Τα άγονα νετρίνα μπαίνουν στην άκρη, προς το παρόν

Πηγή: NewScientist, 12 Απριλίου 2007

Μήπως τα στοιχειωμένα και ανεπαίσθητα σε μας σωματίδια, που λέγονται άγονα νετρίνα, περιπλανιούνται στο σύμπαν; Η ερώτηση αυτή προκαλεί αϋπνία στους φυσικούς από τότε που τα αποδεικτικά στοιχεία για τα σωματίδια αυτά βρέθηκαν πριν από μια δεκαετία.

Όμως τώρα ένα νέο πείραμα πάγωσε αυτή την άποψη, καθησυχάζοντας έτσι πολλούς επιστήμονες ότι οι ιδέες τους είναι στο σωστό δρόμο.

"Τα αποτελέσματά μας είναι το αποκορύφωμα πολλών ετών προσεκτικής και λεπτομερούς ανάλυσης - επιστήμονες σε όλο τον κόσμο περίμεναν ανυπόμονα τα αποτελέσματά μας", λέει η Janet Conrad, μια εκπρόσωπος για το πείραμα αυτό στο Fermilab κοντά στο Σικάγο.

Τα νετρίνα είναι απίστευτα ελαφριά σωματίδια που στριφογυρίζουν γύρω από το σύμπαν αλληλεπιδρώντας πολύ ασθενικά με την ύλη. Αυτά ρέουν έξω από τις πυρηνικές αντιδράσεις που γίνονται στον ήλιο και συνεχώς διαπερνούν σε τεράστιες ποσότητες τη γη.

Τα σωματίδια αυτά έρχονται σε τρεις διαφορετικούς τύπους, ή "γεύσεις", τα νετρίνα ηλεκτρονίου, τα νετρίνα μιονίου και τα νετρίνα του σωματιδίου ταυ (τα τρία λεπτόνια του Καθιερωμένου Μοντέλου). Διάφορα δε πειράματα έχουν αποδείξει ότι τα νετρίνα καθώς και τα αντίστοιχα αντισωμάτια τους μπορούν να μεταβούν από τη μια γεύση σε μια άλλη, ή να ταλαντευτούν όπως λέγεται, καθώς ταξιδεύουν.

Ένα από αυτά τα πειράματα ήταν ο Υγρός Ανιχνευτής Νετρίνων (LSND) στο Εθνικό Εργαστήριο Los Alamos στο Νέο Μεξικό, που συγκέντρωνε στοιχεία από το 1993 ως το 1998. Το πείραμα αυτό πρότεινε ότι μερικά αντινετρίνα μιονίου είχαν αλλάξει γεύση προς αντινετρίνα ηλεκτρονίων μετά από ένα ταξίδι περίπου 30 μέτρων.

Εντούτοις, τα αποτελέσματα αυτού του πειράματος δεν αλληλοσυνδέονταν με άλλα πειράματα εκτός κι αν τουλάχιστον υπήρχε ένα πρόσθετο, τέταρτο νετρίνο, με μια μάζα το ένα εκατομμυριοστό περίπου της μάζας του ηλεκτρονίου. Αυτό το τέταρτο νετρίνο θα ήταν "άγονο", κάτι που σήμαινε ότι δεν θα αλληλεπιδρούσε με την ύλη καθόλου, παρά μόνο μέσω της βαρύτητας.

Αλλά τότε τα άγονα νετρίνα δεν είχαν καμία θέση στο Καθιερωμένο Μοντέλο της φυσικής σωματιδίων, κι έτσι θα ανάγκαζαν τους φυσικούς να επανεξετάσουν ριζικά τις θεωρίες τους. Τα άγονα νετρίνα με αυτή τη μάζα συγκρούονταν, επίσης, και με την κοσμολογία, επειδή θα είχαν παρεμποδίσει την αύξηση των γαλαξιών στον Κόσμο.

"Οι επιπτώσεις ήσαν εκπληκτικές", λέει ο Scott Dodelson στο Fermilab. "Κοσμολογικά, αποφασίσαμε ότι δεν πρέπει να υπάρχει άγονο νετρίνο¨.

Οι φυσικοί επομένως είχαν αγωνία να διπλοελέγξουν το αποτέλεσμα του πειράματος LSND, κι έτσι αποσυναρμολόγησαν τη διάταξη του πειράματος και χρησιμοποίησαν κάποια μέρη του για να χτίσουν ένα πιο ευαίσθητο πείραμα στο Fermilab, που ονομάστηκε MiniBooNE, η πρώτη φάση του προγράμματος BooNE (συμπληρωματικό πείραμα νετρίνων).

Έτσι τώρα, αφού έγινε ανάλυση των στοιχείων που συγκεντρώθηκαν από το MiniBooNE, μεταξύ 2002 και 2005, η υπεύθυνη ομάδα λέει ότι έχουν επιλύσει αυτό το ζήτημα, χωρίς να υπάρχει ανάγκη να υπάρχουν τα εξωτικά άγονα νετρίνα.

Στο MiniBooNE πυροδοτήθηκε μια ακτίνα νετρίνων μιονίου μέσα σε έναν ανιχνευτή 500 μέτρα μακριά. Και κανένα από αυτά δεν μεταβλήθηκε σε νετρίνα ηλεκτρονίων. Αυτό το αποτέλεσμα είναι σύμφωνο με άλλα πειράματα και την καθιερωμένη εικόνα των τριών μόνο νετρίνων.

"Αυτό το είδος επιβεβαιώνει αυτό που που λέγαμε", λέει ο Dodelson. Εντούτοις, προσθέτει ότι μπορεί να υπάρχει κάποια εξωτική, μπερδεμένη αιτία για την οποία και τα δύο πειράματα LSND και MiniBooNE είναι σωστά και μπορούν να συμφιλιωθούν με τη νέα φυσική.

Τα νετρίνα είναι στοιχειώδη σωματίδια που παράγονται στις πυρηνικές συντήξεις μέσα στα αστέρια και στις εκρήξεις των σουπερνοβών. Πειράματα μέσα στην τελευταία δεκαετία έχουν αποδείξει ότι τα νετρίνα 'ταλαντεύονται' από τον έναν τύπο στον άλλο, κάτι που είναι δυνατό μόνο εάν έχουν κάποια μάζα.

Η μάζα τους δεν είναι ακόμα γνωστή με ακρίβεια, αλλά το γεγονός ότι έχουν μάζα υπονοείται ότι πρέπει να υπάρχει κι ένας τέταρτος τύπος νετρίνο, ισχυρίζονται ορισμένοι φυσικοί. Κι αυτό γιατί σε όλα τα άλλα σωματίδια η μάζα προέρχεται μέσω της ένωσης δύο συστατικών με αντίθετα κβαντικά χαρακτηριστικά, δηλαδή με αντίθετα σπιν.

Και οι τρεις γνωστοί τύποι νετρίνων έχουν σπιν αριστερόστροφο, γι αυτό και οι ερευνητές υποστηρίζουν ότι πρέπει να υπάρχει άλλος ένας τύπος με δεξιόστροφο σπιν. Κι αυτό πρέπει να είναι το άγονο νετρίνο, που θεωρείται ότι πρώτον αλληλεπιδρά με την κανονική ύλη μόνο μέσω της βαρύτητας - αν φυσικά είναι αρκετά βαρύ - και δεύτερον ότι έχει μεγαλύτερη μάζα από τα συνηθισμένα νετρίνα.

Εάν τα άγονα νετρίνα είχαν μια μάζα τρισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τα κανονικά αριστερόστροφα ξαδέλφια τους, τότε θα είχαν διασπαστεί σε αυτά τα ελαφρύτερα νετρίνα, μέσα στο πρώτο δευτερόλεπτο μετά από τη Μεγάλη Έκρηξη. Αλλά εάν η μάζα τους είναι 100.000 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα των κανονικών νετρίνων - ή μερικές χιλιάδες ev - τα περισσότερα από αυτά ακόμα θα υπάρχουν, με κάποια από αυτά να έχουν διασπαστεί περιστασιακά σε ελαφρύτερα νετρίνα, αλλά και σε φωτόνια ακτίνων X.

Ερευνητές πρότειναν το 1994 ότι τέτοια σχετικά χαμηλής μάζας άγονα νετρίνα θα μπορούσαν να αποτελέσουν τη σκοτεινή ύλη που εμφανίζεται να ξεπερνά σε βάρος την κανονική ύλη στο σύμπαν κατά έναν παράγοντα έξι.

Αργότερα, ο Alexander Kusenko υπολόγισε ότι τα άγονα νετρίνα που παρήχθησαν στις εκρήξεις των υπερκαινοφανών θα μπορούσαν να προσδώσουν μεγάλες ταχύτητες στα αστέρια νετρονίων - που δημιουργήθηκαν από τις εκρήξεις των υπερκαινοφανών - της τάξης των 1.000 χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο - ένα φαινόμενο που ήταν προηγουμένως ανεξήγητο.

Στο Καθιερωμένο Μοντέλο τα άγονα νετρίνα μπορούν να αναμιχθούν με τα συνηθισμένα νετρίνα μέσω της μάζας Dirac. Μπορούν, επίσης, τα άγονα νετρίνα καθώς και τα συνηθισμένα νετρίνα  να έχουν μάζες Majorana. Σε ορισμένα μοντέλα οι μάζες Dirac και Majorana χρησιμοποιούνται σε έναν μηχανισμό, ο οποίος μειώνει τις μάζες των συνηθισμένων νετρίνων και καθιστά τα άγονα νετρία εξαιρετικά βαριά (γύρω σε ~ 10¹² GeV).

Συν τοις άλλοις, οι Peter Biermann και Alexander Kusenko έχουν δείξει ότι όταν τα άγονα νετρίνα διασπώντα, επιταχύνεται η δημιουργία του μοριακού υδρογόνου. Γι αυτό πιστεύεται ότι αυτή η διαδικασία βοήθησε στο να 'ανάψουν' τα πρώτα άστρα 20 έως 100 εκατομμύρια χρόνια μετά το big bang. Η πρώτη γενιά αυτών των άστρων ιόνισε το αέριο γύρω τους, κάπου 150 έως 400 εκατομμύρια χρόνια μετά το big bang.