Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Oscylacje neutrin Neutrina w Modelu Standardowym Źródła neutrin Detekcja neutrin Oscylacje neutrin atmosferycznych Oscylacje neutrin słonecznych Podsumowanie.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Oscylacje neutrin Neutrina w Modelu Standardowym Źródła neutrin Detekcja neutrin Oscylacje neutrin atmosferycznych Oscylacje neutrin słonecznych Podsumowanie."— Zapis prezentacji:

1

2 Oscylacje neutrin Neutrina w Modelu Standardowym Źródła neutrin Detekcja neutrin Oscylacje neutrin atmosferycznych Oscylacje neutrin słonecznych Podsumowanie

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

4 Model Standardowy – oddziaływania W+W+ W-W- W-W- W+W+ Z0Z0 Z0Z0 gluon oddz. silne oddz. elekro-słabe

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

6 Oddziaływania elektro-słabe (leptonowe) Rozpad mionu:

7 Oddziaływania elektro-słabe (semi-leptonowe) Rozpad neutronu Wychwyt elektronu odwrotny rozpad beta

8 Masy neutrin bardzo małe masy neutrin sprzed 1998 r

9 Anti Neutrino Polaryzacja neutrin Neutrino W odróżnieniu od innych cząstek neutrina obracają się tylko w jednym kierunku:

10 CPT a skrętność antyneutrin CPT theorem in quantum field theory –C: interchange particles & anti- particles –P: parity –T: time-reversal State obtained by CPT from L must exist: R

11 Mass versus polarization All neutrinos left-handed massless If they have mass, cant go at speed of light. Now neutrino right-handed?? contradiction cant be massive From neutrinos to cosmic sources, lecture 2, 2003

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

13 Neutrina wokół nas Słońce emituje: 2x10 38 ν/sec Na Ziemię przybywa: > 4x10 10 ν/sec/cm 2 We wszechświecie: 330 ν/cm 3 (3 razy mniej niż fotonów, ale 10 9 razy więcej niż nukleonów) A tymczasem: masa neutrina < masy elektronu ładunek elektryczny = 0 bardzo rzadko obserwowane

14 Naturalne źródła neutrin

15 Atmospheric Neutrinos 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 najlepiej obserwować z kopalni!

16 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

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

18 Wjazd do kopalni Kamioka

19 Detektor Super-Kamiokande 50,000 ton bardzo czystej wody 1000 m pod ziemią 11,146 fotopowielaczy (PMT) o średnicy 2 0 cali 1,885 PMT w warstwie zewn. 42m

20 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

21 Fotopowielacze Średnica 20 Niepewność określenia czasu 1nsec

22 Super-Kamiokande w trakcie napełniania

23 Mion zarejestrowany w SK czas życia mionu 2.2 sec

24 Amanda / Ice Cube 1 km deep under water / ice Planowany eksperyment: ICE CUBE, m 3 ~ 5000 PMTs Można też wykorzystać światło Czerenkowa w lodzie i umieścić fotopowielacze pod warstwą 2 km lodu na Antarktydzie.

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

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

27 Zagadka neutrin słonecznych i jej rozwiązanie

28 Widmo energetyczne neutrin słonecznych Uwaga: tylko e

29 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)

30 Neutrina przybywają ze Słońca + Energy spectrum + Day/night asymmetry + Zenith angle rates + Seasonal rates

31 Zdjęcie Słońca zrobione w kopalni

32 Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

33 SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Nowy wodny detektor czerenkowski: –2 km pod ziemią –1000 ton D 2 O – PMTs –6500 ton H 2 O

34 SNO detector Depth: 6800 feet Location: Sudbury, Canada

35 From neutrinos to cosmic sources, D. Kiełczewska and E. Rondio

36 Reakcje Charged Current : Tylko dla e Elektrony słabo pamiętaja kierunek neutrina Reakcje Neutral Current: Dla wszystkich zapachów neutrin Trzeba rejestrować neutrony Reakcje rozpraszania elestycznego Dla wszystkich zapachów ale największa wydajność dla e Elektrony pamiętają kierunek neutrina e + d p + p + e E thres = 1.4 MeV CC NC ES x + e x + e E thres = 0 MeV x + d x + p + n E thres = 2.2 MeV Reakcje w SNO e e-e- n p W n/p Z e e-e- e-e- e W e-e- W e e-e- e-e- e Z e-e-

37 Wyniki eksperymentu SNO Fit: CC 1968 ES 264 NC+n bkg 654 Calculated/measured: Neutron bkg 78±12 (Cher) bkg 45±15

38 Oscylacje neutrin – wyniki ze SNO i SK SK CC = e ES = e , SNO CC = SK ES = , = X = ( całkowity strumień ) ( SSM = /-0.81) [x10 6 /cm 2 /s]

39 Co wynika z pomiarów neutrin słonecznych? W rdzeniu Słońca powstały: e W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszankę: Wygląda na to, że po drodze nastąpiła transformacja:

40 Zagadka neutrin atmosferycznych

41 Atmosph

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

43 Asymetria góra-dół w Super-Kamiokande

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

45 Przekroje czynne Prawdopodobieństwo oddziaływania: porównane z: bo masy: 106 MeV eV Czyli jeśli do detektora docierają zamiast to je znacznie trudniej obserwujemy.

46 Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych? W atmosferze powstały: W detektorach na Ziemi obserwujemy: Wygląda na to, że po drodze nastąpiła transformacja:

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

48 Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym uc t d`s` b` Wg mechaniki kwantowej Stany o dobrze określonych masach nie muszą być takie same jak uc t ds b Stany podlegające słabym oddziaływaniom: Mieszanie kwarków:

49 Analogicznie można wprowadzić mieszanie neutrin do Modelu Standardowego Jeżeli przyjmiemy, ze neutrina mają masę to Stany o określonej masie : Stanami podlegającymi słabym oddziaływaniom: Mieszanie leptonów: Nie muszą być tożsame ze

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

51 Oscylacje neutrin Stan o masie m k oraz energii i pędzie E k,p k przemieszcza się: Załóżmy stan początkowy: z fazą:

52 Neutrino oscillations

53 Oscillation probability – 2 flavors (part 2) From neutrinos to cosmic sources, lecture 5, 2003 A probability that after t,x the state is still in its initial state: During propagation the contribution of 1, 2 components changes: Finally:

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

55 Rozkłady L/E – Super-Kamiokande From neutrinos to cosmic sources, D. Kiełczewska and E. Rondio

56 Parametry oscylacji opisujące neutrina atmosferyczne:

57 Słoneczne e transformują się: w drodze z miejsca produkcji w rdzeniu Słońca do detektorów.

58 Solar ν - fits

59 Parametry oscylacji neutrin słonecznych

60 Oscylacje 3 zapachów Przy 3 generacjach są 3 m 2 s ale tylko 2 różnice są niezależne: From neutrinos to cosmic sources, lecture

61 Co wiemy o masach neutrin? Atmosferyczne Słoneczne Stąd wkład neutrin do gęstości materii: Z drugiej strony : m( e )< 2.2 eV (25% widzialnej materii) Czyli: (z pomiarów trytu) Natomiast kosmologia CDM wymaga:

62 Macierze mieszania kwarki neutrina Prawie diagonalna Mieszanie prawie maksymalne Instrukcje do rozszerzenia Modelu Standardowego ??

63 Podsumowanie Atmosferyczne neutrina mionowe oscylują: Słoneczne neutrina elektronowe oscylują: – e cosθ 23 - sinθ 23 –KamLAND potwierdza to rozwiązanie mierząc antyneutrina reaktorowe Neutrina mają masę – Model Standardowy trzeba rozszerzyć Przyszłość: wiele nowych projektów....i możliwych niespodzianek

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

65 LMA solution can be checked with terrestrial experiments ! Δm 2 = 5x10 -5 eV 2 Solar ν solution with MSW: P osc ~ sin 2 (1.27 Δm 2 L /E) [Δm 2 ]= eV 2 [L]=km [E]=GeV L/E~ 20 km/MeV In vacuum: Distant reactors Large underground detector KamLAND

66 Detection of Reactor ν e s

67 Excellent Position of KamLAND

68 1kton of LS surrounded by buffer oil and acrylic Rn barrier PMTs PMTs 34% photocatode coverage PMTs - veto water Cherenkov detector 300 p.e./MeV observed at the center. KamLAND detector

69 Construction of the Inner Detector

70 Evidence for Reactor ν e Disappearance N obs – N BG N expected = (stat) (syst) = (stat) (syst) Null hypothesis excluded at 99.95% Number of events: Data54 Expected86.8±5.6 Background 0.95±0.99

71 Ratio of Measured to Expected ν e Flux from Reactor Neutrino Experiments Shaded region LMA solution at 95% C.L. Dotted curve sin 2 2θ = Δm 2 = 5.5x10 -6 eV 2

72 Neutrino Oscillations Parameters for E prompt > 2.6 MeV Best fit: Δm 2 = 6.9 x eV 2 sin 2 2θ = % C.L.

73 Assuming CPT the solar ν puzzle solution by SNO/SuperK is now reproduced on Earth. Neutrino oscillation parameters for electron antineutrinos are consistent with those found for electron neutrinos. KamLAND showed that:

74 Ewolucja gwiazd From neutrinos to cosmic sources, lecture 2, 2003 Grawitacja walczy z ciśnieniem Rdzeń się zapada i zapala

75 Supernowa typu II - zapaść grawitacyjna Główne reakcje jądrowe: ReakcjaTemperatura zapłonu (w milionach stopni K) 4 1 H --> 4 He He --> 8 Be + 4 He --> 12 C C + 4 He --> 16 O 2 12 C --> 4 He + 20 Ne Ne + 4 He --> n + 23 Mg 2 16 O --> 4 He + 28 Si O --> 2 4 He + 24 Mg Si --> 56 Fe 6000

76 Neutrina z Supernowych 56 Fe 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 neutrina termiczne Z energii termicznej powstają kwanty, które anihilują w pary e + e -

77 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?

78 SN 1987A Pojawiła się w Wielkim Obłoku Magellana 23 lutego Odległość: ly Pierwsza tak bliska SN zauważona od 1604r. Pierwsza obserwacja neutrin spoza układu słonecznego. Zdjęcia z teleskopu Hubbla

79 Neutrina z SN1987A Szczęśliwie działały wtedy 4 wielkie detektory podziemne zdolne wykryć po kilka(naście) neutrin każdy! Kamiokande (Nobel 2002)Japonia11 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!

80 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


Pobierz ppt "Oscylacje neutrin Neutrina w Modelu Standardowym Źródła neutrin Detekcja neutrin Oscylacje neutrin atmosferycznych Oscylacje neutrin słonecznych Podsumowanie."

Podobne prezentacje


Reklamy Google