cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Неутрино
Својства и реакции
Неутрината имаат полуброен спинот и од таму следи дека е фермион. Неутрината заемно дејствуваат примарно преку слаба сила.Откривањето на неутринското колебање покажува дека неутрината имаат маса.ПОстоењето на неутринската маса покажува за постоењето на ситно неутрино магнетниот момент од ред на ,дозволувајќи за електромагнетни заемнодејства меѓу неутрината.Експеримент изведен од Ц. С. ВУ во Колумбијскиот универзитет покажал дека неутрината секогаш покажуваат лева хиралност. Многу е тешко да се идентификуваат поединечните заемнодејства помеѓу неутрината поради природната радиација.Поради ова,во раните експерименти се користел специјален канал за оваа идентификација:интеракцијата на антинеутриното со водородното јадро кај молекулите на вода.Јадрото на водород е само еден протон и поради тоа јадрени реакции кои би се одвивале кај потешки елементи не мора да се земат предвид при ваквите реакции.Во еден кубен метар вода се случуваат само неколку реакции кога водата е поставена надвор од јадрен реактор,но со тоа се мери рекацијата на плутониумот во реакторот.
Француски јазик
Дијалекти
Францускиот јазик е богат со дијалекти, кои се нарекуваат и патоа. Тие во основа се делат на северни (Langue d'oil — најблиски до стандардниот јазик), јужни (Langue d'oc — под влијание на окитанскиот јазик), и франкопровансалски.
Неутрино
Михеев–Смирнов–Волфенштајнов ефект
Неутрина кои минуваат низ материја,поминуваат низ процес сличен на движењето на светлината низ проѕирен материјал.Овој процес не може да се набљудува директно,затоа што нема јонизирачко зрачење,но се јавува МСВ ефектот.Само мал дел од енергијата од неутриното се пренесува на материјалот.
Француски јазик
Потекло на поимот
Поголем дел на зборови во францускиот јазик потекнуваат од латинскиот јазик или од грчко-латинска основа. Многу зборови имаат дупликат така што една верзија е латинска, а друга е народна. Пример за тоа се многу именки и изведени придавки. Францускиот јазик има преземено повеќе зборови од англискиот, италијанскиот, други романски јазици, германскиот, арапскиот, итн.
Неутрино
Јадрени заемодејства
Неутрината може да дејстуваат на атомско јадро и да го променат во друго јадро.Овој процес се користи кај радиохемиски детектори за неутрина.Во овој случај енергетските нивоа и спинските состојби на целното јадро мора да се земат предвид за да се пресмета веројатноста на интеракцијата. Воглавно, веројатноста на реакцијата се зголемува со зголемувањето на бројот на неутрони и протони во јадро.
Француски јазик
Потекло на поимот
Се проценува дека 13% зборови (4 200 зборови) се со странско потекло во фондот од 35 000 зборови.
Неутрино
Без самозаемодејство
Observations of the cosmic microwave background suggest that neutrinos do not interact with themselves.
Француски јазик
Потекло на поимот
Во францускиот често се создаваат неологизми кои ги заменуваат главно англиските позајмици. На пример „баладер“ (baladeur) го заменува англискиот збор „вокмен“ и „дискмен“ (walkmen, diskmen).
Неутрино
Видови
There are three known types (flavors) of neutrinos: electron neutrino, muon neutrino and tau neutrino , named after their partner leptons in the Standard Model (see table at right). The current best measurement of the number of neutrino types comes from observing the decay of the Z boson. This particle can decay into any light neutrino and its antineutrino, and the more types of light neutrinos available, the shorter the lifetime of the Z boson. Measurements of the Z lifetime have shown that the number of light neutrino types is 3. The correspondence between the six quarks in the Standard Model and the six leptons, among them the three neutrinos, suggests to physicists' intuition that there should be exactly three types of neutrino. However, actual proof that there are only three kinds of neutrinos remains an elusive goal of particle physics.
Француски јазик
Регионален француски
Регионални француски говори претставуваат говори и изрази кои се користат во поедини региони на француското јазично подрачје, но не припаѓаат официјално на француските говори ниту се користат на целото говорно подрачје.
Неутрино
Видови
The possibility of sterile neutrinos—relatively light neutrinos which do not participate in the weak interaction but which could be created through flavor oscillation (see below)—is unaffected by these Z-boson-based measurements, and the existence of such particles is in fact hinted by experimental data from the LSND experiment. However, the currently running MiniBooNE experiment suggested, until recently, that sterile neutrinos are not required to explain the experimental data, although the latest research into this area is on-going and anomalies in the MiniBooNE data may allow for exotic neutrino types, including sterile neutrinos.
A recent re-analysis of reference electron spectra data from the Institut Laue-Langevin has also hinted at a fourth, sterile neutrino.
Recently analyzed data from the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe of the cosmic background radiation is compatible with either three or four types of neutrinos. It is hoped that the addition of two more years of data from the probe will resolve this uncertainty.
Антинеутрина
Antineutrinos, the antiparticles of neutrinos, are neutral particles produced in nuclear beta decay. These are emitted during beta particle emissions, in which a neutron decays into a proton, electron, and antineutrino. They have a spin of ½, and are part of the lepton family of particles. All antineutrinos observed thus far possess right-handed helicity (i.e. only one of the two possible spin states has ever been seen), while neutrinos are left-handed. Antineutrinos, like neutrinos, interact with other matter only through the gravitational and weak forces, making them very difficult to detect experimentally. Neutrino oscillation experiments indicate that antineutrinos have mass, but beta decay experiments constrain that mass to be very small. A neutrino–antineutrino interaction has been suggested in attempts to form a composite photon with the neutrino theory of light.
Because antineutrinos and neutrinos are neutral particles, it is possible that they are the same particle. Particles that have this property are known as Majorana particles. Majorana neutrinos have the property that the neutrino and antineutrino could be distinguished only by chirality; what experiments observe as a difference between the neutrino and antineutrino could simply be due to one particle with two possible chiralities. If neutrinos are indeed Majorana particles, neutrinoless double beta decay, as well as a range of other lepton number violating phenomena, would be allowed. Several experiments have been and are being conducted to search for this process.
Researchers around the world have begun to investigate the possibility of using antineutrinos for reactor monitoring in the context of preventing the proliferation of nuclear weapons.
Antineutrinos were first detected as a result of their interaction with protons in a large tank of water. This was installed next to a nuclear reactor as a controllable source of the antineutrinos. (See: Cowan–Reines neutrino experiment)
Only antineutrinos, not neutrinos, take part in the Glashow resonance.
Вкусови колебања
Neutrinos are most often created or detected with a well defined flavor (electron, muon, tau). However, in a phenomenon known as neutrino flavor oscillation, neutrinos are able to oscillate among the three available flavors while they propagate through space. Specifically, this occurs because the neutrino flavor eigenstates are not the same as the neutrino mass eigenstates (simply called 1, 2, 3). This allows for a neutrino that was produced as an electron neutrino at a given location to have a calculable probability to be detected as either a muon or tau neutrino after it has traveled to another location. This quantum mechanical effect was first hinted by the discrepancy between the number of electron neutrinos detected from the Sun's core failing to match the expected numbers, dubbed as the "solar neutrino problem". In the Standard Model the existence of flavor oscillations implies nonzero differences between the neutrino masses, because the amount of mixing between neutrino flavors at a given time depends on the differences between their squared masses. There are other possibilities in which neutrino can oscillate even if they are massless. If Lorentz symmetry is not an exact symmetry, neutrinos can experience Lorentz-violating oscillations.
It is possible that the neutrino and antineutrino are in fact the same particle, a hypothesis first proposed by the Italian physicist Ettore Majorana. The neutrino could transform into an antineutrino (and vice versa) by flipping the orientation of its spin state.
This change in spin would require the neutrino and antineutrino to have nonzero mass, and therefore travel slower than light, because such a spin flip, caused only by a change in point of view, can take place only if inertial frames of reference exist that move faster than the particle: such a particle has a spin of one orientation when seen from a frame which moves slower than the particle, but the opposite spin when observed from a frame that moves faster than the particle.
On July 19, 2013 the results from the T2K experiment presented at the European Physical Society Conference on High Energy Physics in Stockholm, Sweden, confirmed neutrino oscillation theory.
Брзина
Before neutrinos were found to oscillate, they were generally assumed to be massless, propagating at the speed of light. According to the theory of special relativity, the question of neutrino velocity is closely related to their mass. If neutrinos are massless, they must travel at the speed of light. However, if they have mass, they cannot reach the speed of light.
Also some Lorentz-violating variants of quantum gravity might allow faster-than-light neutrinos. A comprehensive framework for Lorentz violations is the Standard-Model Extension (SME).
In the early 1980s, first measurements of neutrino speed were done using pulsed pion beams (produced by pulsed proton beams hitting a target). The pions decayed producing neutrinos, and the neutrino interactions observed within a time window in a detector at a distance were consistent with the speed of light. This measurement was repeated in 2007 using the MINOS detectors, which found the speed of neutrinos to be, at the 99% confidence level, in the range between  and. The central value of 1.000051c is higher than the speed of light but is also consistent with a velocity of exactly c or even slightly less. This measurement set an upper bound on the mass of the muon neutrino of at 99% confidence. After the detectors for the project were upgraded in 2012, MINOS refined their initial result and found agreement with the speed of light, with the difference in the arrival time of neutrinos and light of -0.0006% (±0.0012%).
A similar observation was made, on a much larger scale, with supernova 1987A (SN 1987A). 10-MeV antineutrinos from the supernova were detected within a time window that was consistent with the speed of light for the neutrinos. Currently, the question of whether or not neutrinos have mass cannot be decided; their speed is (as yet) indistinguishable from the speed of light.
In September 2011, the OPERA collaboration released calculations showing velocities of 17-GeV and 28-GeV neutrinos exceeding the speed of light in their experiments (see Faster-than-light neutrino anomaly). In November 2011, OPERA repeated its experiment with changes so that the speed could be determined individually for each detected neutrino. The results showed the same faster-than-light speed. However, in February 2012, reports came out that the results may have been caused by a loose fiber optic cable attached to one of the atomic clocks which measured the departure and arrival times of the neutrinos. An independent recreation of the experiment in the same laboratory by ICARUS found no discernible difference between the speed of a neutrino and the speed of light.
In June 2012, CERN announced that new measurements conducted by all four Gran Sasso experiments (OPERA, ICARUS, Borexino and LVD) found agreement between the speed of light and the speed of neutrinos, finally refuting the initial OPERA claim.
Маса
The Standard Model of particle physics assumed that neutrinos are massless. However the experimentally established phenomenon of neutrino oscillation, which mixes neutrino flavour states with neutrino mass states (analogously to CKM mixing), requires neutrinos to have nonzero masses. Massive neutrinos were originally conceived by Bruno Pontecorvo in the 1950s. Enhancing the basic framework to accommodate their mass is straightforward by adding a right-handed Lagrangian. This can be done in two ways. If, like other fundamental Standard Model particles, mass is generated by the Dirac mechanism, then the framework would require an SU(2) singlet. This particle would have no other Standard Model interactions (apart from the Yukawa interactions with the neutral component of the Higgs doublet), so is called a sterile neutrino. Or, mass can be generated by the Majorana mechanism, which would require the neutrino and antineutrino to be the same particle.
The strongest upper limit on the masses of neutrinos comes from cosmology: the Big Bang model predicts that there is a fixed ratio between the number of neutrinos and the number of photons in the cosmic microwave background. If the total energy of all three types of neutrinos exceeded an average of per neutrino, there would be so much mass in the universe that it would collapse. This limit can be circumvented by assuming that the neutrino is unstable; however, there are limits within the Standard Model that make this difficult. A much more stringent constraint comes from a careful analysis of cosmological data, such as the cosmic microwave background radiation, galaxy surveys, and the Lyman-alpha forest. These indicate that the summed masses of the three neutrinos must be less than.
In 1998, research results at the Super-Kamiokande neutrino detector determined that neutrinos can oscillate from one flavor to another, which requires that they must have a nonzero mass. While this shows that neutrinos have mass, the absolute neutrino mass scale is still not known. This is because neutrino oscillations are sensitive only to the difference in the squares of the masses. The best estimate of the difference in the squares of the masses of mass eigenstates 1 and 2 was published by KamLAND in 2005: Δm =. In 2006, the MINOS experiment measured oscillations from an intense muon neutrino beam, determining the difference in the squares of the masses between neutrino mass eigenstates 2 and 3. The initial results indicate |Δm| =, consistent with previous results from Super-Kamiokande. Since |Δm| is the difference of two squared masses, at least one of them has to have a value which is at least the square root of this value. Thus, there exists at least one neutrino mass eigenstate with a mass of at least.
In 2009, lensing data of a galaxy cluster were analyzed to predict a neutrino mass of about. This surprisingly high value requires that the three neutrino masses be nearly equal, with neutrino oscillations on the order of meV. The masses lie below the Mainz-Troitsk upper bound of for the electron antineutrino. The latter will be tested in 2015 in the KATRIN experiment, that searches for a mass between and.
A number of efforts are under way to directly determine the absolute neutrino mass scale in laboratory experiments. The methods applied involve nuclear beta decay (KATRIN and MARE).
On 31 May 2010, OPERA researchers observed the first tau neutrino candidate event in a muon neutrino beam, the first time this transformation in neutrinos had been observed, providing further evidence that they have mass.
In July 2010 the 3-D MegaZ DR7 galaxy survey reported that they had measured a limit of the combined mass of the three neutrino varieties to be less than. A tighter upper bound yet for this sum of masses,, was reported in March 2013 by the Planck collaboration, whereas a February 2014 result estimates the sum as 0.320 ± 0.081 eV based on discrepancies between the cosmological consequences implied by Planck's detailed measurements of the Cosmic Microwave Background and predictions arising from observing other phenomena, combined with the assumption that neutrinos are responsible for the observed weaker gravitational lensing than would be expected from massless neutrinos.
If the neutrino is a Majorana particle, the mass may be calculated by finding the half life of neutrinoless double-beta decay of certain nuclei. As of 2015, the lowest upper limit on the Majorana mass of the neutrino has been set by KamLAND-Zen: 0.12–0.25 eV.
The Nobel prize in Physics 2015 was awarded to both Takaaki Kajita and Arthur B. McDonald for their experimental discovery of neutrino oscillations, which demonstrates that neutrinos have mass.
Големина
Standard Model neutrinos are fundamental point-like particles. An effective size can be defined using their electroweak cross section (apparent size in electroweak interaction). The average electroweak characteristic size is r2 = n × 10−33 см2 (n × 1 nanobarn), where n = 3.2 for electron neutrino, n = 1.7 for muon neutrino and n = 1.0 for tau neutrino; it depends on no other properties than mass. However, this is best understood as being relevant only to probability of scattering. Since the neutrino does not interact electromagnetically, and is defined quantum mechanically by a wavefunction, it does not have a size in the same sense as everyday objects. Furthermore, processes that produce neutrinos impart such high energies to them that they travel at almost the speed of light. Nevertheless, neutrinos are fermions, and thus obey the Pauli exclusion principle, i.e. that increasing their density forces them into progressively higher momentum states.
Хиралност
Experimental results show that (nearly) all produced and observed neutrinos have left-handed helicities (spins antiparallel to momenta), and all antineutrinos have right-handed helicities, within the margin of error. In the massless limit, it means that only one of two possible chiralities is observed for either particle. These are the only chiralities included in the Standard Model of particle interactions.
It is possible that their counterparts (right-handed neutrinos and left-handed antineutrinos) simply do not exist. If they do, their properties are substantially different from observable neutrinos and antineutrinos. It is theorized that they are either very heavy (on the order of GUT scale—see Seesaw mechanism), do not participate in weak interaction (so-called sterile neutrinos), or both.
The existence of nonzero neutrino masses somewhat complicates the situation. Neutrinos are produced in weak interactions as chirality eigenstates. However, chirality of a massive particle is not a constant of motion; helicity is, but the chirality operator does not share eigenstates with the helicity operator. Free neutrinos propagate as mixtures of left- and right-handed helicity states, with mixing amplitudes on the order of mν/E. This does not significantly affect the experiments, because neutrinos involved are nearly always ultrarelativistic, and thus mixing amplitudes are vanishingly small. For example, most solar neutrinos have energies on the order of –, so the fraction of neutrinos with "wrong" helicity among them cannot exceed.
Реакторски неутрина
Nuclear reactors are the major source of human-generated neutrinos. Antineutrinos are made in the beta-decay of neutron-rich daughter fragments in the fission process. Generally, the four main isotopes contributing to the antineutrino flux are, , and  (i.e. via the antineutrinos emitted during beta-minus decay of their respective fission fragments). The average nuclear fission releases about of energy, of which roughly 4.5% (or about ) is radiated away as antineutrinos. For a typical nuclear reactor with a thermal power of, meaning that the core produces this much heat, and an electrical power generation of , the total power production from fissioning atoms is actually , of which is radiated away as antineutrino radiation and never appears in the engineering. This is to say, of fission energy is lost from this reactor and does not appear as heat available to run turbines, since antineutrinos penetrate all building materials practically without interaction.
The antineutrino energy spectrum depends on the degree to which the fuel is burned (plutonium-239 fission antineutrinos on average have slightly more energy than those from uranium-235 fission), but in general, the detectable antineutrinos from fission have a peak energy between about 3.5 and, with a maximum energy of about. There is no established experimental method to measure the flux of low-energy antineutrinos. Only antineutrinos with an energy above threshold of can be uniquely identified (see neutrino detection below). An estimated 3% of all antineutrinos from a nuclear reactor carry an energy above this threshold. Thus, an average nuclear power plant may generate over antineutrinos per second above this threshold, but also a much larger number (97%/3% = ~30 times this number) below the energy threshold, which cannot be seen with present detector technology.
Забрзувачки неутрина
Some particle accelerators have been used to make neutrino beams. The technique is to collide protons with a fixed target, producing charged pions or kaons. These unstable particles are then magnetically focused into a long tunnel where they decay while in flight. Because of the relativistic boost of the decaying particle, the neutrinos are produced as a beam rather than isotropically. Efforts to construct an accelerator facility where neutrinos are produced through muon decays are ongoing. Such a setup is generally known as a neutrino factory.
Јадрени бомби
Nuclear bombs also produce very large quantities of neutrinos. Fred Reines and Clyde Cowan considered the detection of neutrinos from a bomb prior to their search for reactor neutrinos; a fission reactor was recommended as a better alternative by Los Alamos physics division leader J.M.B. Kellogg. Fission bombs produce antineutrinos (from the fission process), and fusion bombs produce both neutrinos (from the fusion process) and antineutrinos (from the initiating fission explosion).
Геолошки
Neutrinos are part of the natural background radiation. In particular, the decay chains of and  isotopes, as well as, include beta decays which emit antineutrinos. These so-called geoneutrinos can provide valuable information on the Earth's interior. A first indication for geoneutrinos was found by the KamLAND experiment in 2005. KamLAND's main background in the geoneutrino measurement are the antineutrinos coming from reactors. Several future experiments aim at improving the geoneutrino measurement and these will necessarily have to be far away from reactors.
Атмосферски
Atmospheric neutrinos result from the interaction of cosmic rays with atomic nuclei in the Earth's atmosphere, creating showers of particles, many of which are unstable and produce neutrinos when they decay. A collaboration of particle physicists from Tata Institute of Fundamental Research (India), Osaka City University (Japan) and Durham University (UK) recorded the first cosmic ray neutrino interaction in an underground laboratory in Kolar Gold Fields in India in 1965.
Сончеви
Solar neutrinos originate from the nuclear fusion powering the Sun and other stars. The details of the operation of the Sun are explained by the Standard Solar Model. In short: when four protons fuse to become one helium nucleus, two of them have to convert into neutrons, and each such conversion releases one electron neutrino.
The Sun sends enormous numbers of neutrinos in all directions. Each second, about 65 billion solar neutrinos pass through every square centimeter on the part of the Earth that faces the Sun. Since neutrinos are insignificantly absorbed by the mass of the Earth, the surface area on the side of the Earth opposite the Sun receives about the same number of neutrinos as the side facing the Sun.
Супернови
Colgate and White's theory of supernova neutrino production was confirmed in 1987, when neutrinos from supernova 1987A were detected. The water-based detectors Kamiokande II and IMB detected 11 and 8 antineutrinos of thermal origin, respectively, while the scintillator-based Baksan detector found 5 neutrinos (lepton number = 1) of either thermal or electron-capture origin, in a burst lasting less than 13 seconds. The neutrino signal from the supernova arrived at earth several hours before the arrival of the first electromagnetic radiation, as expected from the evident fact that the latter emerges along with the shock wave. The exceptionally feeble interaction with normal matter allowed the neutrinos to pass through the churning mass of the exploding star, while the electromagnetic photons were slowed.
Because neutrinos interact so little with matter, it is thought that a supernova's neutrino emissions carry information about the innermost regions of the explosion. Much of the visible light comes from the decay of radioactive elements produced by the supernova shock wave, and even light from the explosion itself is scattered by dense and turbulent gases, and thus delayed. The neutrino burst is expected to reach Earth before any electromagnetic waves, including visible light, gamma rays or radio waves. The exact time delay depends on the velocity of the shock wave and on the thickness of the outer layer of the star. For a Type II supernova, astronomers expect the neutrino flood to be released seconds after the stellar core collapse, while the first electromagnetic signal may emerge hours later, after the explosion shock wave has had time to reach the surface of the star. The SNEWS project uses a network of neutrino detectors to monitor the sky for candidate supernova events; the neutrino signal will provide a useful advance warning of a star exploding in the Milky Way.
Although neutrinos pass through the outer gases of a supernova without scattering, they provide information about the deeper supernova core with evidence that here, even neutrinos scatter to a significant extent. In a supernova core the densities are those of a neutron star (which is expected to be formed in this type of supernova), becoming large enough to influence the duration of the neutrino signal by delaying some neutrinos. The length of the neutrino signal from SN 1987A, some 13 seconds, was far longer than it would take in theory for neutrinos to pass directly through the neutrino-generating core of a supernova, expected to be only 32 kilometers in diameter SN 1987A. The number of neutrinos counted was also consistent with a total neutrino energy of 2.2 x 1046 joules, which was estimated to be nearly all of the total energy of the supernova.
Остатоци од супернови
The energy of supernova neutrinos ranges from a few to several tens of MeV. However, the sites where cosmic rays are accelerated are expected to produce neutrinos that are at least one million times more energetic, produced from turbulent gaseous environments left over by supernova explosions: the supernova remnants. The origin of the cosmic rays was attributed to supernovas by Walter Baade and Fritz Zwicky; this hypothesis was refined by Vitaly L. Ginzburg and Sergei I. Syrovatsky who attributed the origin to supernova remnants, and supported their claim by the crucial remark, that the cosmic ray losses of the Milky Way is compensated, if the efficiency of acceleration in supernova remnants is about 10 percent. Ginzburg and Syrovatskii's hypothesis is supported by the specific mechanism of "shock wave acceleration" happening in supernova remnants, which is consistent with the original theoretical picture drawn by Enrico Fermi, and is receiving support from observational data. The very-high-energy neutrinos are still to be seen, but this branch of neutrino astronomy is just in its infancy. The main existing or forthcoming experiments that aim at observing very-high-energy neutrinos from our galaxy are Baikal, AMANDA, IceCube, ANTARES, NEMO and Nestor. Related information is provided by very-high-energy gamma ray observatories, such as VERITAS, HESS and MAGIC. Indeed, the collisions of cosmic rays are supposed to produce charged pions, whose decay give the neutrinos, and also neutral pions, whose decay give gamma rays: the environment of a supernova remnant is transparent to both types of radiation.
Still-higher-energy neutrinos, resulting from the interactions of extragalactic cosmic rays, could be observed with the Pierre Auger Observatory or with the dedicated experiment named ANITA.
Големата експлозија
It is thought that, just like the cosmic microwave background radiation left over from the Big Bang, there is a background of low-energy neutrinos in our Universe. In the 1980s it was proposed that these may be the explanation for the dark matter thought to exist in the universe. Neutrinos have one important advantage over most other dark matter candidates: it is known that they exist. However, this idea also has serious problems.
From particle experiments, it is known that neutrinos are very light. This means that they easily move at speeds close to the speed of light. For this reason, dark matter made from neutrinos is termed "hot dark matter". The problem is that being fast moving, the neutrinos would tend to have spread out evenly in the universe before cosmological expansion made them cold enough to congregate in clumps. This would cause the part of dark matter made of neutrinos to be smeared out and unable to cause the large galactic structures that we see.
Further, these same galaxies and groups of galaxies appear to be surrounded by dark matter that is not fast enough to escape from those galaxies. Presumably this matter provided the gravitational nucleus for formation. This implies that neutrinos cannot make up a significant part of the total amount of dark matter.
From cosmological arguments, relic background neutrinos are estimated to have density of 56 of each type per cubic centimeter and temperature  if they are massless, much colder if their mass exceeds. Although their density is quite high, they have not yet been observed in the laboratory, as their energy is below thresholds of most detection methods, and due to extremely low neutrino interaction cross-sections at sub-eV energies. In contrast, boron-8 solar neutrinos—which are emitted with a higher energy—have been detected definitively despite having a space density that is lower than that of relic neutrinos by some 6 orders of magnitude.
Откривање
Neutrinos cannot be detected directly, because they do not ionize the materials they are passing through (they do not carry electric charge and other proposed effects, like the MSW effect, do not produce traceable radiation). A unique reaction to identify antineutrinos, sometimes referred to as inverse beta decay, as applied by Reines and Cowan (see below), requires a very large detector in order to detect a significant number of neutrinos. All detection methods require the neutrinos to carry a minimum threshold energy. So far, there is no detection method for low-energy neutrinos, in the sense that potential neutrino interactions (for example by the MSW effect) cannot be uniquely distinguished from other causes. Neutrino detectors are often built underground in order to isolate the detector from cosmic rays and other background radiation.
Antineutrinos were first detected in the 1950s near a nuclear reactor. Reines and Cowan used two targets containing a solution of cadmium chloride in water. Two scintillation detectors were placed next to the cadmium targets. Antineutrinos with an energy above the threshold of caused charged current interactions with the protons in the water, producing positrons and neutrons. This is very much like decay, where energy is used to convert a proton into a neutron, a positron  and an electron neutrino  is emitted:
From known decay:
In the Cowan and Reines experiment, instead of an outgoing neutrino, you have an incoming antineutrino from a nuclear reactor:
The resulting positron annihilation with electrons in the detector material created photons with an energy of about. Pairs of photons in coincidence could be detected by the two scintillation detectors above and below the target. The neutrons were captured by cadmium nuclei resulting in gamma rays of about that were detected a few microseconds after the photons from a positron annihilation event.
Since then, various detection methods have been used. Super Kamiokande is a large volume of water surrounded by photomultiplier tubes that watch for the Cherenkov radiation emitted when an incoming neutrino creates an electron or muon in the water. The Sudbury Neutrino Observatory is similar, but uses heavy water as the detecting medium, which uses the same effects, but also allows the additional reaction any-flavor neutrino photo-dissociation of deuterium, resulting in a free neutron which is then detected from gamma radiation after chlorine-capture. Other detectors have consisted of large volumes of chlorine or gallium which are periodically checked for excesses of argon or germanium, respectively, which are created by electron-neutrinos interacting with the original substance. MINOS uses a solid plastic scintillator coupled to photomultiplier tubes, while Borexino uses a liquid pseudocumene scintillator also watched by photomultiplier tubes and the proposed NOνA detector will use liquid scintillator watched by avalanche photodiodes. The IceCube Neutrino Observatory uses of the Antarctic ice sheet near the south pole with photomultiplier tubes distributed throughout the volume.
Мотивација за научен интерес
Neutrinos' low mass and neutral charge mean they interact exceedingly weakly with other particles and fields. This feature of weak interaction interests scientists because it means neutrinos can be used to probe environments that other radiation (such as light or radio waves) cannot penetrate.
Using neutrinos as a probe was first proposed in the mid-20th century as a way to detect conditions at the core of the Sun. The solar core cannot be imaged directly because electromagnetic radiation (such as light) is diffused by the great amount and density of matter surrounding the core. On the other hand, neutrinos pass through the Sun with few interactions. Whereas photons emitted from the solar core may require 40,000 years to diffuse to the outer layers of the Sun, neutrinos generated in stellar fusion reactions at the core cross this distance practically unimpeded at nearly the speed of light.
Neutrinos are also useful for probing astrophysical sources beyond the Solar System because they are the only known particles that are not significantly attenuated by their travel through the interstellar medium. Optical photons can be obscured or diffused by dust, gas, and background radiation. High-energy cosmic rays, in the form of swift protons and atomic nuclei, are unable to travel more than about 100 megaparsecs due to the Greisen–Zatsepin–Kuzmin limit (GZK cutoff). Neutrinos, in contrast, can travel even greater distances barely attenuated.
Another important use of the neutrino is in the observation of supernovae, the explosions that end the lives of highly massive stars. The core collapse phase of a supernova is an extremely dense and energetic event. It is so dense that no known particles are able to escape the advancing core front except for neutrinos. Consequently, supernovae are known to release approximately 99% of their radiant energy in a short (10-second) burst of neutrinos. These neutrinos are a very useful probe for core collapse studies.
The rest mass of the neutrino is an important test of cosmological and astrophysical theories (see Dark matter). The neutrino's significance in probing cosmological phenomena is as great as any other method, and is thus a major focus of study in astrophysical communities.
The study of neutrinos is important in particle physics because neutrinos typically have the lowest mass, and hence are examples of the lowest-energy particles theorized in extensions of the Standard Model of particle physics.
In November 2012 American scientists used a particle accelerator to send a coherent neutrino message through 780 feet of rock. This marks the first use of neutrinos for communication, and future research may permit binary neutrino messages to be sent immense distances through even the densest materials, such as the Earth's core.
Јуџин Вигнер
Јуџин Пол Вигнер (17 ноември 1902 - 1 јануари 1995) — унгарско-американски теоретски физичар и математичар. Тој „половично“ ја добил Нобеловата награда за физика во 1963 година „за придонес во теоријата на атомски јадра и елементарни честички, особено преку откривање и примена на основните принципи на симетријата“.
Дипломирал на Техничкиот универзитет во Берлин, Вигнер работел како асистент на Карл Вејзенберг и Ричард Бекер на Институтот Вилхелм Кајзер во Берлин и како асистент на Давид Хилберт на Универзитетот во Гетинген. Вигнер и Херман Вејл се одговорни за воведување на групната теорија во физиката, особено на теоријата на симетрија во физиката. По иновативниот начин на кој тој ја извел работата на чистата математика, во која тој е автор на голем број на математички теореми. Особено, теоремата на Вигнер е камен-темелник во математичката формулација на квантната механика. Тој е исто така познат по неговото истражување во структурата на атомското јадро. Во 1930 година, Универзитетот Принстон го регрутирал Вигнер, заедно со Џон фон Нојман и тој се преселил во САД.
Вигнер учествувал на состанокот со Лео Силард и Алберт Ајнштајн, кој резултирал со писмото на Ајнштајн-Силард, што го поттикнало претседателот Френклин Рузвелт да се иницира проектот Менхетн за развој на атомски бомби. Вигнер се плашел дека проектот за германско јадрено оружје ќе ја развие атомската бомба прв. Во текот на проектот Менхетн, тој го предводел тимот чија задача била да дизајнира јадрени реактори, за да се претвори ураниумот во оружје плутониум. Во тоа време, реактори постоеле само на хартија и сè уште реакторот не отишол во критична состојба. Вигнер бил разочаран што на Дупонт му била дадена одговорност за детален дизајн на реакторите, а не само за нивната изградба. Тој станал директор за истражување и развој во лабораторијата Клинтон (сегашна Национална лабораторија Оак Риџ) во почетокот на 1946 година, но станал фрустриран од бирократските пречки од страна на Комисијата за атомска енергија и се вратил во Принстон.
Во повоениот период тој служел во голем број државни органи, вклучувајќи го и Националното биро за стандарди 1947-1951, математичкиот панел на Националниот совет за истражување 1951-1954, панелот по физика на Националната фондација за наука, како и за влијателниот Генерален советодавен комитет на Комисијата за атомска енергија 1952-1957 и повторно од 1959 до 1964 година. Подоцна во животот, тој станал повеќе филозофски настроен и го објавил делото Неразумната делотворност на математиката во природните науки, неговото најпознато дело, надвор од техничката математика и физика.
Почетокот на животот
Вигнер Пол е роден во Будимпешта, Австроунгарија на 17 ноември 1902 година, во еврејско семејство од средна класа, од мајка Елизабет и татко Ентони Вигнер. Тој имал една постара сестра, Берта, и помлада сестра Маргит, која подоцна се омажила со британскиот теоретски физичар Пол Дирак. Тој бил школуван дома од страна на професионален учител, на возраст од 9 години тој почнал да оди на училиште во трето одделение. Во овој период, Вигнер развил интерес за математички проблеми. На возраст од 11 години, на Вигнер му била дијагностицирана туберкулоза, од страна на докторите. Неговите родители го испратиле да живее за шест недели во еден санаториум во австриските планини, пред лекарите да заклучат дека дијагнозата била грешка.
Семејството Вигнер биле Евреи. Од 1915 до 1919 година, студирал на средно граматичко училиште, наречено Фасори евангеликус гимназиум, училиштето во кое учел и неговиот татко. Верското образование било задолжително и тој присуствувал на часовите по јудаизам, учен од страна на рабин. Соученик му бил Јанош фон Нојман, кој бил една година зад Вигнер. И двајцата имале корист од наставата по математика, која ја предавал Ласло Рац. Во 1919 година, за да избега од комунистичкиот режим на Бела Кун, семејството Вигнер кратко избегало во Австрија и се вратило во Унгарија по падот на Кун. Делумно како реакција на учеството на Евреите во режимот на Кун, семејството преминува во лутеранство. Вигнер објаснил подоцна во неговиот живот дека одлуката на неговото семејство да преминат во лутеранство „не била одлука на верски план, туку на антикомунистички“. На религиозен поглед, Вигнер бил атеист.
По завршувањето на средното училиште во 1920 година, Вигнер се запишал на Универзитетот во Будимпешта на технички науки, познат како Муегјетем. Тој не бил среќен со курсевите што ги нуделе, и во 1921 година се запишал на Техничкиот универзитет во Берлин, каде што студирал хемиско инженерство. Тој, исто така, присуствувал секоја среда попладне на академските конференции на германското просторно општество. На овие колоквиуми присуствувале личности како Макс Планк, Макс фон Лауе, Рудолф Ладенбург, Вернер Хајзенберг, Валтер Нернст, Волфганг Паули и Алберт Ајнштајн. Вигнер, исто така, се сретнал со физичарот Лео Силард, кој веднаш станал негов најблизок пријател. Третото искуство во Берлин било формативно. Вигнер работел во Институтот за физичка хемија и електрохемија Кајзер Вилхелм (сега Институт Фриц Хабер), каде се запознал со Мајкл Полани, кој станал, по Ласло Рац, најголемиот учител на Вигнер. Полани ја надгледувал Вигнеровата теза за доктор на науки, „Формирање и распаѓање на молекулите“.
Средни години
Вигнер се вратил во Будимпешта, каде што отишол да работи во кожарницата на татко му, но во 1926 година, тој ја прифатил понудата од Карл Вајзенберг на Институтот Вилхелм Кајзер во Берлин. Вајзенберг сакал некој да му помогне со неговото дело на кристалографија на х-зраци, и Полани го препорачал Вигнер. По шест месеци како помошник на Вајзенберг, Вигнер отишол да работи два семестра за Ричард Бекер. Вигнер ја истражувал квантната механика, така што го проучувал работењето на Ервин Шредингер. Тој, исто така вршел истражувања за групната теорија на Фердинанд Фробениус и Едуард Ритер фон Вебер
Вигнер добил барање од Арнолд Зомерфелд за работа на Универзитетот во Гетинген како асистент на големиот математичар Давид Хилберт. Ова се покажало како разочарување, бидејќи како Хилберт стареел, така неговите способности биле во тотален пад и неговите интереси се префрлиле на логика. Вигнер сепак проучувал самостојно. Тој ги поставил основите на теоријата на симетрија во квантната механика и во 1927 година го вовел она што сега е познато како Вигнерова Д-матрица. Вигнер и Херман Вејл биле одговорни за воведување на групната теорија во квантната механика. На крајот бил напишан стандарден текст, Групна теорија и квантна механика (1928), но тоа не било лесно да се разбере, особено за помладите физичари. Вигнеровата Групна теорија и нејзината примена во квантната механика на атомскиот спектар (1931), ја направиле групната теорија достапна за пошироката публика.
Во овие дела Вигнер ги поставил основите на теоријата на симетрија во квантната механика. Теоремата на Вигнер е докажана од страна на Вигнер во 1931 година, и е камен-темелник на математичката формулација на квантната механика. Теоремата одредува како физичката симетрија како на пример ротацијата, транслацијата, и КПТ симетријата се застапени на Хилбертовиот состојбен простор. Според теоремата, секоја трансформација на симетријата е претставена од страна на линеарна и унитарна или антилинеарна и антиунитарна трансформација на Хилбертовиот простор. Застапеноста на групата на симетријата на Хилбертовиот простор е или обична претстава или проективна претстава.
Принстон не го најмил повторно Вигнер кога неговиот договор исекувал во 1936 година. Преку Григориј Бреит, Вигнер нашол ново вработување на Универзитетот во Висконсин. Таму се сретнал со својата прва сопруга, Амелија Франк, кој била студент по физика. Меѓутоа, таа неочекувано умира во 1937 година, оставајќи го Вигнер вознемирен. Потоа, тој ја прифаќа понудата во 1938 од Принстон да се врати таму. Вигнер станува натурализиран државјанин на САД на 8 јануари 1937 година и тој ги носи неговите родители во САД.
Проектот Менхетн
Иако тој се изјаснувал како политички аматер, на 2 август 1939 година, тој учествуваше на состанокот со Лео Силард и Алберт Ајнштајн, кој резултираше со писмото на Ајнштајн-Силард, што го поттикна претседателот Френклин Рузвелт да се иницира проектот Менхетн за развој на атомски бомби. Вигнер се плашеше дека проектот за германско јадрено оружје ќе ја развие атомската бомба прв, па дури и одбил да му бидат земени отпечатоци од прстите, бидејќи тие можеле да бидат искористени за да биде пронајден, ако Германија победи." Помислите за да бидеш убиен," тој подоцна се присеќава, " фокусирај го твојот ум совршено. "
На 4 јуни 1941 година, Вигнер се оженил со својата втора сопруга, Марија Анет Вилер, професор по физика на колеџот Васар, која го завршила својот докторат на универзитетот Јејл во 1932 година. По војната таа предава физика на Даглас Колеџот на Универзитетот Рутгерс во Њу Џерси до нејзиното пензионирање во 1964 година. Тие остануваат во брак сè до нејзината смрт во ноември 1977 година. Имале две деца, Дејвид Вигнер и Марта Вигнер Аптон.
Во текот на проектот Менхетн, Вигнер го предводеше тимот во кој се вклучени Алвин М. Вајнбер г, Кетрин Веј, Гејл Јанг и Едвард Креуц. Задачата на групата беше да се дизајнира јадрен реактор за производство, кој ќе претвора ураниум во оружје плутониум. Во тоа време, реактори постоеа само на хартија. Во јули 1942 година, Вигнер избра конзервативен 100 MW дизајн, со графитен неутронски модератор и водно ладење. Вигнер беше присутен на приспособено рекетно игралиште, под трибините на Универзитетот во напуштеното Игралиште во Чикаго, Стаг, на 2 декември 1942 година, кога првиот светски атомски реактор, Чикаго Пајл еден (CP-1) постигна контролирана јадрена верижна реакција.
Кружен отсечок
Формули
Нека R е полупречникот на лакот што е дел од периметарот на отсечокот, θ централниот агол што го потчинува лакот во радијани, c должината на тетивата, s должината на лакот, h сагитата (висина) на отсечокот и a плоштината на отсечокот.
Јуџин Вигнер
Проектот Менхетн
Важното отркиртие во текот на проектот што Вигнер го направил, беше Вигнеровиот ефект. Ова е отекувањето на графитниот модератор, предизвикано од поместувањето на атомите со неутронско зрачење. Ефектот Вигнер бил сериозен проблем за реакторите во Ханфорд Сајт во повоениот период, и резултираше со производствени намалувања и целосно згаснување на реакторот. Беше откриено дека можно е надминување од страна на контролираното греење.