V této úvodní kapitole se pokusíme nastínit některé metodologické aspekty stavby fyziky a jejího začlenění do kontextu ostatní přírodovědy a vědeckého poznání vůbec. Tyto metodologické poznámky mohou být zajímavé např. pro studenty a zájemce nefyzikálních profesí, kteří si chtějí udělat ucelený obraz o fyzikálních aspektech zkoumání přírody.
Pro naše detekční metody jsou vhodná neutrina vznikající jedné z
vedlejších dílčích větví reakce, níž jádro bóru β+-rozpadem mění jádro berylia, pozitron neutrino: →
6Be νe, kde neutrino může mít maximální energii asi 14MeV. při radioaktivitě β), jakož
i řadu procesů při srážkách elementárních částic při vysokých energiích. tzv.htm (16 36) [15.
Kosmologické aspekty těchto procesů jsou popisovány §5. Neutrina patří, spolu fotony,
mezi nejhojnější částice vesmíru.1, §4. 1.
q Neutrina výbuchu supernov
Výbuch supernovy doprovázen vlastně způsoben) rychlým pohlcením téměř všech elektronů
protony (p+ e−→ inverzní β-rozpad), přičemž náhle vyzáří kolosální množství
neutrin (odhadované 1057neutrin).
*) Nejvíce neutrin vzniká "startovní" proton-protonové reakci p+→ νe, ale jejich energie
(<0,42MeV) pro detekční metody nízká.2 Radioaktivita
může mít značný význam, viz níže pasáž "Klidová hmotnost neutrin". naší Země činí tok těchto slunečních neutrin cca 6.1010
neutrin/sekundu/cm2, nichž většina volně prolétne zeměkoulí. Neutrina díky své pronikavosti snadno unikají nitra hvězd
a šíří okolního prostoru."
knihy "Gravitace, černé díry fyzika prostoročasu". Vojtěch Ullmann: Jaderná radiační fyzika.10. Jsou všudypřítomné, avšak téměř nepolapitelné částice.RNDr.2008 12:13:25]
. Velký třesk. doby obrovské množství "reliktních"
neutrin volně pohybuje expandujícím vesmírem (nyní jejich hustota odhaduje asi
300neutrin/cm3 každém kousku vesmírného prostoru, zde Zemi). leptonové éře, necelou 1sekundu po
velkém třesku, kdy teplota poklesla pod asi 1010°K, přestala neutrina prakticky interagovat s
ostatní látkou elektrony, neutrony, protony).cz/JadRadFyzika2.
q Hvězdná neutrina
V nitru všech hvězd probíhá termojaderná syntéza vodíkových jader hélium (ať již jedná o
přímý p-p řetězec nebo CNO cyklus), pozdějších fázích evoluce hvězd syntéza těžších prvků (viz
pasáž "Kosmická alchymie jsme potomky hvězd!" §1. nitra Slunce emitováno veliké množství neutrin, které
"zaplavují" celou Sluneční soustavu. Jejich emise doprovází vznik elektronů
při rozpadech pionů mionů, vzájemnou přeměnu protonů neutronů (např.
Podle svého původu, konkrétního místa mechanismu vzniku, můžeme neutrina rozdělit pět
skupin:
q Reliktní neutrina
pocházející nejranějších období vývoje vesmíru.1 "Gravitace evoluce hvězd" knihy "Gravitace,
černé díry fyzika prostoročasu", nebo sylabus "Kosmická alchymie").
Vznik druhy neutrin
Neutrina velmi lehké částice klidové hmotnosti blízké nule), bez elektrického náboje, spinem 1/2,
pohybující rychlostí blízkou rychlosti světla jsou nerozlučnými doprovodnými částicemi při všech
procesech elementárními částicemi účastí slabé interakce.
http://astronuklfyzika. Vzhledem jejich stabilitě a
pronikavosti lze tedy soudit, neutrina jsou nejhojnějšími částicemi vesmíru jsme jakoby
"ponořeni neviditelného moře neutrin". řetězci těchto jaderných reakcí se
kromě silných interakcí účastní slabé interakce rozpady beta, při nichž dochází vzniku
neutrin energiemi cca 20MeV *).4 "Standardní kosmologický model. Tato reakce zastoupena jen asi 0,01%, ale
příslušná sluneční neutrina jsou dobře detekovatelná. Dochází též masívní neutronové fúzi jader vnějších
vrstvách, doprovázené následným β−-rozpadem, rovněž emisí neutrin.
Neutrina obrovském množství vznikají při řadě procesů vesmíru leptonové éry při "velkém
třesku", přes termonukleární reakce hvězdách, výbuchy supernov
