Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Podstawy fizyki cząstek III Eksperymenty nieakceleratorowe Krzysztof Fiałkowski.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Podstawy fizyki cząstek III Eksperymenty nieakceleratorowe Krzysztof Fiałkowski."— Zapis prezentacji:

1 Podstawy fizyki cząstek III Eksperymenty nieakceleratorowe Krzysztof Fiałkowski

2 Zakres fizyki cząstek a eksperymenty nieakceleratorowe Z relacji nieoznaczoności przestrzenna zdolność rozdzielcza  r ≈0.5 fm wymaga  E>ħ  r≈0.4 GeV. Wyjątek: o. słabe, krótki zasięg ≈ 1 am, zatem neutrina nawet z reaktorów i Słońca (MeV) oddziałują z pojedynczymi nukleonami, a nawet kwarkami. Inne nieakceleratorowe: promieniowanie kosmiczne. Szeroki zakres energii, różne cząstki!

3 Przypomnienie o neutrinach: eksperyment Reinesa i Cowana Reaktor: ~5×10 13 /s/cm 2, rzędy wielkości > niż źródła. Tarcza wodna: 200 l, 2 zbiorniki, 3 warstwy scyntylatorów, e + e - →   –  błysk ze scyntylatora, 110 fotopowielaczy Dodatkowa informacja z 40 kg CdCl 2 w wodzie:. Fotony z Cd opóźnione o 5  s. Wstępny eksperyment: Hanford, za słaby sygnał. Savannah River (Pd. Karolina), detektor 11 m od reaktora, 12 m pod ziemią, osłona przed prom. kosm. Wyniki: 3 /h, sygnał znika po wyłączeniu reaktora. Oczekiwane  ≈ 6 ∙ cm 2, zmierzone 6.3 ∙ cm 2. Clyde Cowan † 1974; Frederick Reines Nobel 1995, † 1998.

4

5 Neutrina słoneczne Reakcje fuzji w Słońcu: 2 na cykl 4p→  Oczekiwany strumień na Ziemi 6∙10 14 /m 2 /s

6 Reakcje cyklu pp w Słońcu

7 Eksperyment Davisa (Kopalnia Homestake w Pd. Dakocie, 380 t C 2 Cl 4 )  Cl→e 37 Ar Próg 814 keV

8 Dalsze eksperymenty z neutrinami słonecznymi GALLEX, SAGE: też radiochemiczne, ale   Ga→e+ 71 Ge: niższy próg energii (233 keV), główna część widma ze Słońca. Potwierdzenie głównego wyniku: deficyt, rejestracja 30 – 50% oczekiwanych ! Nowe eksperymenty w czasie rzeczywistym: Superamiokande: 50 kt wody, walec otoczony fotopowielaczami, Czerenkow: e z n→ep. Użyty także do „atmosferycznych” – na potem SNO – wyjaśnienie zagadki. Przyszłość: BOREXINO – czas rzeczywisty, próg jak SAGE.

9 Eksperyment Superkamiokande

10 Superkamiokande

11 Detektor SNO

12 Potwierdzenie oscylacji neutrin w danych słonecznych Eksperyment Superkamiokande + SNO: Pomiar liczby e w SK mierzy głównie strumień e i potwierdza deficyt w porównaniu z modelami Słońca, jak Homestake, GALLEX, SAGE. SNO: 1 kt ciężkiej wody; wszystkie aktywne w rozszczepianiu d rejestrowanym przez emisję  przy wychwycie n. Porównując częstość zdarzeń w ciężkiej i zwykłej wodzie można rozróżnić e z e  n→e+p oraz +e→ +e (gdzie też wszystkie aktywne) i sprawdzić, że strumień wszystkich jest zgodny z modelami Słońca. Deficyt tylko e !

13 Promieniowanie kosmiczne Odkrycie: Hess 1912 wzrost jonizacji (rozładowanie elektroskopu) z wysokością Skład na poziomie morza: , e -, potem e +, , , K,  (odkrywane  w p.k.) To cząstki produkowane w oddziaływaniach z atmosferą pierwotnego promieniowania kosmicznego i produkty rozpadów tych cząstek Skład p.p.k.: 95% p, 4.5%  0.5% cięższe jądra Widmo energii E -2.7 do eV, E -3 do eV Obcięcie GZK energii p.p.k. – na potem

14 Strumień pierwotnego promieniowania kosmicznego

15 Techniki detekcji promieniowania kosmicznego Detekcja zwykle albo cząstek jonizujących na Ziemi (w górach?), albo światła Czerenkowa lub fluorescencji N 2 z kaskady w atmosferze. Pierwszy „uniwersalny”: Auger w Argentynie 1600 detektorów w siatce o powierzchni około 3000 km 2, (10 wielkich miast) ułożonych regularnie w odstępach 1.5 km, każdy ze zbiornikiem 12 ton wody obudowanym fotopowielaczami (Czerenkow), radiotransmisja. 4 teleskopy fluorescencji powietrza z kaskady.

16 Mapa eksperymentu Auger - Sud

17 Schemat przypadków Auger

18 Nowe wyniki eksperymentu Auger Potwierdzenie obcięcia energii wynikającego z progu na produkcję  w zderzeniach z fotonami promieniowania reliktowego (Greisen – Zacepin – Kuzmin): (E + E     p-p  ) 2 c 2 ≥ (m p +m  ) 2 c 4 → E≥10 21 eV Korelacja cząstek o E>50 EeV z AGN Zmiana profilu kaskady dla E>50 EeV ; dominacja ciężkich jonów?? Plany: Auger Nord w Teksasie

19 Neutrina atmosferyczne Główne produkty zderzeń protonów p.p.k. z jądrami tlenu i azotu atmosfery: mezony  Główne rozpady  +/- →  +/-   →e  e Zatem dla energii  poniżej kilku GeV strumień neutrin/antyneutrin mionowych dwukrotnie większy niż elektronowych. Przy wyższych energiach część mionów nie rozpada się, stosunek strumieni wyższy. Nazwa „neutrina atmosferyczne”.

20 Neutrina atmosferyczne 2

21 Odkrycie oscylacji neutrin w Superkamiokande Elektrony i miony produkowane przez neutrina w zbiorniku Superkamiokande dają pierścienie Czerenkowa łatwo rozróżnialne (ostre dla mionów, rozmyte dla elektronów) Łatwe wyznaczenie stosunku R strumieni   e. Atmosfera nad- i pod zbiornikiem symetryczna;

22 Wyniki Superkamiokande 2 Stosunek strumieni niesymetryczny! Deficyt mionów „z dołu”. Tłumaczenie: neutrina mionowe na drodze przez Ziemię zmieniają się w taonowe (niewidzialne w Superkamiokande, bo taony rozpadają się).

23 Oscylacje neutrin - ogólnie Jeśli masa neutrin różna od zera, stany o określonej masie i to na ogół nie stany o określonym „zapachu” (np.  e  z  →  /e +  e ). Macierz mieszania PMNS (Pontecorvo-Maki-Nakagawa- Sakata): i =  U PMNS i  . Propagacja stanów zależna od masy; dla E»mc 2 E i ≈ pc+m i 2 c 3 /2p; czynnik exp(iEt/c) daje oscylacje różnych wkładów, a więc „zapach” oscyluje: np. P(  →   |  U  i *U  i exp(-im i 2 L/2E)| 2 Pierwotnie proponowane do wyjaśnienia deficytu neutrin słonecznych; bezpośrednia ewidencja – atmosferyczne.

24 Oscylacje neutrin: zastosowania, wyniki W ogólnym wzorze naprawdę istotne tylko różnice kwadratów mas. Dla 3 stanów 2 różnice, jeśli jedna znacznie mniejsza, to dla niezbyt dużych L tylko druga ważna. Tak jest dla neutrin atmosferycznych: P(  →   ≈ sin 2 2  sin 2 (1.27  m 2 L/E), gdzie m w eV, L w km, E w GeV.  ≈  /4;  m 23 2 ≈ eV 2, więc P wyraźnie różne od 0 dla E rzędu GeV, L rzędu R Z. Potwierdzone eksperymentami akceleratorowymi!

25 Mieszanie neutrin – wyniki końcowe Schemat składu stanów masowych neutrin: 1, 2 - małe masy; 3 – duża masa Zielone –elektronowe, żółte – mionowe, niebieskie - taonowe

26 Akceleratorowy eksperyment neutrinowy CNGS (CERN – Gran Sasso)

27 Podsumowanie Mimo wspaniałego rozwoju technik akceleratorowych, konstrukcji wiązek wtórnych, budowy pierścieni zderzających e + e -, pp, ep, p¯p, perspektyw zderzaczy mionów… Eksperymenty nieakceleratorowe, które przyniosły już wiele cennych odkryć, pozostają równie ważne, a niekiedy niezastąpione! Reaktorowe strumienie neutrin porównywalne z akceleratorowymi, lub intensywniejsze! Energia protonów kosmicznych rzędu setek EeV oznacza E CM rzędu PeV, wciąż nieosiągalne w akceleratorach!


Pobierz ppt "Podstawy fizyki cząstek III Eksperymenty nieakceleratorowe Krzysztof Fiałkowski."

Podobne prezentacje


Reklamy Google