Neutrina – najbardziej nieuchwytne cząstki materii

Prezentacja na temat: "Neutrina – najbardziej nieuchwytne cząstki materii"— Zapis prezentacji:

1 Neutrina – najbardziej nieuchwytne cząstki materii
Neutrino? F. Reines: „....najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką kiedykolwiek człowiek wymyślił.” masa neutrina < 10-6 masy elektronu ładunek elektryczny = 0 bardzo rzadko obserwowane A tymczasem: Słońce emituje: x1038 ν/sec Na Ziemię przybywa: > 4x1010 ν/sec/cm2 We wszechświecie: 330 ν/cm3 (3 razy mniej niż fotonów, ale 109 razy więcej niż nukleonów) Despite that (or because of thet!), it never ceased to question physicists and to give headaches To the one who wants to detect it.

2 Zagadkowe neutrina oraz poszukiwanie cząstek ciemnej materii

3 Jak małe jest neutrino? neutrino

4 Jądro atomowe Neutron Quarks Proton >

5 Model Standardowy – elementarne cząstki materii
Charge Charge antykwarki kwarki leptony antyleptony

6 Elementarne cząstki hadronowe
Bariony: Lambda Proton Antiproton Mezony:

7 Spin Mówimy, że cząstki elementarne mają spin: Left-handed particle
Right-handed particle

8 Model Standardowy - oddziaływania
Z eksperymentów znamy oddziaływania: Silne Elektro-magnetyczne Słabe Oddziaływania elektro-słabe

9 Nośniki oddziaływań n e- e- kwark Fermiony s=1/2 Fermiony s=1/2 Bozony
gluony - g Silne kwark kwark fotony g Elektro- magnet. e- e- Słabe bozony pośredniczące n kwark diagramy Feynmana

10 Oddziaływania słabe W- W+ W- W+ Bozony pośredniczące
transformują fermiony górne w dolne i na odwrót W- W+ W- W+

11 Zachowanie liczb leptonowych
Np. rozpad taonu: liczba taonowa: liczba mionowa liczba taonowa: liczba elektronowa

12 Oddziaływania elektro-słabe (leptonowe)
Rozpad mionu:

13 Oddziaływania elektro-słabe (semi-leptonowe)
Rozpad b neutronu ‘odwrotny rozpad beta’ Wychwyt elektronu

14 Trochę liczb -jednostki
Jednostka energii (masy) używana w fizyce czastek elementarnych: 1 eV (elektronowolt) 1 eV – energia czastki o elementarnym ładunku uzyskana na skutek różnicy potencjałów 1V Często wygodnie jest podawać masę w jednostkach energii: (E=mc2; c=1)

15 Masy neutrin bardzo małe
masy neutrin sprzed 1998 r

16 Komu potrzebne są 3 generacje?
Neutrina mogą pomóc w rozwiązaniu tej i innych zagadek modelu standardowego cząstek i oddziaływań

17 Neutrina oddziałują tylko słabo
Średnia droga na oddziaływanie neutrina o energii 10 MeV przechodzącego przez Ziemię: Czyli jedno neutrino oddziałuje średnio po przebyciu około miliarda średnic Ziemi Ale jeżeli mamy np. strumień neutrin: to przez detektor o rozmiarach ok. 40m *40m *40m przechodzi ok neutrin dziennie i z tego neutrin mogłoby oddziałać Czy mamy tak potężne źródła neutrin?

18 Naturalne źródła neutrin

19 Jak świeci Słońce? Słońce świeci dzięki energii z reakcji
termojądrowych w rdzeniu gwiazdy. gdzie Lsun to świetlność Słońca 1AU to odległość ze Słońca do Ziemi

20 Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu
p+p—> ne+e++d 0.42MeV max p+ e-+ p—> ne+d 1.44 MeV d+p—> g+3He ppI (85%) 3He+3He—> 4He+p+p 3He+4He—> 7Be+g 7Be+ e-—> ne+7Li .86 MeV 7Be+p—> 8B+g 8B—> e-+ne+8Be 15 MeV max rzadkie ale łatwiejsza detekcja 7Li+p—> 4He+ 4He 8Be—> 4He+ 4He ppIII (0.01%) ppII (15%)

21 Ewolucja gwiazd Grawitacja walczy z ciśnieniem
Rdzeń się zapada i zapala Ze strony: zebu.uoregon.edu/textbook/se.html Stellar Evolution is driven entirely by the never ending battle between Pressure and Gravity . As imbalances are reached, the star is driven to find a new Energy source. Each new stage in stellar evolution is hence marked by a different energy generation mechansism. These stages are discussed below: Structure of a Main Sequence Star Here see that a main sequence star has a simple structure. Pressure and gravitational forces are equal, the star is stable and its core is sufficiently hot to fuse Eventually the core of the main sequence star will become pure Helium and that will mark a new evolutionary phase for the star. - „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 2, 2003

22 Supernowa typu II - zapaść grawitacyjna
Główne reakcje jądrowe: Reakcja Temperatura zapłonu (w milionach stopni K) 4 1H --> 4He 3 4He --> 8Be + 4He --> 12C C + 4He --> 16O 2 12C --> 4He + 20Ne Ne + 4He --> n + 23Mg 2 16O --> 4He + 28Si O --> 2 4He + 24Mg 4000 2 28Si --> 56Fe ze strony Seule la dissociation du fer par les rayons gamma est endothermique; ce refroidissement provoque l'implosion du coeur de l'étoile et son explosion en supernova.

23 Neutrina z Supernowych
56Fe ma maksymalną energię wiązania koniec reakcji fuzji oraz koniec produkcji ciepła Gdy rdzeń osiąga masę = 1.4 masy Słońca wtedy zwycięża grawitacja i rdzeń się zapada Elektrony atomów żelaza są absorbowane przez protony: krótki impuls neutrin (ok. 1 msec) gwiazda neutronowa Z energii termicznej powstają kwanty g, które anihilują w pary e+e- neutrina termiczne

24 Neutrina z Supernowych
Neutrina unoszą 99% całkowitej energii z wybuchu SN Puls termiczny trwa kilka sekund W ciągu tych kilku sekund energia neutrin przekracza całą widzialną energię Wszechświata Neutrina są jedynym źródłem informacji o tym, co się działo w rdzeniu zapadającej się gwiazdy, z którego tworzy się gwiazda neutronowa Neutrina docierają wcześniej niż światło Neutrina są w stanie dotrzeć z SN niewidocznych w świetle widzialnym Jedyny problem: Jak je zaobserwować?

25 SN 1987A Pojawiła się w Wielkim Obłoku Magellana 23 lutego 1987.
Odległość: ly Pierwsza tak bliska SN zauważona od 1604r. Pierwsza obserwacja neutrin spoza układu słonecznego. SN 1987A ze strony supernovae du siecle est, en ce qui nous concerne, SN 1987A. Elle apparut le 23 février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, une des galaxies "satellites" de la nôtre. Elle permit aux scientifiques de recueillir une masse énorme de données sur le phénomène supernovae. Pour le plaisir des yeux, je presente ci-dessus l'un des plus beaux restes de supernova." (Thomas Douvion) Zdjęcia z teleskopu Hubbla

26 Neutrina z SN1987A Obserwacje te potwierdziły, że procesy poznane
Szczęśliwie działały wtedy 4 wielkie detektory podziemne zdolne wykryć po kilka(naście) neutrin każdy! Kamiokande (Nobel 2002) Japonia 11 przypadków IMB USA 8 przypadków Baksan Rosja 5 przypadków LSD Francja ??? Obserwacje te potwierdziły, że procesy poznane w laboratoriach oraz wymyślone na ich podstawie modele tego, co dzieje się w odległości ly, w zupełnie innych warunkach niż znane na Ziemi są słuszne!

27 Neutrina atmosferyczne
Z supernowych przybywają promienie kosmiczne Na wysokości ok. 40 km produkują mezony p, K Mezony rozpadają się na miony i neutrina Miony też się rozpadaja na neutrina i elektrony Jeśli chcemy obserwować neutrina musimy uciekać pod Ziemię – gwiazdy można obserwować z kopalni!

28 Astrofizyka neutrin wielkich energii
Źródła przyśpieszające protony generują z grubsza te same liczby neutrin co i kwantów gamma of gamma rays and neutrinos ! Neutrina nie są absorbowane w żródłach Neutrina nie oddziałują podczas propagacji Background: atmospheric neutrinos Signal from cosmic accelerators

29 Jak obserwować neutrina?
Skoro tak słabo oddziałują, że mogą uciec niezaburzone z gwiazd , to jak je złapać? Trzeba: Zbudować wielkie detektory pod Ziemią czyli najlepiej obserwować Słońce z kopalni! Np. Detektor Super-Kamiokande

30 Detektory w kopalni Kamioka
Experymenty: Kamiokande Super-Kamiokande KamLand:

31 Wjazd do kopalni Kamioka

32 Detektor Super-Kamiokande
50,000 ton bardzo czystej wody 1000 m pod ziemią 11,146 fotopowielaczy (PMT) o średnicy 20 cali 1,885 PMT w warstwie zewn. 42m

33 Detektory Czerenkowa Gdy cząstka porusza się z prędkością
(gdzie v to prędkość światła w wodzie) emitowane są fotony światła pod kątem: gdzie n to współczynnik załamania światła; w wodzie n=1.33

34 Fotopowielacze Średnica 20” Niepewność określenia czasu 1nsec

35 Super-Kamiokande w trakcie napełniania

36 Mion zarejestrowany w SK
czas życia mionu 2.2 msec

37 Amanda / Ice Cube Można też wykorzystać światło Czerenkowa
w lodzie i umieścić fotopowielacze pod warstwą 2 km lodu na Antarktydzie. 1 km deep under water / ice m Planowany eksperyment: ICE CUBE, m3 ~ 5000 PMTs n

38 Zagadka neutrin atmosferycznych

39 Atmosph

40 Rozkłady kątowe ne i nm M.C. simulations (without oscillations) czyli ne pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast nm „gubią się” tym bardziej im dłuższa droga

41 Asymetria góra-dół w Super-Kamiokande
Fig The up-to-down asymmetry for muon (2486) and electron (2531) single ring fully contained and partially contained (665) events in SuperK, from days of live time (analyzed by 6/00), as a function of observed charged particle mo- mentum. The muon data include a point for the partially contained events (PC) with more than about 1 GeV . The hatched region indicates no-oscillation expec- tations, and the dashed line µ - oscillations with m2 = 3.2 × 10-3eV 2 and maximal mixing[21]. Learned

42 Co się stało z nm po drodze przez Ziemię?
A co by było gdyby:

43 Przekroje czynne nt Prawdopodobieństwo oddziaływania:
znacznie mniejsze niż: bo masy: m MeV t MeV Czyli jeśli do detektora docierają nt zamiast nm to je znacznie trudniej obserwujemy.

44 Zmiana zapachu neutrin a Model Standardowy
Dotychczas zakazana! Na ile trzeba rozszerzyć Model Standardowy żeby uwzględnić zmianę zapachu neutrin?

45 Oscylacje neutrin zmienia się w czasie propagacji i stąd:
Stany o masach: zmienia się w czasie propagacji i stąd: z prawdopodobieństwem: L odl. do detektora E energia neutrina

46 Neutrino oscillations

47 Prawdopodobieństwo oscylacji
Prawdopodobieństwo zmiany stanu a w stan b: parametry oscylacji m - masa (w eV) - kąt mieszania warunki eksperymentalne: En – energia neutrin (w GeV) L - odległośc od źródła do detektora (km) Długość oscylacji: „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 5, 2003

48 Jak nm znikają w funkcji zmiennej L/E?
Oscillation Decay Decoherence Prawdopodobieństwo przeżycia nm Alternatywne (do oscylacji) hipotezy wykluczone.

49 Parametry oscylacji opisujące neutrina atmosferyczne: nmnt
J. Goodman, LP2001

50 Zagadka neutrin słonecznych
i jej rozwiązanie

51 Widmo energetyczne neutrin słonecznych
Uwaga: tylko ne

52 Eksperymenty „słoneczne”
Radio-Chemiczne(CC): Homestake (Chlor), Gallex (Gal), SAGE (Gal), GNO (Gal) Rozpraszanie elastyczne na elektronach (CC+NC): Kamiokande (Water-Cherenkov), Super-Kamiokande (Water-Cherenkov), Borexino (ciekły scyntylator) Cherenkov (CC): SNO (Deuter) Cherenkov (NC): SNO (Deuter)

53 Neutrina przybywają ze Słońca

54 Neutrinografia Słońca z kopalni Kamioka
faktyczny rozmiar Słońca – pół pixela

55 Zliczanie neutrin słonecznych w SK
neutrino elektronowe inne typy neutrin Dane: Oczekuje się: 287,000 przypadków 22,400 przypadków słonecznych 48,200 słonecznych neutrin Obserwuje się tylko połowę oczekiwanych ne

56 SNO (Sudbury Neutrino Observatory)
Nowy wodny detektor czerenkowski: 2 km pod ziemią 1000 ton D2O ” PMTs 6500 ton H2O

57 SNO detector Głębokość: 2200 m Miejsce: Sudbury, Canada

58 n Reactions in SNO Charged Current Reaction: Neutral Current Reaction:
ne + d ® p + p + e Ethres= 1.4 MeV Charged Current Reaction: • 6-9 events per day • ne flux and energy spectrum • Some directional sensitivity (1 - 1/3COSqe) Neutral Current Reaction: • 1-2 or 6-8 events per day (different detection mechanisms) • Total solar 8B active neutrino flux Elastic Scattering Reaction: • events per day • Directional sensitivity (very forward peaked) CC ne e- W n p nx + d ® nx + p + n Ethres = 2.2 MeV NC n n Z n/p n/p nx + e- ® nx + e Ethres = 0 MeV ES ne ne ne n n e- W Z W ne e- e- e- e- e-

59 Wyniki eksperymentu SNO
Calculated/measured: Neutron bkg 78±12 (Cher) bkg 45±15 Fit: CC ES NC+n bkg PRL, 19 April 2002; Znajac ksztalty kazdej z krzywych fitowali ich wzgledny udzial, a potem z od „NC+bkg neutrons” odejmowali bkg neutrons, które wczesniej policzyli na podstawie roznych pomiarow. Najpierw fity robili dla wszystkich 3 rysunkow, a potem bez rozkladow energii, żeby uwzglednic mozliwosc modyfikacji energii przez oscylacje.

60 Oscylacje neutrin – wyniki ze SNO i SK
SNO CC = 1.760.11 SK ES = 2.320.09 CC = e ES = e , [x106/cm2/s] , = 3.450.65 X = 5.210.66 (całkowity strumień) (SSM = /-0.81) SK

61 Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

62 Słoneczne ne transformują się:
w drodze z miejsca produkcji w rdzeniu Słońca do detektorów.

63 Solar ν - fits

64 Parametry oscylacji neutrin słonecznych

65 Oscylacje 3 zapachów Przy 3 generacjach są 3 Dm2’s ale tylko 2 różnice są niezależne: „From neutrinos to cosmic sources”, lecture

66 Co wiemy o masach neutrin?
Atmosferyczne Słoneczne Czyli co najmniej jedna masa: Z bezpośrednich pomiarów masy: m(e)< 2.2 eV Stąd: „From neutrinos to cosmic sources”, D. Kiełczewska and E. Rondio

67 Neutrina reliktowe Pozostałe po Wielkim Wybuchu:
56 per cm3 of each type of neutrino and antineutrino. Consequently, if electron, muon, and tau neutrino masses add up to about 49 eV/c2 Neutrinowa ciemna materia: neutrinowa część całkowitej energii Wszechświata

68 Wkład neutrin do energii Wszechświata
Z oscylacji: (jest to 25% energii z całkowitej widzialnej materii) Z drugiej strony z pomiarów bezpośrednich: Jednakże kosmologia CDM wymaga, żeby: (jeżeli zbyt wiele energii niosą neutrina trudne jest zrozumienie jak formowały się galaktyki i wielkie struktury) „From neutrinos to cosmic sources”, D. Kiełczewska and E. Rondio

69 Podsumowanie Od 1998 roku dowiedzieliśmy się, że:
Atmosferyczne neutrina mionowe oscylują: Eksperyment akceleratorowy K2K potwierdza oscylacje neutrin atmosferycznych Słoneczne neutrina elektronowe oscylują: Eksperyment reaktorowy KamLAND potwierdza to rozwiązanie Przyszłość: wiele nowych projektów ....i możliwych niespodzianek