arasındadır.Ancak, süpernova patlamaların karmaşık gas ortamında (süpernova kalıntısı) üretilen kozmik ışınların hızlandırıldığı bloklarda bundan bir milyon kat daha enerjili nötrinolar yayması beklenmektedir.Walter Baade ve Fritz Zwicky kozmik ışınları süpernovalara atfederken hipotezleri Vitaly L. Ginzburg ve Sergei I. Syrovatsky tarafından düzeltilererk süpernova kalıntılarına atfedilmiştir. Vitaly ve Sergei iddialarını önemi bir işaretle desteklemişlerdir:eğer süpernova kalıntılarının ivmelenmesinin verim oranı yüzde 10 ise Samanyolu'nun kaybettiği kozmik ışınlar telafi edilmektedir.Ginzburg ve Syrovatsky'ın iddiaları Enrico fermi tarafından çizilen teorik çerçeveyle tutarlı olan süpernova kalıntılarındaki 'şok dalgası ivmelenmesi'nin özgül mekanizması ve gözlemlenen verilerle desteklenmektedir. Çok yüksek enerjili nötrinolar hala görülmeyi beklemektedir, ancak nötrino astronumisinin bu alanı hala çok erken dönemindedir.Baikal, AMANDA,IceCube,Anteres, NEMO ve Nestor yüksek enerjili nötrinoları gözlemlemeyi amaçlayan mevcut veya yakında faaliyete geçecek olan deneylerdir. İlişkili bilgiler gama ışını gözlemcileri HESS ve MAGIC tarafından sağlanmaktadır.Esasen kozmik ışınların çarpışmaları yüklü piyonlar ki bunların bozunması nötrino salınımı yapacaktır ve yüksüz piyonlar oluşturacaktır ve süpernova kalıntısı her iki ışıma için de geçirgendir.

Ekstra-galaktik kozmik ışın etkileşimiyle açığa çıkan yüksek enerjili nötrinolar hala Pierre Auger Gözlemcisi ya da özelleşmiş ANITA deneyi tarafından gözlemlenebilir.

Tıpkı Büyük Patlamadan kalan kozmik mikrodalga arka plan ışıması gibi, düşük enerjili nötrinosunun da arka planı olduğu düşünülüyor. 1980'lerde bunun evreni dolduran kara maddeyi açıklayabileceği düşünülüyordu. Nötrinoların kara maddeye aday olmalarında önemli bir avantajları var olduklarının bilinmesi, ancak bunun yanında birçok problem de içermektedirler.

Parçacık deneylerinden nötrinoların çok hafif olduğu ve ışık hızına yakın hızlarda hareket ettiği bilinmektedir.Bu nötrinolardan oluşan kara madde sıcak kara madde olarak adlandırılır. Buradaki temel problem yüksek hızları, çünkü nötrinolar kozmik genişleme onları soğutup kümeler halinde toplaşmalarını sağlamadan önce evrene dağılabilirler.Bu nötrinolardan oluşan kara maddeyi belirsizleştirir ve gördüğümüz büyük galaktik yapıyı imkansız kılar.

Dahası bu aynı galaksiler ve galaksi grupları onlardan kaçacak kadar hızlı olmayan kara maddeyle çevrilidir.Tahminen bu madde, yapılanma için gereken yerçekimi çekirdeklerini sağlamaktadır.Bu kara maddenin sadece küçük bir kısmının nötrinolar tarafından oluşturulduğunu gösterir.

Kozmolojik argümanlar kalıntı arka plan nötrinolarının, kütlesiz iseler 1.9 K sıcaklığa ve santimetre karede her tipten 56'şar yoğunluğa; eğer ki 0.1 meV kütleleri varsa daha soğuk sıcaklığa sahip olduğunu söyler.Kalıntı arka plan nötrinolarının yoğunlukları yüksek olmasına rağmen çok düşük ara kesit enerjilerinden(eV'nin altında) dolayı laboratuvar ortamında henüz algılanamamışlardır. Buna karşın arka plan nötrinosunun yoğunluğunun 6'da 1'ine sahip olmasına rağmen daha yüksek enerjiye sahip olan boron-8 güneş nötrinosu tanılanmıştır.

Nötrinolar çok zayıf etkileşime girdiklerinden, anlamlı sayıda nötrino tayin edebilmesi için nötrino algılayıcılarının çok büyük olması gerekir. Nötrino algılayıcıları genellikle kozmik ışın ve arka plan ışımasını engellemek için yer altına inşa edilirler.

Karşı-nötrinolar ilk olarak 1956'da bir nükleer reaktörün yanında algılanmışlardır.Reines ve Cowal, suda çözünmüş kadmiyum klorat içeren iki hedef kullanmışlardır.Kadmiyum hedefin yanına iki sintilasyon(kırpışım) algılayıcı yerleştirilmiştir.1.8 MeV sınırının üzerinde enerjiye sahip karşı-nötrinolar sudaki protonlarla etkileşime girerek pozitron ve nötron oluşturmuşlardır.Bu pozitronların elektronlarla birbirini iptal etmesi sonucu 0.5 MeV enerjili fotonlar açığa çıkar ve foton çifteleri hedefin alt ve üstündeki iki sintilasyon algılayıcı tarafında algılanabilir.nötronlar kadmiyum çekirdeği tarafından yakalanarak 8 MeV enerjili dama ışıması yapar ve bu ışıma pozitronun iptali sonucu çıkan fotondan birkaç mikrosaniye sonra algılanır.

O zamandan beri birçok değişik algılama yöntemi kullanılmıştır.Süper Kamiokande gelen nötrinonun suda elektron ve müon yaratması sonucu salınan Cherenkov ışımasını algılamak için çevresi fotoçoğaltıcı tüplerle çevrilmiş büyük hacimli bir su tankıdır.Sudbury Nötrino Gözlemcisi de benzerdir, ancak gözlem ortamı olarak ağır su kullanılır.Aynı etkiden yaralanılsa da fazladan başka etkileşimlere de izin verir. Sonucunda çıkan nötronun klorin yakalanması sonucu gama ışımasının algılanmasıyla döteryumun herhangi tipteki nötrino foto ayrılmasını da algılar.Diğer algılayıcılar, elektrik nötrinosunun esas halleriyle etkileşimleriyle oluşan aşırı argon ve germanyumu kontrol etmek için sırasıyla klorin ve galyumla doludur.

Nötrinolara olan bilimsel ilginin nedeni, nötrinolar , optik ya da radyo gibi gözlem tekniklerinin görüş alanlarıyla sınırlı olarak tanınan çevreye farklı bir irdeleme imkanını verebilir olmasıdır.

Nötrinoların ilk olarak 20. yüzyılda Güneş'in çekirdeğini incelemek için kullanılabileceği öngörülmüştür. Güneşin çekirdeğinin, çekirdeğini kaplayan devasa miktardaki maddenin sebep olduğu elektromanyetik ışımanın difüzyondan dolayı doğrudan optik bir inceleme mümkün değildir.Diğer taraftan nötrinolar yıldız füzyon yıldız reaksiyonlarında üretilir ve maddeyle çok zayıf etkileşime girer, çok az etkileşerek Güneş'ten geçer.Güneşin çekirdeğinden salınan fotonunun güneşin dış katmanına yayılması 40000 yıl gerektirirken nötrinolar görsel olarak engellenmez ve mesafeyi ışık hızına yakın hızda katederler.

Nötrinolar ayrıca güneş sistemimizin ötesindeki astronomik kaynakları araştırmada da kullanılabilir.Ayrıca nötrinolar yıldızlar arası ortamdan kayda değmeyecek kadar eksilerek geçebilen bilinen tek parçacıktır.Optik fotonlar toz, gaz ve arka plan ışıması tarafından engellenebilir ya da dağıtılabilirler. Ömürsüz foton veya atam çekirdeği formundaki yüksek enerjili kozmik ışınlar 
GZK kesmesinden dolayı 100 megaparsekten daha fazla ilerleyemezler. Nötrinolar bu mesafeyi ve daha fazlasını çok az eksilerek katedebilirler.

Samanyolu'nun galaktik çekirdeği gaz ve birçok parlak cisim tarafından perdelenmektedir.Samanyolu'nun galaktik çekirdeğinden salınan nötrinoların Dünya merkezli teleskobu ile önümüzdeki 10 yılda algınabileceği düşünülmektedir.

Nötrinoların başka bir kullanım alanı da devasa kütlelere sahip yıldızların çökmesi olan süpernovaları
incelemektir. Süpernovaların çekirdek çökmesi evresi hayal edilemeyecek yoğunluk ve enerjiye sahiptir.Bu büyük yoğunluktan nötrinolar hariç kaçabilecek bilinen başka bir parçacık yoktur.Sonuç olarak, süpernovaların enerjilerinin %99'unu hızlı(10 saniye)nötrino patlamaları olarak saldıkları bilinmektedir ve süpernovada gerçekleşen olayları incelemede kullanılabilirler.

Nötrinonun kütlesini belirlemek de kozmolojinin önemli bir kontrolü olacaktır.Nötrinonun ileriki zamanlarda daha birçok kullanım alanı bulunacağı kesindir.Astrofizik açısından nötrinoların bir gözlem tekniği olarak geçerliliği, astrofizik camiasının nötrino araştırmalarına olan ilgisini arttırmaktadır.

Parçacık fiziğinde nötrinoları çalışmanın en önemli motivasyonu, parçacıkların standart modelinde teorize edilen en küçük kütleli, dolayısıyla en az enerjili parçacığı olmasıdır.Örneğin, eğer ki elektron, müon ve taudan sonra dördüncü nesil fermiyon varsa,parçacık hızlandırıcılarda en kolay elde edilen dördüncü nesil nötrino olacaktır.

Nötrinolar ayrıca kuantum yerçekimi etkisini çalışmada da kullanılabilirler. Güçlü kuvvet ve elektromanyetik kuvvetten (manyetik momentleri yok ise eğer) etkilenmediklerinden, genelde bileşik halde bulunmadıklarından ve bozunmaya girmeye meyilli olmadıklarından rahatlıkla ayrıştırılarak bir kuantum seviyesindeki nötrinonun üzerinde yerçekimi etkisi araştırılabilir.

This source reproduces the 1956 paper.




Agnomen

Agnomen, lakâp anlamında Latince terim. Bir takma ad olmayıp gerçek bir isim gibi kullanılır ancak agnomen genellikle takılan bir lakâp olup gerçek isim için bir "yerine koyma" değildir. Örnek olarak; "Fatih" Sultan Mehmet ya da "Kanuni" Sultan Süleyman

"Britannicus" ya da "Nero" gibi agnomen kullanımları antik Roma'da benzer isimlerdeki aile üyelerini ayırt edebilmek ya da etkileyici başarılar onuruna verilirdi. Örneğin; Coriolanus bu agnomen'i Corioli'niyi ele geçirmesi nedeniyle almıştır.





Britannicus

Tiberius Claudius Caesar Britannicus (12 Şubat 41 - 11 Şubat 55) Roma İmparatoru Claudius ve üçüncü karısı Roma İmparatoriçesi Messalina'nın oğlu. Babasın tahta çıkmasında kısa bir süre sonra doğduğu için veraset göstergesi olarak kabul edildi. Annesi öldürülüp babası Claudius Genç Agrippina ile evlendiğinde genç bir çocuktu. Bu Agrippina'nın büyük oğlu Nero'ya onun elemine etme şansı verdi. Nero tahta çıkar çıkmaz onu 14. yaş gününden hemen önce öldürttü .

Britannicus, bir ihtimale göre, 12 Şubat 41'de Roma İmparatoru Claudius ve karısı Messalina'nın oğlu olarak doğmuştur. Claudius'un en büyük oğlu yaklaşık 14 yaşında yaklaşık 20 yıl önce öldüğünden babasının hayatta kalan tek erkek çocuğudur. Bu sepeble, babasının varisi olduğunun bir işareti olarak yine onun praenomen'ini (Roma yurttaşının ilk adı) alacak şekilde Tiberius Claudius Germanicus adı verilmiştir. Britannicus'un babası sadece bir ay önce tahta çıkmıştı ve varisi olarak oğlunun doğmasıyla konumunu daha da güçlendirdi. Doğumun anısına, ön yüzünde "Spes Augusta" - (imparatorluk ailesinin umudu) yazan sestertii bastırıldı. İki yıl sonra, 43 yılında, Senato tarafından Claudius'a Britanya'nın fethi onuruna "Britannicus" unvanı verildi. İmparator bu unvanı kendisi için kullanmayı reddetse de oğlu adına kabul etti. Bu onun gelecek kuşaklar tarafından da tanınanacak olduğu adı oldu. Suetonius'a göre Claudius, Britannicus'a çok düşkündü. Kamu etkinliklerinde onu yanında gezdiriyor ve kalabalıklardan da benzer