunun sonucu olarak uçuş sırasında farklı tatlar arasında salınırlar. Örneğin, bir beta bozunumu reaksiyonunda üretilen bir elektron nötrinosu uzaktaki bir detektörde müon veya tau nötrinosu olarak etkileşime girebilir. Her ne kadar 2019 itibariyle sadece üç kütle değerinin kareleri arasındaki farklar bilinse de, kozmolojik gözlemler üç kütlenin toplamının (< 2,14 × 10-37 kg) elektron kütlesinin (9,11 × 10-31 kg) milyonda birinden daha az olması gerektiğini ima etmektedir. ⓘ

Her nötrino için, antinötrino adı verilen, 1/2 spine sahip ve elektrik yükü olmayan karşılık gelen bir antiparçacık da vardır. Antinötrinolar nötrinolardan zıt işaretli lepton sayısına ve zayıf izospine ve sol el yerine sağ el kiralitesine sahip olmaları ile ayrılırlar. Toplam lepton sayısını korumak için (nükleer beta bozunumunda), elektron nötrinoları yalnızca pozitronlar (anti-elektronlar) veya elektron-antinötrinolarla birlikte görünürken, elektron antinötrinoları yalnızca elektronlar veya elektron nötrinolarıyla birlikte görünür. ⓘ

Nötrinolar çeşitli radyoaktif bozunmalarla yaratılır; aşağıdaki liste kapsamlı değildir, ancak bu süreçlerden bazılarını içerir:

• Atom çekirdeklerinin ya da hadronların beta bozunumu,
• Bir yıldızın çekirdeğinde gerçekleşenler gibi doğal nükleer reaksiyonlar
• nükleer reaktörlerde, nükleer bombalarda veya parçacık hızlandırıcılarda yapay nükleer reaksiyonlar
• bir süpernova sırasında
• bir nötron yıldızının dönüşü sırasında
• Kozmik ışınlar ya da hızlandırılmış parçacık demetleri atomlara çarptığında ortaya çıkar. ⓘ

Dünya üzerinde tespit edilen nötrinoların çoğu Güneş'in içindeki nükleer reaksiyonlardan kaynaklanmaktadır. Dünya yüzeyindeki akı, santimetrekare başına saniyede yaklaşık 65 milyar (6,5×10¹⁰) güneş nötrinosudur. Nötrinolar dünyanın iç kısmının tomografisi için kullanılabilir. ⓘ

Araştırmalar, nötrinoların temel doğasını aydınlatmak için yoğun bir şekilde devam etmektedir:

• üç nötrino kütle değeri
• leptonik sektördeki CP ihlalinin derecesi (leptogeneze yol açabilir)
• Parçacık fiziğinin Standart Modelini bozabilecek fizik kanıtları, örneğin lepton sayısı korunumunun ihlaline kanıt olabilecek nötrinolsüz çift beta bozunumu. ⓘ

Tarih

Pauli'nin önerisi

Nötrino ilk olarak 1930 yılında Wolfgang Pauli tarafından beta bozunumunun enerji, momentum ve açısal momentumu (spin) nasıl koruyabildiğini açıklamak için ortaya atılmıştır. Beta bozunumunda gözlemlenen sürekli enerji spektrumlarını açıklamak için korunum yasalarının istatistiksel bir versiyonunu öneren Niels Bohr'un aksine Pauli, hem proton hem de elektronu adlandırmak için kullanılan aynı -on ekini kullanarak "nötron" adını verdiği tespit edilmemiş bir parçacık varsaydı. Bu yeni parçacığın beta bozunumu sürecinde elektron ya da beta parçacığı ile birlikte çekirdekten yayıldığını ve elektrona benzer bir kütleye sahip olduğunu düşündü. ⓘ

James Chadwick 1932'de çok daha büyük kütleli nötr bir nükleer parçacık keşfetti ve ona da nötron adını vererek aynı adı taşıyan iki tür parçacık ortaya çıkardı. "Nötrino" kelimesi, Temmuz 1932'de Paris'teki bir konferansta ve Pauli'nin de kullandığı Ekim 1933'teki Solvay Konferansı'nda kullanan Enrico Fermi aracılığıyla bilimsel sözlüğe girdi. Bu isim ("küçük nötr olan "ın İtalyanca karşılığı) Edoardo Amaldi tarafından Roma'daki Panisperna Fizik Enstitüsü'nde Fermi ile yaptığı bir konuşma sırasında, bu hafif nötr parçacığı Chadwick'in ağır nötronundan ayırt etmek için şaka yollu olarak ortaya atılmıştır. ⓘ

Fermi'nin beta bozunumu teorisinde, Chadwick'in büyük nötr parçacığı bir protona, elektrona ve daha küçük nötr parçacığa (şimdi elektron antinötrinosu olarak adlandırılıyor) bozunabilir:

n⁰
→
p⁺
+
e-
+
ν
e ⓘ

Fermi'nin 1934 yılında yazdığı makale, Pauli'nin nötrinosunu Paul Dirac'ın pozitronu ve Werner Heisenberg'in nötron-proton modeliyle birleştirdi ve gelecekteki deneysel çalışmalar için sağlam bir teorik temel sağladı. Nature dergisi, teorinin "gerçeklikten çok uzak" olduğunu söyleyerek Fermi'nin makalesini reddetti. Fermi makalesini bir İtalyan dergisine gönderdi ve bu dergi de makaleyi kabul etti, ancak bu erken tarihte teorisine yönelik genel ilgisizlik onun deneysel fiziğe geçmesine neden oldu. ⓘ

1934 yılına gelindiğinde, Bohr'un enerji korunumunun beta bozunumu için geçersiz olduğu fikrine karşı deneysel kanıtlar vardı: O yılın Solvay konferansında, beta parçacıklarının (elektronların) enerji spektrumlarının ölçümleri rapor edildi ve her tür beta bozunumundan gelen elektronların enerjisinde katı bir sınır olduğunu gösterdi. Enerjinin korunumu geçersizse böyle bir sınır beklenmez, bu durumda herhangi bir enerji miktarı en azından birkaç bozunumda istatistiksel olarak mevcut olacaktır. İlk kez 1934'te ölçülen beta bozunumu spektrumunun doğal açıklaması, yalnızca sınırlı (ve korunmuş) miktarda enerjinin mevcut olduğu ve yeni bir parçacığın bazen bu sınırlı enerjinin değişen bir kısmını alarak geri kalanını beta parçacığı için bıraktığı şeklindeydi. Pauli bu fırsattan yararlanarak henüz tespit edilememiş olan "nötrino "nun gerçek bir parçacık olması gerektiğini açıkça vurguladı. Nötrinoların gerçekliğine dair ilk kanıt 1938'de elektronun ve çekirdeğin geri tepmesinin eşzamanlı bulut odası ölçümleri yoluyla geldi. ⓘ

n⁰=p⁺+e^-+~ν_{e ⓘ}

Pauli, algılanamayan bir parçacığın girenler ve çıkanlar arasındaki enerji, momentum ve açısal momentum farkını taşıdığını teorik olarak ifade etmiştir. ⓘ

Doğrudan tespit

Fred Reines ve Clyde Cowan nötrino deneyini yürütürken c. 1956 ⓘ

1942 yılında Wang Ganchang nötrinoları deneysel olarak tespit etmek için beta yakalama yönteminin kullanılmasını önermiştir. Science dergisinin 20 Temmuz 1956 tarihli sayısında Clyde Cowan, Frederick Reines, Francis B. "Kiko" Harrison, Herald W. Kruse ve Austin D. McGuire nötrinoyu tespit ettiklerine dair teyit yayınladılar, Bu sonuç neredeyse kırk yıl sonra 1995 Nobel Ödülü ile ödüllendirildi. ⓘ

Günümüzde Cowan-Reines nötrino deneyi olarak bilinen bu deneyde, bir nükleer reaktörde beta bozunumu yoluyla yaratılan antinötrinolar protonlarla tepkimeye girerek nötron ve pozitronlar üretmiştir:

ν
_e +
p⁺
→
n⁰
+
e⁺ ⓘ

Pozitron hızla bir elektron bulur ve birbirlerini yok ederler. Ortaya çıkan iki gama ışını (γ) tespit edilebilir. Nötron, uygun bir çekirdek tarafından yakalanarak bir gama ışını salarak tespit edilebilir. Her iki olayın - pozitron yok oluşu ve nötron yakalanması - çakışması, bir antinötrino etkileşiminin benzersiz bir imzasını verir. ⓘ

Şubat 1965'te, Jacques Pierre Friederich (Friedel) Sellschop'un da dahil olduğu bir grup tarafından doğada bulunan ilk nötrino tanımlandı. Deney, Güney Afrika'da Boksburg yakınlarındaki East Rand ("ERPM") altın madeninde 3 km derinlikte özel olarak hazırlanmış bir odada gerçekleştirildi. Ana binadaki bir plaket bu keşfi anmaktadır. Deneyler aynı zamanda ilkel bir nötrino astronomisi uyguladı ve nötrino fiziği ve zayıf etkileşim konularını inceledi. ⓘ

Günümüzde Cowan-Reines nötrino deneyi olarak bilinen bu deneyde nötrinolar nükleer reaktördeki beta bozunmasında nötrinonun protona çarpması sonucu ortaya nötron ve pozitron çıkar. ⓘ

~ν_e+p⁺=n⁰+e^{+ ⓘ}

Günümüzde bu deney sonucu tahmin edilmiş olan ve ortaya çıkan parçacığın karşı-nötrino olduğu bilinmektedir. ⓘ

Nötrino aroması

Cowan ve Reines tarafından keşfedilen antinötrino, elektron nötrinosunun karşıt parçacığıydı. ⓘ

1962'de Lederman, Schwartz ve Steinberger, ilk olarak müon nötrinosunun (nötretto adıyla zaten varsayılmıştı) etkileşimlerini tespit ederek birden fazla nötrino türünün var olduğunu gösterdi, Bu da onlara 1988 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandırdı. ⓘ

Üçüncü lepton türü olan tau 1975 yılında Stanford Doğrusal Hızlandırıcı Merkezi'nde keşfedildiğinde, bununla ilişkili bir nötrinoya (tau nötrinosu) sahip olması da bekleniyordu. Bu üçüncü nötrino türü için ilk kanıt, elektron nötrinosunun keşfine yol açan beta bozunumuna benzer şekilde tau bozunumlarında kayıp enerji ve momentumun gözlemlenmesinden geldi. Tau nötrino etkileşimlerinin ilk tespiti 2000 yılında Fermilab'daki DONUT işbirliği tarafından duyuruldu; varlığı hem teorik tutarlılık hem de Büyük Elektron-Pozitron Çarpıştırıcısından elde edilen deneysel verilerle zaten çıkarılmıştı. ⓘ

Güneş nötrino sorunu

1960'larda, şu anda ünlü olan Homestake deneyi, Güneş'in çekirdeğinden gelen elektron nötrinolarının akısının ilk ölçümünü yaptı ve Standart Güneş Modeli tarafından öngörülen sayının üçte biri ile yarısı arasında bir değer buldu. Güneş nötrino problemi olarak bilinen bu tutarsızlık yaklaşık otuz yıl boyunca çözülememiş, hem deney hem de güneş modeliyle ilgili olası sorunlar araştırılmış, ancak hiçbiri bulunamamıştır. Sonunda, her ikisinin de aslında doğru olduğu ve aralarındaki tutarsızlığın nötrinoların daha önce varsayılandan daha karmaşık olmasından kaynaklandığı anlaşıldı. Üç nötrinonun sıfır olmayan ve biraz farklı kütlelere sahip olduğu ve bu nedenle Dünya'ya uçuşları sırasında tespit edilemeyen tatlara dönüşebilecekleri varsayıldı. Bu hipotez yeni bir dizi deneyle araştırıldı ve böylece halen devam etmekte olan yeni bir araştırma alanı açıldı. Nötrino salınımı olgusunun sonunda doğrulanması, Homestake deneyini tasarlayan ve yöneten R. Davis'e ve tüm nötrino tatlarını tespit edebilen ve hiçbir eksiklik bulamayan SNO deneyini yöneten A.B. McDonald'a iki Nobel ödülü kazandırdı. ⓘ

Salınım

Nötrino salınımlarını araştırmak için pratik bir yöntem ilk olarak 1957 yılında Bruno Pontecorvo tarafından kaon salınımları ile bir analoji kullanılarak önerildi; sonraki 10 yıl boyunca matematiksel formalizmi ve vakum salınımlarının modern formülasyonunu geliştirdi. 1985'te Stanislav Mikheyev ve Alexei Smirnov (Lincoln Wolfenstein'ın 1978'deki çalışmasını genişleterek) nötrinolar madde içinde yayılırken tat salınımlarının değişebileceğini belirttiler. Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein etkisi (MSW etkisi) olarak adlandırılan bu etkiyi anlamak önemlidir çünkü Güneş'teki füzyondan yayılan birçok nötrino, Dünya'daki dedektörlere giderken güneş çekirdeğindeki (esasen tüm güneş füzyonunun gerçekleştiği) yoğun maddeden geçer. ⓘ

1998'den başlayarak, deneyler güneş ve atmosfer nötrinolarının tat değiştirdiğini göstermeye başladı (bkz. Super-Kamiokande ve Sudbury Nötrino Gözlemevi). Bu, güneş nötrinosu sorununu çözdü: Güneş'te üretilen elektron nötrinoları kısmen, deneylerin tespit edemediği diğer tatlara dönüşmüştü. ⓘ

Güneş nötrino deneyleri gibi tek tek deneyler nötrino çeşnisi dönüşümünün salınımsız mekanizmalarıyla tutarlı olsa da, nötrino deneyleri bir bütün olarak ele alındığında nötrino salınımlarının varlığına işaret eder. Bu bağlamda özellikle ilgili olanlar KamLAND reaktör deneyi ve MINOS gibi hızlandırıcı deneyleridir. KamLAND deneyi gerçekten de salınımları güneş elektron nötrinolarında yer alan nötrino lezzet dönüşüm mekanizması olarak tanımlamıştır. Benzer şekilde MINOS da atmosferik nötrinoların salınımını doğrulamakta ve kütle kare bölünmesinin daha iyi belirlenmesini sağlamaktadır. Japonya'dan Takaaki Kajita ve Kanada'dan Arthur B. McDonald, nötrinoların tat değiştirebildiğine dair teorik ve deneysel bulgularıyla 2015 Nobel Fizik Ödülü'nü aldılar. ⓘ

Kozmik nötrinolar

Belirli kaynakların yanı sıra, iki ana kaynaktan meydana geldiği teorize edilen genel bir nötrino arka plan seviyesinin evrene yayılması beklenmektedir. ⓘ

Kozmik nötrino arka planı (Büyük Patlama kaynaklı) ⓘ

Büyük Patlama'dan yaklaşık 1 saniye sonra nötrinolar ayrışarak kozmik nötrino arka planı (CNB) olarak bilinen bir nötrino arka plan seviyesine yol açmıştır. ⓘ

Dağınık süpernova nötrino arka planı (Süpernova kaynaklı) ⓘ

R. Davis ve M. Koshiba 2002 Nobel Fizik Ödülü'ne ortaklaşa layık görülmüştür. Her ikisi de güneş nötrinosu tespiti konusunda öncü çalışmalar yürüttü ve Koshiba'nın çalışması ayrıca yakındaki Büyük Macellan Bulutu'ndaki SN 1987A süpernovasından gelen nötrinoların ilk gerçek zamanlı gözlemiyle sonuçlandı. Bu çabalar nötrino astronomisinin başlangıcını oluşturdu. ⓘ

SN 1987A, bir süpernovadan gelen nötrinoların doğrulanmış tek tespitini temsil etmektedir. Bununla birlikte, evrende birçok yıldız süpernova olmuş ve teorik olarak dağınık bir süpernova nötrino arka planı bırakmıştır. ⓘ

Özellikler ve reaksiyonlar

Nötrinolar yarım tamsayı spine (1/2ħ) sahiptir; bu nedenle fermiyonlardır. Nötrinolar leptondur. Yalnızca zayıf kuvvet aracılığıyla etkileştikleri gözlemlenmiştir, ancak kütleçekimsel olarak da etkileştikleri varsayılmaktadır. ⓘ

Lezzet, kütle ve karışımları

Zayıf etkileşimler nötrinoları üç leptonik türden birinde yaratır: elektron nötrinoları (
ν
_e), müon nötrinoları (
ν
_μ) veya tau nötrinoları (
ν
_τ), karşılık gelen yüklü leptonlarla ilişkili elektron (
e-
), müon (
μ⁻
) ve tau (
τ⁻
), sırasıyla. ⓘ

Nötrinoların uzun zamandır kütlesiz olduğuna inanılmasına rağmen, artık üç ayrı nötrino kütlesi olduğu bilinmektedir; her nötrino lezzet durumu, üç ayrı kütle öz durumunun doğrusal bir kombinasyonudur. Her ne kadar 2016 itibariyle sadece üç kütle değerinin karelerinin farkları biliniyor olsa da, deneyler bu kütlelerin çok küçük olduğunu göstermiştir. Kozmolojik ölçümlerden, üç nötrino kütlesinin toplamının elektronunkinin milyonda birinden daha az olması gerektiği hesaplanmıştır. ⓘ

Daha resmi olarak, nötrino lezzet öz durumları (yaratma ve yok etme kombinasyonları) nötrino kütle öz durumlarıyla (basitçe "1", "2" ve "3" olarak etiketlenir) aynı değildir. 2016 yılı itibariyle bu üçünden hangisinin en ağır olduğu bilinmemektedir. Yüklü leptonların kütle hiyerarşisine benzer şekilde, kütle 2'nin kütle 3'ten daha hafif olduğu konfigürasyon geleneksel olarak "normal hiyerarşi" olarak adlandırılırken, "ters hiyerarşide" bunun tersi geçerli olacaktır. Hangisinin doğru olduğunu belirlemeye yardımcı olmak için birkaç büyük deneysel çaba devam etmektedir. ⓘ

Belirli bir lezzet öz durumunda yaratılan bir nötrino, üç kütle öz durumunun da ilişkili belirli bir kuantum süperpozisyonundadır. Bu üç kütle o kadar az farklılık gösterir ki, herhangi bir pratik uçuş yolu içinde deneysel olarak ayırt edilmeleri mümkün değildir. Üretilen saf lezzet durumlarındaki her bir kütle durumunun oranının lezzete derinden bağlı olduğu bulunmuştur. Lezzet ve kütle öz durumları arasındaki ilişki PMNS matrisinde kodlanmıştır. Deneyler, bu matrisin elemanları için orta ila düşük hassasiyetli değerler belirlemiştir ve matristeki tek karmaşık faz 2016 itibariyle sadece zayıf bir şekilde bilinmektedir. ⓘ

Sıfır olmayan bir kütle, nötrinoların muhtemelen küçük bir manyetik momente sahip olmasını sağlar; eğer öyleyse, nötrinolar elektromanyetik olarak etkileşime girecektir, ancak böyle bir etkileşim hiç gözlemlenmemiştir. ⓘ

Lezzet salınımları

Nötrinolar uçuş sırasında farklı tatlar arasında salınım yaparlar. Örneğin, bir beta bozunumu reaksiyonunda üretilen bir elektron nötrinosu, uzak bir detektörde, detektörde üretilen yüklü leptonun çeşnisine göre tanımlanan bir müon veya tau nötrinosu olarak etkileşime girebilir. Bu salınım, üretilen aromanın üç kütle durumu bileşeninin biraz farklı hızlarda hareket etmesi nedeniyle meydana gelir, böylece kuantum mekanik dalga paketleri, üç aromanın değişen bir süperpozisyonunu üretmek için nasıl birleşeceklerini değiştiren göreceli faz kaymaları geliştirir. Böylece nötrino hareket ettikçe her bir aroma bileşeni salınır ve aromalar göreceli olarak değişir. Nötrino etkileşime girdiğinde göreceli lezzet oranları, o etkileşim lezzetinin karşılık gelen yüklü lepton lezzetini üretmesi için göreceli olasılıkları temsil eder. ⓘ

Nötrinoların kütlesiz olsalar bile salınım yapabilecekleri başka olasılıklar da vardır: Lorentz simetrisi tam bir simetri olmasaydı, nötrinolar Lorentz'i ihlal eden salınımlar yaşayabilirdi. ⓘ

Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein etkisi

Madde içinde yol alan nötrinolar, genel olarak, saydam bir malzeme içinde yol alan ışığa benzer bir süreçten geçerler. Bu süreç doğrudan gözlemlenebilir değildir çünkü iyonlaştırıcı radyasyon üretmez, ancak MSW etkisine yol açar. Nötrinonun enerjisinin yalnızca küçük bir kısmı malzemeye aktarılır. ⓘ

Antinötrinolar

Her nötrino için, antinötrino olarak adlandırılan, elektrik yükü ve yarım tamsayı spini olmayan karşılık gelen bir antiparçacık da vardır. Nötrinolardan zıt işaretli lepton sayısına ve zıt kiraliteye (ve sonuç olarak zıt işaretli zayıf izospine) sahip olmaları ile ayrılırlar. 2016 yılı itibariyle başka bir farklılığa dair kanıt bulunamamıştır. ⓘ

Şimdiye kadar, istisnalar için kapsamlı ve devam eden araştırmalara rağmen, gözlemlenen tüm leptonik süreçlerde toplam lepton sayısında hiçbir değişiklik olmamıştır; örneğin, toplam lepton sayısı başlangıç durumunda sıfırsa, son durumda yalnızca eşleşen lepton ve anti-lepton çiftleri vardır: elektron nötrinoları son durumda yalnızca pozitronlar (anti-elektronlar) veya elektron antinötrinoları ile ve elektron antinötrinoları elektronlar veya elektron nötrinoları ile birlikte görünür. ⓘ

Antinötrinolar nükleer beta bozunumunda bir beta parçacığı ile birlikte üretilir (beta bozunumunda bir nötron bir protona, elektrona ve antinötrinoya bozunur). Şimdiye kadar gözlemlenen tüm antinötrinolar sağ-elli sarmallığa sahipken (yani, iki olası spin durumundan sadece biri görülmüştür), nötrinoların hepsi sol-ellidir. ⓘ

Antinötrinolar ilk olarak büyük bir su tankında protonlarla etkileşimleri sonucunda tespit edilmiştir. Bu tank, antinötrinoların kontrol edilebilir bir kaynağı olarak bir nükleer reaktörün yanına yerleştirilmiştir (bkz. Cowan-Reines nötrino deneyi). Dünyanın dört bir yanındaki araştırmacılar nükleer silahların yayılmasının önlenmesi bağlamında reaktörlerin izlenmesi için antinötrinoların kullanılması olasılığını araştırmaya başlamışlardır. ⓘ

Majorana kütlesi

Antinötrinolar ve nötrinolar nötr parçacıklar olduklarından, aynı parçacık olmaları mümkündür. Bu özelliğe sahip parçacıklar Majorana parçacıkları olarak bilinir ve adını bu kavramı ilk ortaya atan İtalyan fizikçi Ettore Majorana'dan alır. Nötrinolar söz konusu olduğunda bu teori, tahterevalli mekanizması ile birlikte nötrino kütlelerinin elektronlar ya da kuarklar gibi diğer temel parçacıklara kıyasla neden bu kadar küçük olduğunu açıklamak için kullanılabildiğinden popülerlik kazanmıştır. Majorana nötrinoları, nötrino ve antinötrinonun yalnızca kiralite ile ayırt edilebilmesi özelliğine sahip olacaktır; deneylerin nötrino ve antinötrino arasında bir fark olarak gözlemlediği şey, iki olası kiraliteye sahip bir parçacıktan kaynaklanıyor olabilir. ⓘ

2019 itibariyle nötrinoların Majorana mı yoksa Dirac parçacıkları mı olduğu bilinmemektedir. Bu özelliği deneysel olarak test etmek mümkündür. Örneğin, nötrinolar gerçekten Majorana parçacıklarıysa, nötrinolsüz çift beta bozunumu gibi lepton sayısını ihlal eden süreçlere izin verilirken, nötrinolar Dirac parçacıklarıysa buna izin verilmez. Bu süreci araştırmak için GERDA, EXO, SNO+ gibi çeşitli deneyler yapılmış ve yapılmaktadır, ve CUORE. Kozmik nötrino arka planı aynı zamanda nötrinoların Majorana parçacıkları olup olmadığının da bir araştırmasıdır, çünkü Dirac ya da Majorana durumunda farklı sayıda kozmik nötrino tespit edilmelidir. ⓘ

Nükleer reaksiyonlar

Nötrinolar bir çekirdekle etkileşime girerek onu başka bir çekirdeğe dönüştürebilir. Bu süreç radyokimyasal nötrino dedektörlerinde kullanılır. Bu durumda, bir etkileşim olasılığını tahmin etmek için hedef çekirdekteki enerji seviyeleri ve spin durumları dikkate alınmalıdır. Genel olarak etkileşim olasılığı bir çekirdekteki nötron ve proton sayısı ile artar. ⓘ

Radyoaktivitenin doğal arka planında nötrino etkileşimlerini benzersiz bir şekilde tanımlamak çok zordur. Bu nedenle, ilk deneylerde tanımlamayı kolaylaştırmak için özel bir reaksiyon kanalı seçilmiştir: bir antinötrinonun su moleküllerindeki hidrojen çekirdeklerinden biriyle etkileşimi. Hidrojen çekirdeği tek bir proton olduğundan, daha ağır bir çekirdekte meydana gelebilecek eşzamanlı nükleer etkileşimlerin tespit deneyi için dikkate alınmasına gerek yoktur. Bir nükleer reaktörün hemen dışına yerleştirilen bir metreküp su içinde, bu tür etkileşimlerin sadece nispeten azı kaydedilebilir, ancak bu düzenek şimdi reaktörün plütonyum üretim oranını ölçmek için kullanılıyor. ⓘ

İndüklenmiş fisyon

Nötronların nükleer reaktörlerde yaptığı gibi, nötrinolar da ağır çekirdekler içinde fisyon reaksiyonlarına neden olabilir. Şimdiye kadar bu reaksiyon bir laboratuvarda ölçülmedi, ancak yıldızlar ve süpernovalar içinde gerçekleştiği tahmin ediliyor. Bu süreç evrende görülen izotopların bolluğunu etkiler. Döteryum çekirdeklerinin nötrino fisyonu, ağır su dedektörü kullanan Sudbury Nötrino Gözlemevi'nde gözlemlenmiştir. ⓘ

Türleri

Temel Parçacıkların Standart Modelinde +Nötrinolar ⓘ
Fermion	Sembol
1. Nesil
Elektron nötrino	ν e
Elektron antinötrino	ν e
2. Nesil
Müon nötrino	ν μ
Müon antinötrino	ν μ
3. Nesil
Tau nötrino	ν τ
Tau antinötrino	ν τ

Nötrinoların bilinen üç türü (çeşidi) vardır: elektron nötrinosu
ν
_e, müon nötrino
ν
_μ, ve tau nötrinosu
ν
_τ, Standart Model'deki ortak leptonlarının adlarıyla anılırlar (sağdaki tabloya bakınız). Nötrino türlerinin sayısının şu anki en iyi ölçümü Z bozonunun bozunmasının gözlemlenmesinden gelmektedir. Bu parçacık herhangi bir hafif nötrinoya ve onun antinötrinosuna ve daha mevcut hafif nötrino türlerine bozunabilir, Z bozonunun ömrü kısaldıkça. Standart Model'deki altı kuark ile aralarında üç nötrinonun da bulunduğu altı lepton arasındaki uygunluk, fizikçilerin sezgilerine göre tam olarak üç tür nötrino olması gerektiğini göstermektedir. ⓘ

Araştırma

Nötrino ile ilgili çeşitli aktif araştırma alanları vardır. Bazıları nötrino davranışının tahminlerini test etmekle ilgilidir. Diğer araştırmalar nötrinoların bilinmeyen özelliklerinin ölçülmesine odaklanmıştır; mevcut teoriden tahmin edilemeyen kütlelerini ve CP ihlali oranlarını belirleyen deneylere özel bir ilgi vardır. ⓘ

Yapay nötrino kaynaklarının yakınındaki dedektörler

Uluslararası bilimsel işbirlikleri, nötrino kütlelerini ve nötrino tatları arasındaki salınımların büyüklük ve oranlarına ilişkin değerleri daha iyi kısıtlamak için nükleer reaktörlerin yakınına veya parçacık hızlandırıcılardan gelen nötrino ışınlarına büyük nötrino dedektörleri kurmaktadır. Bu deneyler böylece nötrino sektöründe CP ihlalinin varlığını, yani fizik yasalarının nötrinolara ve antinötrinolara farklı davranıp davranmadığını araştırmaktadır. ⓘ

Almanya'daki KATRIN deneyi, elektron nötrinosunun kütlesinin değerini belirlemek için Haziran 2018'de veri toplamaya başladı ve bu soruna yönelik diğer yaklaşımlar da planlama aşamasındadır. ⓘ

Kütleçekimsel etkiler

Küçük kütlelerine rağmen nötrinolar o kadar çoktur ki çekim kuvvetleri evrendeki diğer maddeleri etkileyebilir. ⓘ

Bilinen üç nötrino çeşidi, karanlık madde, özellikle de sıcak karanlık madde için belirlenmiş tek temel parçacık adaylarıdır, ancak geleneksel nötrinolar, kozmik mikrodalga arka plan gözlemlerine dayanarak karanlık maddenin önemli bir oranı olarak esasen dışlanmış gibi görünmektedir. Daha ağır, steril nötrinoların, eğer varsa, sıcak karanlık maddeyi oluşturabileceği hala akla yatkın görünmektedir. ⓘ

Steril nötrino araştırmaları

Diğer çabalar, bilinen üç nötrino çeşidi gibi madde ile etkileşime girmeyen dördüncü bir nötrino çeşidi olan steril nötrinoya dair kanıtlar aramaktadır. Steril nötrino olasılığı yukarıda açıklanan Z bozonu bozunma ölçümlerinden etkilenmez: Eğer kütleleri Z bozonunun kütlesinin yarısından büyükse, bir bozunma ürünü olamazlar. Dolayısıyla, ağır steril nötrinoların kütlesi en az 45,6 GeV olmalıdır. ⓘ

Bu tür parçacıkların varlığı aslında LSND deneyinden elde edilen deneysel verilerle ima edilmektedir. Öte yandan, halen devam etmekte olan MiniBooNE deneyi, steril nötrinoların deneysel verileri açıklamak için gerekli olmadığını öne sürmüştür, ancak bu alandaki son araştırmalar devam etmektedir ve MiniBooNE verilerindeki anormallikler, steril nötrinolar da dahil olmak üzere egzotik nötrino türlerine izin verebilir. Institut Laue-Langevin'den alınan referans elektron spektrum verilerinin yakın zamanda yeniden analiz edilmesi de dördüncü bir steril nötrinoya işaret etmiştir. ⓘ

2010'da yayınlanan bir analize göre, kozmik arka plan radyasyonunun Wilkinson Mikrodalga Anizotropi Sondası'ndan elde edilen veriler üç ya da dört tip nötrino ile uyumludur. ⓘ

Nötrinsiz çift-beta bozunumu araştırmaları

Bir başka hipotez de "nötrinolsüz çift-beta bozunumu" ile ilgilidir ve eğer varsa lepton sayısı korunumunu ihlal edecektir. Bu mekanizma için araştırmalar devam etmektedir, ancak henüz bunun için kanıt bulunamamıştır. Eğer öyle olsaydı, şu anda antinötrino olarak adlandırılan şey gerçek antiparçacıklar olamazdı. ⓘ

Kozmik ışın nötrinoları

Kozmik ışın nötrino deneyleri, hem nötrinoların doğasını hem de onları üreten kozmik kaynakları incelemek için uzaydan gelen nötrinoları tespit eder. ⓘ

Hız

Nötrinoların salınım yaptığı bulunmadan önce, genellikle kütlesiz oldukları ve ışık hızında (c) yayıldıkları varsayılırdı. Özel görelilik kuramına göre, nötrinoların hızı sorunu kütleleriyle yakından ilişkilidir: Eğer nötrinolar kütlesiz ise ışık hızında hareket etmeleri gerekir ve eğer kütleleri varsa ışık hızına ulaşamazlar. Küçük kütleleri nedeniyle, tahmin edilen hız tüm deneylerde ışık hızına son derece yakındır ve mevcut dedektörler beklenen farka duyarlı değildir. ⓘ

Ayrıca, ışıktan daha hızlı nötrinolara izin verebilecek kuantum kütleçekiminin Lorentz'i ihlal eden bazı varyantları da vardır. Lorentz ihlalleri için kapsamlı bir çerçeve Standart-Model Uzantısıdır (SME). ⓘ

Nötrino hızının ilk ölçümleri 1980'lerin başında darbeli pion ışınları (bir hedefe çarpan darbeli proton ışınları tarafından üretilen) kullanılarak yapılmıştır. Pionlar bozunarak nötrinolar üretti ve uzaktaki bir dedektörde bir zaman penceresi içinde gözlemlenen nötrino etkileşimleri ışık hızıyla tutarlıydı. Bu ölçüm 2007 yılında MINOS dedektörleri kullanılarak tekrarlanmış ve 3 GeV nötrinoların hızı %99 güven düzeyinde 0.999976 c ile 1.000126 c arasında bulunmuştur. 1.000051 c'lik merkezi değer ışık hızından daha yüksektir, ancak belirsizlik hesaba katıldığında tam olarak c veya biraz daha düşük bir hız ile de tutarlıdır. Bu ölçüm müon nötrinosunun kütlesine %99 güvenle 50 MeV'lik bir üst sınır getirmiştir. Projenin dedektörleri 2012'de yükseltildikten sonra MINOS ilk sonuçlarını iyileştirdi ve nötrinolar ile ışığın varış zamanları arasındaki -%0,0006 (±%0,0012) farkla ışık hızıyla uyumlu olduğunu buldu. ⓘ

Benzer bir gözlem, çok daha büyük bir ölçekte, süpernova 1987A (SN 1987A) ile yapılmıştır. Süpernovadan gelen 10 MeV enerjili antinötrinolar, nötrinolar için ışık hızıyla tutarlı bir zaman aralığında tespit edildi. Şimdiye kadar nötrino hızıyla ilgili tüm ölçümler ışık hızıyla tutarlıydı. ⓘ

Süperluminal nötrino arızası

Eylül 2011'de OPERA işbirliği, deneylerinde 17 GeV ve 28 GeV nötrinoların hızlarının ışık hızını aştığını gösteren hesaplamaları yayınladı. Kasım 2011'de OPERA, hızın tespit edilen her nötrino için ayrı ayrı belirlenebilmesi için deneyini değişikliklerle tekrarladı. Sonuçlar aynı ışıktan hızlı hızı gösterdi. Şubat 2012'de, sonuçların nötrinoların kalkış ve varış zamanlarını ölçen atomik saatlerden birine bağlı gevşek bir fiber optik kablodan kaynaklanmış olabileceğine dair raporlar ortaya çıktı. Aynı laboratuvarda ICARUS tarafından yapılan bağımsız bir deneyde nötrino hızı ile ışık hızı arasında gözle görülür bir fark bulunamamıştır. ⓘ

Haziran 2012'de CERN, dört Gran Sasso deneyi (OPERA, ICARUS, Borexino ve LVD) tarafından yapılan yeni ölçümlerin ışık hızı ile nötrinoların hızı arasında bir uyum bulduğunu ve nihayet OPERA'nın ilk iddiasını çürüttüğünü duyurdu. ⓘ

Kütle

Fizikte çözülmemiş bir sorun:

Nötrino kütlelerini ölçebilir miyiz? Nötrinolar Dirac mı yoksa Majorana istatistiklerini mi takip eder?

(fizikte daha fazla çözülmemiş problem) ⓘ

Farklı deneyler tarafından yapılan nötrino kütle ölçümlerinin zaman çizelgesi. ⓘ

Parçacık fiziğinin Standart Modeli nötrinoların kütlesiz olduğunu varsaymıştır. Nötrino lezzet durumlarını nötrino kütle durumlarıyla karıştıran (CKM karışımına benzer şekilde) deneysel olarak kanıtlanmış nötrino salınımı olgusu, nötrinoların sıfır olmayan kütlelere sahip olmasını gerektirir. Kütleli nötrinolar ilk olarak 1950'lerde Bruno Pontecorvo tarafından düşünülmüştür. Sağ elli bir Lagrangian ekleyerek temel çerçeveyi kütlelerini barındıracak şekilde geliştirmek kolaydır. ⓘ

Nötrino kütlesini sağlamak iki şekilde yapılabilir ve bazı öneriler her ikisini de kullanır:

• Eğer diğer temel Standart Model parçacıkları gibi kütle Dirac mekanizması tarafından üretiliyorsa, o zaman çerçeve bir SU(2) singleti gerektirecektir. Bu parçacık Higgs çiftinin nötr bileşeniyle Yukawa etkileşimine sahip olur, ancak bunun dışında Standart Model parçacıklarıyla hiçbir etkileşime sahip olmaz, bu nedenle "steril" nötrino olarak adlandırılır.
• Ya da Majorana mekanizması ile kütle üretilebilir ki bu da nötrino ve antinötrinonun aynı parçacık olmasını gerektirir. ⓘ

Nötrinoların kütleleri üzerindeki en güçlü üst sınır kozmolojiden gelir: Büyük Patlama modeli, kozmik mikrodalga arka planındaki nötrino sayısı ile foton sayısı arasında sabit bir oran olduğunu öngörür. Eğer her üç nötrino türünün toplam enerjisi nötrino başına ortalama 50 eV'yi aşarsa, evrende o kadar çok kütle olur ki evren çöker. Bu sınır, nötrinonun kararsız olduğu varsayılarak aşılabilir, ancak Standart Model içinde bunu zorlaştıran sınırlar vardır. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu, galaksi araştırmaları ve Lyman-alfa ormanı gibi kozmolojik verilerin dikkatli bir analizinden çok daha katı bir kısıtlama elde edilir. WMAP mikrodalga uzay teleskobundan elde edilen verilerin analizi, üç nötrino türünün kütlelerinin toplamının 0,3 eV'den az olması gerektiğini buldu. 2018 yılında Planck işbirliği, SPK toplam yoğunluğu, polarizasyon ve yerçekimsel mercekleme gözlemlerini galaksi araştırmalarından elde edilen Baryon-Akustik salınım ölçümleri ve Pantheon'dan elde edilen süpernova ölçümleri ile birleştirerek elde edilen 0,11 eV'lik daha güçlü bir sınır yayınladı. SDSS-IV eBOSS araştırmasından kırmızıya kayma uzayı bozulma ölçümlerini ekleyen bir 2021 yeniden analizi, 0,09 eV'lik daha da sıkı bir üst sınır elde eder. Bununla birlikte, Planck ile benzer büyüklükte hata çubuklarına sahip birkaç yer tabanlı teleskop, nötrino kütle toplamı için daha yüksek değerleri tercih ediyor ve bu da veri setlerinde bir miktar gerilim olduğunu gösteriyor. ⓘ

Nobel Fizik Ödülü 2015 Takaaki Kajita ve Arthur B. McDonald'a nötrinoların kütleye sahip olduğunu gösteren nötrino salınımlarını deneysel olarak keşfettikleri için verilmiştir. ⓘ

1998 yılında Super-Kamiokande nötrino detektöründe yapılan araştırma sonuçları nötrinoların bir aromadan diğerine salınım yapabildiğini, bunun da sıfır olmayan bir kütleye sahip olmalarını gerektirdiğini belirledi. Bu nötrinoların kütlesi olduğunu gösterse de, mutlak nötrino kütle ölçeği hala bilinmemektedir. Bunun nedeni, nötrino salınımlarının yalnızca kütlelerin karelerindeki farka duyarlı olmasıdır. 2020 itibariyle, kütle öz durumları 1 ve 2'nin kütlelerinin karelerinin farkının en uygun değeri |Δm²
₂₁| = 0.000074 eV² iken, 2. ve 3. öz durumlar için |Δm²
₃₂| = 0,00251 eV². Çünkü |Δm²
₃₂| iki karesel kütlenin farkıdır, en azından bir tanesi bu değerin en azından karekökü olan bir değere sahip olmalıdır. Dolayısıyla, en az 0,05 eV kütleye sahip en az bir nötrino kütle öz durumu vardır. ⓘ

Laboratuvar deneylerinde, özellikle nükleer beta bozunumu kullanılarak, mutlak nötrino kütle ölçeğini doğrudan belirlemeye yönelik bir dizi çalışma yürütülmektedir. Etkin elektron nötrino kütlelerine ilişkin üst sınırlar trityumun beta bozunumlarından gelmektedir. Mainz Nötrino Kütle Deneyi, %95 Güven Seviyesinde m < 2,2 eV/c² üst sınırını belirlemiştir. KATRIN deneyi, Haziran 2018'den bu yana trityum bozunumlarında 0,2 eV ile 2 eV arasında bir kütle aramaktadır. Şubat 2022 üst sınırı, 2019'dan itibaren KATRIN tarafından yapılan önceki bir kampanya ile birlikte %90 CL'de m_ν < 0,8 eV c-2'dir. ⓘ

31 Mayıs 2010'da OPERA araştırmacıları bir müon nötrino demetinde ilk tau nötrino aday olayını gözlemlemiş, nötrinolardaki bu dönüşüm ilk kez gözlemlenmiş ve kütleleri olduğuna dair daha fazla kanıt sağlamıştır. ⓘ

Nötrino bir Majorana parçacığıysa, kütle belirli çekirdeklerin nötrinsiz çift-beta bozunumunun yarı ömrü bulunarak hesaplanabilir. Nötrinonun Majorana kütlesine ilişkin mevcut en düşük üst sınır KamLAND-Zen tarafından belirlenmiştir: 0.060-0.161 eV. ⓘ

2009'da galaksi kümesinden gelen verilerin işlenmesiyle nötrinonun kütlesinin 1.5 eV civarında olduğu tahmin edilmektedir. Buna göre meV aralığındaki tüm nötrino salınmaları için tüm nötrinoların kütleleri yaklaşık olarak eşittir. Bu değer Mainz-Troitsk'nın elektron nötrinosu için öngördüğü 2 eV'lik üst sınırın altındadır. Bu değer 2015'te KATRIN deneyinde tekrar kontrol edilecek ve 0.2 eV ile 2 eV arasında bir değer bulunursa Soğuk Kara Madde parçacığının yok olduğu ispatlanmış olacaktır. ⓘ

Nötrinonun kütlesini tam olarak belirlemek için hala çalışmalar devam etmektedir.Yöntem olarak beta bozunması ya da nöronsuz çift beta bozunması(GERDA,CUORE) kullanılmaktadır. ⓘ

Mayıs 2010'da CERN'deki fizikçiler ve Ulusal Nükleer Fizik Enstitüsü Ulusal Gran Sasso Labraruvarı nötrino dönüşümünü gözlediklerini bildirdi ki bu nötrinonun kütlesi olduğunu göstermektedir. ⓘ

Tekrar çözülmesi gereken astronomik kanıtların tersine temmuz 2010'da3-D MegaZ deneyi üç nötrinonun bileşik kütlesinin 280 meV'den az olması gerektiğini göstermiştir. ⓘ

Boyut

Nötrino temel bir parçacık olduğu için günlük nesnelerle aynı anlamda bir boyuta sahip değildir: Diğer tüm Standart Model temel parçacıkları gibi nötrinolar da nokta gibidir, ne genişlikleri ne de hacimleri vardır. Geleneksel bir "boyuta" sahip olmanın sonuçları yoktur: Aralarında asgari bir mesafe yoktur ve nötrinolar sonlu bir hacim kaplayan ayrı bir tekdüze madde halinde yoğunlaştırılamaz. ⓘ

Bir anlamda, kütleli parçacıkların bir dalga boyu (Compton dalga boyu) vardır ve bu dalga boyu çarpışmalarda tesir kesitlerini tahmin etmek için kullanışlıdır. Bir parçacığın kütlesi ne kadar küçükse Compton dalga boyu da o kadar büyük olur. Yukarıda verilen 0.161 eV/c² üst sınırına göre, bir nötrinonun "madde dalgası" en az 0.2 μm veya daha uzun olacaktır, bu da en kısa UV dalga boylarında (UVC) ultraviyole ışığın dalga boylarıyla karşılaştırılabilir. Bu son derece uzun dalga boyu (kütleli bir parçacık için) fizikçileri, nötrinoların Fermi istatistiklerini takip etmelerine rağmen, davranışlarının bir dalgaya çok benzeyebileceğinden, onları Bosonik gibi gösterdiğinden ve böylece parçacıklar (fermiyonlar) ve dalgalar (bozonlar) arasındaki sınıra yakın yerleştirdiğinden şüphelenmelerine yol açar. ⓘ

Kiralite

Deneysel sonuçlar, hata payı dahilinde, üretilen ve gözlemlenen tüm nötrinoların sol elli sarmallara (momentalara zıt paralel spinler) ve tüm antinötrinoların sağ elli sarmallara sahip olduğunu göstermektedir. Kütlesiz limitte bu, her iki parçacık için de iki olası kiraliteden yalnızca birinin gözlemlendiği anlamına gelir. Bunlar parçacık etkileşimlerinin Standart Modelinde yer alan tek kiralitelerdir. ⓘ

Bunların muadillerinin (sağ elli nötrinolar ve sol elli antinötrinolar) var olmaması mümkündür. Eğer varlarsa, özellikleri gözlemlenebilir nötrino ve antinötrinolardan önemli ölçüde farklıdır. Ya çok ağır oldukları (GUT ölçeğinde - Tahterevalli mekanizmasına bakınız), ya zayıf etkileşime katılmadıkları (steril nötrinolar olarak adlandırılırlar) ya da her ikisinin de olduğu teorize edilir. ⓘ

Sıfır olmayan nötrino kütlelerinin varlığı durumu biraz karmaşıklaştırır. Nötrinolar zayıf etkileşimlerde kiralite öz durumları olarak üretilirler. Kütleli bir parçacığın kiralitesi bir hareket sabiti değildir; helisite öyledir, ancak kiralite operatörü helisite operatörü ile özdurumları paylaşmaz. Serbest nötrinolar, m_ν⁄E mertebesinde karışım genlikleriyle, sol ve sağ elli sarmallık durumlarının karışımları olarak yayılırlar. Bu durum deneyleri önemli ölçüde etkilemez, çünkü söz konusu nötrinolar neredeyse her zaman ultraelativistiktir ve bu nedenle karışım genlikleri yok denecek kadar küçüktür. Etkili bir şekilde, o kadar hızlı hareket ederler ve dinlenme çerçevelerinde zaman o kadar yavaş geçer ki, gözlemlenebilir herhangi bir yol üzerinde değişmek için yeterli zamanları yoktur. Örneğin, çoğu güneş nötrinosunun enerjileri 0.100 MeV~1.00 MeV mertebesindedir, bu nedenle aralarındaki "yanlış" sarmallığa sahip nötrinoların oranı 10-10'u geçemez. ⓘ

GSI anomalisi

Bir depolama halkasında dolaşan yüksek yüklü ağır radyoaktif iyonların bozunma hızına ilişkin beklenmedik bir dizi deneysel sonuç, ikna edici bir açıklama bulma çabasıyla teorik faaliyetlere yol açmıştır. Gözlemlenen olgu GSI anomalisi olarak bilinmektedir, çünkü depolama halkası Almanya Darmstadt'taki GSI Helmholtz Ağır İyon Araştırma Merkezi'nde bulunan bir tesistir. ⓘ

Yarı ömürleri yaklaşık 40 saniye ve 200 saniye olan iki radyoaktif türün zayıf bozunma oranlarının, yaklaşık 7 saniyelik bir periyotla önemli bir salınım modülasyonuna sahip olduğu bulunmuştur. Bozunma süreci bir elektron nötrino ürettiğinden, gözlemlenen salınım oranı için önerilen açıklamalardan bazıları yeni veya değiştirilmiş nötrino özellikleri önermektedir. Lezzet salınımıyla ilgili fikirler şüpheyle karşılandı. Daha sonraki bir öneri nötrino kütle öz durumları arasındaki farklılıklara dayanmaktadır. ⓘ

Kaynaklar

Yapay

Reaktör nötrinoları

Nükleer reaktörler insan eliyle üretilen nötrinoların başlıca kaynağıdır. Bir nükleer reaktördeki enerjinin çoğunluğu fisyon yoluyla üretilir (nükleer reaktörlerdeki dört ana bölünebilir izotop ²³⁵
U
, ²³⁸
U
, ²³⁹
Pu
ve ²⁴¹
Pu
), ortaya çıkan nötronca zengin yavru nüklitler hızla ek beta bozunumlarına uğrar, her biri bir nötronu bir protona ve bir elektrona dönüştürür ve bir elektron antinötrino (
n
→
p
+
e-
+
ν
e ). Bu sonraki bozunumlar da dahil olmak üzere, ortalama bir nükleer fisyon yaklaşık 200 MeV enerji açığa çıkarır, bunun kabaca %95,5'i çekirdekte ısı olarak kalır ve kabaca %4,5'i (veya yaklaşık 9 MeV) antinötrino olarak yayılır. Termal gücü 4000 MW olan tipik bir nükleer reaktör için, Fisyona uğrayan atomlardan elde edilen toplam güç üretimi aslında 4185 MW'tır, bunun 185 MW'ı antinötrino radyasyonu olarak yayılır ve mühendislikte asla görünmez. Diğer bir deyişle, 185 MW fisyon enerjisi bu reaktörden kaybolur ve türbinleri çalıştıracak ısı olarak ortaya çıkmaz, çünkü antinötrinolar tüm yapı malzemelerine neredeyse hiç etkileşime girmeden nüfuz eder. ⓘ

Antinötrino enerji spektrumu yakıtın yanma derecesine bağlıdır (plütonyum-239 fisyon antinötrinoları ortalama olarak uranyum-235 fisyon antinötrinolarından biraz daha fazla enerjiye sahiptir), ancak genel olarak fisyondan kaynaklanan tespit edilebilir antinötrinolar yaklaşık 3,5 ila 4 MeV arasında bir tepe enerjisine sahiptir ve maksimum enerji yaklaşık 10 MeV'dir. Düşük enerjili antinötrinoların akısını ölçmek için yerleşik bir deneysel yöntem yoktur. Yalnızca 1,8 MeV eşik değerinin üzerinde enerjiye sahip antinötrinolar ters beta bozunumunu tetikleyebilir ve böylece kesin olarak tanımlanabilir (bkz. aşağıdaki § Tespit). ⓘ

Bir nükleer reaktörden çıkan tüm antinötrinoların tahmini %3'ü bu eşiğin üzerinde bir enerji taşır. Bu nedenle, ortalama bir nükleer enerji santrali eşiğin üzerinde saniyede 10²⁰'den fazla antinötrino üretebilir, ancak aynı zamanda enerji eşiğinin altında çok daha büyük bir sayı (%97⁄%3 ≈ bu sayının 30 katı); bu düşük enerjili antinötrinolar mevcut dedektör teknolojisi için görünmezdir. ⓘ

Hızlandırıcı nötrinoları

Bazı parçacık hızlandırıcıları nötrino ışınları yapmak için kullanılmıştır. Teknik, protonları sabit bir hedefle çarpıştırarak yüklü pionlar veya kaonlar üretmektir. Bu kararsız parçacıklar daha sonra manyetik olarak uzun bir tünele odaklanır ve burada uçuş halindeyken bozunurlar. Bozunan parçacığın rölativistik artışı nedeniyle nötrinolar izotropik olarak değil, bir demet olarak üretilir. Nötrinoların müon bozunumları yoluyla üretildiği bir hızlandırıcı tesisi tasarlama çabaları devam etmektedir. Böyle bir düzenek genellikle "nötrino fabrikası" olarak bilinir. ⓘ

Nükleer silahlar

Nükleer silahlar da çok büyük miktarlarda nötrino üretir. Fred Reines ve Clyde Cowan, reaktör nötrinolarını araştırmadan önce bir bombadan nötrinoların tespit edilmesini düşündüler; Los Alamos fizik bölümü lideri J.M.B. Kellogg tarafından daha iyi bir alternatif olarak fisyon reaktörü önerildi. Fisyon silahları antinötrinolar (fisyon sürecinden) üretirken, füzyon silahları hem nötrinolar (füzyon sürecinden) hem de antinötrinolar (fisyon patlamasının başlamasından) üretir. ⓘ

Jeolojik

Nötrinolar doğal arka plan radyasyonu ile birlikte üretilir. Özellikle, ²³⁸'in bozunma zincirleri
U
ve ²³²
Th
izotoplarının yanı sıra⁴⁰
K
antinötrinolar yayan beta bozunumlarını içerir. Bu jeonötrinolar Dünya'nın içi hakkında değerli bilgiler sağlayabilir. Jeonötrinolar için ilk gösterge 2005 yılında KamLAND deneyi tarafından bulunmuş, güncellenmiş sonuçlar KamLAND ve Borexino tarafından sunulmuştur. Jeonötrino ölçümlerindeki ana arka plan reaktörlerden gelen antinötrinolardır. ⓘ

Standart Güneş Modeli'nde Güneş nötrinoları (proton-proton zinciri) ⓘ

Atmosferik

Atmosferik nötrinolar, kozmik ışınların Dünya atmosferindeki atom çekirdekleriyle etkileşiminden kaynaklanır ve birçoğu kararsız olan ve bozunduklarında nötrinolar üreten parçacık yağmurları oluşturur. Tata Temel Araştırma Enstitüsü (Hindistan), Osaka Şehir Üniversitesi (Japonya) ve Durham Üniversitesi'nden (İngiltere) parçacık fizikçilerinin oluşturduğu bir işbirliği, 1965 yılında Hindistan'daki Kolar Altın Tarlaları'nda bulunan bir yeraltı laboratuvarında ilk kozmik ışın nötrino etkileşimini kaydetmiştir. ⓘ

Güneş

Güneş nötrinoları Güneş'e ve diğer yıldızlara güç veren nükleer füzyondan kaynaklanır. Güneş'in işleyişinin ayrıntıları Standart Güneş Modeli ile açıklanmaktadır. Kısaca: dört proton birleşerek bir helyum çekirdeği haline geldiğinde, bunlardan ikisinin nötrona dönüşmesi gerekir ve bu dönüşümlerin her biri bir elektron nötrino açığa çıkarır. ⓘ

Güneş her yöne muazzam sayıda nötrino gönderir. Her saniye, yaklaşık 65 milyar (6,5×10¹⁰) güneş nötrinosu, Dünya'nın Güneş yönüne dik olan kısmındaki her santimetrekareden geçer. Nötrinolar Dünya'nın kütlesi tarafından önemsiz bir şekilde emildiğinden, Dünya'nın Güneş'in karşısındaki tarafındaki yüzey alanı, Güneş'e bakan tarafla yaklaşık aynı sayıda nötrino alır. ⓘ

Süpernovalar

SN 1987A ⓘ

Colgate & White (1966) nötrinoların, günümüzde Tip Ib ve Ic ve Tip II süpernovalar olarak sınıflandırılan büyük kütleli yıldızların çöküşü sırasında açığa çıkan yerçekimsel enerjinin çoğunu taşıdığını hesaplamıştır. Bu tür yıldızlar çöktüğünde, çekirdekteki madde yoğunlukları o kadar yüksek olur ki (10¹⁷ kg/m³), elektronların dejenerasyonu proton ve elektronların birleşerek bir nötron ve bir elektron nötrino oluşturmasını engellemeye yetmez. Mann (1997) ikinci ve daha yoğun bir nötrino kaynağının yeni oluşan nötron çekirdeğinin termal enerjisi (100 milyar kelvin) olduğunu ve bu enerjinin her türden nötrino-antinötrino çiftlerinin oluşumu yoluyla dağıldığını bulmuştur. ⓘ

Colgate ve White'ın süpernova nötrino üretimi teorisi 1987 yılında Süpernova 1987A'dan nötrinolar tespit edildiğinde doğrulanmıştır. Su bazlı Kamiokande II ve IMB dedektörleri sırasıyla termal kökenli 11 ve 8 antinötrino (lepton sayısı = -1) tespit ederken, sintilatör bazlı Baksan dedektörü 13 saniyeden kısa bir patlamada termal ya da elektron yakalama kökenli 5 nötrino (lepton sayısı = +1) buldu. Süpernovadan gelen nötrino sinyali, ilk elektromanyetik radyasyonun şok dalgasıyla birlikte ortaya çıkmasından beklendiği gibi, Dünya'ya birkaç saat önce ulaştı. Normal madde ile son derece zayıf etkileşim, nötrinoların patlayan yıldızın çalkalanan kütlesinden geçmesine izin verirken, elektromanyetik fotonlar yavaşladı. ⓘ

Nötrinolar maddeyle çok az etkileşime girdiğinden, bir süpernovanın nötrino emisyonlarının patlamanın en iç bölgeleri hakkında bilgi taşıdığı düşünülmektedir. Görünür ışığın çoğu, süpernova şok dalgası tarafından üretilen radyoaktif elementlerin bozunmasından gelir ve patlamanın kendisinden gelen ışık bile yoğun ve çalkantılı gazlar tarafından saçılır ve bu nedenle gecikir. Nötrino patlamasının Dünya'ya görünür ışık, gama ışınları veya radyo dalgaları da dahil olmak üzere herhangi bir elektromanyetik dalgadan önce ulaşması beklenmektedir. Elektromanyetik dalgaların gelişinin tam zaman gecikmesi şok dalgasının hızına ve yıldızın dış katmanının kalınlığına bağlıdır. Tip II bir süpernova için gökbilimciler nötrino selinin yıldız çekirdeğinin çökmesinden saniyeler sonra serbest kalmasını beklerken, ilk elektromanyetik sinyal patlama şok dalgasının yıldızın yüzeyine ulaşmasından saatler sonra ortaya çıkabilir. Süpernova Erken Uyarı Sistemi projesi, aday süpernova olayları için gökyüzünü izlemek üzere bir nötrino detektörleri ağı kullanmaktadır; nötrino sinyali Samanyolu'nda patlayan bir yıldız için faydalı bir ön uyarı sağlayacaktır. ⓘ

Nötrinolar bir süpernovanın dış gazlarından saçılmadan geçmelerine rağmen, burada nötrinoların bile önemli ölçüde saçıldığına dair kanıtlarla daha derin süpernova çekirdeği hakkında bilgi sağlarlar. Bir süpernova çekirdeğindeki yoğunluklar (bu tür bir süpernovada oluşması beklenen) bir nötron yıldızınınkilerdir, bazı nötrinoları geciktirerek nötrino sinyalinin süresini etkileyecek kadar büyük hale gelmiştir. SN 1987A'dan gelen 13 saniye uzunluğundaki nötrino sinyali, engelsiz nötrinoların SN 1987A için sadece 3200 kilometre çapında olması beklenen bir süpernovanın nötrino üreten çekirdeğinden geçmesi için gerekenden çok daha uzun sürdü. ⓘ

Sayılan nötrinoların sayısı, süpernovanın toplam enerjisinin neredeyse tamamı olduğu tahmin edilen 2,2×10⁴⁶ joule'lük toplam nötrino enerjisiyle de tutarlıydı. ⓘ

Ortalama bir süpernova için yaklaşık 10⁵⁷ (bir oktodekilyon) nötrino salınır, ancak karasal bir dedektörde tespit edilen gerçek sayı $N$ seviyesinde çok daha küçük olacaktır. ⓘ

$N\sim 10^{4}\left({\frac {M}{25\,\mathrm {kton} }}\right)\left({\frac {10\,\mathrm {kpc} }{d}}\right)^{2},$ ⓘ

nerede $M$ dedektörün kütlesidir (örneğin Süper Kamiokande 50 kton kütleye sahiptir) ve $d$ süpernovaya olan uzaklıktır. Dolayısıyla pratikte sadece Samanyolu (kendi galaksimiz) içindeki veya yakınındaki süpernovalardan gelen nötrino patlamalarını tespit etmek mümkün olacaktır. Tek tek süpernovalardan gelen nötrinoların tespitine ek olarak, Evrendeki tüm süpernovalardan kaynaklanan dağınık süpernova nötrino arka planını tespit etmek de mümkün olmalıdır. ⓘ

Süpernova kalıntıları

Süpernova nötrinolarının enerjisi birkaç ila birkaç on MeV arasında değişmektedir. Kozmik ışınların hızlandırıldığı bölgelerin, süpernova patlamalarından arta kalan çalkantılı gaz ortamlarından üretilen en az bir milyon kat daha enerjik nötrinolar üretmesi beklenmektedir: Süpernova kalıntıları. Kozmik ışınların kökeni Baade ve Zwicky tarafından süpernovalara atfedilmişti; bu hipotez, kökeni süpernova kalıntılarına atfeden Ginzburg ve Syrovatsky tarafından geliştirildi ve iddialarını, süpernova kalıntılarındaki hızlanma verimliliğinin yaklaşık yüzde 10 olması durumunda Samanyolu'nun kozmik ışın kayıplarının telafi edileceği şeklindeki önemli bir açıklama ile destekledi. Ginzburg ve Syrovatskii'nin hipotezi, Enrico Fermi tarafından çizilen orijinal teorik resimle tutarlı olan ve gözlemsel verilerden destek alan süpernova kalıntılarında meydana gelen özel "şok dalgası ivmesi" mekanizması ile desteklenmektedir. Çok yüksek enerjili nötrinolar hala görülmeyi beklemektedir, ancak nötrino astronomisinin bu dalı henüz emekleme aşamasındadır. Galaksimizden gelen çok yüksek enerjili nötrinoları gözlemlemeyi amaçlayan mevcut veya gelecekteki başlıca deneyler Baykal, AMANDA, IceCube, ANTARES, NEMO ve Nestor'dur. İlgili bilgiler VERITAS, HESS ve MAGIC gibi çok yüksek enerjili gama ışını gözlemevleri tarafından sağlanmaktadır. Gerçekten de kozmik ışınların çarpışmalarının yüklü pionlar ürettiği ve bunların bozunmasının nötrinolara, nötr pionlara ve gama ışınlarına her iki radyasyon türüne de şeffaf olan bir süpernova kalıntısının ortamını verdiği varsayılmaktadır. ⓘ

Ekstragalaktik kozmik ışınların etkileşimlerinden kaynaklanan hala yüksek enerjili nötrinolar, Pierre Auger Gözlemevi veya ANITA adlı özel deney ile gözlemlenebilir. ⓘ

Büyük Patlama

Tıpkı Büyük Patlama'dan arta kalan kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu gibi, evrenimizde de düşük enerjili nötrinolardan oluşan bir arka plan olduğu düşünülmektedir. 1980'lerde bunların evrende var olduğu düşünülen karanlık maddenin açıklaması olabileceği öne sürülmüştür. Nötrinoların diğer karanlık madde adaylarına göre önemli bir avantajı vardır: Var oldukları bilinmektedir. Bu fikrin de ciddi sorunları vardır. ⓘ

Parçacık deneylerinden nötrinoların çok hafif olduğu bilinmektedir. Bu da ışık hızına yakın hızlarda kolayca hareket edebildikleri anlamına gelir. Bu nedenle nötrinolardan oluşan karanlık madde "sıcak karanlık madde" olarak adlandırılır. Sorun şu ki, hızlı hareket eden nötrinolar, kozmolojik genişleme onları kümeler halinde toplanacak kadar soğuk hale getirmeden önce evrende eşit olarak dağılma eğiliminde olacaklardır. Bu da karanlık maddenin nötrinolardan oluşan kısmının dağılmasına ve gördüğümüz büyük galaktik yapılara neden olamamasına yol açacaktır. ⓘ

Aynı galaksiler ve galaksi grupları, bu galaksilerden kaçacak kadar hızlı olmayan karanlık madde ile çevrelenmiş gibi görünmektedir. Muhtemelen bu madde oluşum için kütleçekimsel çekirdeği sağlamıştır. Bu da nötrinoların toplam karanlık madde miktarının önemli bir bölümünü oluşturamayacağı anlamına gelir. ⓘ

Kozmolojik argümanlara göre, kalıntı arka plan nötrinolarının santimetre küp başına her türden 56 yoğunluğa ve kütlesiz olmaları halinde 1,9 K (1,7×10-4 eV) sıcaklığa sahip oldukları, kütleleri 0,001 eV'yi aşarsa çok daha soğuk oldukları tahmin edilmektedir. Yoğunlukları oldukça yüksek olmasına rağmen, enerjileri çoğu tespit yönteminin eşik değerlerinin altında olduğundan ve eV altı enerjilerde nötrino etkileşim tesir kesitlerinin son derece düşük olması nedeniyle henüz laboratuvarda gözlemlenmemiştir. Buna karşılık, daha yüksek bir enerjiyle yayılan boron-8 güneş nötrinoları, kalıntı nötrinolardan yaklaşık 6 mertebe daha düşük bir uzay yoğunluğuna sahip olmalarına rağmen kesin olarak tespit edilmiştir. ⓘ

Tespit

Nötrinolar elektrik yükü taşımadıkları için doğrudan tespit edilemezler, bu da içinden geçtikleri maddeleri iyonize etmedikleri anlamına gelir. MSW etkisi gibi nötrinoların çevrelerini etkileyebilecekleri diğer yollar da izlenebilir radyasyon üretmez. Antinötrinoları tanımlamak için Reines ve Cowan tarafından uygulanan ve bazen ters beta bozunumu olarak da adlandırılan benzersiz bir reaksiyon (aşağıya bakınız), önemli sayıda nötrino tespit etmek için çok büyük bir dedektör gerektirir. Tüm tespit yöntemleri nötrinoların minimum bir eşik enerjisi taşımasını gerektirir. Şimdiye kadar, potansiyel nötrino etkileşimlerinin (örneğin MSW etkisi ile) diğer nedenlerden benzersiz bir şekilde ayırt edilememesi anlamında, düşük enerjili nötrinolar için bir tespit yöntemi yoktur. Nötrino dedektörleri, dedektörü kozmik ışınlardan ve diğer arka plan radyasyonundan izole etmek için genellikle yeraltına inşa edilir. ⓘ

Antinötrinolar ilk olarak 1950'lerde bir nükleer reaktörün yakınında tespit edilmiştir. Reines ve Cowan suda kadmiyum klorür çözeltisi içeren iki hedef kullanmışlardır. Kadmiyum hedeflerinin yanına iki sintilasyon detektörü yerleştirildi. Eşik değer olan 1,8 MeV'in üzerinde enerjiye sahip antinötrinolar sudaki protonlarla yüklü akım etkileşimlerine yol açarak pozitron ve nötronlar üretti. Bu çok benzer
β⁺
enerjinin bir protonu nötrona dönüştürmek için kullanıldığı bozunma, bir pozitron (
e⁺
) ve bir elektron nötrinosu (
ν
e) yayılır: Bilinen
β⁺
Çürüme:

Enerji +
p
→
n
+
e⁺
+
ν
e ⓘ

Cowan ve Reines deneyinde, giden bir nötrino yerine, gelen bir antinötrino (
ν
e) bir nükleer reaktörden:

Enerji (>1,8 MeV) +
p
+
ν
_e →
n
+
e⁺ ⓘ

Sonuçta ortaya çıkan pozitronun dedektör malzemesindeki elektronlarla yok olması yaklaşık 0,5 MeV enerjili fotonlar yarattı. Tesadüfi foton çiftleri hedefin üstündeki ve altındaki iki sintilasyon dedektörü tarafından tespit edilebilmiştir. Nötronlar kadmiyum çekirdekleri tarafından yakalanarak yaklaşık 8 MeV'lik gama ışınlarına yol açmış ve bu ışınlar pozitron yok olma olayından gelen fotonlardan birkaç mikrosaniye sonra tespit edilmiştir. ⓘ

O zamandan beri çeşitli tespit yöntemleri kullanılmaktadır. Süper Kamiokande, gelen bir nötrino suda bir elektron veya müon yarattığında yayılan Cherenkov radyasyonunu izleyen foto çoğaltıcı tüplerle çevrili büyük bir su hacmidir. Sudbury Nötrino Gözlemevi de benzerdir, ancak tespit ortamı olarak ağır su kullanmıştır, bu da aynı etkileri kullanır, ancak aynı zamanda döteryumun herhangi bir aromalı nötrino foto-ayrışmasına ek reaksiyona izin verir, bu da daha sonra klor yakalandıktan sonra gama radyasyonundan tespit edilen serbest bir nötronla sonuçlanır. Diğer dedektörler, orijinal maddeyle etkileşime giren elektron-nötrinolar tarafından yaratılan sırasıyla argon veya germanyum fazlalıkları için periyodik olarak kontrol edilen büyük hacimlerde klor veya galyumdan oluşmuştur. MINOS fotomultiplier tüplere bağlı katı plastik bir sintilatör kullanırken, Borexino yine fotomultiplier tüpler tarafından izlenen sıvı bir psödokümen sintilatör ve NOνA dedektörü çığ fotodiyotları tarafından izlenen sıvı sintilatör kullanmaktadır. IceCube Nötrino Gözlemevi, güney kutbuna yakın Antarktika buz tabakasının 1 km³'ünü, hacim boyunca dağıtılmış foto çoğaltıcı tüplerle kullanmaktadır. ⓘ

Bilimsel ilgi

Nötrinoların düşük kütlesi ve nötr yükü, diğer parçacıklar ve alanlarla son derece zayıf etkileşime girdikleri anlamına gelir. Zayıf etkileşimin bu özelliği bilim insanlarının ilgisini çeker çünkü nötrinoların diğer radyasyonların (ışık veya radyo dalgaları gibi) nüfuz edemediği ortamları araştırmak için kullanılabileceği anlamına gelir. ⓘ

Nötrinoların bir sonda olarak kullanılması ilk olarak 20. yüzyılın ortalarında Güneş'in çekirdeğindeki koşulları tespit etmenin bir yolu olarak önerilmiştir. Güneş çekirdeği doğrudan görüntülenemez çünkü elektromanyetik radyasyon (ışık gibi) çekirdeği çevreleyen büyük miktarda ve yoğunluktaki madde tarafından dağıtılır. Öte yandan nötrinolar Güneş'in içinden çok az etkileşimle geçerler. Güneş çekirdeğinden yayılan fotonların Güneş'in dış katmanlarına yayılması için 40.000 yıl gerekebilirken, çekirdekteki yıldız füzyon reaksiyonlarında üretilen nötrinolar bu mesafeyi neredeyse ışık hızında engelsiz olarak geçer. ⓘ

Nötrinolar Güneş Sistemi'nin ötesindeki astrofiziksel kaynakları araştırmak için de kullanışlıdır çünkü yıldızlararası ortamdaki yolculukları sırasında önemli ölçüde zayıflamayan bilinen tek parçacıklardır. Optik fotonlar toz, gaz ve arka plan radyasyonu tarafından gizlenebilir veya dağıtılabilir. Hızlı protonlar ve atom çekirdekleri şeklindeki yüksek enerjili kozmik ışınlar, Greisen-Zatsepin-Kuzmin limiti (GZK cutoff) nedeniyle yaklaşık 100 megaparsekten fazla yol alamazlar. Buna karşın nötrinolar çok daha uzak mesafelere zar zor zayıflayarak gidebilirler. ⓘ

Samanyolu'nun galaktik çekirdeği yoğun gaz ve çok sayıda parlak nesne tarafından tamamen örtülmüştür. Galaktik çekirdekte üretilen nötrinolar Dünya merkezli nötrino teleskopları tarafından ölçülebilir. ⓘ

Nötrinonun bir diğer önemli kullanım alanı da süpernovaların, yani yüksek kütleli yıldızların yaşamlarını sona erdiren patlamaların gözlemlenmesidir. Bir süpernovanın çekirdek çökmesi aşaması son derece yoğun ve enerjik bir olaydır. O kadar yoğundur ki nötrinolar dışında bilinen hiçbir parçacık ilerleyen çekirdek cephesinden kaçamaz. Sonuç olarak, süpernovaların ışıma enerjilerinin yaklaşık %99'unu kısa (10 saniye) bir nötrino patlamasıyla açığa çıkardıkları bilinmektedir. Bu nötrinolar çekirdek çökmesi çalışmaları için çok yararlı bir sondadır. ⓘ

Nötrinonun kalan kütlesi kozmolojik ve astrofiziksel teorilerin önemli bir testidir (bkz. Karanlık madde). Nötrinonun kozmolojik fenomenleri araştırmadaki önemi diğer tüm yöntemler kadar büyüktür ve bu nedenle astrofizik topluluklarında önemli bir çalışma odağıdır. ⓘ

Nötrinoların incelenmesi parçacık fiziğinde önemlidir çünkü nötrinolar tipik olarak en düşük kütleye sahiptir ve bu nedenle parçacık fiziğinin Standart Modelinin uzantılarında teorize edilen en düşük enerjili parçacıkların örnekleridir. ⓘ

Kasım 2012'de Amerikalı bilim insanları bir parçacık hızlandırıcı kullanarak 780 fitlik bir kayanın içinden tutarlı bir nötrino mesajı gönderdiler. Bu, nötrinoların iletişim için ilk kullanımına işaret etmektedir ve gelecekteki araştırmalar, ikili nötrino mesajlarının Dünya'nın çekirdeği gibi en yoğun malzemelerden bile çok uzak mesafelere gönderilmesine izin verebilir. ⓘ

Temmuz 2018'de IceCube Nötrino Gözlemevi, Eylül 2017'de Antarktika merkezli araştırma istasyonlarına çarpan aşırı yüksek enerjili bir nötrinoyu, Orion takımyıldızı yönünde 3,7 milyar ışık yılı uzaklıkta bulunan TXS 0506 +056 blazarındaki çıkış noktasına kadar izlediklerini duyurdu. İlk kez bir nötrino detektörü kullanılarak uzaydaki bir nesnenin yeri tespit edildi ve kozmik ışınların kaynağı belirlendi. ⓘ

Özellikleri ve reaksiyonları

Nötrinolar nükleer bozunma oranını etkileyebilir

Ruslara ait bir çalışmada sanıldığı gibi nükleer bozunma oranının sabit olmadığını ve güneşte ortaya çıkan nötrino sayısından etkilendiği bulgulanmıştır. Bu çalışma doğru ve tarih boyunca güneşten gelen nötrino saysı sabit değil ise radyometrik tarihleme güvenirliği değişecektir. ⓘ

Nötrino kaynakları

Coğrafik üretilen nötrinolar

Nötrinolar doğal olarak arka plan ışıması olarak salınır.Özel olarak, ²³⁸U ve ²³²Th izotoplarının ve ⁴⁰K'nın bozunması karşı-nötrino salarlar. Bu coğrafi nötrino olarak anılan dünyanın iç kesimleri hakkında bilgi edinmek için değerlidir.Coğrafi nötrinolar için ilk gösterge 2005'te KimLAND deneyinde bulunmuştur. Coğrafi nötrinoların ölçümünde KimLAND'in temel arka planı reaktörden salınan karşı-nötrinodur. Daha sonraki deneylerde coğrafi nötrinoların ölçümü için deneylerin geliştirilmesi amaçlanmaktadır, bunun için reaktörlerden uzakta olması gerekir. ⓘ