Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Neutrina – najbardziej nieuchwytne cząstki materii F. Reines:....najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką kiedykolwiek człowiek wymyślił. Słońce emituje:

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Neutrina – najbardziej nieuchwytne cząstki materii F. Reines:....najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką kiedykolwiek człowiek wymyślił. Słońce emituje:"— Zapis prezentacji:

1

2 Neutrina – najbardziej nieuchwytne cząstki materii F. Reines:....najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką kiedykolwiek człowiek wymyślił. 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 Neutrino?

3 Zagadkowe neutrina oraz poszukiwanie cząstek ciemnej materii

4 Jak małe jest neutrino? neutrino

5 Jądro atomowe Proton Neutron Quarks >

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

7 Proton Lambda Antiproton Elementarne cząstki hadronowe Bariony: Mezony:

8 Spin Mówimy, że cząstki elementarne mają spin: Left-handed particleRight-handed particle

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

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

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

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

13 Oddziaływania elektro-słabe (leptonowe) Rozpad mionu:

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

15 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=mc 2 ; c=1)

16 Masy neutrin bardzo małe masy neutrin sprzed 1998 r

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

18 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?

19 Naturalne źródła neutrin

20 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

21 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

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

23 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

24 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 -

25 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?

26 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

27 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!

28 Neutrina atmosferyczne Z supernowych przybywają promienie kosmiczne Na wysokości ok. 40 km produkują mezony, 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!

29 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

30 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

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

32 Wjazd do kopalni Kamioka

33 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

34 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

35 Fotopowielacze Średnica 20 Niepewność określenia czasu 1nsec

36 Super-Kamiokande w trakcie napełniania

37 Mion zarejestrowany w SK czas życia mionu 2.2 sec

38 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.

39 Zagadka neutrin atmosferycznych

40 Atmosph

41 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

42 Asymetria góra-dół w Super-Kamiokande

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

44 Przekroje czynne Prawdopodobieństwo oddziaływania: znacznie mniejsze niż: bo masy: 106 MeV eV Czyli jeśli do detektora docierają zamiast to je znacznie trudniej obserwujemy.

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

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

47 Neutrino oscillations

48 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:

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

50 Parametry oscylacji opisujące neutrina atmosferyczne:

51 Zagadka neutrin słonecznych i jej rozwiązanie

52 Widmo energetyczne neutrin słonecznych Uwaga: tylko e

53 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)

54 Neutrina przybywają ze Słońca

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

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

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

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

59 Charged Current Reaction: • 6-9 events per day • n e flux and energy spectrum • Some directional sensitivity (1 - 1/3COS e ) Neutral Current Reaction: • 1-2 or 6-8 events per day (different detection mechanisms) • Total solar 8 B active neutrino flux Elastic Scattering Reaction: • events per day • Directional sensitivity (very forward peaked) 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 Reactions in 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-

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

61 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]

62 Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

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

64 Solar ν - fits

65 Parametry oscylacji neutrin słonecznych

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

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

68 Neutrina reliktowe Pozostałe po Wielkim Wybuchu: Neutrinowa ciemna materia: - neutrinowa część całkowitej energii Wszechświata

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

70 Podsumowanie 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 Od 1998 roku dowiedzieliśmy się, że:


Pobierz ppt "Neutrina – najbardziej nieuchwytne cząstki materii F. Reines:....najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką kiedykolwiek człowiek wymyślił. Słońce emituje:"

Podobne prezentacje


Reklamy Google