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.
2 Radioaktivita
může mít značný význam, viz níže pasáž "Klidová hmotnost neutrin".1, §4.cz/JadRadFyzika2.RNDr.
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). 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. naší Země činí tok těchto slunečních neutrin cca 6. leptonové éře, necelou 1sekundu po
velkém třesku, kdy teplota poklesla pod asi 1010°K, přestala neutrina prakticky interagovat s
ostatní látkou elektrony, neutrony, protony).10.4 "Standardní kosmologický model. Vzhledem jejich stabilitě a
pronikavosti lze tedy soudit, neutrina jsou nejhojnějšími částicemi vesmíru jsme jakoby
"ponořeni neviditelného moře neutrin".
Kosmologické aspekty těchto procesů jsou popisovány §5. Neutrina díky své pronikavosti snadno unikají nitra hvězd
a šíří okolního prostoru. Dochází též masívní neutronové fúzi jader vnějších
vrstvách, doprovázené následným β−-rozpadem, rovněž emisí neutrin. Velký třesk.2008 12:13:25]
. Tato reakce zastoupena jen asi 0,01%, ale
příslušná sluneční neutrina jsou dobře detekovatelná. nitra Slunce emitováno veliké množství neutrin, které
"zaplavují" celou Sluneční soustavu.
Neutrina obrovském množství vznikají při řadě procesů vesmíru leptonové éry při "velkém
třesku", přes termonukleární reakce hvězdách, výbuchy supernov.
Podle svého původu, konkrétního místa mechanismu vzniku, můžeme neutrina rozdělit pět
skupin:
q Reliktní neutrina
pocházející nejranějších období vývoje vesmíru.
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!" §1.1010
neutrin/sekundu/cm2, nichž většina volně prolétne zeměkoulí.1 "Gravitace evoluce hvězd" knihy "Gravitace,
černé díry fyzika prostoročasu", nebo sylabus "Kosmická alchymie").
http://astronuklfyzika. 1. doby obrovské množství "reliktních"
neutrin volně pohybuje expandujícím vesmírem (nyní jejich hustota odhaduje asi
300neutrin/cm3 každém kousku vesmírného prostoru, zde Zemi). řetězci těchto jaderných reakcí se
kromě silných interakcí účastní slabé interakce rozpady beta, při nichž dochází vzniku
neutrin energiemi cca 20MeV *)."
knihy "Gravitace, černé díry fyzika prostoročasu". při radioaktivitě β), jakož
i řadu procesů při srážkách elementárních částic při vysokých energiích. Neutrina patří, spolu fotony,
mezi nejhojnější částice vesmíru.htm (16 36) [15. Jejich emise doprovází vznik elektronů
při rozpadech pionů mionů, vzájemnou přeměnu protonů neutronů (např. Jsou všudypřítomné, avšak téměř nepolapitelné částice. Vojtěch Ullmann: Jaderná radiační fyzika.
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.
*) Nejvíce neutrin vzniká "startovní" proton-protonové reakci p+→ νe, ale jejich energie
(<0,42MeV) pro detekční metody nízká. tzv
