Fiseindir

Einn af grunneiginleikum einda er svokallaður spuni sem hefur að gera með innri eiginleika þeirra. Eindir náttúrurnnar eru flokkaðar eftir spuna þeirra. Fiseind er með spuna 1/2 og er því fermíeind ásamt t.d. rafeindum og róteindum. Fiseindin er óhlaðin rétt eins og nifteindin. Hún er ein af létteindunum svokölluðu og hefur enga hleðslu. Fiseind er táknuð með gríska bókstafnum ν (ny). Til eru þrjú brögð (tegundir) af fiseindum sem eru raffiseind ν_e, μ-fiseind, ν_μ og τ-fiseind ν_τ. Fiseindin hefur ákveðna sérstöðu sem felst í því að fiseind getur breytt um bragð og kallast þessi breyting fiseindasveifla. Fiseindin skiptir því í ákveðnum skilningi milli bragða á ferð sinni um geiminn og getur verið með eitt af þessum þremur brögðum á hverjum tíma.

Fiseindasveiflan helst í hendur við þá kenningu að fiseindir hafi massa. Í dag benda ýmsar rannsóknir til þess að fiseindir hafi massa. Massi þeirra er þó mjög lítill enda ferðast þær með næstum ljóshraða. Út frá kenningum eðlisfræðinnar og því er mjög líklegt að sveifla þeirra sé rétt. Einnig hafa nokkrar tilraunir sterklegt bent til sveiflu fiseindanna. Má þar nefna Super-Kamiokande fiseindaathugunarstöðina í Japan en niðurstöður þeirra eru að fiseindir hafi massa sem er mjög lítill. Í dag eru nokkrir hópar að vinna að ákvörðun massa fiseinda en almennt er talið að þær hafi massa og að sveiflurnar í brögðum þeirra eigi sér því stað.

1. Uppgötvun fiseinda

Við upphaf 20. aldarinnar var fiseindin ekki þekkt. β^- hrörnun hefur þó lengi verið vel þekkt í kjarneðlisfræði en þá breytist nifteind í róteind og rafeind. Nú hafa þessar þrjár eindir allar vel skilgreindan massa. Í ljós kemur að skriðþungi rafeindarinnar sem losnar burt mælist mismunandi en ekki sem það eina gildi sem varðveislulögmál skriðþunga ættu að gefa. Þetta er vandamál sem vísindamenn áttu erfitt með að leysa. Einnig kemur í ljós að spuni er ekki varðveittur ef β hrörnun gerist í þeirri mynd sem menn héldu. Það sést til dæmis ef β^- hrörnun í kolefni er skoðuð:

¹⁴C → ¹⁴N + e^-

Ein kolefnisfrumeind hefur spuna 0, frumeind köfnunarefnis spuna 1 og rafeindin spuna 1/2. Því getur heildarspuninn ekki verið varðveittur ef þessi jafna fyrir hrörnunina er rétt. Vegna þessa var tilvist fiseindarinnar fyrst spáð árið 1930 af austurríska eðlisfræðingnum Wolfgang Pauli (1900-1958). Hann spáði fyrir um óhlaðna eind með spuna 1/2 sem losnaði með rafeind í β^- hrörnun. Ítalski eðlisfræðingurinn Enrico Fermi staðfesti svo þessa tilgátu með kenningu sem hann setti fram um β hrörnun árið 1934.

Fyrsta tilraunin sem staðfesti tilvist fiseindarinnar var gerð á stjötta áratug síðustu aldar af Bandaríkjamönnunum Cowan og Reines þó svo að ýmsar niðustöður gæfu til kynna að tilvist hennar væri líkleg. Samkvæmt kenningu Fermis átti fjöldi fiseinda að koma úr ákveðnum kjarnaofnum á hverri sekúndu. Þessum fiseindum var beint á 400 lítra tank af vatni með kadmín klóríði sem staðsettur var milli nema sem nemur ljóseindir. Við ferlið ættu jáeind og róteind að myndast samkvæmt:

þar sem ν_e er andfiseind, andefni fiseindar. Jáeindin rekst fljótlega á rafeind þar sem tvær ljóseindir myndast og greinast af nemunum á sama tíma. Nifteindin hægir á sér í vatninu en er svo gleypt af kadmín kjarna þar sem ljóseindir myndast einnig og greinast um einni míkrósekúndu síðar en ljóseindirnar frá rafeindinni og jáeindinni. Þessir atburðir áttu sér stað og greindust nokkrir þeirra á hverri klukkustund. Þar með var fundur fiseindarinnar staðfestur og hún orðin raunverulegur hluti af heimsmyndinni en ekki einungis hluti af fræðilegu líkani.

Í dag vita vísindamenn að í β hrörnunum losna ekki einungis rafeindir og jáeindir heldur einnig fiseindir (andfiseind í β^- hrörnun og fiseind í β⁺ hrörnun):

n → p + e^- + ν_e

p → n + e⁺ + v_e

Tilvist fiseindarinnar hefur margoft verið staðfest síðan hún fannst og er fiseindin nú flokkuð sem ein af öreindunum. Fiseindirnar sem fundist hafa eiga sér mismunandi upptök í náttúrunni, bæði innan og utan jarðar, en sérstaklega áhugaverðar eru fiseindirnar sem koma frá sólinni.

2. Fiseindir úr iðrum sólar

Sólin okkar er massamikil þannig að í kjarna hennar er mikill þrýstingur. Sólin er við jafnvægi þar sem þrýstingur bæði vegna hreyfingar agna og frá kjarnasamruna vetnis vegur upp á móti þyngdarkraftinum. Þessu jafnvægi var náð í árdaga sólarinnar þegar hitastig kjarnans náði 14 milljón gráðum. Við þetta hitastig getur kjarnasamruni vetnis átt sér stað þar sem hreyfiorka frumeindanna er það mikil að þær komast hver nógu nálægt annarri til að mynda helín. Kjarnasamruni vetnis, sem er algengasta efnið í sólinni, framleiðir meirihluta orku sólarinnar.

4 ¹H + 2e^- → ⁴He + 2ν_e + orka

Efnið í kjarnanum gleypir strax ljóseindirnar. Við ferlið losna tvær raffiseindir sem sleppa frá sólinni hratt og auðveldlega. Þar sem við vitum ljósafl sólarinnar þá getum við fundið tíðni fiseinda frá sólinni. Flæðið sem lendir á jörðinni er um 600 milljón milljón fiseindir á fermetra á hverri sekúndu.

Það tekur megnið af orkunni sem framleidd er í kjarna sólarinnar um milljón ár að komast á yfirborðið þar sem orkan flyst sem geislun í geislunarhvolfinu næst kjarnanum og svo með varmaburði í iðuhvolfinu. Að lokum sleppur orkan frá yfirborði sólarinnar í formi ljóseinda. Fiseindir sleppa hins vegar mjög fljótt burt úr kjarnanum þar sem þær sleppa auðveldlega í gegnum efni. Fiseindirnar ferðast hratt um geiminn og flestar þeirra fara í gegnum jörðina. Einstaka eind víxlverkar þó við efni. Þannig geta fiseindir því gefið beinar upplýsingar um hvað sé að gerast í iðrum sólarinnar og hafa vísindamenn því rannsakað þær til að reyna að auka skilning okkar á sólinni.

2.1. Sólarfiseindavandinn

Eftir að sólarlíkönin gáfu til kynna að fiseindir frá sólinni hlytu að berast til jarðarinnar voru gerðar tilraunir til að finna þær. Árið 1970 voru sólarfiseindir fyrst greindar á jörðinni með tilraun sem kallaðist Homestake Experiment. Byggður var geymir sem innihélt um 377.000 lítra af tetraklóretýlen (C₂Cl₄). Hann var staðsettur um 1,5 km fyrir neðan yfirborð jarðar til að geimgeislar eða önnur geislun hefði ekki áhrif á tilraunina. Við árekstur fisenda breytist nifteind í róteind skv. ν_e + n → p + e^- eða í þessu tilviki klór í argon:

³⁷Cl + ν_e → ³⁷Ar + e^-

Með tímanum var skoðað hversu mikið argon hafði myndast í tankinum. Í ljós kom að ein argonfrumeind myndaðist að meðaltali á hverjum tveimur dögum en í tankinum voru tvær milljón milljón milljón milljón milljón klórfrumeindir. Fræðin spáðu hins vegar fyrir um 1,5 til 5 árekstra á sólarhring. Augljóslega var ekki samræmi milli mælinga og útreiknaðs gildis.

Aðrar mælingar voru gerðar nokkrum árum síðar. Annars vegar má þar nefna:

ν_e + ⁷¹Ga → ⁷¹Ge + e^-

Hins vegar voru áhrif fiseinda á efni mæld með því að mæla svokallaða Tsjerenkov-geislun í efni sem verður til við kjarnahvörf. Geislunin verður þegar rafeind ferðast hraðar en ljóshraðinn í efninu (sem er háður brotstuðli efnisins). Í ljós kom að í mælingunum var aldrei samræmi milli mælinga og útreiknaðs gildis þar sem mæld gildi voru lægri.

Þessi vandi var lengi kallaður sólarfiseindavandinn. Í fyrsta lagi gátu þessar niðurstöður bent til þess að sólarlíkanið væri ekki rétt. Í öðru lagi gæti verið að kjarnasamruni sé ekki stöðugt hvarf í kjarna sólarinnar heldur hafi flökt eða lengri tíma sveiflur þau áhrif að fjöldi fiseinda væri færri en ella. Í þriðja lagi gætu fiseindir haft massa sem myndi leiða til sveiflna milli bragða þeirra og því hefði einungis hluti þeirra mælst.

Eins og kom fram hér að ofan hafa fiseindir trúlega massa og var þá komin skýring á þessum mælingum. Fiseindirnar sem myndast í kjarna sólarinnar eru raffiseindir. Trúlega verða fiseindirnar fyrir sveiflun milli bragða meðan þær ferðast í rúmar 8 mínútur í næstum tómarúmi milli sólar og jarðar. Þegar fiseindirnar víxlverka við efni á jörðu þá er um þriðjungur þeirra raffiseindir, meðan þriðjungur er μ-fiseindir og þriðjungur τ-fiseindir. Þær sem taka þátt í áðurnefndum kjarnahvörfum eru raffiseindir og því greindust mun færri en sá fjöldi sem samkvæmt sólarlíkönum ættu að greinast.

2.2. Lausn vandans og ný sýn

Tilgátan um að bragðasveiflur fiseinda yllu því að mælt flæði þeirra frá sólinni væri lægra en ella var staðfest eftir að Sudbury fiseindaathugunarstöðin (SNO) í Kanada var byggð. Þar var unnt að mæla sérstaklega flæði raffiseinda annars vegar og heildarflæði fiseinda hins vegar og þá var orðið ljóst hvert samanlagt flæði μ- og τ-fiseinda er. Í Sudbury í Kanada er tankur staðsettur um 2 km neðan jarðar sem inniheldur 1000 tonn af þungu vatni (D₂O þar sem tvívetni (D = ²H) binst súrefni í stað venjulegrar vetnisfrumeindar). Umhverfis tankinn er fjöldi ljósnema sem nema ljóseindir úr tankinum sem myndast við árekstur fiseinda.

Árið 2001 voru niðurstöður frá SNO birtar sem studdu kenninguna um sveiflun fiseinda. Fjöldi raffiseinda var um þriðjungur af heildarfjölda fiseinda sem mældust frá sólu og því var orðið ljóst að fiseindakenningum bar heim og saman við sólarlíkön nútímans.

Vísindi 20. aldarinnar leiddu til fundar sólarfiseinda og framfara í öreindafræði eftir að sólarfiseindavandinn var leystur. Þetta er gott dæmi um hvernig hið smáa og hið stóra í heiminum er samofið þar sem kenningar öreindafræðinnar styrkja stoðir undir sólarlíkön stjarneðlisfræðinnar. Enn er mörgum spurningum ósvarað um eiginleika fiseindarinnar. Með tímanum halda vísindin þó áfram að auka skilning okkar á þessari sérstöku eind og endurbæta heimsmynd eðlisfræðinnar til að varpa sem bestu ljósi á heiminn sem við búum í.

Heimildir

1. Ahmad, Q. R. et al. 2001. Measurement of the rate of ν_e + d → p + p + e^- interactions produced by ⁸B solar neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory. Phys. Rev. Lett. 87: 071301.
2. Barger, V. et al. 2001. Earth Regeneration of Solar Neutrinos at SNO and Super-Kamiokande. Phys. Rev. D64: 073009.
3. Brooijmans, G. 1998. A New Limit On ν_μ → ν_τ Oscillations. Doktorsritgerð, Université catholique de Louvain.
4. Brookhaven National Laboratory. 1967. Solar Energy Generation Theory being Tested in Brookhaven Neutrino Experiment.
5. Carroll, B. W. og Ostlie, D. 2007. An Introduction to modern astrophysics. 2. útgáfa. Pearson, San Fransisco.
6. Cowan, C. L. et al. 1956. Detection of the Free Neutrino: a Confirmation. Science. 124.103.
7. Goobar, A. et al. 2006. The neutrino mass bound from WMAP-3, the baryon acoustic peak, the SNLS supernovae and the Lyman-alpha forest. JCAP 0606:019.
8. Ivanov, A. N. et al. 2008. On the Solar Neutrino Problems, SNO experimental data and low energy nuclear forces. arXiv:astro-ph/0112245v2.
   
9. Heimasíða SNO. 2002. The SNO Detector. 
10. Kaufmann, W. J. og Freedman, R. A. 1999. Universe. 5. útgáfa. Freeman and company, New York.
11. Klein, J. R. 2002. Solar Neutrino Results from the Sudbury Neutrino Observatory. Int.J.Mod.Phys. A17 (2002) 3378-3392.
12. Martin, B. M. 2006. Nuclear and Particle Physics: An Introduction. 1. útgáfa. John Wiley & Sons, England.
13. Pauli, W. 1930. Offener Brief an die Gruppe der Radioaktiven bei der Gauvereins-Tagung zu Tübingen.
14. Reines, F. og Cowan, C. L. 1956. The Neutrino. Nature. 178.446.
15. Wang, K. C. 1942. A Suggestion on the Detection of the Neutrino. Physical Review 61 (1-2): 97.
16. Williams, W. S. C. 1991. Nuclear and Particle Physics. 1. útgáfa. Oxford University Press, New York.
17. Yao, W. M. et al. 2006. Neutriono mass, mixing and flavor change. Journal of Physics G 33, 1.
    

Hvernig vitna skal í þessa grein

• Birgir Urbancic Ásgeirsson (2010). Fiseindir. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/alheimurinn/fiseindir. Sótt DAGSETNING.