Számos olyan esemény van a részecskefizikában, ami nagyon ritkán következik be. Ahhoz, hogy ezeket az eseményeket tanulmányozni tudjuk, a háttéresemények¹ bekövetkezését megadott érték alá kell csökkenteni. A kozmikus sugárzás és a természetes radioaktivitás háttéreseményeket okoznak. A föld alatti laboratóriumokban a kozmikus sugárzás töredéke a Föld felszínén mért értéknek. A föld alatti laboratóriumokban és a detektorokban a radioaktivitás szempontjából nagyon tiszta anyagokat használnak azért, hogy a természetes radioaktivitás ne zavarja a méréseket.

A „csendes fizika" a fizikának egy viszonylag fiatal ága, amely csupán három évtizedes múltra tekint vissza. Számos probléma megoldását a „csendes fizika" adhatja meg. Vannak olyan problémák, amelyeket gyorsítós kísérletekkel lehetne tanulmányozni, azonban a jelenlegi gyorsítók méreteibõl kiindulva olyan nagy gyorsítót kellene építeni, aminek kerülete nagyobb lenne a Föld Egyenlítõjénél. Ilyen gyorsító megépítésére nyilvánvalóan nincs mód.

A „csendes fizika" kísérleti programja igen szerteágazó. Többek között tanulmányozza a proton stabilitását, a napneutrínókat, a neutrínó-oszcillációt, a szupernóvákat és az egzotikus részecskéket (mágneses monopólus, szuperszimmetrikus részecskék stb.).

p ®e⁺p⁰

ahol legalább még egy részecske, egy p0mezon keletkezik, az impulzus és energia megmaradása miatt. Mint ismeretes, a protonok nagyon stabilak, élettartamuk a Föld életkorát legalább húsz nagyságrenddel felülmúlják. A protonok élettartamára azért lehet ilyen nagy értéket megadni, mert környezetünkben nagyon sok proton található; egy gramm hidrogénben 6·10²³proton van². Ha például 9 tonna vizet veszünk (azaz 1 tonna szabad protont), és megbizonyosodunk arról, hogy egy év alatt egyetlen egy proton sem bomlik el, akkor arra a következtetésre juthatunk, hogy a szabad proton élettartama meghaladja a 6·10²⁹ évet. Ehhez hasonló elven mûködõ detektort építettek, amely több ezer tonna vizet tartalmazott. Ezt a hatalmas detektort egy mély bányában (Kamioka) helyezték el azért, hogy csökkentsék azt a hátteret, amelyet a kozmikus sugárzás okoz (Kamiokande-kísérlet Japánban; Kamiokande-Kamioka Nucleon Decay Experiment). A kísérletben a p ®e⁺+p⁰ bomlásokat keresték. Azt állapították meg, hogy a szabad protonok élettartama erre a bomlásra vonatkoztatva meghaladja a 1,9·10³¹évet. Ha pedig figyelembe vesszük az oxigénatomokban levõ protonokat is, akkor élettartamuk meghaladja a 6,5·10³¹évet.

A legegyszerûbb nagy egyesítés elméletek a proton bomlásidejére kisebb értéket jósolnak a mért értéknél.

1968-ban Ray Davis megkezdte úttörõ kísérletét (a ³⁷Cl-kísérletet) a Homestake bányában az Egyesült Államokban (n_e+³⁷Cl ® ³⁷Ar + e^-). Ez a kísérlet volt az elsõ és két évtizeden keresztül az egyetlen, amely napneutrínókat figyelt meg. Ray Davis az ún. standard Nap-modell (Standard Solar Model - SSM) által megjósolt értéknél lényegesen kevesebb napneutrínót detektált. A jósolt és mért érték közötti eltérés kapta a napneutrínók problémája (Solar Neutrino Problem - SNP) elnevezést.

A ³⁷Cl-kísérletet követõ napneutrínókísérletek (Kamiokande- és a galliumkísérletek [n_e + ⁷¹Ga ® ⁷¹Ge + e^-]: Gallex - GALLium EXperiment és SAGE - Soviet American Gallium Experiment) igazolták a napneutrínók problémájának létezését. A legutóbbi eredmények alapján, amelyek négy napneutrínó-kísérlettõl (³⁷Cl-kísérlet, Kamiokande-, és a két galliumkísérlet) származnak, a Napban nem találtak ⁷Be neutrínókat (⁷Be+p®⁷Li + g+ n_e). Ugyanakkor találtak ⁸B neutrínókat ( ⁸B ®2 ⁴He + e⁺+ n_e). Ez pedig ellentmond a pp-lánc logikájának, mivel a ⁸B az elmélet alapján a ⁷Be-bõl keletkezik (⁷Be+p® ⁸B + g). Ezek a kísérletek a napneutrínók energiaspektrumának nagy részét mérték, és nyilvánvalóvá vált, hogy az elméleti és mért érték eltérése más és más az energiaspektrum különbözõ részein. A napneutrínók problémája nagyon érdekes, különösen azért, mert a tudósok gondosan ellenõrizték mind az elméleti feltételezéseket, mind a kísérleteket, és nem találtak hibát egyikben sem.

Hova lettek a napneutrínók? E probléma megoldását két területen lehet keresni:

- Az asztrofizikai megoldás. Elképzelhetõ, hogy nem értettük meg jól a Napban lejátszódó reakciókat és folyamatokat. Új Napmodellek készítésével próbáljuk az elméleti és mért értékeket összehangolni.

- A részecskefizikai megoldás. A részecskéket és a közöttük létrejövõ kölcsönhatásokat a részecskék Standard Modellje (Standard Model of Particles - SM) írja le. E modell alapján a neutrínók tömege zérus. Ha a három különbözõ típusú neutrínó közül legalább egynek zérustól eltérõ tömege van, akkor fellép az ún. neutrínó-oszcilláció jelensége, amikor egy adott típusú neutrínó átalakul más típusú neutrínóvá. A neutrínók oszcillációja létrejöhet vákuumban (a Naptól a Földig megtett távolságon), vagy az anyagban (a Nap és a Föld anyagában). Az oszcilláció jelensége függ a neutrínók energiájától. A Napban csak elektron-neutrínók (n_e) keletkeznek. A keletkezési helyüktõl a Napban a detektálási helyükig a Földön megtett úton az elektron-neutrínók (n_e) egy része más típusú neutrínókká (n_m, n_t) alakulhat át, amelyeket a detektorok többsége nem detektál.

A két lehetõség közül a részecskefizikai megoldás képes összehangolni az elméleti és mért értékeket a teljes energiaspektrumon (3. ábra). Ez nagyon érdekes, mert ha bebizonyosodik, hogy ez a megoldás igaz, akkor olyan új fizikai jelenséggel állunk szemben, ami túlmutat a jelenlegi fizikai ismereteinken. A neutrínó-oszcilláció különbözõ napneutrínó- problémákra adhat választ, például a napneutrínók mért teljes energiaspektrumán fellépõ hiányra, vagy arra, hogy miért nem detektálunk ⁷Be-neutrínókat stb.

A Sudbury Neutrino Observatory a napneutrínó-kísérletek legutolsó generációjához tartozik. A detektor 2073 m mélyen van a Creighton bányában, (Ontario, Kanada). Ez a mélység 5900 m vastag vízréteggel ekvivalens védelmet nyújt a kozmikus sugárzás ellen. Az SNO egy Cserenkov-detektor3, amely azonos idõben (real time) méri a napneutrínókat. A detektor mérõ térfogata 1000 tonna D₂O nehézvizet tartalmaz, amelyet 4 m vastag H2O vízréteg vesz körül⁴. A detektor céltárgyát (mérõ térfogatát) körülötte koncentrikusan elhelyezett 9600 fotoelektron-sokszorozó figyeli. A kívánt jel/zaj arány eléréséhez a nehéz- és könnyûvizet annyira meg kell tisztítani a radioaktív szennyezõdésektõl, hogy 1 g mennyiségû vízben legfeljebb 10^-15 g radioaktív szennyezõdés lehet.

Amikor az elektron-neutrínó a töltött áram közvetítésével hat kölcsön a deutériummal, akkor egy W⁺ bozon átadására kerül sor és a deutérium neutronja protonná alakul:

n_e+ D ®p + p +  e^-.

Ebben a reakcióban csak az elektron-neutrínó vehet részt. A két proton taszítja egymást, így az atommag részeire esik szét, és a reakció végterméke két proton és egy elektron lesz. A vízben az elektron gyorsabban halad a fénynél, így Cserenkov-sugárzást hoz létre. A neutrínó energiáját és haladási irányát meg lehet határozni a fotoelektron-sokszorozók jeleibõl.

Amikor a neutrínó a deutériummal a semleges áram közvetítésével hat kölcsön, akkor egy Z⁰ bozon átadására kerül sor:

n + D ®n + n + p.

Ebben a reakcióban valamennyi típusú neutrínó (n_e, n_m, n_t) egyforma valószínûséggel vesz részt. A deutérium atommagja ebben az esetben is alkotórészeire esik szét.

Így a kísérlet méri az összes neutrínót, amely a Napból érkezik, attól függetlenül, hogy a detektorig megtett úton a neutrínók átalakultak- e egymásba vagy sem. Méri az elektron-neutrínókat, amelyek a Napból érkeznek. A két fluxust összehasonlítva egyértelmûen el lehet dönteni, hogy a Napban keletkezõ elektronneutrínók átalakulnak-e vagy sem más típusú neutrínókká.

A legutóbbi kísérletek azt sugallják, hogy a neutrínók közül legalább egynek a zérustól eltérõ véges tömege van. Ha a három különbözõ típusú neutrínónak nem egyforma a tömege, akkor fellép az ún. neutrínó-oszcilláció jelensége:

n_e®n_m , n_t; n_m®n_e, n_t vagy n_t®n_e, n_m.

A neutrínó-oszcillációban a neutrínó periodikusan különbözõ típusú neutrínóként jelenik meg.

Ha a neutrínók bármilyen kis tömeggel is rendelkeznek, akkor a természettudomány számos területén módosítani kell az elméleteinket:

- Módosítani kell a részecskefizika Standard Modelljét úgy, hogy számot tudjon adni a neutrínók tömegérõl, valamint arról, hogy a leptonszám megmaradása sérül.

- A kozmológia területén a neutrínók képezhetik az univerzum láthatatlan anyagát (dark matter).

Ha a leptonszám megmaradása nem abszolút módon teljesül és a különbözõ típusú neutrínók közül legalább egynek a tömege különbözik a többiétõl, akkor létrejön a neutrínó-oszcilláció, ami annyit jelent, hogy a különbözõ típusú neutrínók egymásba átalakulhatnak. Ha a neutrínóknak tömegük van, és azok nem egyenlõk egymással (m₁ ¹m₂ ¹m₃), akkor a n₁, n₂ és n₃ tömeg-sajátállapotok különböznek a gyenge kölcsönhatás n_e, n_m, n_tsajátállapotaitól. Az egyes tömeg-sajátállapotok a saját w frekvenciájuknak megfelelõen változtatják az e^iwt fázisukat, ahol w = E/= (m²+p²)^1/2/. A neutrínó-oszcillációt a sin²2q és Dm² paraméterekkel lehet leírni, ahol q az ún. keveredés szöge (mixing angle) és Dm²= m₂²- m₁². Amikor a n_m müon-neutrínó vákuumban halad, akkor a különbözõ tömeg-sajátállapotok különbözõ módon haladnak. Így a sajátállapotok összetétele megváltozik, és egy adott típusú neutrínó egy más típusú neutrínóvá alakul át. Az egyszerûség kedvéért két különbözõ típusú neutrínót feltételezve, annak a valószínûsége, hogy müon-neutrínó L távolság megtétele után müon-neutrínó marad

P (n_m®n_m) = 1 - sin²2q sin²(1,27 Dm²L / E),

ahol a neutrínónyaláb E energiáját MeV-ben, a Dm²-et (eV/c²)² egységben, az L távolságot pedig méterben kell megadni.

Az anyagon áthaladva a különbözõ típusú neutrínók másképpen hatnak kölcsön az anyaggal. Így ez a jelenség is neutrínó-oszcillációhoz vezethet:

P (n_m®n_t) » sin²2q sin (0,25Dm² L/E).

A csillagok az univerzum keletkezésekor az õsrobbanásban (Big Bang) kialakult anyagból születnek, ami fõleg hidrogénbõl, kevés héliumból és sokkal kevesebb nehezebb elemekbõl áll. A csillagok kialakulásában a gravitáció játszik fõszerepet. A gravitáció a „gázfelhõt" gömb alakúvá formálja, és egyre kisebb térfogatra sûríti össze. Ahogy a gáz sûrûbbé válik, úgy nõ a hõmérséklete és a nyomása. A nyomás egyensúlyba kerül a gravitációs vonzással, és így egyensúlyi állapot jön létre. Ugyanakkor a csillag nagyon forró. A csillag közepében, magjában több millió fok van. Ezen a magas hõmérsékleten termonukleáris reakciók men-  nek végbe. A fúziós magreakciókban, amikor könnyû atommagok nehezebb atommagokká állnak össze, energia szabadul fel. Ezekben a reakciókban a könnyû magokat olyan közel kell egymáshoz hozni, hogy az erõs kölcsönhatás vonzása nagyobb legyen a magok között fellépõ elektromos taszításnál. Ez nagyon magas hõmérsékleten lehetséges, amikor a magok olyan gyorsan mozognak, hogy le tudják gyõzni az elektromos taszítást. A fúziós magreakciók közben energia szabadul fel egészen addig, amíg a vasnál nem nehezebb magok keletkeznek. Amikor a vasnál nehezebb magok jönnek létre, akkor a fúzióhoz többletenergia szükséges.

A csillagok azért ragyognak, mert mélyen a csillagok belsejében, termonukleáris reakciók láncolatában, hidrogénbõl magasabb rendszámú elemek keletkeznek és közben energia szabadul fel, amely részecskék formájában szétsugárzódik (neutrínók, fotonok), így energia távozik a csillag belsejébõl.

Amikor a kellõen nagy tömegû csillagban elfogy a nukleáris fûtõanyag, akkor a csillag magjának megszûnik az ellenállása a gravitációval szemben, így a gravitáció össze tudja roppantani a csillag magját. A mag egy másodpercnél rövidebb idõ alatt olyan kicsivé zsugorodik, hogy a sûrûsége eléri a 10¹⁴g/cm³ értéket. Nagy hõmérséklet és nyomás jön létre. Ebben az állapotban óriási mennyiségû neutrínó is keletkezik és repül szét az ûrbe, miközben hatalmas mennyiségû energiát visz el a csillag magjából. Eközben a csillag külsõ része zuhan a mag felé, a zuhanó anyag elnyeli a kifelé repülõ neutrínók egy részét. Ennek következtében felmelegszik és tágulni kezd. A robbanásban a csillag külsõ része szétrepül az ûrbe, a csillag közepén pedig egy nagyon sûrû neutroncsillag keletkezik. A neutroncsillag átmérõje csupán 20 km körül van, a tömege viszont nagyobb a Napunk tömegénél (1,99·10³³g).

Egy szupernóva-robbanás alkalmával 1000-szer annyi neutrínó keletkezik, mint a Napban eddigi élete (4,9·10⁹év) alatt: »3·10⁵⁸ neutrínó.

1987-ben egy szupernóvát figyeltek meg egy közeli galaxisban, a Nagy Magellán-felhõben. Két kísérletnél, a Kamiokandenél és az IMB (Irvine-Michigan-Brookhaven) detektornál ismét átvizsgálták az szupernóva idejére esõ mérési adatokat és azt találták, hogy kb. három órával a szupernóva észlelése elõtt különösen sok neutrínót detektáltak. A Kamiokande azt is meg tudta állapítani, hogy az adott neutrínók milyen irányból érkeztek. Az irány megegyezett a szupernóva irányával.

Így csak abban reménykedhetünk, hogy az univerzum keletkezésekor, amikor ezek a nagy tömegû részecske- és antirészecskepárok keletkeztek, akkor ezek közül a részecskepárok közül voltak olyanok, amelyek gyorsan eltávolodtak egymástól és így elkerülték az annihilációt, amikor a részecske és antirészecskepár fotonokká alakul át. Ha ez így van, akkor ezek a részecskék valahol az univerzumban száguldoznak, és ha szerencsénk van, akkor van olyan részecske, ami eltalálja a detektort, amelyet a megfigyelésükre építettünk.