320 likes | 443 Vues
 - разпад.  - минус. A Z X N  A Z+1 Y N-1 + e - +  e 14 6 C 8  14 7 N 7 + e - +  e. Видове.  - плюс. A Z X N  A Z-1 Y N+1 + e + +  e 18 9 F 9  18 8 O 10 + e + +  e.
                
                E N D
 - минус AZXN  AZ+1YN-1 + e- + e 146C8 147N7 + e- + e Видове  - плюс AZXN  AZ-1YN+1 + e+ + e 189F9 188O10 + e+ + e Pauli (1930) – неутрино – неутрална, много лека частица със спин 1/2, която отнася част от енергията и импулса на процеса електронен захват двоен -разпад AZXN + e-  AZ-1YN+1+ e 8137Rb44 + e-8136Kr45 + e AZXN  AZ+2YN-2 + 2e- + 2e 8236Se48 8236Kr46 + 2e- + 2e
-разпадът на ниво кварки - AZXN  AZ+1YN-1 + e- + e EC AZXN + e-  AZ-1YN+1+ e + AZXN  AZ-1YN+1 + e+ + e
n  p + e- +  t1/2 = 885.7 s -: AZXN  AZ+1YN-1 + e- + e Енергетични разглеждания Измерената (Te)max = 0.782 ± 0.013 MeV с точност 13keV
Ако ECе енергетично възможен  + също е възможен +: AZXN  AZ-1YN+1 + e+ + e EC: AZXN + e-  AZ-1YN+1+ e Ако +разпадът е енергетично възможен  EC също е възможен
Силно ядрено Слабо ядрено g = 1 g=10-6  10-20s   1s Златно правило на Ферми Теория на Ферми • e-(e+) и  (анти-ν) не съществуват преди разпада; • e-(e+) и  (анти-ν) са релативистки частици; • непрекъснатият спектър на e-(e+) трябва да възниква • като естествен резултат на теорията; 1934 г. Е. Ферми: бета разпадът се дължи на взаимодействие, много по-слабо от взаимодействието, формиращо ядрените състояния, т.е. вероятността за преход може да се изчисли пертурбативно: Лоренцов инвариант V-A взаимодействие φν не зависи от енергията на процеса, приближение на разрешени -разпади
Брой е-(е+) с импулс между p и p + dp Форма на -спектъра в импулсно представяне Теория на Ферми
pmax= 2.967 MeV/c Te max=Q p=0 N(Te) N(p) p(MeV/c) Te(MeV) Форма на -спектъра в енергетично представяне Q=2.5 MeV
 6430Zn + e- + e  6428Ni + e+ + e 6429Cu 6429Cu Функция на Ферми N(Te= 0)  0 привличане N(Te< 0.025 MeV) = 0 отблъскване F(Z’,p) или F(Z’, Te) – функция, която отчита Кулоновотовзаимодействие между-частицата и дъщерното ядро
разрешени “Забранени” -преходи φν не зависи от енергията  не оказва влияние на спектъра S(p,q) – енергетична зависимост за забранени преходи степен на забрана – 1,2… Форма на -спектъра • Статистически фактор p2(Q-Te)2 – брой достъпни крайни състояния; • Функция на Ферми F(Z’,p) илиF(Z’, Te) – отчита взаимодействие • между -частицата и дъщерното ядро; • Матричен елемент на прехода |Mfi|2 • Форм-фактор S(p,q) – отчита влиянието на матричния елемент на прехода върху формата на спектъра за забранени преходи
91Y(1/2-)  91Zr(5/2+) + e- + e График на Кюри(Kurie, американец) Разрешени Забранени 66Ga(0+)  66Zn(0+) + e+ + e S=p2+q2
Приведен (сравнителен) период на полуразпадане - за разрешени преходи Интеграл на Ферми ft: 103  1020 s Log10ft: 3  4 – свръхразрешени преходи g = 0.8810-4 MeV fm3 
Iii e-,  Iff - синглет (F) - триплет(GT) Правила за отбор за разрешени преходи φν  - не • преходи на Ферми(S=0):  - не • преходи на Гамов-Телер(S=1): (без 0+  0+) Примери чист преход на Ферми чист преход на Гамов-Телер смесен преход - Ферми+Гамов-Телер
Iii e-,  Iff Правила за отбор за забранени преходи всяка степен на p.rдава максимум l =1 Забранени преходи от първи порядък Ферми преходи: (без 0 0) GT- преходи:
n  p + e- +  t1/2  15 min Маса на неутриното с точност 13 кeV Форма на -спектъра и маса на неутриното чувствителен към масата на неутриното Ако m = 0 Ако m  0
Маса на неутриното Main spectrometer inner diameter of the cylindrical section: 9.8m, total length: 23.28m inner surface: 650m2, volume: 1400m3 Pre-spectrometer diameter: 1.68m, length: 3.38m XHV conditions with a pressure of < 10−11 mbar in both spectrometers. KATRIN - Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment
There is a slight problem of transportability from Deggendorf to Karlsruhe: The tank is too big for motorways, and the canal between the rivers Rhine and Danube has to be ruled out, too. Thus, instead of a journey of about 400 km, the spectrometer has to travel nearly 9000 km as indicated in the map.
Слънчеви neнеутрина • Слънцето е термоядренреактор, произвеждащ neв различни реакции  • Спектър по енергии • 
Дефицит на електронни неутрина? Слънчеви неутрина Първите експериментални указания: Ray Davis, Homestake: всичко започва около 1968 г. νe + 37Cl 37Ar + e-
Идеята е доста по-стара... разпространение във вакуум или вещество детектор източник L раждат се състояния с определен аромат (напр. от p  mn) ¦nm>= a ¦n1> + b ¦n2 > + g ¦n3> слабо взаимодействие (CC) nm N m- C ne N e- C nt N t- C P ( mτ) = ¦ < nτ¦ n(t)>¦2 t ~ L/E ¦n(t)>= a ¦n1> exp( i E1t) + b ¦n2 > exp( i E2t) + g ¦n3> exp( i E3t) Изказана е за пръв път през 1957 г.
Феноменологично описание:смесване на квантово-механични състояния на масивни неутрина l = е, μ, τ α = 1, 2, 3 U – PMNS матрица на смесването
1000 tons of D20 12 m diam. 9456 PMTs Експеримент SNO (Sudbury Neutrino Observatory) only ne equally ne+ nm+ nt in-equally ne+0.1 ( nm+ nt )
2002 Стандартният модел на Слънцето е правилен. Неутрината изменят типа (аромата) си при пътуването до Земята.
Съгласувана картина Резултати от глобалния фит: • sin2q12=0.320.23 • Dm122 =7.60.20×10-5 eV2 • sin2q23=0.500.063 • sin2q13 = 0.023 0.008 • Dm232=2.40.15×10-3 eV2 Неизмерени величини: • йерархията на масите, • sign Dm132, • CP нарушаващата фазаd. Normal Inverted