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비국소성 숨은변수 이론 (양자중력공간) _ pdf 제본판 양자중력공간 이론 개요

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초광속 뉴트리노가 정말 가능할까? 연구에 의하면, 파이온은 초광속 뉴트리노로 붕괴하려 하지 않는다.

ScienceDaily
 

2012/01/01 20:16


초광속 뉴트리노가 정말 가능할까? 연구에 의하면, 파이온은 초광속 뉴트리노로 붕괴하려 하지 않는다.

 

ScienceDaily (Dec. 23, 2011) — 아인슈타인의 특수 상대성 이론에 흠집을 내고야 말 실험 결과를 본 물리학자들, 게다가 이 실험 결과에 별 하자가 보이지 않으니... 그들은 다시 한 번 전 세계에 주목해 달라고 요청하고 있다.

 

남극의 아이스큐브(IceCube, 남극에 설치된 뉴트리노 검출기) 실험은 코우식(Cowsik) 박사가 이론적으로 했던 계산을 실험적으로 확인한다. 그에 따르면 "초광속 뉴트리노는 불가능"하다는 가정 하에 매우 높은 에너지의 뉴트리노가 아이스큐브에서 검출되오야 한다. 그런데 아이스큐브(IceCube)가 높은 에너지의 뉴트리노를 실제로 관찰하고 있으므로, 오페라 실험에서 초광속 뉴트리노가 관측된 것은 뭔가 잘못된 것임에 틀림이 없다. (크레딧: ICE.WSC.EDU / Pete Guest)

 

세인트 루이스 워싱턴 대학의 자연과학 대학 물리학과 교수이자 맥도널 우주과학 센터 이사인 코우식 박사가 오페라 팀의 요청에 응했다. 12월 24일자 온라인 물리학 저널 "피지컬리뷰레터즈(Physical Review Letters)"에서 코우식 박사와 그의 동료들은 오페라 실험과 관련하여 손대기 어려운 문제를 지적한다.

 

오페라 실험은 스위스 제네바의 CERN(유럽원자핵공동연구소) 물리학 실험실과 이탈리아 그란 사소 국립연구소(LNGS) 간의 협력으로 진행되었다. 뉴트리노(중성미자라고도 한다.)라 불리는 입자가 CERN의 물리학 실험실에서 약 730 킬로미터, 혹은 450 마일 떨어진 거리를 지나 그란 사소 국립연구소 지하 실험실 검출기에 도달하는 시간을 잰 것이다.

 

오페라 팀은 온라인 및 물리학 저널 "피직스레터즈(Physics Letters) B" 9월호에서 뉴트리노가 진공 중의 빛의 속도보다 약 60 나노초 일찍 그란 사고에 도착했다고 보고했다.

 

뉴트리노는 작지만 영(0)이 아닌 질량을 갖는다고 생각되었다. 특수 상대성 이론에 따르면 질량을 갖는 어떤 입자도 빛의 속도에 근접할 수는 있지만 빛의 속도와 같아질 수는 없다. 따라서 빛의 속도보다 빠른 (초광속) 뉴트리노는 존재할 수 없다.

 

실험에 사용된 뉴트리노의 생성 과정은 이렇다. 먼저 양성자를 가속시켜 정지된 타깃(target)에 충돌시키면 파이온 펄스가 나오는데, 파이온은 불안정한 입자이므로 자장에 의하여 초점을 맞춘 긴 터널 안을 날아가는 동안 뮤온과 뉴트리노로 붕괴된다. 뮤온은 터널 끝에서 정지되지만, 뉴트리노는 마치 유령처럼 물질을 통과하여 벽을 뚫고 그란 사소 쪽으로 장애물을 지나 사라지게 된다.

 

저널에 발표한 그들의 기사에서, 코우식 박사와 여러 나라의 동료들은 이 과정의 첫 단계를 자세히 검토하였다. 코우식 박사가 말했다. "우리는 에너지와 운동량이 보존된다는 가정 하에, 파이온 붕괴로 초광속 뉴트리노가 생성될 지 조사했습니다."

 

오페라 뉴트리노는 약 17 기가제브(GeV)의 에너지를 갖는다. 코우식 박사가 말한다. "이것은 상당한 에너지지만 질량이 매우 적어 아주 빠른 속도일 것입니다." 그런데 문제는 이 빠른 속도가 초광속인가 하는 것이다.

 

코우식 박사가 다시 말한다. "우리가 이 논문에서 보인 것은, 만일 파이온 붕괴로 생성된 뉴트리노가 초광속이라면 파이온의 수명이 보다 길어야 하고, 붕괴로 생긴 뉴트리노와 뮤온이 나누어 갖은 파이온의 에너지 일부를 뉴트리노가 운반해야 한다는 것입니다."

 

"그리고 또한 파이온 에너지가 증가할수록 어려움도 커진다는 것입니다."

 

코우식 박사가 설명을 계속한다. "따라서 현재의 물리학적 토대에서, 우리는 초광속 뉴트리노를 생성하기 어렵다고 말하는 것입니다."

 

게다가 이러한 이론적 결론에 대해 실험적으로 점검한 것이 있다. CERN에서의 뉴트리노 생성은 우주선(cosmic rays)이 지구 대기를 때리면 자연적으로 배가된다.

 

아이스큐브라 불리는 뉴트리노 관측소는 이러한 뉴트리노가 다른 입자와 충돌하여 뮤온을 생성하는 것을 감지한다. 뮤온은 남극의 두텁고 투명한 얼음을 뚫고 지나면서 그 자취를 섬광으로 남긴다.

 

"아이스큐브는 오페라 실험에서 생성하는 뉴트리노보다 1만 배 에너지가 큰 것을 관측해 왔습니다." 코우식 박사가 말한다. "따라서, 뉴트리노를 생성한 파이온의 에너지는 그에 상응하여 커야 합니다. 에너지와 운동량이 보존된다는 근거 하에 간단한 계산을 해보면, 이들 파이온의 수명은 너무 길어서 초광속 뉴트리노로 붕괴할 수가 없습니다."

 

"그러나 아이스큐브에서의 고( )에너지 뉴트리노 관찰은 이들 고 에너지 파이온이 물리학에서의 일반적인 아이디어에 따라 붕괴하고, 빛의 속도에 근접하기는 하지만 결코 초광속이 아닌 속도의 뉴트리노를 생성합니다."

 

코우식 박사만 오페라 실험 결과를 거부하는 것은 아니다.

 

물리학자 앤드류 G. 코헨과 쉘던 L. 클래쇼는 피지컬리뷰레터즈(Physical Review Letters 지난 10월호에 논문을 출간하였는데, 초광속 뉴트리노가 급격하게 전자-양성자 쌍으로 에너지를 방사할 것임을 보여준다.

 

코우식이 말한다. "우리가 오늘날 알고 있는 물리학으로, 초광속 뉴트리노를 생성하는 것은 어렵다고 말하는 것입니다. 그리고 코헨과 클래쇼가 말하는 바는 만일 초광속 뉴트리노를 생성한다고 해도, 재빨리 그 에너지를 방출하면서 속도가 느려진다는 것입니다."

 

코우식 박사가 말한다. "나는 오페라 실험자들을 매우 존경합니다. 그들은 지난 3월 데이터를 분석할 때 초광속이라는 결과를 얻었지만, 이를 공표하기 전에 수개월간 그들의 실험에서 가능한 모든 에러를 제거하느라 노력했습니다. 그런데 어떤 실수도 발견하지 못하였으므로 학자적 양심으로 공표한 것이며, 이제 학계가 어려움을 해결하는 것을 도울 수 있을 것입니다. 그것은 물리학자들의 삶에서 요구되는 덕목입니다."

 

우주(Cosmic)로부터 날라오는 뉴트리노의 얼음 구멍 낚시, 크레딧: NSF / B. Gudbjartsson, IceCube Collaboration

 

설명: 과학자들이 지구의 밑바닥으로 구멍을 녹여내고 있다. 사실 거의 100개의 구멍을 남극점 부근에 녹여 뚫었는데, 이들은 천문 관측소 역할을 하고 있다. 아이스큐브 뉴트리노 관측소의 천문학자들은 작지만 아주 깊은 수직 호수를 만들고 농구공 크기의 빛 검출기를 줄에 매어 내려보냈다. 녹은 물은 곧 다시 얼어붙는다. 줄에 매단 검출기는 자신을 둘러싼 깨끗하고 투명한 얼음덩이 안에서 방출되는 푸른색 광선에 예민하다. 이러한 빛은 멀리 우주로부터 날아온 것에서 방출된 높은 에너지의 뉴트리노가 얼음에 부딪혀 발생할 것이라 예상되었다. 지난해 말, 86번째 마지막 아이스큐브의 줄이 얼어붙은 심연으로 내려졌고, 사진은 당시의 모습이며, 이로써 아이스큐브는 이제껏 만들어진 중에 가장 큰 뉴트리노 검출기가 되었다. 예비적인 실험에서 얻어진 데이터, 즉, 아만다(AMANDA)는 천구의 상세 지도를 높은 에너지의 뉴트리노를 써서 최초로 제작하는데 이미 사용되고 있다. 아이스큐브 관측소의 새로운 실험 목표는 뉴트리노의 우주적 근원를 검색하는 것, 그리고 이와 함께 은하계 인근의 초신성이나 먼 우주 어느곳엔가에서 발생한 감마광선 폭발로부터 날아오는 뉴트리노를 검색하는 것이다. 만일 운이 좋다면, 보이지 않는 공간의 새로운 차원과 초광속 여행이라는 이색적인 물리적 개념도 탐지해낼 것이다.

 

 

* 뉴트리노(neutrino, 중성미자)의 역사

 

1931 - 파울리가 가상의 뉴트론 입자를 제시함

1934 - 페르미가 약한 상호작용 이론을 개발, 뉴트리노라가 명명됨

1956 - 실험적으로 최초로 뉴트리노를 발견

1962 - 브루크헤이븐 국립 연구소에서 또다른 타입의 뉴트리노 발견

1968 - 최초의 태양에서 생성된 전자 뉴트리노(νe) 감지 실험

1978 - 스탠포드 선형 가속기 센터에서 타우 렙톤(lepton, 경입자) 발견, 타우 렙톤 존재가 이론화됨

1983 - 카미오칸데(Kamiokande, Kamioka Nucleon Decay Experiment, 일본) 가동 시작

1985 - IMB(University of California, Irvine, University of Michigan, and the Brookhaven National Laboratory) 실험 및 러시아 연구팀, 뉴트리노 질량이 0이 아님을 보고

1987 - 카미오칸데와 IMB에서 동시에 초신성으로부터의 뉴트리노 감지

1989 - 카미오칸데가 두 번째로 태양에서 생성된 뉴트리노 감지. 뉴트리노 속(束)이 예상치의 1/3

1990 - IMB가 뮤온 뉴트리노 상호작용이 빠졌음을 확인

1991 - LEP(Large Electron Positron Collider, 대형 전자 양전자 가속기) 실험에서 표준모델에 단 3가지의 가벼운 뉴트리노가 있음을 보임

1994 - LSND(Liquid Scintillator Neutrino Detector) 실험에서 최초의 뉴트리노 진동 관측을 주장

1995 - GALLEX 팀에 의해서 놓친 '태양' 뉴트리노 확인

1996 - AMANDA 뉴트리노 망원경이 남극에서 뉴트리노 관측

1998 - 슈퍼-카미오칸데 공동연구팀에서 영(0)이 아닌 뉴트리노 질량 증거 발표

 

* 참고(http://icecube.wisc.edu/info/neutrinos


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양자중력공간 이론과 빛

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