Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Fizyka neutrin – wykłady 6-7 Agnieszka Zalewska 30.03.2005/6.04.2005 Zagadka neutrin słonecznych – za mały strumień słonecznych e w eksperymencie Davisa.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Fizyka neutrin – wykłady 6-7 Agnieszka Zalewska 30.03.2005/6.04.2005 Zagadka neutrin słonecznych – za mały strumień słonecznych e w eksperymencie Davisa."— Zapis prezentacji:

1 Fizyka neutrin – wykłady 6-7 Agnieszka Zalewska 30.03.2005/6.04.2005 Zagadka neutrin słonecznych – za mały strumień słonecznych e w eksperymencie Davisa Eksperymenty galowe i SuperK potwierdzają wyniki Davisa Eksperyment SNO wyjaśnia zagadkę poprzez oscylacje neutrin słonecznych Eksperyment KamLAND potwierdza oscylacje w oparciu o reaktorowe anty- e Parametry oscylacji neutrin atmosferycznych (akceleratorowych) i słonecznych (reaktorowych) oraz pomiary kąta 13

2 2 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Neutrina słoneczne - strumień Strumień neutrin = N /4 R 2 2x9.1x10 37 /4 x(1.5x10 13 ) 2 = 6.4x10 10 e s -1 cm - 2 Większość neutrin słonecznych pochodzi z cyklu pp: Zmierzona świetlność fotonowa wynosi: Energia/neutrino = 26.7MeV=4.3x10 -12 J Liczba reakcji: 3.9x10 26 /4.3x10 -12 = 9.1x10 37 s -1 Odległość słońce-ziemia = 1.5x10 13 cm 3.9x10 26 j s -1

3 3 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Neutrina słoneczne - podstawowe informacje --Efekty masowe przy przejściu przez Słońce mogą być bardzo ważne --Punktem odniesienia pomiarów są przewidywania modelu Słońca --Odległość Ziemia-Słońce waha się w granicach 7% w ciągu roku --W nocy w drodze do detektora neutrina przechodzą całą grubość Ziemi, a w dzień - nie -> efekty masowe, objawiające się asymetrią dzień-noc, mogą dostarczyć dodatkowej informacji o parametrach oscylacji. W Słońcu produkowane są tylko e Eksperymenty mierzą reakcje: W szczególności: SuperK, SNO SNO All

4 4 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Neutrina słoneczne – metody detekcji Pomiar promieniowania Czerenkowa (eksperyemnty SuperKamiokande, SNO) – informacja o czasie zdarzenia i o kierunku Pomiar scyntylacji (eksperyment KamLAND) – informacja o czasie poszczególnych etapów reakcji Eksperymenty radiochemiczne – tylko zliczenia jąder po reakcji: chlorowy: galowy: Jednostka pomiarowa: 1 Solar Neutrino Unit [SNU] = 1 oddziaływanie neutrina/(dzień x 10 36 jąder tarczy) typowo potrzeba kilkuset ton tarczy, aby zaszło 1 oddziaływanie/dzień

5 5 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Chlorowy eksperyment Davisa Pionierski eksperyment radiochemiczny 30 lat pomiarów 1969-1999, Nagroda Nobla w 2002 roku Zbiornik w starej kopalni złota Homestake w stanie Południowa Dakota 380000 l (615 ton) detergentu C 2 Cl 4 24% jąder Cl stanowi 37 Cl Badana reakcja:

6 6 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Eksperyment Davisa – zasada pomiaru Policzyć atomy 37 Ar powstałe w procesie absorpcji neutrin Próg energetyczny: 813 keV Jądro 37 Ar jest nietrwałe i w wyniku wychwytu elektronu z powłoki K przechodzi z powrotem w jądro 37 Cl. Towarzyszy temu emisja elektronu Augera z zewnętrznej powłoki atomowej. Pomiar polegał na usuwaniu z C 2 Cl 4 atomów 37 Ar (co 2-3 miesięcy zbiornik przedmuchiwany był He), gromadzeniu ich i zliczaniu elektronów Augera powstałych w procesie przemiany Ar w jądro Cl.

7 7 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Eksperyment Davisa – wyniki pomiarów Eksperyment Davisa był czuły na neutrina borowe i berylowe (próg energetyczny: 813 keV) Model słoneczny przewidywał 7.9+-0.9 SNU (1.5 atomów 37 Ar/dzień) Pomiar dawał 2.56+-0.23 SNU (0.48 atomów 37 Ar/dzień) czyli obserwowano 1/3 przewidywanego strumienia. Pytania: Czy Davis na pewno dobrze kontroluje pomiar? Czy Standardowy Model Słońca daje poprawne przewidywania?

8 8 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Eksperymenty galowe – Gallex/GNO i SAGE Podobna zasada, jak w eksperymencie chlorowym, ale niższy próg energetyczny, więc dostępny większy strumień neutrin słonecznych Gallex (następnie GNO) – eksperyment prowadzony w Gran Sasso we Włoszech (30.3 tony Ga, SAGE – eksperyment w Baksanie w Rosji (57 ton Ga) Potwierdzona obserwacja Davisa, ale mniejszy niedobór neutrin

9 9 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Neutrina słoneczne w eksperymencie SuperKamiokande Woda zawiera p, O i e - Dla neutrin słonecznych (max energia 15 MeV) niemożliwe jest oddziaływanie z p ze względu na zachowanie liczb kwantowych (z p oddziałuje antyneutrino), niemożliwe jest oddziaływanie z O (za mała energia) -> pozostaje rozpraszanie neutrin na elektronach atomowych e ( ) + e - -> e ( ) + e - Proces ten charakteryzuje przekrój czynny ~7-krotnie większy dla e niż dla, kierunek rozproszonego elektronu bardzo dobrze naśladuje kierunek neutrina, zebrano 22400 przypadków o energii > 5MeV Kolejne potwierdzenie obserwacji Davisa – zarejestrowano 46.5% oczekiwanego strumienia neutrin

10 10 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Neutrina słoneczne w eksperymencie SuperK - kalibracja energii, tło Precyzyjna kalibracja absolutnej skali energii, energetycznej zdolności rozdzielczej i kątowej zdolności rozdzielczej przy pomocy wiązki (5-16 MeV) z elektronowego liniaka Niezależna kalibracja w oparciu o reakcje D+T -> He+n (E n =14.2 MeV), n+ 16 O -> p+ 16 N i pomiar elektronów z rozpadów 16 N. Tło: głównie Rn (rozpad 214 Bi) -> potrzebna bardzo czysta woda Tło powyżej 6MeV: głównie od oddziaływań mionów kosmicznych -> wycinanie przypadków tła przez korelację czasową i przestrzenną z

11 11 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 SuperKamiokande - zależność strumienia neutrin słonecznych od pory roku Nie zaobserwowano zmian większych niż oczekiwane z rocznej zmiany odległości między słońcem i ziemią

12 12 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Oscylacje neutrin słonecznych – eksperyment SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Pierwsza publikacja w 2001 w oparciu o 3000 przypadków zebranych w okresie 11.99-05.01 – obserwacja oscylacji neutrin słonecznych 1000 ton D 2 O, 9456 fotopowielaczy, 7 kton H 2 O, 2000 m. pod ziemią, detekcja promieniowania Czerenkowa, próg energetyczny 5 MeV,

13 13 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Detektor eksperymentu SNO

14 14 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Procesy mierzone w eksperymencie SNO tylko e dobry pomiar energii e, mała czułość na kierunek 1-1/3cos wszystkie rodzaje neutrin, ten sam przekrój czynny, pomiar całkowitego strumienia neutrin borowych mała liczba przypadków, głownie czuły na e, duża czułość na kierunek reakcja mierzona w SuperK

15 15 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Podniesiona czułość NC n ~83% n + 35 Cl 36 Cl + ( =44b) E S = 8.58 MeV Rozdzielenie NC i CC przez izotropię przypadku Czułość dla reakcji NC n ~24% n +D T + ( =0.0005b) E = 6.25 MeV Rozdzielenie NC i CC przez analizę rozkładów energii, promienia i kierunku I - czysta D 2 OII – dodane 2 tony soli Pomiar procesu NC Pierwszy i drugi etap eksperymentu SNO - zakończone

16 16 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Motywacja fizyczna Pełne rozróżnienie przypadków NC i CC. Inna systematyka niż w przypadku wychwytu neutronu na Cl Zasada detekcji 2 H + x p + n + x -2.22 MeV (NC) 3 He + n p + 3 H Pomiar depozytu energii w licznikach x n Liczniki 3 He zanurzone w D 2 O 96 sznurów w odstępach 1-m 775 m – całkowita aktywna długość NCD PMT Pomiar procesu NC - trzeci etap eksperymentu SNO - aktualnie realizowany

17 17 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Etap I – rozróżnienie procesów -symulacja

18 18 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Etap I – rozróżnienie procesów -pomiar

19 19 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 SNO – poszukiwanie odpowiedzi na pytania:

20 20 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Wyniki SNO z 2002 roku (f.1) - analiza strumieni

21 21 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Wyniki SNO z 2002 roku – asymetria dzień-noc To będzie bardzo ważny pomiar w eksperymencie Borexino i w ulepszonym eksperymencie KamLAND

22 22 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 2003 – wyniki SNO z fazy 2 Faza 2 - podwojona wydajność dla reakcji NC Faza 1 nucl-ex/0309004

23 23 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Neutrina słoneczne - podsumowanie Wiemy teraz, że poprawne były zarówno pomiary Davisa jak i przewidywania Standardowego Modelu Słońca

24 24 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Antyneutrina z reaktorów Duża siłownia jądrowa daje 6x10 20 anty- /sek i 3 GW mocy cieplnej Można je wykorzystać do badań oscylacji, np. eksperyment Palo Verde

25 25 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Produkcja antyneutrin w reaktorach

26 26 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Antyneutrina z reaktorów w eksperymencie KamLAND

27 27 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 KamLAND – rozkład energii anty- e i drogi L Obserwowane w detektorze widmo energii antyneutrin reaktorowych jest wynikiem konwolucji widma antyneutrin powstałych w reaktorze i przekroju czynnego na ich oddziaływanie Rozkład wartości strumienia antyneutrin reaktorowych obserwowanych w eksperymencie KamLAND w funkcji odległości detektora od reaktorów

28 28 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Eksperyment KamLAND

29 29 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Detektor eksperymentu KamLAND detektor - 1 ktona ciekłego scyntylatora, ok. 2000 fotopowielaczy, obszar buforowy - olej, det. veto – woda, rejestracja e + i (2.2 MeV) z wychwytu n na protonie, sygnał świetlny – 320 otoelektronów/MeV, eksperyment ruszył w styczniu 2002

30 30 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Detekcja antyneutrin reaktorowych w ciekłym scyntylatorze ~210 s A.Suzuki at Neutrino telescopes 2003

31 31 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 KamLand - pierwsze wyniki z grudnia 2002 r. Szybki sygnał z anihilacji e+ w koincydencji z późniejszym sygnałem z wychwytu neutronu Zaobserwowano 54 przypadki, wobec 86.8+-5.6 oczekiwanych przy braku oscylacji

32 32 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 KamLAND – analiza oscylacji w oparciu o strumień i widmo energii Best fit : m 2 = 6.9 x 10 -5 eV 2 sin 2 2 = 1.01 e x

33 33 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 KamLAND - najnowsze wyniki (z Neutrino04) Rozkład L/E - bezpośrednie wskazanie na oscylacje Krzywa dla eksperymentu przy L=180 km

34 34 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Przy założeniu dwu stanów zapachowych i oraz dwu stanów masowych 1 i 2, prawdopodobieństwo przejścia w w próżni: gdzie i m 2 to parametry teoretyczne, a L i E – doświadczalne Eksperymenty poszukujące sygnału w wiązce (appearence): Eksperymenty mierzące osłabienie wiązki (disappearence): Oscylacje wewnątrz Słońca wpływ materii: wzory na prawdopodobieństwa takie same jak dla oscylacji w próżni, ale efektywne masy i efektywne kąty mieszania Oscylacje neutrin słonecznych – dobry opis w oparciu o mieszanie 2 stanów zapachowych

35 35 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 300 faza 1 Po 3 latach zbierania danych znacznie lepszy pomiar m 2 12, mała poprawa faza 2 Pomiar neutrin Be i pp (bardzo silna konkurencja dla eksperymentu Boreksino) KamLAND - przyszłość

36 36 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Neutrina atmosferyczne/akceleratorowe: oscylacje m 2 23 10 -3 eV 2, 45 0 Neutrina słoneczne/reaktorowe: oscylacje e m 2 12 10 -4 eV 2, 30 0 Oscylacje neutrin atmosferycznych (akceleratorowych) i słonecznych (reaktorowych) Dwie skale dla różnicy kwadratów mas trzy stany zapachowe neutrin W obu przypadkach dobry opis w ramach formalizmu oscylacji dwu stanów zapachowych – dlaczego?

37 37 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Formalizm oscylacji dla trzech stanów zapachowych – macierz PNMS (patrz wykład teoretyczny) Jeśli to słabe oddziaływania łamią symetrię CP w sektorze leptonowym (jak w przypadku kwarków) To, czy uda się zmierzyć łamanie CP dla neutrin, zależy od wartości kąta 13 neutrina atmosferyczne faza łamiąca CP neutrina słoneczne wiąże sektor atmosferyczny i słoneczny PNMS – Pontecorvo, Maki, Nakagawa, Sakata

38 38 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Kąt mieszania 13 Prawdopodobieństwo przejścia e wiąże sektor atmosferyczny i słoneczny

39 39 A.Zalewska, wykłady 6/7, 30.03 i 6.04.2005 Pomiar kąta 13 Lepszy pomiar kąta to najważniejsze obecnie zadanie w fizyce neutrin! Jest to jednak niezwykle trudne zadanie !!! Czas na więcej teorii... Najlepszy pomiar pochodzi z reaktorowego eksperymentu Chooz i daje 13 <10 0 Polega on na poszukiwaniu oscylacji e w obszarze L/E, gdzie dominują oscylacje 0.2 1.0 0 o, 8 o


Pobierz ppt "Fizyka neutrin – wykłady 6-7 Agnieszka Zalewska 30.03.2005/6.04.2005 Zagadka neutrin słonecznych – za mały strumień słonecznych e w eksperymencie Davisa."

Podobne prezentacje


Reklamy Google