중성미자
| 중성미자 | |
|---|---|
| 구성 | 기본입자 |
| 가족 | 페르미온 |
| 무리 | 렙톤 |
| 반입자 | 반중성미자 |
| 이론 | 볼프강 파울리(1930) |
| 발견 | 프레더릭 라이너스 등(1956) |
| 기호 | νe, νμ, ντ |
| 전하 | 0 |
| 스핀 | 1/2 |
중성미자(中性微子) 또는 뉴트리노(neutrino)는 약력과 중력에만 반응하는, 아주 작은 질량을 가진 기본입자이다. 스핀은 1/2인 페르미온이고, 렙톤이며, 약 아이소스핀이 -1/2이고, 전하를 띠지 않는다. 1990년대 말까지 질량이 없다고 생각했으나, 1999년 슈퍼 카미오칸데 실험 이후 여러 실험을 통해 미세하지만 질량이 있다고 밝혀졌다 (중성미자 진동). 그러나 질량이 너무 작아 아직 직접적으로 질량을 측정하지 못하고 있다.
볼프강 파울리가 처음이 이입자를 중성자(neutron)라고 부르기로 제안하였다. 하지만, 몇년 후 1932년에 채드윅이 지금의 중성자를 발견하고 그 입자를 중성자(neutron)라고 불렀다. 이로 인해 서로 다른 두입자에 같은 이름이 붙게 되었고, 엔리코 페르미는 다음해에 베타 붕괴의 이론을 발표함과 동시에 파울리의 입자를 "작다"라는 이탈리아어의 접미어 -ino로 교체하여, 결국 "뉴트리노"(neutrino)로 부르게 되었다.
최근 유럽 입자 물리학 연구소(CERN)의 공식 발표에 의하면,
732km 떨어진 두 도시를 대상으로 뉴트리노 1만 5000개를 쏘아 보낸 결과
1개가 빛보다 60나노초 더 빨리 도달하였다고 한다.
중성미자의 종류
오른쪽의 표와 같이 중성미자는 3세대로 되어 있다. 이들은 총 렙톤 수를 보존하지만, 중성미자 진동으로 인해 각 맛깔의 렙톤 수는 보존하지 않는다.
| 이름 | 기호 | 질량 |
|---|---|---|
| 1세대 (전자-) | ||
| 전자 중성미자 |  |
< 2.5 eV |
| 전자 반중성미자 |  |
< 2.5 eV |
| 2세대 (뮤온) | ||
| 뮤온 중성미자 |  |
< 170 keV |
| 뮤온 반중성미자 |  |
< 170 keV |
| 3세대 (타우온) | ||
| 타우 중성미자 |  |
< 18 MeV |
| 타우 반중성미자 |  |
< 18 MeV |
역사
1930년대의 베타 붕괴 실험에서, 기존의 물리학으로 설명할 수 없는 붕괴 에너지 스펙트럼을 발견하였다. 스펙트럼의 연속성에서 착안하여 볼프강 파울리는 질량이 아주 작은 (또는 0인) 입자를 상정하면 스펙트럼을 맞출 수 있다고 생각하여, 중성미자라는 입자를 도입하였고, 이후에 실험적으로 발견되었다.
유도 베타 붕괴를 통한 직접검출
1942년 중국의 왕칸창(Kan-Chang Wang)은 중성미자의 실험적 검출방법의 하나로 베타포획을 사용하기를 처음으로 제안하였다[1]. 이에 1946년 코웬 클라이드(Clyde Cowan) 과 라이너스 프레드릭(Frederick Reines) 외 그의 동료들( 해리슨 F. B.(F. B. Harrison), 크루스 H. W.(H. W. Kruse), 그리고 맥과이어 A. D(A. D. McGuire)) 은 실제로 이 과정을 통해 실제로 중성미자를 검출하였다[2]. 이후 1995년 이결과의 공로로 그들에게 노벨 물리학상이 주어졌다. 코웬-레인스 중성미자 실험으로 알려진 이 실험에서, 베타붕괴로 인해 핵반응기내에서 생성된 중성미자들을 다시 양성자와 반응하게 함으로써 중성자와 양전자를 생성할 수 있었다. 이 반응이 이론적으로 예측된 과정이었고 그 결과 그들은 반중성미자를 검출할 수 있게 되었다.
실험
CHORUS(CERN Hybrid Oscillation Research apparatUS), DONuT(Direct Observation of Neutrino Tau), OPERA(Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus)등의 실험에서 중성미자에 대한 많은 연구가 진행되었다. 현재 OPERA 실험에 대한 결과 데이터 분석이 진행중이며 한국의 국립경상대학교 고에너지 물리실험실팀이 참가 중이다.
같이보기
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| 기본입자 |
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| 합성 입자 |
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| 유사 입자 | 솔리톤 · 엑시톤 · 마그논 · 포논 · 플라스몬 · 폴라리톤 · 폴라론 · 로톤 | ||||||||||||||||||||||||
| 목록 | 기타 가설 입자 | ||||||||||||||||||||||||
Super-Kamiokande
Super-Kamiokande, or Super-K for short, is a neutrino observatory in Japan. The observatory was designed to study solar neutrinos, study atmospheric neutrinos, search for proton decay, and detect neutrinos from a supernova anywhere in our galaxy.
A typical neutrino event at Super K
Super-K is located 1,000 m underground in Mozumi Mine of the Kamioka Mining and Smelting Co. in Kamioka-cho, Gifu, Japan. It consists of 50,000 tons of pure water surrounded by about 11000 photomultiplier tubes. The cylindrical structure is 40 m tall and 40 m across. A neutrino interaction with the electrons or nuclei of water can produce a particle that move faster than the speed of light in water (although of course slower than the speed of light in vacuum). This creates a flash of light due to Cherenkov radiation which is the optical equivalent to a sonic boom. The distinct pattern of this flash provides information on the direction and flavor of the incoming neutrino.
History
Construction of Kamioka Underground Observatory, the predecessor of the present Kamioka Observatory, Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo began in 1982 and was completed in April, 1983. The purpose of the observatory was to detect the proton decay, one of the most fundamental questions of elementary particle physics.
The detector, named KAMIOKANDE for Kamioka Nucleon Decay Experiment, was a tank which contained 3,000 tons of pure water and had about 1,000 photomultiplier tubes (PMTs) attached to the inner surface. The size of the tank was 16.0 m in height and 15.6 m in diameter. An upgrade of the detector was started in 1985 to observe neutrinos of cosmic origin. As a result, the detector had become hightly sensitive and had succeeded in detecting neutrinos from a supernova explosion which was observed from in the Large Magellanic Cloud in Febrary 1987. Solar neutrinos were observed in 1988 adding to the advancements in neutrino astronomy and neutrino astrophysics.
An image inside the detector where technicians maintain the photomultiplier tubes in a boat on top of the pure water. Water is used because of its excellent cost/refractive index ratio
Despite its success in neutrino observation, Kamiokande could not detect the proton decay, its first aim. Also, even higher sensitivity was in need to observe neutrinos in high statistics confidence. This lead to the construction of Super-Kamiokande, with ten times more water volume and PMTs than Kamiokande. Super-Kamiokande started observation in 1996.
Super-Kamiokande Collaboration announced the first evidence of neutrino oscillations in 1998, which means neutrino has non-zero mass. Until this, all observational evidences were consistent with neutrinos being massless, although theorists had speculated on the possibility of neutrinos having non-zero mass for many years.
On November 12, 2001, several thousand photomultiplier tubes in the Super-Kamiokande detector imploded, apparently in a chain reaction as the pressure waves from each imploding tube cracked its neighbours. The detector has been partially restored with about 5000 photomultiplier tubes with protective shells that will prevent the chain reaction from recurring.
 A schematic diagram of the detector |
See Also
External links
- http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/doc/sk/index.html The official Super-Kamiokande home page
- http://www.phys.washington.edu/~superk/ American Super-K home page
- http://www.aip.org/physnews/graphics/html/super-k.htm Pictures and illustrations
- http://physicsweb.org/article/news/5/11/9 Info about the accident on November 12, 2001
- The neutrino mass implications of the K2K experiment Google search
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