중성미자 문서 원본 보기

{{위키데이터 속성 추적}}
{{번역 확장 필요|en|Neutrino}}
{{입자 정보
|이름 = 중성미자
|구성 = [[기본입자]]
|가족 = [[페르미온]]
|무리 = [[렙톤]]
|반입자 = [[반중성미자]]
|이론 = [[볼프강 파울리]](1930)
|발견 = [[프레더릭 라이너스]] 등(1956)
|기호 = {{mvar|ν<sub>e</sub>, ν<sub>μ</sub>, ν<sub>τ</sub>}}
|전하 = 0
|스핀 = 1/2
}}
[[파일:First neutrino observation.jpg|섬네일]]
'''중성미자'''(中性微子, {{lang|en|neutrino|뉴트리노}}<ref>{{웹 인용 |url=http://www.ps.uci.edu/~superk/neutrino.html |제목=보관된 사본 |확인날짜=2011-11-08 |archive-date=2010-09-25 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100925101827/http://www.ps.uci.edu/~superk/neutrino.html }}</ref>) 또는 '뉴트리노'는 [[약력]]과 [[중력]]에만 반응하는, 아주 작은 질량을 가진 [[기본입자]]로, 스핀은 1/2인 [[페르미온]]과, [[렙톤]]이며, [[약한 아이소스핀]]이 -1/2으로 [[전하]]를 띠지 않는다. 1990년대 말까지 질량이 없다고 생각했으나, [[1999년]] [[슈퍼 카미오칸데]] 실험 이후 여러 실험을 통해 미세하지만, 질량이 있다고 밝혀졌다([[중성미자 진동]]). 그러나 질량이 너무 작아 아직 직접적으로 질량을 측정하지 못하고 있다.

[[볼프강 파울리]]가 처음에 이 입자를 예측해내면서 '[[중성자]](neutron)'라고 부르기로 제안하였지만, 몇 년 후인 1932년에 [[채드윅]]이 지금의 [[중성자]]를 발견하고 그 입자를 [[중성자]](neutron)라고 불렀다. 이로 말미암아 서로 다른 두 입자에 같은 이름이 붙게 되었다.
[[엔리코 페르미]]가 다음 해인 1933년에 [[베타 붕괴]]의 이론을 발표하며, 파울리의 '[[중성자]](neutron)'에 '작다.'라는 이탈리아어의 접미어 '-ino'를 붙여서, '뉴트리노(neutrino)'로 부르게 되었다.

== 역사 ==
1930년대의 [[베타 붕괴]] 실험에서, 기존의 물리학으로 설명할 수 없는 붕괴 에너지 [[스펙트럼]]을 발견하였다. [[스펙트럼]]의 연속성에서 착안하여, [[볼프강 파울리]]는 에너지 [[스펙트럼]]에 맞추기 위해 질량이 아주 작은 (또는 0인) 입자를 가정하여 중성미자라는 입자를 도입하였고, 이후에 실험적으로 발견되었다. 훗날 중성미자 진동 현상이 관측되면서 중성미자의 질량은 0이 아니라는 것까지 밝혀낼 수 있었다.

== 종류 ==
오른쪽의 표와 같이 중성미자는 3[[세대 (물리학)|세대]]로 되어 있다. 이들은 총 [[렙톤]] 수를 보존하지만, [[중성미자 진동]]으로 인해 각 [[맛깔]]의 렙톤 수는 보존하지 않는다.

{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0" align="right" style="; margin: 0 0 1em 1em; font-size:"
|+[[표준모형]]의 왼손 중성미자
|-style="background:#efefef;"
!이름
!기호
!질량
|-
!colspan="3" style="background:#ffdead;"|1세대 (전자-)
|-
|style="background:#efefef;"| [[전자 중성미자]]
| <math>\nu_e\,</math>
| &lt; 2.5 eV
|-
|style="background:#efefef;"| [[전자 반중성미자]]
| <math>\bar{\nu}_e\,</math>
| &lt; 2.5 eV
|-
!colspan="3" style="background:#ffdead;"|2세대 (뮤온)
|-
|style="background:#efefef;"| [[뮤온 중성미자]]
| <math>\nu_\mu\,</math>
| &lt; 170 keV
|-
|style="background:#efefef;"| [[뮤온 반중성미자]]
| <math>\bar{\nu}_\mu\,</math>
| &lt; 170 keV
|-
!colspan="3" style="background:#ffdead;"|3세대 (타우온)
|-
|style="background:#efefef;"| [[타우 중성미자]]
| <math>\nu_{\tau}\,</math>
| &lt; 18 MeV
|-
|style="background:#efefef;"| [[타우 반중성미자]]
| <math>\bar{\nu}_\tau\,</math>
| &lt; 18 MeV
|}

== 유도 베타 붕괴를 통한 직접검출 ==
1942년 중국의 [[왕칸창]](Kan-Chang Wang)은 중성미자의 실험적 검출방법으로 [[베타포획]]의 사용을 처음으로 제안하였다.<ref>{{저널 인용
 |author=K.-C. Wang
 |year=1942
 |title=A Suggestion on the Detection of the Neutrino
 |journal=[[Physical Review]]
 |volume=61 |issue=1–2 |page=97
 |doi=10.1103/PhysRev.61.97
|bibcode = 1942PhRv...61...97W }}</ref> 

1946년 [[클라이드 카원]], [[프레더릭 라이너스]], 해리슨(F. B. Harrison), 크루스(H. W. Kruse),
맥과이어(A. D. McGuire)는 이 과정을 통해 실제로 중성미자를 검출하였다.<ref>{{저널 인용
 |author=C.L. Cowan Jr., F. Reines, F.B. Harrison, H.W. Kruse, A.D. McGuire
 |date=1956년 7월 20일
 |title=Detection of the Free Neutrino: a Confirmation
 |journal=[[사이언스|Science]]
 |pmid=17796274
 |volume=124 |issue=3212 |pages=103–4
 |doi=10.1126/science.124.3212.103
|bibcode = 1956Sci...124..103C }}</ref> 이후 이 실험은 [[카원-라이너스 중성미자 실험]]으로 불렸고, 1995년 [[프레더릭 라이너스]]는 중성미자를 검출한 공로로 [[노벨 물리학상]]을 수상했다.

:<math chem>\ce{n -> {p+} + {e^-} + \bar{\nu}}</math>
:<math chem>\quad \quad \ce{\bar{\nu} + p+ -> n + e+}</math>

== 실험 ==
CHORUS(CERN Hybrid Oscillation Research apparatUS), DONuT(Direct Observation of Neutrino Tau), OPERA(Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus)등의 실험에서 중성미자에 대한 많은 연구가 진행되었다. 현재 OPERA 실험에 대한 결과 데이터 분석이 진행 중이며 한국의 [[국립경상대학교]] 고에너지 물리실험실팀이 참가 중이다.

== 논란 ==
2011년 9월 22일 [[유럽 입자 물리 연구소]](CERN)의 공식 발표에 의하면, 732km 떨어진 두 도시를 대상으로 뉴트리노 1만 6,000개를 쏘아 보낸 결과, 평균적으로 빛보다 60ns 더 빨리 도달하였다고 한다. 이는 같은 해 11월 20일 CERN의 재실험에서도 확인되었다.<ref>{{뉴스 인용|제목= 빛 보다 빠른 중성미자, 2차 실험서도 빛보다 빨라|url= https://news.naver.com/main/read.nhn?mode=LSD&mid=sec&sid1=105&oid=011&aid=0002197363|출판사= 서울경제신문|날짜 = 2011년 11월 20일|확인날짜 = 2011년 11월 23일
}}</ref>

그런데 2012년 2월 오페라 연구진은 실험 과정의 오류 가능성을 발견하였다. 오페라 소속 연구자들 가운데 몇 명이 팀을 이뤄 실험 과정을 전면 재검토했고 그 결과 오류 가능성을 두 가지 발견했다. 밝혀진 오류 가능성의 하나는 광섬유케이블과 검출기의 메인컴퓨터가 느슨하게 연결됐을 수 있다는 것. 계산 결과 연결이 느슨하면 GPS 광신호가 전달되는 시간이 수십 나노초 지연될 수 있어 뉴트리노가 빛보다 60나노초 빨리 도달하는 현상을 설명할 수 있다. 또 다른 가능성은 검출기에 있는 표준 시계의 진동자가 정상보다 약간 빨리 진동할 수 있는 가능성이다. 만일 그런 일이 일어난다면 뉴트리노의 속도는 진짜 속도보다 느리게 측정돼야 한다. 따라서 전자가 측정 오류의 원인일 가능성이 높다.<ref>{{뉴스 인용|제목= 빛보다 빠른 물질 있나? 없나?|url= http://news.dongascience.com/PHP/NewsView.php?kisaid=20120403200002290466|출판사= THE SCIENCE|날짜= 2012년 4월 4일|확인날짜= 2012년 4월 4일}}{{깨진 링크|url=http://news.dongascience.com/PHP/NewsView.php?kisaid=20120403200002290466 }}</ref>
장비의 결함을 고치고 다시 실험한 결과 중성미자가 빛보다 빠르지 않은 것으로 나타났다.<ref>{{뉴스 인용|제목=전 세계 과학계 발칵 뒤집은 발견, 알고 보니…|url=http://news.hankooki.com/lpage/it_tech/201206/h20120602112844122310.htm|확인날짜=2012-06-02|보존url=https://web.archive.org/web/20120602065445/http://news.hankooki.com/lpage/it_tech/201206/h20120602112844122310.htm|보존날짜=2012-06-02|url-status=dead}}</ref>

== 각주 ==
<references />

== 외부 링크 ==
* {{위키공용분류-줄}}

== 같이 보기 ==
* [[가지타 다카아키]]
* [[고시바 마사토시]]
* [[도쓰카 요지]]
* [[반중성미자]]
* [[힉스입자]]
{{기본입자}}

{{전거 통제}}

[[분류:중성미자| ]]
[[분류:암흑물질]]
[[분류:1930년 과학]]
[[분류:별난 물질]]