Nötrino salınımı

**Nötrino salınımları**, üretilen ve belirli bir lepton türü olan (elektron, müon ya da tau) bir nötrinonun daha sonradan farklı bir tür olarak ölçülebilmesine denen bir kuantum mekaniği fenomenidir. Uzaya yayılan nötrinoların türleri periyodik olarak değişir.

İlk olarak 1957'de&nbsp;Bruno Pontecorvo tarafından tahmin edilen nötrino salınımları, daha sonra birçok deneyde farklı şartlar altında gözlemlendi. Sonuç olarak, nötrino salınımlarının keşfedilmesi çoktandır devam eden solar nötrino probleminin çözülmesini sağladı.

Nötrino salınımları ve salınımlar sırasındaki çeşitli detaylar nötrinolar hakkındaki birçok bilinmeyene ışık tutabileceğinden, teorik ve deneysel açıdan yoğun ilgi görmekte. Özellikle, nötrinoların kütlelerinin olduğunu belirtmesi parçacık fiziğinde standart modelin değiştirilmesine sebep oldu. Nötrino salınımlarının Süper-Kamiokande Gözlemevi ve Sudbury Nötrino Gözlemevi tarafından deneysel keşfi, dolayısıyla nötrinoların kütlesi, 2015 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandı.

## Gözlemler
Nötrino salınımlarının gerçekliği, birçok kaynaktan çeşitli detektörlerle yapılmış gözlemlerle kanıtlanmaya çalışıldı. Arthur McDonald ve Takaaki Kajita deneyin nötrino salınımlarının bulunmasına katkısıyla 2015 Nobel Fizik Ödülü'nü kazandı.

### Güneş nötrinosu salınımları
Nötrino salınımlarının etkileri ilk olarak :Ray Davis'in 1960'larda klor-bazlı bir detektörle (Tetrakloroetilen), standart solar modeli kullanarak yapılan tahminlerle Güneş nötrinosu akısındaki açığı gözlemlediği Homestake deneyinde tespit edildi. Bu da solar nötrino problemine yol açtı. Birçok radyokimyasal ve su Çerenkov detektörü bu açığı doğruladı, bunun sebebinin nötrino salınımları olduğu ancak Sudbury Nötrino Gözlemevi 2001'de nötrinoların tür değiştirebildiğini kanıtladıktan sonra anlaşıldı.

Güneş nötrinoların enerjileri 20 MeV'in altındadır ve Güneş ve Dünya arasında yaklaşık 1 A.U. ile seyahat eder. 5 MeV'nin üstündeki enerji değerlerinde, güneş nötrimolarının salınımları aslında Güneş'in içinde  olarak bilinen ve vakum salınımından farklı olan bir salınımla gerçekleşir.

### Atmosfer nötrinosu salınımları
,  ve  gibi geniş detektörler, müon türündeki ve elektron türündeki atmosfer nötrinolarının akı orantısında bir açık tespit etti(bkz. müon bozulması). Süper-Kamiokande deneyinde kullanılan duyarlı detektör yüzün üzerinde MeV ile birkaç TeV arasında hassastı ve Dünya'nın çapını referans alıyordu; atmosfer nötrinolarının salınımlarını kanıtlayan ilk deney 1998'de açıklandı.

### Reaktör nötrinosu salınımları
Birçok deney nükleer reaktörlerde üretilen elektron anti-nötrinoların salınımlarını inceledi. Bu salınımlar&nbsp;&nbsp;katsayısını verdi. Nükleer reaktörlerde üretilen nötrinolar aynı güneş nötrinoları gibi birkaç MeV enerjiye sahiptir. Bu deneylerin referans hatları 10 metre ile 100&nbsp;km arasındadır.

2012'de,  deneyi&nbsp;5.2σ değer farkıyla θ13 ≠ 0 keşfini yaptı, bu sonucu bu güne kadar  ve  deneyleri de onayladı.

### Işın nötrinosu salınımları
Parçacık hızlandırıcıda üretilen ışın nötrinoları, araştırmalar için en iyi kontrol ortamını sağlar. Düşük miktarda enerjiye sahip atmosfer nötrinolarının salınımlarını incelemek için birçok deney yapıldı. Birkaç yüz kilometrelik referans hattı içinde yapılan ,  ve Süper-K gibi deneylerin tümünde müon nötrinolarının kayboluşu gözlemlendi.

nde ulaşılan sonuçlar birçok farklı deneyde bulunan salınım katsayılarıyla çelişki içerisindeydi. Bahar 2007'de sonuçları alınan  deneyi, LNSD'den alınan sonuçların aksine olmasına rağmen, 4. nötrino türü olan yu doğruluyordu.

2010'da  ve CERN, kaynağı olan Cenova'dan 730&nbsp;km uzakta, ’da  kullanılarak müon nötrinosu ışını içindeki bir tau parçacığını inceleyeceklerini bildirdi.

T2K, Süper-K detektöründen 295 km uzaktan nötrino ışını kullanarak sıfırdan farklı bir  katsayısı ölçtü. NOvA, 850 km referans hattında MINOS ile aynı ışını kullanarak aynı sonuçları elde etti.

## Teori
Nötrino salınımları, nötrinoların türleri ve kütle özdeğerlerinden kaynaklanır. Yüklü leptonlarla zayıf etkileşimler içinde bulunan üç nötrino halinden her biri bu üç nötrino halinin kütleye bağlı udur. Nötrinolar tür özdeğerlerinin zayıf işlemleriyle oluşur.<span class="mw-reflink-text"></span>. Bir nötrino uzay boyunca yayılırken, nötrino kütlesindeki değişiklikler sebebiyle nötrino hallerinin kuantum mekaniğinde ki fazlarının değişim oranları da değişir. Bu da kütle hallerinin nötrino seyahat ederken değişmesine sebep olur, ancak farklı kütle halleri, farklı nötrino türlerine sebep olur. Yani, elektron nötrinosu olarak doğan nötrino, seyahati boyunca elektron, müon ve tau nötrinolarının bir karışımı olacaktır. Bu kuantum mekaniği aşaması periyodik olarak gerçekleştiğinden, nötrino belirli bir süre sonra eski karışım haline dönecek ve yine çoğunlukla elektron nötrinosu olacaktır. Kuantum mekanik hali uyumluluğunu sürdürdükçe elektron türündeki nötrino salınımlarına devam eder. Nötrino türleri arasındaki kütle farkları nötrino salınımlarının&nbsp;na oranla küçük olduğundan bu mikroskobik kuantum etkisi makroskobik uzaklıklarda gözlemlenebilir.

### Pontecorvo–Maki–Nakagawa–Sakata matrisi
Nötrino salınımları fikri ilk defa 1957'de Bruno Pontecorvo tarafından, nötrino-antinötrino geçişimlerinin ne benzeyebileceğini söylemesiyle ortaya atıldı.&nbsp;Böyle bir nötrino-antinötrino salınımı gözlenmemiş olmasına rağmen, bu fikir, ilk defa Maki, Nakagawa ve Sakata tarafından 1962'de geliştirilen ve daha sonra 1967'de Pontecorvo tarafından genişletilen, nötrino tür salınımlarının kuantum teorisinin kavramsal temelidir. Bir yıl sonra solar nötrino açığı ilk defa gözlemlendi,&nbsp;bunu da Gribov ve Pontecorvo başlıklı akademik bildiri takip etti.

Nötrino karışımını, ayar kuramının büyük nötrinoları ve yapılarının doğal bir sonucudur.&nbsp;En basit haliyle, tür ve kütle özdeğerini belirten bireysel dönüşümü
:  \left| \nu_\alpha \right\rangle = \sum_{i} U^{*}_{\alpha i} \left| \nu_i \right\rangle\,
:  \left| \nu_i \right\rangle = \sum_\alpha U_{\alpha i} \left| \nu_\alpha \right\rangle,
şeklinde
*  \left| \nu_\alpha \right\rangle&nbsp;belirli bir türü olan nötrino, α = e (elektron),&nbsp;μ (müon) or τ (tau).
*  \left| \nu_i \right\rangle belirli bir kütlesi olan nötrino&nbsp;m_i, i = 1, 2, 3.
* Yıldız imi ({}^*)  temsil etmekte.  için ise karmaşık eşlenik ilk eşitlikten çıkarılıp ikinciye eklenmelidir.
 U_{\alpha i} &nbsp;Pontecorvo–Maki–Nakagawa–Sakata matrisini temsil etmekte (ayrıca PMNS matrisi, lepton karışım matrisi ya da basitçe MNS matrisi olarak da bilinir). Bu matris kuark karışımlarını tanımlayan ne benzer. Bu matris eğer birim matris olsaydı, tür özdeğerleri ile kütle özdeğerleri aynı olurdu. Ancak, deneyler bunun olmadığını gösteriyor.

Standart üç nötrino teorisi göz önünde bulundurulduğunda, bu matris 3x3'tür. Eğer sadece iki nötrinoyu düşünürsek 2x2. Bir veya birden fazla steril nötrino eklenir ise 4x4 ya da daha geniş matrisler kullanılır. 3x3 biçimi:
: 
\begin{align}
U &= \begin{bmatrix}
U_{e 1} & U_{e 2} & U_{e 3} \\
U_{\mu 1} & U_{\mu 2} & U_{\mu 3} \\
U_{\tau 1} & U_{\tau 2} & U_{\tau 3}
\end{bmatrix} \\
&= \begin{bmatrix}
1 & 0 & 0 \\
0 & c_{23} & s_{23} \\
0 & -s_{23} & c_{23}
\end{bmatrix}
\begin{bmatrix}
c_{13} & 0 & s_{13} e^{-i\delta} \\
0 & 1 & 0 \\
-s_{13} e^{i\delta} & 0 & c_{13}
\end{bmatrix}
\begin{bmatrix}
c_{12} & s_{12} & 0 \\
-s_{12} & c_{12} & 0 \\
0 & 0 & 1
\end{bmatrix}
\begin{bmatrix}
e^{i\alpha_1 / 2} & 0 & 0 \\
0 & e^{i\alpha_2 / 2} & 0 \\
0 & 0 & 1 \\
\end{bmatrix} \\
&= \begin{bmatrix}
c_{12} c_{13} & s_{12} c_{13} & s_{13} e^{-i\delta} \\
- s_{12} c_{23} - c_{12} s_{23} s_{13} e^{i \delta} & c_{12} c_{23} - s_{12} s_{23} s_{13} e^{i \delta} & s_{23} c_{13}\\
s_{12} s_{23} - c_{12} c_{23} s_{13} e^{i \delta} & - c_{12} s_{23} - s_{12} c_{23} s_{13} e^{i \delta} & c_{23} c_{13}
\end{bmatrix}
\begin{bmatrix}
e^{i\alpha_1 / 2} & 0 & 0 \\
0 & e^{i\alpha_2 / 2} & 0 \\
0 & 0 & 1 \\
\end{bmatrix} 
\end{align}

*c**ıj*&#x20;=&#x20;cos&#x20;*θ**i* ve *s**i*&#x20;=&#x20;sin&#x20;*θ**ıj *olmak üzere.&nbsp;*a*1 ve *a*2&nbsp;faz faktörleri sadece nötrinoların &nbsp;olduğu &nbsp;— örneğin, eğer bir nötrino kendi antinötrinosuyla özdeş ise — ve ne olursa olsun salınım fenomenine&nbsp;katılmadığı takdirde fiziksel anlam taşır. Eğer  gerçekleşirse bu faktörler oranını belirler. Faz faktörü δ, sadece nötrino salınımları ni ihlal ederse sıfırdan farklı bir değer alır; bu henüz deneysel olarak gözlenmemiştir. Eğer deney 3x3 matrisin birimsel olmadığını gösterirse,  ya da yeni bir fizik gerekir.

### Yayılım ve girişim
 \left| \nu_{i} \right\rangle kütle özdeğerleri olduğundan, yayılımları  şeklinde açıklanabilir
:  |\nu_{i}(t)\rangle = e^{ -i ( E_i t - \vec{p}_i \cdot \vec{x}) }\mid \nu_i(0)\rangle,
* doğal birimler&nbsp;olarak ifade edilen sayılar&nbsp;(c = 1, \hbar = 1)
* E_{i}&nbsp;kütle-özdeğerin&nbsp;enerjisi&nbsp;i,
* t yayılımın başlangıç zamanı,
* \vec{p}_{i}&nbsp;üç boyutlu momentum,
* \vec{x} başlangıç pozisyonuna göre parçacığın geçerli konumu
e&nbsp;göre, |\vec{p}_i| = p_i \gg m_i, enerji yaklaşık olarak olarak
: E_i = \sqrt{p_i^2 + m_i^2 }\simeq p_i + \frac{m_i^2}{2 p_i} \approx E + \frac{m_i^2}{2 E},
*E*&nbsp;parçacığın toplam enerjisidir.

Bu limit bütün pratik (an itibarıyla gözlemlenen) nötrinolar için geçerlidir. Kütleleri 1 eV den küçük ve enerjileri de en az 1 MeV olduğundan, Lorentz faktörü γ, her durumda 106&nbsp;dan büyüktür. *t* = *L *'yi kullanarak, L'nin alınan yol olduğu varsayıp, faz faktörlerini atarsak, dalga fonksiyonu denklemi:
:  |\nu_i(L)\rangle = e^{ -i m_i^2 L/2E }| \nu_i(0)\rangle.
Farklı kütle özdeğerleri, farklı hızlarda yayılım yapar. Daha ağır olanlar, hafiflerden daha yavaştır. Kütle özdeğerleri, tür özdeğerlerinin kombinasyonları olduğundan, bu hız farkı kütle özdeğerlerine tekabül ettiği türler arasında girişime sebep olur. Bu yapıcı girişim, belirli bir türde oluşan nötrinonun yayılımı sırasında türünün değişiminin gözlenmesini mümkün kılar. İlk hali&nbsp;α olan bir nötrinonun ileride β türü olarak gözlenebilmesi ihtimali:
: P_{\alpha\rightarrow\beta}=\left|\left\langle \nu_\beta(t)|\nu_\alpha\right\rangle \right|^2=\left|\sum_i U_{\alpha i}^{*}U_{\beta i}e^{ -i m_i^2 L/2E }\right|^2.
Daha elverişli bir şekilde yazılarak
: 
\begin{align}
P_{\alpha\rightarrow\beta}=\delta_{\alpha\beta} & {} - 4 \sum_{i>j} {\rm Re}(U_{\alpha i}^{*} U_{\beta i} U_{\alpha j} U_{\beta j}^{*}) \sin^2 \left(\frac{\Delta m_{ij}^2 L}{4E}\right) \\
& {} + 2\sum_{i>j}{\rm Im}(U_{\alpha i}^{*}U_{\beta i}U_{\alpha j} U_{\beta j}^{*}) \sin\left(\frac{\Delta m_{ij}^2 L}{2E}\right),
\end{align}

\Delta m_{ij}^2 \ \equiv  m_i^2 - m_j^2. Salınımların oluşumundan sorumlu fazın sıklıkla yazılma şekli (*c* ve \hbar geri alınarak)
:  \frac{\Delta m^2\, c^3\, L}{4 \hbar E} = \frac{4 \hbar c} \times \frac{\Delta m^2} = 16J\sum_{\gamma}\varepsilon_{\alpha\beta\gamma} \sin\Big(\tfrac{\Delta m^2_{21}L}{4E}\Big) \sin\Big(\tfrac{\Delta m^2_{32}L}{4E}\Big) \sin\Big(\tfrac{\Delta m^2_{31}L}{4E}\Big)

## Ayrıca bakınız
* 
* Majoron
* 
* 
* 

## Notlar

## Konuyla ilgili yayınlar
* (2002) Gonzalez-Garcia; Nır. "Nötrino Kütleleri ve Karıştırma: Kanıt ve Sonuçları". *Yorumları Modern Fizik* **75** (2): 345-402. arXiv:[//arxiv.org/abs/hep-ph/0202058 hep-ph/0202058]. Bibcode:2003RvMP...75..345G . doi:.&#x20;
* (2004) Maltoni; Schwetz; Tortola; Valle. "Durum genel uyar nötrino salınımları". *Yeni Derginin Fizik* **6**: 122. arXiv:[//arxiv.org/abs/hep-ph/0405172 hep-ph/0405172]. Bibcode:2004NJPh....6. 122 . doi:.&#x20;
* Fogli; Lisi; Grasso; Montanino; Palazzo; Rotunno (2012). "Küresel analiz nötrino kütleleri, mixings ve evreleri: Girme döneminin leptonic CP ihlali arar". *Physical Review D* **, 86** (1): 013012. arXiv:[//arxiv.org/abs/1205.5254 1205.5254]. Bibcode:2012PhRvD..86a3012F . doi:.&#x20;
* (2012) Forero; Tortola; Valle. "Genel durumu nötrino salınım parametreleri sonra Nötrino-2012". *Physical Review D* **, 86** (7): 073012. arXiv:[//arxiv.org/abs/1205.4018 1205.4018]. Bibcode:2012PhRvD..86g3012F . doi:.&#x20;

## Dış bağlantılar
* Maury Goodman, "Nötrino Salınım Sanayi" (2006). *(Sağlar bağlantılar için diğer birçok nötrino salınım web siteleri.)*
* Arxiv.org ilgili derlemeler