Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

D. Kiełczewska, wykład 101 Zagadki neutrinowe Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "D. Kiełczewska, wykład 101 Zagadki neutrinowe Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach."— Zapis prezentacji:

1

2 D. Kiełczewska, wykład 101 Zagadki neutrinowe Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO Mieszanie neutrin i oscylacje

3 D. Kiełczewska, wykład 102 Z aktywnych jąder galaktyk Naturalne źródła neutrin Słoneczne Z supernowej w centrum Gal. Z wnętrza Ziemi Pozostałe z wielkiego wybuchu: Atmosferyczne Już obserwowano Już obserwowano!

4 D. Kiełczewska, wykład 103 Zagadka neutrin atmosferycznych

5 D. Kiełczewska, wykład 104 Neutrina atmosferyczne Neutrina oddziałują słabo. Dla ~1 GeV Dla 1 prawd. oddz. na drodze ~40m: Liczba neutrin, które wpadają w ciągu 1 dnia do detektora przez powierzchnię Czyli nie jest tak źle – możemy się spodziewać ~ 20 przyp na dzień Potrzebny duży detektor i to pod ziemią. GeV Ale strumień:

6 D. Kiełczewska, wykład 105 Widma neutrin są przewidywane na podstawie znajomości widma promieniowania kosmicznego Duże rozbieżności pomiędzy pomiarami Strumienie neutrin można przewidzieć z dokładnością najwyżej 20% Ale stosunek: można przewidzieć znacznie lepiej Widma energetyczne pomijam

7 D. Kiełczewska, wykład 106 Atmosph Stosunek rośnie przy większych energiach bo nie wszystkie miony rozpadają się przed dotarciem do Ziemi. W eksper. nie odróżniamy neutrin od antyneutrin – mówimy ogólnie o neutrinach

8 D. Kiełczewska, wykład 107 Zatrzymujący się mion w Super-Kamiokande Każdy punkt to jeden fotopowielacz (PMT) Kolory – czas trafienia PMT poprawiony na czas przelotu z wierzchołka Energia – obliczana z sumy foto-elektronów zarejestrowanych we wszystkich PMT Oddziaływanie neutrina bo brak sygnału w detektorze zewnętrznym Czerwony pierścień od elektronu z rozpadu mionu

9 D. Kiełczewska, wykład 108 Identyfikacja cząstek elektrony, kwanty gamma: miony, piony, protony: Rozmyty pierścień bo elektrony z kaskady elmgt ulegają wielokrotnemu rozpraszaniu kulomb. Wtórne nukleony N 2 są najczęściej poniżej progu Czerenkowa.

10 D. Kiełczewska, wykład 10 Klasyfikacja przypadków w Super-K Upward stopping μ różne zakresy energii różne techniki analizy różne błędy syst. Upward through-going muons oddziaływania ν w skale pod detektorem Przypadki wewnętrzne: Fully contained FC Partially contained PC identyfikacja e/ identyfikacja e/ wychodzące to głównie μ Oddz. neutrin trzeba oddzielić od wchodzących kosmicznych mionów (3Hz) 9 pomijam

11 D. Kiełczewska, wykład 10 Widma energii neutrin Fully contained FC Partially contained PC Upμ stop Upμ thru 10

12 D. Kiełczewska, wykład 1011 Strumienie jako funkcje energii i kątów Oddziaływania zależnie od ich zapachu i energii Pędy i typy cząstek wyprodukowanych przez Wtórne oddziaływania w jądrach (np. 16 O ) Oddziaływania i rozpady cząstek w trakcie propagacji przez np. wodę Symulacje efektów detektorowych np. emisja fotonów Czerenkowa absorpcja, rozpraszanie i odbicia fotonów prawdopodobieństwo wybicia fotoelektronu z katody Rekonstrukcja wygenerowanych przypadków używając tego samego softwaru co dla rzeczywistych przypadków Symulacje Monte Carlo Celem symulacji jest wygenerowanie próbki oczekiwanych przypadków, które wyglądają jak prawdziwe. W programie MC uwzględnia się: próbki Monte Carlo Podobne symulacje robi się we wszystkich eksperymentach z fizyki cząstek.

13 D. Kiełczewska, wykład 1012 Data MC 1ring e-like like Sub-GeV Data MC 1-ring e-like like Multi-GeV Wyniki Super-Kamiokande (przyp. wewn.) Obliczamy podwójny stosunek, aby skasować błędy strumieni: Obserwuje się za mało neutrin mionowych!

14 D. Kiełczewska, wykład 10 Wyniki Super-Kamiokande - przypadki zewnętrzne Up through-going, (1678 dni ) Dane: (x cm -2 s -1 sr -1 ) MC: Up stopping, (1657dni ) Dane: (x cm -2 s -1 sr -1 ) MC: Znów obserwujemy deficyt mionów 13

15 D. Kiełczewska, wykład 1014 Wyniki z różnych eksperymentów Deficyt mionów obserwowano w większości eksperymentów, ale żeby stwierdzić, że odkryto nową fizykę trzeba czegoś więcej pomijam

16 D. Kiełczewska, wykład 1015 Atmosph kąt zenitalny

17 D. Kiełczewska, wykład 1016 Rozkłady kątowe e i niebieskie: symulacje MC (bez oscylacji) czyli e pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast gubią się tym bardziej im dłuższa droga

18 D. Kiełczewska, wykład 1017 Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych? W atmosferze powstały: W detektorach pod Ziemią obserwujemy: Wygląda na to, że po drodze nastąpiła transformacja: Czyli liczba leptonów osobno w każdej rodzinie nie jest zachowana Gubienie nie może być z powodu oddziaływań, bo: Odkrycie oscylacji neutrin w 1998 Z udziałem UW

19 D. Kiełczewska, wykład 1018 Solar neutrinos other place where are missing From neutrinos to cosmic sources, D. Kiełczewska and E. Rondio Neutrina słoneczne (kolejna zagadka brakujących neutrin)

20 D. Kiełczewska, wykład 1019 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

21 D. Kiełczewska, wykład 10 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 z pomiarów na Ziemi 20

22 D. Kiełczewska, wykład 1021 Eksperymenty słoneczne HomestakeS.Dakota USA Cl( ν e,e - ) 37 Ar1968 stopped SAGE Galex/GNO Baksan, Russia Gran Sasso, Italy Ga ( ν e,e - ) 71 Ge 1990 stopped 1992 stopped KamiokandeKamioka, Japan 2000 ν x e stopped Super Kamiokande Kamioka, Japan50000 ν x e SNOSudbury, Canada 8000 ν e d e - pp ν x d ν x np ν x e stopped BorexinoGran Sasso, Italy 300 ν x e KamLandKamioka, Japan 1000 and nd dγ 2001 Name Location Mass (tons) Reaction Start

23 D. Kiełczewska, wykład 1022 Widmo energetyczne neutrin słonecznych Uwaga: tylko e

24 D. Kiełczewska, wykład 1023 Eksperymenty Radiochemiczne Wyprodukowane izotopy są promieniotwórcze z niezbyt długim czasem życia – są okresowo wydobywane ze zbiornika i zliczane Nie ma informacji o czasie zajścia oddziaływania ani o kierunku neutrina Po raz pierwszy do detekcji neutrin użyto - reakcji: Używano też:

25 D. Kiełczewska, wykład 1024 Eksperyment chlorowy w Homestake W Pd. Dakocie 615 ton C 2 Cl 4 Zbierał dane od 1968 przez ok. 30 lat Nagroda Nobla dla R. Davisa w Ar ma czas rozpadu (na wychwyt elektronu): 35 days Atomy argonu są wydmuchiwane przy pomocy helu co kilka tygodni - powstaje około 1 atom na 2 dni

26 D. Kiełczewska, wykład 1025 Wyniki eksperymentu chlorowego Liczba zliczeń = 0.48 ± 0.16(stat) ± 0.03(syst) atomów argonu/dzień 2.56 ± 0.16 ± 0.16 SNU Liczba zliczeń z pojedynczych ekstrakcji

27 D. Kiełczewska, wykład 1026 Wyniki eksperymentów radiochemicznych przewidywania pomiary Przewidywania zgodnie z modelem SSM - Standard Solar Model: - skład: H-34%, He-64% - wiek 4,5 mld lat Deficyt neutrin

28 D. Kiełczewska, wykład 1027 Wodne detektory Czerenkowa BOREXINO, KAMLAND(2): Liquid Scintillator Super-Kamiokande - z lekką wodą SNO - z ciężką wodą Mierzy się: kierunek neutrin czas każdego zdarzenia

29 D. Kiełczewska, wykład 1028 Pomiary neutrin słonecznych w Super-Kamiokande Pamiętamy, że w wyniku reakcji termojądrowych powstają tylko Jakie reakcje mogą wywoływać e o energii poniżej 14 MeV w lekkiej wodzie (i wyprodukować widoczną cząstkę)? tylko gdy E >18 MeV Pozostaje: Wprawdzie mały przekrój czynny, ale elektron wysłany do przodu n związany

30 D. Kiełczewska, wykład 1029 Super-K: neutrina przylatują ze Słońca sygnał tło Faktyczny rozmiar Słońca – ½ piksela. Rozmycie z powodu rozpraszania Kulomb. elektronów.

31 D. Kiełczewska, wykład 1030 Super-K: znów deficyt obserwowano 22,400 przypadków przewidywano wg. SSM: 48,200 przypadków po 1496 dniach oczekiwane z SSM

32 D. Kiełczewska, wykład 1031 Super-K: pory roku Parametry orbity zmierzone za pomocą neutrin (linie pokazują prawdziwe parametery): 68% 95% 99.7% I VI XII

33 D. Kiełczewska, wykład 1032 Klucz do zagadki neutrin słonecznych W kilku eksperymentach obserwujemy deficyt Eksperymenty radiochemiczne mierzyły tylko neutrina elektronowe Super-Kamiokande mierzył reakcję, w której mogły brać udział różne typy neutrin Musimy zmierzyć osobno neutrina

34 D. Kiełczewska, wykład 1033 SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Inny wodny detektor czerenkowski: –2 km pod ziemią –1000 ton D 2 O – PMTs –6500 ton H 2 O

35 D. Kiełczewska, wykład 1034 Reakcje Charged Current : Tylko dla e Elektrony słabo pamiętaja kierunek neutrina Reakcje Neutral Current: Dla wszystkich zapachów neutrin Trzeba rejestrować neutrony Reakcje rozpraszania elastycznego 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-

36 D. Kiełczewska, wykład 1035 Results from D2O SNO

37 D. Kiełczewska, wykład 1036 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 Zmierzono w eksperymencie 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- oddziaływań Wykorzystując różne cechy obserwowanych przypadków stwierdzono: Rozkład kątowy elektr. izotropowy Stowarzyszone neutrony Rozkład kątowy: elektrony z kierunku Słońca

38 D. Kiełczewska, wykład 1037 Wyznaczenie strumieni neutrin z eksperymentu SNO Liczba obserwowanych oddziaływań neutrin o zapachu x: Znamy kształt widma neutrin z rozpadu 8 B: czyli znając przekroje czynne możemy znaleźć: masa detektora x czas_obserwacji strumień przekrój czynny

39 D. Kiełczewska, wykład 1038 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 Strumienie neutrin wyznaczone 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-

40 D. Kiełczewska, wykład 1039 Strumień neutrin słonecznych mierzony w SNO (Φ SSM = /-0.81) [x10 6 /cm 2 /s] Dowód, że neutrina oscylują: Wszystkie neutrina 8 B są obserwowane, ale zmieniły się ich zapachy. Phys. Rev. C72, (2005)

41 D. Kiełczewska, wykład 1040 Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

42 D. Kiełczewska, wykład 1041 Co wynika z pomiarów neutrin słonecznych? W rdzeniu Słońca powstały: e W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszankę: Wszystkie dane da się wytłumaczyć, jeżeli po drodze nastąpiła transformacja części neutrin elektronowych: :części Neutrina oscylują między stanami o różnych zapachach

43 D. Kiełczewska, wykład 1042 Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym uc t d`s` b` Stany o dobrze określonych masach nie pokrywają się ze uc t ds b stanami podlegającymi słabym oddziaływaniom: Mieszanie kwarków:

44 D. Kiełczewska, wykład 1043 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

45 D. Kiełczewska, wykład 1044 Oscylacje Neutrin – 2 zapachy zmienia się w czasie propagacji, stąd stany masowe: kąt mieszania: to stany o różnych proporcjach stanów 1, 2 mają różne masy różne prędkości 1, 2 Stosunek

46 D. Kiełczewska, wykład 1045 Prawdopodobieństwo oscylacji – 2 zapachy Stan o masie m k, energii i pędzie E k,p k propaguje się : Załóżmy stan początkowy: W czasie propagacji proporcja 1, 2 zmienia się : Prawdopod., że w punkcie t,x stan jest wciąż w początkowym stanie :

47 D. Kiełczewska, wykład 1046 Prawdop. oscylacji – 2 zapachy Prawdop. przejścia ze stanu do stanu : E – energia neutrina (w GeV) L odl. od źródła do detektora (km) parametry oscylacji warunki eksperymentalne m masa (w eV) kąt mieszania Dostaje się: Warunek zajścia oscylacji: co najmniej jeden ze stanów musi mieć masę 2 stany masowe nie mogą mieć tej samej masy

48 D. Kiełczewska, wykład 1047 Czułość na oscylacje (MeV) L (m) Supernowe <100 > Słoneczne < Atmosferyczne > Reaktorowe <10 < Akceleratorowe z krótką basą > Akceleratorowe z długą basą >100 <


Pobierz ppt "D. Kiełczewska, wykład 101 Zagadki neutrinowe Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach."

Podobne prezentacje


Reklamy Google