Sınıflandırma | Leptonlar |
---|---|
Kompozisyon | İlköğretim |
kitle |
Ν 1,2,3 kütlenin özdurumlarını göstererek,
|
---|---|
Elektrik yükü | 0 |
Çevirmek | ½ |
Ömür | Kararlı |
Nötrinonun bir bir temel parçacık arasında parçacık fiziğinin Standart model . Nötrinolar olan fermiyonlar ait dönüş ½ , özellikle lepton . Bunlar elektriksel olarak nötr . Üç “vardır tatlar : bunun” elektronik , muonic ve tauic .
Nötrinonun varlığı, ilk olarak 1930 yılında iddia edilmiştir Wolfgang Pauli açıklamak için sürekli spektrum arasında beta bozunması gibi belirgin olmayan korunması ve açısal momentum ve ilk deney onay tarih 1956 geri.
Bu parçacıkların keşfi yeni olduğu ve maddeyle zayıf etkileştikleri için, XXI E yüzyılın başında birçok deney, bunların kesin özelliklerini bilmeye adanmıştır.
Eril i nötrinonun olan ödünç gelen İtalyan nötrinonun , türetilmiş gelen sıfat djned ile ( "iğdiş") küçültme eki -ino ( "yani").
In 1930 , topluluk fizikçiler bir muamma ile karşı karşıya geldi: çürüme saygı görünmüyor koruma yasalarını ait enerji , ivme ve dönüş . Wolfgang Ernst Pauli , bu ilkeleri yerine getirmek için , başlangıçta nötron adını verdiği (nötr parçacık için, keşfedilmemiş nötron) ve kütlesinin en az 100 kat daha düşük olduğunu tahmin ettiği sıfır elektrik yüklü yeni bir parçacığın varlığını varsayar. protonunki (mektubu4 Aralık 1930Pauli'nin Tübingen toplantısına katılanlara). Yeni parçacığa "nötrino" (İtalyanca: küçük nötron) adını veren İtalyan fizikçi Edoardo Amaldi , nötrondan ayırt etmek için Roma'daki Yaşam Fiziği Enstitüsü Panisperna'da Enrico Fermi ile yaptığı bir konuşma sırasında şakalaşıyor. , çok daha büyük, 1932'de James Chadwick tarafından keşfedildi . Fermi, "nötrino" kelimesini Temmuz 1932'deki Paris konferansında ve ardından Wolfgang Pauli'nin de benimsediği 1933 Solvay konferansında kullandı ve uluslararası bilim camiasına tanıttı. .
Nötrinonun (aslında elektronik antineutrino bir oluşumunu birlikte, elektron [korunumu lepton sayısının bir dönüşüm sırasında] nötron bir içine proton ) deneysel olarak keşfedilmiştir içinde 1956 tarafından, Frederick Reines ve Clyde Cowan yakın, nükleer reaktör . İçinde1962, Leon M.Lederman (1922-2018), Melvin Schwartz (1932-2006) ve Jack Steinberger , Brookhaven'daki müon nötrinosunu ( ) vurgular . İçinde1978, Martin L. Perl (1927-2014) tau nötrino'nun ( ) varlığını tahmin eder . 1990'da CERN'deki LEP , yalnızca üç hafif nötrino ailesi olduğunu gösterdi (çok daha büyük kütleli diğer nötrinoların varlığını tahmin eden bazı teoriler). Sonunda2000tau nötrinosu DONUT deneyi ile keşfedildi .
1998'de Süper-Kamiokande deneyi , nötrinoların çok düşük olmasına rağmen sıfır olmayan bir kütleye sahip olduğunu tespit eden nötrinoların salınımı fenomenini ilk kez gün ışığına çıkardı .
Nötrinolar ait olan temel parçacıklardır leptonların ( fermiyonlar arasında bir dönüş ½ ). Bu nedenle , her lepton ailesi için bir tane olmak üzere üç çeşni vardır :
Standart modelde kendileriyle ilişkilendirilen leptondan sonra adlandırılırlar .
Nötrinonun sıfır yükü vardır. 1958'de, Maurice Goldhaber , Lee Grodzins ve Andrew Sunyar , nötrinonun helisitesinin negatif olduğunu gösteren bir deney yaptılar (dönüş hareketin tersi yönü gösteriyor).
Fermilab'da iki deneyle müonik antinötrino ışınları üretildi :
Nötrino ile ilgili en önemli kalıcı sorulardan biri, nötrino ve antinötrino arasındaki ilişkinin hala belirsiz olan doğasıyla ilgilidir:
Bu doğanın, örneğin Evrenin madde-antimadde asimetrisi düzeyinde önemli sonuçları vardır .
Antinötrinoların, beta nükleer bozunmada üretilen nötr elektrik yükü parçacıkları olan nötrinoların antiparçacıkları olduğu söyleniyor . Bunlar, bir nötronun protona dönüştürüldüğü beta emisyonları sırasında yayılır . ½ 'lik bir dönüşe sahipler ve sözde lepton parçacık ailesinin bir parçasıdırlar .
Şimdiye kadar gözlemlenen tüm antinötrinoların pozitif helisitesi vardır (nötrinoların aksine). Antinötrinolar, nötrinolar gibi, yalnızca materyal çevreleriyle yerçekimi ve zayıf kuvvet yoluyla etkileşime girerek deneysel tespitlerini çok zorlaştırır. Nötrino salınımı üzerine yapılan deneyler, antinötrinoların kütleye sahip olduğunu gösteriyor , ancak beta bozunma deneyleri, bu kütlenin çok düşük olduğunu gösteriyor. Fotonların bir nötrino-antinötrino etkileşiminden kaynaklandığına dair bir teoriyi test etme girişimlerinde bir nötrino-antinötrino etkileşimi öne sürülmüştür.
Bazı ülkelerde araştırmacılar, bir nükleer reaktörde bulunan yakıtın yapısını değerlendirmek için antinötrino izleme kullanma olasılığını araştırmaya başladılar, bu da nükleer yayılmanın daha iyi önlenmesine katkıda bulunmayı mümkün kılacaktır .
Antinötrinolar ilk olarak, kontrol edilebilir bir antinötrino kaynağı olarak bir nükleer reaktörün yanına yerleştirilmiş büyük bir su rezervuarındaki protonlarla etkileşimleri yoluyla tespit edildi .
Nötrinoların bir elektrik yükü veya rengi yoktur , yalnızca zayıf etkileşimle etkileşirler ( önceden yer çekimine karşı da duyarlı olsalar da etkisi büyük ölçüde ihmal edilebilir). Bunların etkileşim kesit bir dar alan güç olduğu için (etkileşime olasılık) çok düşük etmektir.
1 GeV nötrino ile bir elektron ve aynı enerjiye sahip bir protonun enine kesiti arasındaki oran yaklaşık olarak . Dünyayı geçen 10 milyar 1 Mev nötrinoundan sadece biri Dünya'yı oluşturan atomlarla etkileşime girecek . Bu bir alacaktı ışık yılı kalınlığını ait kurşun geçen nötrinoların durdurma yarısına. Bu kesit, nötrino enerjisiyle artar: bu nedenle Dünya, ultra yüksek enerjili nötrinolara ( 100 TeV'nin üzerinde ) opaktır .
Nötrino dedektörleri bu nedenle tipik olarak yüzlerce ton malzeme içerir ve öyle inşa edilir ki, günde birkaç atom gelen nötrinolarla etkileşime girer. Bir olarak çöken süpernovadan , yoğunluk çekirdekte yüksek yeterince (10 olur 14 gram / cm 3 üretilen Nötrinolar kısa bir süre için muhafaza edilebilir).
Deneyler, nötrinoların tadı değiştirebildiğini , yani sürekli olarak bir lezzet biçiminden (elektronik, müonik veya tauik) diğerine dönüştüğünü göstermiştir. " Nötrino salınımı " olarak adlandırılan bu fenomen, 1957'de Bruno Pontecorvo tarafından hayal edildi , ardından 1962'de Jiro Maki , Masami Nakagawa ve Shoichi Sakata (in) tarafından iki aromalı bir salınım durumunda resmileştirildi (ayrıca bkz . PMNS matrisi ).
Pontecorvo, 1967'de salınımların Dünya'dan görülen güneş nötrinolarının eksikliğine yol açması gerektiğini tahmin etti. Bu tahmin, 1968 gibi erken bir tarihte deneysel olarak doğrulandı, ancak bunun gerçekten de salınımlardan kaynaklandığına dair kanıt sağlanmadı:
İçinde en az Standart model , temel parçacıkların davranışını tarif etmek için hali hazırda kabul edilen bir teori nötrinolar bir kütleye sahiptir. Olası bir kütleyi ölçmeyi amaçlayan deneyler aslında standart modele göre başarısız oldu.
Bununla birlikte, zayıf etkileşim denklemleri , ancak ve ancak nötrinoların kütleye sahip olması durumunda, yayılmaları sırasında farklı aromalar arasında bir salınım olgusunun meydana gelmesi gerektiğini öngörür . Bununla birlikte, standart modelde bir ihlal oluşturan bu salınımlar gerçekten de gözlemlenmiştir.
Bu nedenle salınımlar, nötrino kütlesinin dolaylı bir kanıtıdır, ancak mevcut doğrudan ölçüm yöntemleri, onu belirlemek için yeterli hassasiyete sahip değildir. WMAP uydusunun getirdiği kozmolojik kısıtlamalar (mevcut kozmolojik modeller çerçevesinde yorumlanmıştır), üç nötrino kütlesine kozmolojik varsayımlara bağlı olan en düşük üst sınırları veren salınım deneylerinin sonuçlarıyla birleştirilmiştir: m ( ν e ) <225 eV / c 2 , m (ν μ ) <190 keV / c 2 ve m (ν τ ) <18.2 MeV / c 2 .
Model varsayımlarından bağımsız olarak, nötrino kütlesi için üst sınırlar trityumun çift beta bozunması deneyleriyle verilmiştir . Şimdiye kadarki en kesin doğrudan gerilim 2019'da KATRIN deneyi ile elde edildi ve üst sınırı 1,1 eV / c 2 olarak belirledi.
" Karanlık madde ", astrofizikteki bazı gözlemlerin (galaksilerin dönme hızı, vb. ) Açıklayıcı bir hipotezidir ve ancak evrende radyasyon yaymayan çoğunluk kütlesini varsayarak mevcut yerçekimi teorileriyle açıklanabilir. Nötrinolar özellikleri nedeniyle olası bir çözümdü.
Bununla birlikte, nötrinoların kütlesine ilişkin mevcut deneysel bilgiler, bu soruna bir çözüm sağlamanın yetersiz olduğunu göstermektedir.
İlk nötrinolar , evrenin doğumundan kısa bir süre sonra, yaklaşık 13.7 milyar yıl önce ortaya çıkacaktı . O zamandan beri, ikincisi genişlemeye ve soğumaya devam etti ve kozmolojik nötrinolar olarak adlandırılan bu nötrinolar yollarını açtı. Teorik olarak, bugün bir arka plan oluşturan kozmik radyasyona sıcaklığı 1.9 K , Nötrinoların kozmolojik arka . Ancak bu nötrinoların enerjisi, mevcut teknolojilerle tespit edilemeyecek kadar düşük. Evrende bulunan diğer nötrinolar, yıldızların yaşamı sırasında veya süpernovaların patlaması sırasında yaratılır .
Bir süpernovanın çöküşü sırasında açığa çıkan enerjinin çoğu, protonlar ve elektronlar nötron oluşturmak için çekirdekte birleştiğinde üretilen nötrinolar şeklinde yayılır . Bu süpernova çökmeleri muazzam miktarda nötrino üretir. Bunun ilk deneysel kanıtı 1987'de, Japon Kamiokande ve Amerikan IMB deneyleri tarafından SN 1987A süpernovasından nötrinolar tespit edildiğinde sağlandı .
Her ikisi de Lorentz değişmezliğine dayanan görelilik teorisine ve sonuçta ortaya çıkan Standart Modele göre, sıfır olmayan bir kütleye sahip bir parçacık, bir vakumda ışığınkinden daha büyük veya ona eşit bir hıza sahip olamaz. Ancak birçok teorisyen, nötrinonun , özel görelilik varsayımlarına saygı duyarken ışıktan daha hızlı hareket eden, 1967'de Gerald Feinberg tarafından hayal edilen bir parçacık olan bir takyon olabileceğini varsaydı .
İçinde Eylül 2011OPERA deneyi üzerinde çalışan fizikçilerin işbirliği , CERN'de üretilen 17 GeV enerjili müon nötrinolarının ölçülen "uçuş süresi" nin 60.7 ± (6.9) stat ± (7, 4) syst ns olduğunu bildirmektedir. ışık hızında hareket eden parçacıklar . Bu verilere bağlı yanlışlıkları en aza indirmek için bu deneyin iki ay sonra daha kısa paketlerle yeniden basılması da aynı sonuca yol açar.
Bu, nötrinonun ışık hızından çok az daha hızlı hareket ettiği anlamına gelebilirdi : 299,799,9 ± 1,2 km / s veya ışık hızından 7,4 km / s daha hızlı.
22 Şubat 2012Science dergisi, bir GPS'i OPERA'nın deneysel cihazının elektronik kartına bağlayan optik fiber seviyesinde kötü bir bağlantı olduğunu ve gözlemlenen etkinin kökeninde olabileceğini bildirdi. The23 ŞubatCERN, GPS ile senkronizasyon için kullanılan bir osilatörde gözlemlenen etkiyi vurgulayacak başka bir olası arızadan bahsederken, bu hipotezin araştırılmakta olduğunu doğruladı. Gözlemlerini tüm doğrulamaları beklemeden yayınladıkları için eleştirilen sözcü Antonio Ereditato ve OPERA koordinatörü Dario Autiero, toplantı sonunda istifa ettiler.Mart 2012.
İçinde Mart 2012Yine Gran Sasso'da bulunan ICARUS deneyi (in) nötrinoların OPERA'nın ışıktan daha hızlı gitmediğini gösterdi.
2007 yılında, Amerika Birleşik Devletleri'ndeki Fermilab'da 734 km'lik bir mesafede, 3 GeV civarında enerji nötrinoları ile gerçekleştirilen benzer MINOS deneyi , % 99'luk bir güven oranıyla elde edilmişti . Bu ölçüm, ölçüm belirsizliği marjları içinde ışık hızıyla uyumlu kaldı: istatistiksel ortalama, vakumdaki ışık hızından daha büyük olmasına rağmen, sapma, deneyin istatistiksel belirsizliklerinden daha azdır. klasik görelilik teorisi çerçevesinde maksimum kütle değeri. MINOS deneyinin detektörü, uçuş zamanı ölçümünün hassasiyetini artırmak için değiştiriliyor.
SN 1987A süpernovası tarafından salınan elektron nötrinoları ve antinötrinoların 1987'deki gözlemi ( 10 MeV düzeyinde bir enerjiye sahip olduğundan OPERA'nınkinden çok daha düşük) bu ölçümlerle uyumlu görünmemektedir. Nitekim, süpernovanın görsel olarak gözlemlenmesinden yaklaşık 3 saat önce tespit edilmişlerdir, bu da onların gelişi ile süpernovanın patlaması arasındaki tesadüfü çok düşük bir olasılık haline getirmektedir: OPERA'ya göre, Fotonlardan yaklaşık 4 yıl önce Dünya'ya geldi. Nötrinoların ve fotonların bu üç saat boyunca art arda yayıldığı hipotezi ile ki bu, süpernovanın teorik modelleriyle iyi bir uyum içindedir, iki hız arasındaki maksimum fark (süpernova ile Dünya arasındaki mesafe 168.000 ışıkyılıdır) geçerli: .
Japonya'da bulunan uluslararası T2K deneyinin sözcüsü , deneyin tekrarlanma olasılığının düşünüldüğünü belirtti .
Birkaç tür nötrino dedektörü vardır. Küçük nötrino kesiti göz önüne alındığında, ortak noktaları büyük miktarda malzemeden oluşmalarıdır. Kozmik radyasyonun neden olduğu arka plan gürültüsünü önlemek için genellikle derin yeraltında veya denizin altında bulunurlar .
Çeşitli parçacık fiziği deneyleri, nötrinolar ve özellikle de salınımları hakkındaki bilgimizi geliştirmeyi amaçlamaktadır . Güneş'teki nükleer reaksiyonların ve nükleer santrallerdeki beta bozunmasının yarattığı nötrinoların yanı sıra, fizikçiler ayrıca parçacık hızlandırıcılarda ( K2K ve CNGS / OPERA deneylerinde olduğu gibi ) oluşturulan nötrinoları da inceliyorlar .
Bu tür bir deneyin avantajı, akışı ve parçacıkların ne zaman gönderileceğini kontrol edebilmenizdir. Ek olarak, enerjilerini ve üretimleri ile tespitleri arasında kat ettikleri mesafeyi biliyoruz. Böylelikle, salınım parametrelerinin ölçümünün en hassas olduğu salınımların en uç noktalarına yerleştirmek mümkündür .
Bu nedenle, İtalya'daki Gran Sasso tüneline kurulan OPERA dedektörü , 2006 yılından beri 731 km uzaklıktaki CERN'de üretilen müon nötrinolarının salınımından tau nötrinolarını tespit etmeye çalışıyor . The31 Mayıs 2010OPERA işbirliği, tau nötrinoya doğru bir salınımın ilk gözlemi olacak bu türden bir olayı% 98 olasılıkla tanımladığını duyurdu.
T2K deneyi Japonya'da bulunan, Tokai JPARC hızlandırıcı tarafından oluşturulan bir nötrino ışını kullanır. Selefi K2K gibi , nötrino akısını ışının oluşturulduğu noktadan 280 m uzakta bir dizi tamamlayıcı cihazla algılar ve ardından Čerenkov Super-Kamiokande su dedektöründe 295 km uzaklıktaki etkileşimli nötrinoları gözlemler . Bu müon nötrino demetindeki elektron nötrinolarının görünümünü ölçerek, nötrino salınım matrisini ilk kez tamamlayacaktı .
Fransa'da ( Chooz , Ardennes) bulunan Çift CHOOZ deneyi , elektron nötrinolarını tespit etmek için Chooz nükleer reaktörünü kullanıyor . Yakın dedektör ve uzak dedektör, akıdaki farklılığı ve dolayısıyla salınım fenomeninin özelliği olan bu nötrinoların kaybolmasını ölçmeyi mümkün kılar. Bu nedenle amaç, T2K deneyine benzer, ancak tamamlayıcı yöntemlerle.
Daya Bay deneyimi de aynı prensipte çalışır. The Mart 8 , 2012O salınım parametresini ölçmek için ilk θ 13 5σ fazla bir güven seviyesinde.
Almanya'da kurulan KATRIN deneyi , trityumun beta bozunması spektrumunu inceleyerek nötrino kütlesini doğrudan ölçmeyi amaçladı .
IceCube deneyinde , 5.160 optik sensör Antarktika'da bir kilometreküp buz içinde dağıtıldı . Dünya'dan güvenli bir şekilde geçen yüksek enerjili bir nötrinonun, buzdaki bir atoma çarpma, bir dizi parçacık ve kısa ışık parlamaları yaratma şansı çok düşüktür . Bu flaşların yönü ve şekli, nötrinonun geldiği yönü bilmeyi ve aromasını (elektronik, müonik veya tauik) ayırt etmeyi mümkün kılar. İçindeEylül 2017, ICECUBE daha enerji daha fazlası, nötrinoyu tespit 290 TeV (yani proton-proton çarpışmaları fazla 20 kat LHC görünüşte tarafından yayılan) Blazar TXS0506 + 056 , aynı zamanda, bir yayılan patlama gama ışını ve çok yüksek enerjili proton Fermi Uzay Teleskobu ve karasal teleskoplar tarafından kaydedilmiştir .
Gökyüzümüz , radyo dalgalarından gama ışınlarına kadar çok farklı enerjilerde fotonlar kullanılarak her zaman gözlemlenmiştir . Gökyüzünü gözlemlemek için başka bir parçacık kullanmak Evren'e yeni bir pencere açacaktır. Nötrino bunun için mükemmel bir adaydır:
Böylece son on yılda yeni bir tamamlayıcı astronomi yaratıldı.
Böyle bir teleskop için olası ilkelerden biri, astrofiziksel nötrinoları durdurmak için Dünya'yı hedef olarak kullanmaktır. Bir müon nötrinosu Dünya'yı geçtiğinde, etkileşime girme ve dolayısıyla bir müon oluşturma şansı düşüktür . Bu müon , yüz GeV'nin üzerinde bir enerjiye sahipse, nötrino ile hizalanır ve Dünya'da on kilometre boyunca yayılır. Yerkabuğunda yaratılmışsa, Dünya'yı terk edip nötrino teleskopların kurulacağı denizde yayılabilecektir. Bu müon sudaki ışıktan daha hızlı gittiği için, süpersonik patlamanın ışık eşdeğeri olan enkerenkov ışığını üretir . Mavimsi bir ışık konisidir. Bu tür bir nötrino teleskopu , Čerenkov konisini ve dolayısıyla müonun ve olay nötrinosunun yörüngesini ve dolayısıyla kaynağın gökyüzündeki konumunu yeniden yapılandırmayı mümkün kılan üç boyutlu bir foton dedektörleri ( fotoçoğaltıcılar ) ağından oluşur. . Mevcut açısal çözünürlük bir derece düzeyindedir.
Bu nötrino teleskopları, müon tarafından yayılan ışığın algılanabilmesi için büyük hacimde sıvı su veya buza yerleştirilmiştir; zayıf kozmik akışlara yeterli duyarlılığa sahip olmak için bir kilometreküplük boyutlar gereklidir. Bir yandan mutlak karanlıkta olmaları için kilometrelerce su altına yerleştirilmeli, diğer yandan da deneyimin ana arka plan gürültüsünü oluşturan kozmik ışınlara karşı korumalı olmaları gerekir.
Nötrino teleskopları, denizin dibinde bulunan ve ayaklarımızın altına bakan bu muazzam hacimler, parçacık astrofiziğinin gelişiminde büyük bir adım oluşturuyor ve astrofizik, kozmoloji, karanlık madde ve nötrino salınımlarında yeni keşiflere izin vermelidir. ICECUBE içinde, Antarktika ve Antares içinde, Akdeniz'de halihazırda işletilir .
Uzmanlar nötrinoların bir kütleye sahip olduğunu varsaydığından, teorisyenler özellikle bu kütleyi açıklamak için Standart Modelin "ötesinde" olarak adlandırılan birçok teori geliştirdiler .
" Takyon " ( Yunanca hızlı ) terimi, standart modele göre üstesinden gelinemeyen bir sınır olan, bir vakumda ışık hızından daha yüksek hızlarda hareket edebilen teorik parçacıkları belirtmek için tanıtıldı. Bu nedenle bu, OPERA deneyinin 2011 sonuçlarıyla uyumlu, bu modelin "ötesinde" ilk teoridir. Ancak, bu gözlemin, gözlem ekipmanındaki teknik bir problem nedeniyle kusurlu olduğu ortaya çıktı.
En umut verici modellerden biri de testere modelidir . Bu modelde, çok büyük olduğunu varsaydığımız (ölçekteki elektro-zayıflığın çok ötesinde) doğru kiral nötrinolar tanıtıldı (bu nedenle standart modelin parçacık içeriğini ve dolayısıyla "ötesinde" adını genişletiyoruz). Bu son hipotez, şimdiye kadar hiç gözlemlenmemiş olmaları ve simetri kaygılarıyla doğrulanmaktadır. Bu şekilde, şu ana kadar gözlemlediklerimiz olan sol nötrinoların düşük kütlesini açıklayabiliriz. Gerçekten de sol nötrinoların kütlesi ile sağ nötrinoların kütlesi arasında çok güçlü bir bağlantı vardır: ters orantılıdırlar. Yani sağ nötrinolar ne kadar ağırsa, sol nötrinolar o kadar hafiftir.
Bu model nötrinoları Majorana parçacıkları olarak kabul ediyor; bu, önümüzdeki yıllarda nötrino olmadan çifte bozunmayı inceleyen NEMO deneyi tarafından geçersiz kılınacak veya onaylanacak bir gerçek. Bu modelin çekici yanlarından biri, Evrenimizin asimetrisini (veya Prigogine'in diline göre " simetri kırılmasından " bahsettiğimiz için asimetriyi) açıklamayı mümkün kılabilmesidir . Nitekim, uzmanlar 2010'da hala Evren'in (hemen hemen hiç) antimadde olmadan (daha ziyade) madde içerdiğini merak ediyorlar. Evrenin çok genç olduğu dönemlerde doğru nötrinoların bozunmasından kaynaklanan süreçler, bu fenomeni anlamamıza izin verirdi. Bu işlemler normal olarak adlandırılır leptogenesis ve baryogenesis .
Standart Modelin ötesinde bir başka teorik gelişme, steril nötrinoların varlığını varsaymaktadır . Bu nötrinolar herhangi bir elektrozayıf etkileşime girmeyecek, yalnızca yerçekimine maruz kalacaktı. Bu durumda kütleleri, üç "klasik" nötrinounkinden daha büyük olmalıdır.
Sayı olarak iki (yani 5 nötrino) olması gereken ve bilinen 3 nötrino ile salınım yapabilen bu steril nötrinolar, reaktörlerden antinötrinoların akışı ile ilgili uzun süre gözlemlenen bir anormalliği açıklayabilir . Ek olarak, 2 steril nötrinonun varlığı, doğal olarak leptonların CP simetrisinin kırılmasına neden olarak madde / antimadde oranının bir açıklamasına izin verir. Yıldız nükleosentezindeki diğer güncel zor noktalar (hızlı nötronlar tarafından veya hatta süpernova sırasında nötrino patlamaları sırasında bile ağır çekirdek üretimi ) bu formalizmden açıklanabilir. Ek olarak, masif olan ve yalnızca yerçekimi ile etkileşime giren steril nötrinolar, karanlık madde için adaydır .
Sigara değişmeli geometri , formalizmindeki içinde Alain Connes , en kendiliğinden simetri kırılmasının ile ayar teorilerinin zarif da yeniden ifade sağlar. Bu perspektifte, R. Wulkenhaar büyük bir birleşme modelinin 141 # 141 ilgilenen edildi ve böylece doğal yolla elde edilen Yang-Mills Lagrange bağlıdır Higgs alanının . Tüm fermiyonların aynı indirgenemez temsilin parçası olduğu bu model, zorunlu olarak büyük nötrinolar içerir. Değişmeli olmayan geometri kullanan formalizmden gelen doğal bir kısıt, bu parçacıkların kütlesi için bir tahmin sağlamayı mümkün kılar.
: Bu makale için kaynak olarak kullanılan belge.