ları gibi davranırken sıfır yüklü ve sıfır kütleli temel parçacığın karşıt parçacıkları Higgs etkileşiminden gelen kütleyle diğer standart modeldeki fermionlar gibi davranır.

Tahterevalli mekanizması gözlenebilen sıfır yüklü ve sıfır kütleli temel parçacığın kütlesinin neden bu kadar küçük olduğunu açıklayabildiği için uygundur. Fakat, eğer sıfır yüklü ve sıfır kütleli temel parçacık Majorana ise, bu durum lepton sayısının korunumuna B-L olsa bile uymaz.

Nötrinosuz çift beta bozunumu kendi karşıt parçacığına sahip sıfır yüklü ve sıfır kütleli parçacık olması durumunda karşıt nötrinoların çift beta bozunumuyla aniden karşılaşması sonucu birbirlerini ortadan kaldırması olarak da görülebilir. Deneyler bu çürütmeleri ortadan kaldırmak için devam etmektedir.

Nötrinosuz çift beta bozunumu işleminin yüksek enerji benzeri, hadron çarpıştırıcısındaki aynı yüklü lepton çiftlerinin üretilmesinde görülür. Büyük hadron çarpıştırıcısında ATLAS ve CMS deneyleri araştırılmaya devam ediliyor. ATLAS ve CMS teorileri sağ-sol simetrisine dayalıdır. Bu süreçler arasında derin bir bağlantı vardır. En çok Kabul gören açıklama olarak nötrino kütlesinin küçüklüğü, tahterevalli mekanizması, sıfır yüklü ve sıfır kütleli temel parçacığın doğal bir Majorana fermionu olduğudur. Majorana fermionlar içsel elektrik veya manyetik anlara değil, halkasal anlara sahiptir. Bazı elektromanyetik alanla yaptığı minimal etkileşimler, Majorana fermionlarını soğuk ve karanlık madde olması için potansiyel aday olmasını sağlar.

Süper iletken maddelerde, Majorana fermionlar yalancı parçacık olarak ortaya çıkabilirler. Süper iletkenlerdeki yalancı parçacıkların kendilerine özgün karşıt parçacıkları olduğu için bu mümkün hale gelir. Matematiksel olarak, süper iletken yalancı parçacıklar üzerinde elektron boşluğu oluştururken, operatör oluşturucusu ɤ(E) enerjisinde, ɤ(-E) enerjisindeki ortadan kaldırma operatörüyle ilişkilidir. Majorana fermionları sıfır enerji seviyesinden kaçmak için zıplayabilir ve daha sonra Majorana enerji düzeyi denilen nesnelerle birleşebilir. Bu isim nesnelerin istatistik verilerinin fermionik olmamasından ve ayrımın literatürde yapılmış olmamasına rağmen Majorana fermion’dan daha uygundur. Majorana enerji düzeyi bunun yerine abelyen olmayan anyonlara örnektir. Abelyen olmayan anyonların değişmesi sistemin enerji düzeyini abelyen anyonlarının değişimin sırasına bağlı olacak şekilde değiştirir.

Belli süper iletkenlerdeki ya da süper akışkanlardaki kuantum girdabı orta büyüklükle boşluk oluşturabilir ve bu boşluk Majorana enerji düzeyinin bir kaynağı haline gelir. Shockley süper iletken kabloların ve hat arızasının bitiş noktalarında tamamen alternatif ve doğal elektriksel kaynak olduğunu söyler. Farklı kaynaklar kısmi kuantum Hall Etkisini süper iletkenler için yedek bir kaynak olarak kullanır.

2008 yılında Fu ve Kane Majorana enerji düzeylerinin arayüz olarak halkasal iletken ve süper iletken arasında belirdiğini kanıtlayarak çığır açan bir gelişime imza attılar. Sonraki benzer önerilerin çoğu Majorana enerji düzeylerinin halkasal iletken olmadan da varolabileceğini göstermiştir. 2012 yılında Majorana enerji düzeylerinin süper iletkenlerde varolduğu ilk kez kanıtlanmıştır. Hollanda’daki Nanoteknoloji Kavli Enstitüsü ve Delft Teknoloji Üniversitesi’nden bir ekip altın indiyum antimonit çok küçük kablonun altın bağlantıyla bir ucu devreye ve diğer ucu süperiletkene bağlı olduğunu içeren deneyi raporlamıştır. Düzenek orta derecede manyetik alana maruz kaldığında Majorana enerji düzeyi içeren elektriksel iletkenlik sıfır voltajda pik yapmıştır.

Delft bu deneyde mümkün bağımsız teoriksel önerileri yarı iletken kablolardaki Majorana enerji düzeyinin katı hal halinin belli olmasıyla iki gruba ayırmıştır.

https://en.wikipedia.org/wiki/Majorana_fermion




Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması

Sloan Dijital Gökyüzü Araştırması ya da SDSS, New Mexico Apache Point Gözlemevi, Amerika Birleşik Devletleri’nde, 2,5 metre, geniş açılı optik teleskop kullanılarak yapılan çok filtreli görüntüleme ve spektroskopik kızıla kayma araştırmasıdır. Proje adını projeye önemli bir bağış yapan Alfred P. Sloan Kuruluşu’ndan almıştır.
2000 yılında başlayan veri toplama sürecinde nihai görüntüleme verileri 500 milyon civarında cismin fotometrik gözlemi ve 1 milyondan fazla cismin spektrumu ile gökyüzünün %35’ten fazlasını kapsamaktadır. Asıl örnek gezegenin z=0,1’in orta redshift’ine sahiptir; parlak kırmızı galaksiler için z=0,7 olduğu sürece redshift vardır, ve z=5 olduğu sürece kuasarlar da vardır; ve z=6’nın ilerisindeki redshiftlerdeki kuasarları gözlemlemek için görüntüleme anketlerde katıldılar.
Ocak 2011’de yayınlanan 8. veri sürümü (DR8) SDSS görüntüleme kamerasıyla yapılan gökyüzünün 14.555 kare derecesini (tam gökyüzünün %35’ini biraz aşkın) kapsayan bütün fotometrik gözlemleri içermektedir. 31 Temmuz 2012 tarihinde yayınlanan 9. veri sürümü Baryon Salınım Spektroskopik Araştırması’ndan (BOSS) gelen 800.000 den fazla yeni spektrum içeren ilk sonuçları kapsamaktadır. Bunların içinde 500.000den fazla spektrum evrende 7 milyar yıl önce (neredeyse dünyanın yarı yaşı) var olan nesnelere aittir. 31 Temmuz 2013 tarihinde halka açıklanan 10. veri sürümü (DR10) önceki sürümlerde yayınlanan tüm verileri ve APO Galaktik Evrim Deneyi (APOGEE) spektrografından gelen, Samanyolu Galaksisi’nin yıldızlarının 57.000den fazla yüksek çözünürlüklü (kızılötesi) spektrumunu içeren verileri kapsamaktadır. Ayrıca DR10 verileri uzak evrendeki galaksilerin ve kuasarların 670.000den fazla yeni BOSS spektrumunu içermektedir.

SDSS 2.5 metre, geniş açılı özel bir teleskop kullanır ve görüntüleri u, g, r, i ve z olarak adlandırılan beş filtrenin fotometrik sistemini kullanarak kaydeder. Bu görüntüler gözlenen nesnelerin ve çeşitli parametrelerin listesini yapmak için kullanılır. Örneğin nesnelerin noktasal ya da geniş (bir galaksi gibi) görünüp görünmediğini ve çeşitli astronomik büyüklüklerle ilişkili CDDler üzerindeki parlaklıklarını listeler.
SDSS teleskopu, teleskopu sabit tutan ve dünyanın dönüşü sayesinde gökyüzünden küçük şeritler kaydeden kayma tarama tekniği kullanır. Yıldızların odak düzlemindeki görüntüleri paletli teleskoplar gibi sabit kalmak yerine CCD çipi üzerinde sürüklenir. Bu yöntem, hassasiyeti teleskop izleme hatalarından etkilenmemekle birlikte mümkün olan en geniş alanda tutarlı gök ölçümlerine olanak verir. Dezavantajları ise küçük bozulma etkileri ve CCDnin eş zamanlı yazılması ve okunması zorunluluğudur. 
Teleskobun kamerası her biri 2048x2048 piksel, toplamda yaklaşık 120 mega piksel çözünürlüklü otuz CCD çipinden oluşur. Çipler içinde altı çip bulunan beş sıra şeklinde düzenlenmiştir. Her satırın farklı optiksel filtresi vardır ve ortalama dalga boyları şöyledir; 355,1, 468,6, 616,5, 748,1 ve 893,1 nm, tipik görme bütünlüğü ise %95’tir, büyüklük olarak 22,0, 22,2, 22,2, 21.,3, ve 20,5, sırası ile u, g, r, i, z dir. Filtreler kameraya r, i, u, z, g sırasında yerleştirilmiştir. Sesi azaltmak için kamera sıvı azotla 190 kelvine (yaklaşık -80 °C ye) soğutulur. Bu foto metrik veriler kullanılarak yıldızlar, galaksiler ve kuasarlar da spektroskopi için seçilir. Spektrograf alüminyum bir plaka içinde açılan bir delikten her hedef için bağımsız bir optik fiber besleme ile çalışır. Her delik seçili bir hedef için özel konumlandırılmıştır, bu nedenle içerisinde spektrumların elde edildiği her alan için özel bir levha gerekir. Teleskopa bağlı orijinal spektrograf anlık 640 spektrum kaydedebilirken, SDSS III için son güncellenen spektrograf tek seferde 1000 spektrum kaydedebilmektedir. Spektrumları kaydetmek için her gece boyunca tipik olarak altı ile dokuz levha arsında levha kullanılır. Teleskop her gece 200 GB civarında veri üretir.

 
Operasyonların 2000-2005teki ilk aşamaları boyunca SDSS beş optik bant geçişiyle gökyüzünün 8000 kare dercesinden fazlasını görüntülemiş, bunların 5700ünden de galaksilerin ve kuasarların spektrumlarını elde etmiştir. SDSS ayrıca güney galaktik cap 300 kare derecelik şeritinin tekrarlanan (yaklaşık 30 tarama) görüntüsünü elde etmiştir.
2005te Samanyolu’nun yapısını ve yıldız oluşumlarını keşfetmek üzere gözlemler genişletilerek SDSS-ll adıyla yeni bir araştırma başlatıldı, SEGUE ve Sloan Süpernova Araştırması, uzak olan nesnelerin uzaklığını ölçmek için süpernova la olaylarını gözlemlerler.
Araştırma Kuzey Galaktik cap ın 7500 kare derecesinden fazlasını, yaklaşık 2 milyon nesneden gelen verileri, 800,000den fazla galaksinin ve 100,000den fazla kuasarın spektrumlarını kapsamaktadır. Nesnelerin konumu ve mesafeleri hakkındaki bilgiler boşlukları ve filamentleriyle Evren’in yapısının büyük ölçüde keşfedilmesine imkan sağlamıştır. Hemen hemen bütün veriler SDSS-l ile elde edilmiş fakat küçük bir kısmı SDSS-ll ile tamamlanmıştır.

Saman yolu galaksisinin daha detaylı üç boyutlu haritasını oluşturabilmek için, Galaktik Anlama ve Keşifin Sloan uzatması 240.000 yıldızın spekturumunu elde etti(tipik radyal 10 km / s hız ile). SEGUE yaş için kanıt olan datalar sağlar, kompozisyon ve faz uzayı çeşitli galaktik bileşenlerin içindeki yıldızların dağılımlarıyla, yapıyı anlaşılması için önemli ipuçları temin ederler, galaksimizin oluşumunu ve evrimini. 
Yıldız spektrumları, görüntüleme verileri, ve türetilmiş parametre katalogları incelemeleri halka açık olmasını sağlamıştır, SDSS Verilerinin parçaları 7 (DR7) serbest bıraktıklarında.

2007 yılının sonuna doğru, Süpernova İncelemesi la süpernovae çeşitlerini araştırdı. Bu inceleme 300 kare derece alanı hızla sken ederek değişken nesneleri ve süpernovae’ı belirlerler. Bu 2005’te 130 onaylı süpernovae la durumu belirlenmiştir, 2006’da ise tam 197 daha belirlenmiştir.

2008’in ortalarında, SDSS-III başlatılmıştı. Bu dört farklı incelemeyi içerir, her birinin yönetilen aynı 2.5m teleskobu vardır.

APO Galaktik Evrim Deneyi (APOGEE) yüksek çözünürlüğü kullanır, yüksek sinyal-gürültü kızılötesi spektroskopinin karartan toz nüfuzunu iç galaksiyi gizler. APOGEE galaktik çıkıntı, bar, disk, ve halo ar