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中微子和太阳中微子问题

快捷方式: 差异相似杰卡德相似系数参考

中微子和太阳中微子问题之间的区别

中微子 vs. 太阳中微子问题

中微子(Neutrino,其字面上的意義為「微小的電中性粒子」,又譯作--)是一种电中性的基本粒子,自旋量子數為½,以希腊字母ν标记。现在已经有证据表明其具有质量。但其质量即使相比于其他亚原子粒子也是非常微小的。它可能是现在唯一一种已探测到的暗物质,是一种热暗物质。 中微子与电子、μ子以及τ子同属轻子,有三种“味”:电中微子()、μ中微子()以及τ中微子()。每种味的中微子都相应存在一种同样电中性且自旋量子數為½的反中微子。在标准模型中,中微子的产生过程遵循轻子数守恒定律。 由于中微子是电中性的,同时还是一种轻子,因而其并不参与电磁相互作用以及强相互作用。其只参与弱相互作用以及引力相互作用。 由于弱相互作用作用距离非常短,而引力相互作用在亚原子尺度下又是十分微弱的,因而中微子在穿过一般物质时不会受到太多阻碍,且难以检测。 中微子可以通过放射性衰变以及核反应等多种方式产生。由于太阳内部时时刻刻都在发生着核反应,而超新星产生等过程也会伴随着剧烈的核反应,因而在宇宙射线中可以检测到中微子的存在。地球附近所检测到的中微子大多来源于太阳。事实上,地球面向太阳的区域每秒钟在每平方厘米上都会穿过大约650亿个来自太阳的中微子。 人们现在认识到中微子在飞行过程中会在不同味间振荡,比如β衰变中产生的电中微子可能在检测时会变为μ中微子或τ中微子。这一现象表明中微子具有质量,且不同味的中微子的质量也是不同的。依据现在宇宙学探测的数据,三种味的中微子质量之和小于电子质量的百万分之一。. 太阳中微子问题是测量到穿过地球的太阳中微子流量与理论计算相比出现缺失的问题,从1960年代中期持续至约2002年。这种缺失已经被中微子物理的新的认识解决了,这要求对粒子物理学的标准模型的进行修改-特别是中微子振荡。从本质上讲,因为中微子具有质量,它们可以改变它们从已被预计在太阳内部被产生的那一种类型,变成了被当时使用的探测器无法探测到另外两种类型。.

之间中微子和太阳中微子问题相似

中微子和太阳中微子问题有(在联盟百科)23共同点: 加拿大南达科他州契忍可夫輻射小柴昌俊中微子振荡布魯諾·龐蒂科夫伽马射线科学美国人粒子物理學诺贝尔物理学奖質子质量超级神冈探测器超新星阿瑟·麦克唐纳薩德伯里微中子觀測站重水雷蒙德·戴维斯SN 1987A标准模型梶田隆章標準太陽模型正電子

加拿大

加拿大(英语、法语:Canada,IPA读音:(英)(法))为北美洲国家,西抵太平洋,东至大西洋,北滨北冰洋,东北方与丹麦领地格陵兰相望,东部与圣皮埃尔和密克隆相望,南方及西北方与美国接壤。加拿大的领土面积达998万平方公里,为全球面积第二大国家。加拿大素有「枫叶之国」的美誉,渥太华为该国首都。 加拿大在1400年前即有原住民在此生活。15世纪末,英国和法国殖民者开始探索北美洲的东岸,并在此建立殖民地。1763年,当七年战争结束后,法国被迫将其几乎所有的北美殖民地割让予英国。在随后的几十年中,英国殖民者向西探索至太平洋地区,并建立了数个新的殖民地。1867年7月1日,1867年宪法法案通过,加拿大省、新不伦瑞克、新斯科舍三个英属北美殖民地组成加拿大联邦,其中加拿大省分裂为安大略和魁北克。在随后100多年里,其它英属北美殖民地陆续加入联邦,组成现代加拿大。 加拿大是实行聯邦制、君主立憲制及議會制的國家,由十个省和三个地区组成,英国女王伊丽莎白二世為國家元首及加拿大君主,而加拿大總督為其及政府的代表。加拿大是双语国家,英语和法语为官方语言,原住民的語言被認定為第一語言。由於位於高緯度地廣人稀,该国是世界上擁有多元化種族及文化的國家,也是移民為主的国家,约五分之一的国民出生于境外,近年來移民大部分來自亞洲。 得益於豐富的自然資源和高度發達的科技,加拿大是富裕、经济发达的国家。以国际汇率计算,加拿大的人均国内生产总值在全世界排名第十六,人类发展指数排名第十。它在教育、政府的透明度、自由度、生活品质及经济自由的都名列前茅。积极参与国际事务,是联合国、北大西洋公約組織、北美空防司令部、七大工業國組織、二十国集团、英联邦、经济合作与发展组织、及太平洋岛国论坛的成员。.

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南达科他州

南達科他州(State of South Dakota)是美國中西部平原上地勢較高的一州,過去曾是美國印地安人蘇族中拉科他族(Lakota)的聚落所在。南達科他州在1889年11月2日加入美國聯邦,也是在同一天被命名的。 南達科他州的北邊是北達科他州,南邊是內布拉斯加州,東邊則緊鄰愛荷華州與明尼蘇達州,西邊是懷俄明州和蒙大拿州,它同時也是美國上被稱為邊疆帶六州中的一州。 美國戰艦南達科他號就是以此州命名的。 該州分為66個郡,請參看南達科他州的郡列表(List of South Dakota counties)。.

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契忍可夫輻射

契伦科夫辐射(Cherenkov radiation)是介質中運動的电荷速度超過該介質中光速時發出的一種以短波長為主的電磁輻射,其特徵是藍色輝光。這種輻射是1934年由苏联物理學家帕维尔·阿列克谢耶维奇·切连科夫發現的,因此以他的名字命名。1937年另兩名苏联物理學家伊利亞·弗蘭克和伊戈爾·塔姆成功地解釋了契忍可夫辐射的成因,三人因此共同獲得1958年的諾貝爾物理學獎。.

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小柴昌俊

小柴昌俊(,),日本物理学家,日本学士院会员。現任东京大学国际基本粒子物理中心(ICEPP)高级顾问,東京大學最初4名特別榮譽教授之一。勳一等旭日大綬章、文化勳章表彰。 1987年,小柴教授在超级神冈探测器完成人類史上首次的微中子發生觀測。2002年,小柴與戶塚洋二、梶田隆章三人同獲潘諾夫斯基實驗粒子物理學獎。同年因其“在天体物理学领域做出的先驱性贡献,其中包括在探测宇宙微中子和发现宇宙X射线源方面的成就”而获得诺贝尔物理学奖。 小柴教授是首位「雙博士」頭銜的日本人諾貝爾獎得主,此外亦是日本人第2位諾貝爾獎暨沃爾夫獎雙料得主。他的老師朝永振一郎、門生梶田隆章也都是諾貝爾物理學獎得主。.

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中微子振荡

中微子振荡(Neutrino oscillation)是一个量子力学现象,是指微中子在生成時所伴隨的輕子(包括電子、渺子、陶子)味可在之後轉化成不同的味,而被測量出改變。當微中子在空間中傳播時,測到微中子帶有某個味的機率呈現週期性變化。 理论物理学家布鲁诺·庞蒂科夫最先於1957年提出此猜想。 reproduced and translated in and reproduced and translated in 爾後一連串的各种實驗皆觀察到此一現象。微中子振盪也是长期未解决的太陽微中子問題的解答。 中微子振荡无论对理论物理还是实验物理而言都是相当重要的。因为这意味着中微子具有非零的靜質量,这与原始版本的粒子物理标准模型不相吻合。 由於发现了微中子振盪現象存在的證明,並取得微中子質量數據,日本超級神岡探測器的梶田隆章以及加拿大薩德伯里微中子觀測站的阿瑟·麥克唐納兩人獲頒2015年諾貝爾物理學獎。.

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布魯諾·龐蒂科夫

布魯諾·馬克西莫維奇·龐蒂科夫(Бру́но Макси́мович Понтеко́рво, Bruno Maksimovic Pontecorvo,)是一位出生在義大利的蘇聯物理學家,主要研究的範圍是粒子物理學。他是恩里科·费米的早期助手,然后是在高能物理学许多研究专著的作者,特别对于中微子的研究。.

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伽马射线

伽瑪射線(Gamma ray),或γ射線是原子衰變裂解時放出的射線之一。此種電磁波波長在0.01奈米以下,穿透力很強,又攜帶高能量,容易造成生物體細胞內的脫氧核糖核酸(DNA)斷裂進而引起細胞突變,因此也可以作醫療之用。 1900年由法國科學家P.V.維拉德(Paul Ulrich Villard)發現,他將含鐳的氯化鋇通過陰極射線,從照片記錄上看到輻射穿過0.2毫米的鉛箔,拉塞福稱這一貫穿力非常強的輻射為γ射線,是繼α射線、β射線後發現的第三種原子核射線。1913年,γ射線被證實為是電磁波,波長短于0.2 埃,和X射線特性相似但具有比X射線還要強的穿透能力。γ射線通過物質並與原子相互作用時會產生光電效應、康普頓效應和正負電子對效應。γ射线即使使用较厚材料阻挡一般也仍然有部分射线泄漏,所以通常只能用半吸收厚度来定量材料的阻隔效果。半吸收厚度是指入射射线强度减弱到一半时阻隔物体的厚度。半吸收厚度其数值d(1/2).

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科学美国人

《科学美国人》(英文原名:Scientific American,缩写:SciAm)是一本美国的科普杂志。 自1845年創刊以來,許多具聲譽的科學家都曾投稿發表於該刊物。該刊物亦是美國境內最古老的連續出版月刊雜誌。 《科学美国人》在2005年12月時每個月約有555,000份美國國內發行量,以及90,000份的國際發行量。雖然被認為是高水準的期刊,但這本雜誌並不採用類似《自然》杂志同行評審的方式審查稿件,而是提供一個論壇来呈现科學理論和科学新發現,並以更大的讀者群為其目標。.

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粒子物理學

粒子物理学是研究组成物质和射线的基本粒子以及它们之间相互作用的一個物理学分支。由于许多基本粒子在大自然的一般条件下不存在或不单独出现,物理学家只有使用粒子加速器在高能相撞的条件下才能生产和研究它们,因此粒子物理学也被称为高能物理学。.

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诺贝尔物理学奖

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質子

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质量

在日常生活中的“重量”常常被用來表示“質量”,但是在科学上,这两个词表示物质不同的属性(参见质量对重量)。 在物理上,质量通常指物质在以下的三个实验上证明等价的属性之一:.

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超级神冈探测器

超级神冈探测器(Super-Kamiokande,可縮寫為Super-K或SK;スーパーカミオカンデ),全名為超級神岡中微子探測實驗(Super-Kamioka Neutrino Detection Experiment),是日本東京大學在岐阜縣飛驒市神岡町的茂住礦山一个深达1000米的废弃砷矿中建造的大型中微子探测器。其目标是探测质子衰变以及被设计来寻找太阳、地球大气的中微子,并观测銀河系內超新星爆发。.

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超新星

超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮,过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系,并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见,而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散,并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构,这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova,nova在拉丁語中是“新”的意思,這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星(其實原本即已存在,因亮度增加而被認為是新出現的);字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分,也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發:突然重新點燃核融合之火的簡併恆星,或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況,一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量,或是吸積或是合併,提高核心的溫度,點燃碳融合,並觸發失控的核融合,將恆星完全摧毀。在第二種情況,大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮,釋放重力位能,可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星(SN 1604);回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明,在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星,而且以現在的天文觀測設備,這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外,來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.

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阿瑟·麦克唐纳

阿瑟·布魯斯·麦克唐纳(Arthur Bruce McDonald,),加拿大物理学家、萨德伯里中微子观测站研究所主任,皇后大学的戈登和派翠西亞·葛雷粒子天体物理主席。2015年,由於「發現中微子震盪,並且因此证明中微子具有質量」,麦克唐纳與梶田隆章分享諾貝爾物理學獎 。.

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薩德伯里微中子觀測站

薩德伯里微中子觀測站(Sudbury Neutrino Observatory,缩写为SNO)是位於加拿大安大略省薩德伯里2100米深的镍矿中的中微子觀測站。因為對於中微子振盪的發現做出重大貢獻,SNO實驗主任阿瑟·麥克唐納榮獲2015年諾貝爾物理學獎。薩德伯里微中子觀測站的建立是為了要研究太陽中微子問題。觀測站的中微子探測器主要是用來探測太陽中微子,通過它們與重水的相互作用。探測器從1999年5月開始啟用,直到2006年11月為止。雖然探測器已停止運作,在未來數年中,SNO團隊仍會繼續分析在那段時期獲得的數據。現今(2015年),已被擴充的地下實驗室仍舊繼續被用來進行其它SNOLAB實驗。SNO的設備正在整修,準備未來用於實驗。.

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重水

重水(或称氘代水,化学式D2O或者2H2O)是水的一種,它的摩尔质量比一般水要重。普通的水(H2O)是由兩個只具有質子的氫原子和一個氧16原子所組成,但在重水分子內的兩個氫同位素氘,比一般氫原子有各多一個中子,因此造成重水分子的質量比一般水要重。地球上的水大約有 6,400分之一是半重水(HDO)。 由於普通水和重水都是由相同數量的氫和氧原子組成,兩者的化學反應皆會接近相同。但在物理上,重水的凝固点(即固態水的熔點)和沸點比普通水稍高,在一個大氣壓力下,重水的凝固點是攝氏3.82度,沸點是攝氏101.4度,密度為1.1056g/cm3。 有另一種重水稱為半重水,HDO,它只有一個氫原子是多一個中子的重氫。一般的半重水都並不純正,通常是50%HDO,25%的H2O 及 25%的D2O。除了由重氫組成的重水分子外,還有一種由重氧原子(氧17或氧18)組成的重水分子,稱為「重氧水」。由於分離出重氧水分子的難度較高,因此提煉純正重氧水的成本會比重氫水為高。.

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雷蒙德·戴维斯

雷蒙德·戴維斯(Raymond "Ray" Davis, Jr.,),美国化學、物理學家,戴維斯、小柴昌俊與里卡尔多·贾科尼,共同獲頒2002年諾貝爾物理學獎,戴維斯與小柴昌俊因「在天體物理學中的開創性貢獻,特別是探測宇宙中微子」共享一半獎金、另一半頒給里卡尔多·贾科尼。.

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SN 1987A

SN 1987A是1987年2月24日在大麥哲倫雲內发现的一次超新星爆发,是自1604年开普勒超新星(SN 1604)以来观测到的最明亮的超新星爆發,肉眼可见,位於蜘蛛星雲的外圍,距離地球大約51,400秒差距(約168,000光年)。由於是在1987年發現的第一顆超新星,因此被命名為「1987A」。SN 1987A爆發的光線於1987年2月23日到達地球,亮度於5月左右到達頂峰,視星等達3等,之後漸漸轉暗。这是现代的天文学家在近距离观测到一颗超新星的第一次机会,提供了核心坍缩超新星的许多深入了解。.

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标准模型

在粒子物理學裏,標準模型(Standard Model,SM)是描述強力、弱力及電磁力這三種基本力及組成所有物質基本粒子的理論,屬於量子場論的範疇,並與量子力學及狭义相對論相容。到目前為止,幾乎所有對以上三種力的實驗的結果都合乎這套理論的預測。但是標準模型還不是萬有理論,主要是因為還沒有描述引力。.

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梶田隆章

梶田隆章(,),日本物理學家、天文學家,現任所長、同研究所附屬宇宙中微子觀測信息融合中心(Research Center for Cosmic Neutrino)負責人、東京大學特別榮譽教授、東大卓越教授,榮獲文化勳章,並被表彰為文化功勞者。 梶田教授受業於知名物理學家小柴昌俊、戶塚洋二,他與戶塚領導的實驗於1998年證實中微子震盪,2002年三人同獲潘諾夫斯基實驗粒子物理學獎。2015年梶田因「發現了中微子震盪,证明了中微子具有質量」與阿瑟·麥克唐納分享諾貝爾物理學獎。.

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標準太陽模型

標準太陽模型(Standard Solar Model,SSM)是借助於數學模型處理的球形氣體太陽(在不同狀態的電離,在內部深層的氫被完全電離成為電漿)。這個模型從技術上說是球對稱的一顆準靜態恆星模型,描述恆星結構的幾個微分方程都源自於物理的基本原則。這個模型受到邊界條件(即亮度、半徑、年齡和構造)的約束。太陽的年齡不能直接測量;一種方法是從最老的隕石年齡,和太陽系演化的模型來估計。现在太陽光球层中氢的质量占74.9%,氦占23.8%.

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正電子

正电子(又称陽電子、反電子、正子,Positron),是電子的反粒子,即電子的對應反物質。它带有+1单位电荷,+1.6×10-19C,自旋为1/2,质量与电子相同,皆为9.10×10-31kg。 正电子与电子碰撞时会产生湮灭现象,这一过程遵守电荷守恒、能量守恒、动量守恒和角动量守恒。在高能情况下,湮灭会生成其他基本粒子。在低能情况下,正负电子湮灭主要生成两个或三个光子(有时也会生成更多光子)。另外,电子和正电子在湮灭之前有时会形成亚稳定的束缚态,即电子偶素。根据电子和正电子的不同自旋状态,电子偶素分为单态(1S0,总自旋为0)和三重态(3S1,总自旋为1)。在真空中,单态电子偶素的半衰期为125ps。三重态电子偶素的半衰期为142ns。 当能量超过1.02兆电子伏特的光子经过原子核附近时(成對產生),或者在放射性元素的正β衰变中(通過弱相互作用),都有可能产生正电子。 1930年英国物理学家保罗·狄拉克从理论上预言了正电子的存在,1932年美国物理学家卡尔·戴维·安德森在宇宙射线中发现了正电子。.

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上面的列表回答下列问题

中微子和太阳中微子问题之间的比较

中微子有155个关系,而太阳中微子问题有40个。由于它们的共同之处23,杰卡德指数为11.79% = 23 / (155 + 40)。

参考

本文介绍中微子和太阳中微子问题之间的关系。要访问该信息提取每篇文章,请访问:

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