Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych Warszawa, 1.12.2011RADA DO SPRAW ATOMISTYKI.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych Warszawa, 1.12.2011RADA DO SPRAW ATOMISTYKI."— Zapis prezentacji:

1 Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych Warszawa, RADA DO SPRAW ATOMISTYKI

2 źródło:

3 najbardziej nieuchwytne cząstki materii F. Reines:....najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką kiedykolwiek człowiek wymyślił. Odgrywają ważną rolę w Modelu Standartowym Odgrywają ważną rolę w Modelu Standartowym masa neutrina < masy elektronu ładunek elektryczny = 0 bardzo trudne do obserwacji biorą udział tylko w oddz. słabych Neutrino? tworzą pary z naładowanymi leptonami rodzaj neutrina określamy przez lepton który mu towarzyszy w oddziaływaniu

4 najbardziej nieuchwytne cząstki materii a tymczasem.... Słońce emituje: 2x10 38 ν/sek Na Ziemię przybywa: > 4x10 10 ν/sec/cm 2 Bardzo wiele neutrin powstało w Wielkim Wybuchu teraz we Wszechświecie jest ok. 330 ν/cm 3 –3 razy mniej niż fotonów, ale –10 9 razy więcej niż nukleonów

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

6 Oddziaływania elektro-słabe (semi-leptonowe) Rozpad neutronu (postulat isntnienia malej neutralnej czastki - Pauli Wychwyt elektronu odwrotny rozpad beta

7 Neutrina – cząstki nieuchwytne Neutrin jest bardzo dużo ale także niezwykle trudno je złapać! » Nie mają ładunku elektrycznego » Bardzo słabo oddziałują z materią Aby je zatrzymać potrzebny byłby ołowiany blok o grubości 3 lat świetlnych!!! (czyli ok. 2 miliony razy dłuższy niż odległość z Ziemi do Słońca) Aby je zatrzymać potrzebny byłby ołowiany blok o grubości 3 lat świetlnych!!! (czyli ok. 2 miliony razy dłuższy niż odległość z Ziemi do Słońca) » Do ich badania potrzebujemy dużych detektorów » i sprytnej metody detekcji: BUM! cząstka naładowana : e, Jądro atomowe Jak zarejestrować neutrino ?

8 jak zaobserwowac neutrina? rekonstrukcja – próba uzyskania maksimum informacji: czas, energia... –obserwacja cząstek naładowanych –obserwacja produktów oddz. lub rozpadu cząstek neutralnych –rekonstrukcja wierzchołka oddziaływania przykładowe procesy dla oddziaływań na nukleonie i elektronie lepton identyfikuje rodzaj neutrina możliwa obserwacja cząstek wtórnych jedyny proces dla małych energii 100 razy mniejszy przekrój czynny

9 detekcja oddziaływań neutrin detektory scyntylacyjne detektory Czerenkowa (woda, lód, woda morska) detektory typu przekładaniec: np. żelazo – scyntylator emulsje jądrowe komora TPC wypełniona ciekłym argonem

10 zasada pomiaru prędkości neutrin prędkość neutrin to wynik dzielenia drogi przez czas, potrzebne jest więc – dokładny pomiar drogi przebytej przez neutrina: odległość między punktem produkcji i punktem oddziaływania i – pomiar czasu przelotu neutrin czas : określenie czasu produkcji określenie czasu oddziaływania w dalekim detektorze odległość : metody geodezyjne oczekiwany efekt jest bardzo mały – potrzebna jest bardzo duża odległość analiza ślepa – aby uniknąć obciążeń związanych z sugerowania się oczekiwanym wynikiem

11 analiza czasu przelotu (ToF) neutrina są produkowane w sposób sztuczny lecą pod ziemia do wielkiego detektora przygotowanego do ich detekcji i pomiaru czasu

12 wiązka neutrin CNGS i eksperymenty OPERA i ICARUS CERN Gran Sasso

13 OPERA – detektory warstwowe: przekładaniec : - warstwa ciężkiego materiału - warstwa czuła (scyntylator)

14 emulsje jądrowe dotychczas opublikowany wynik: jeden kandydat na oddziaływanie celem eksperymentu jest poszukiwanie sygnału oddziaływania neutrina-tau

15 przygotowanie wiązki neutrin pomiar czasu dla protonów przed tarczą ocena czasu między oddziaływaniem w tarczy a produkcja neutrina poprawka jest 1.4x10 -2 ns czas przelotu od punktu produkcji do detektora OPERA ns jesli założymy prędkość światła

16 profil czasowy protonów padających na tarczę – 10.5 s jeśli obserwujemy oddziaływanie w LNGS wiemy tylko z którego impulsu

17 laboratorium podziemne LNGS w Gran Sasso

18 czas jest liczony dla pierwszego sygnału zarejestrowanego w detektorze potem robi sie poprawkę tak żeby otrzymać czas na wejściu do detektora oddziaływania wewnątrz detektora oddziaływania w skałach przed detektorem

19

20 rozkład czasu dla wszystkich przypadków spełniających kryteria oddziaływanie neutrina

21

22 rozkłady przed i po dopasowaniu przesunięcia przesunięcie ( /-6.9)ns dopasowania są dobre chi 2 ok

23 ocena niepewności systematycznych odległość : GPS – 2 cm, geodezyjny pomiar podziemny – kilkanascie cm czas

24 wyniki dla podzbiorów danych ostatecznie: względna różnica prędkości neutrin

25 sprawdzenie zależności od energii dla oddziaływań kwazi- elastycznych (2_->2) można wyznaczyć energie neutrina mając pomiar mionu podział na 2 przedziały nie widać różnicy ( = 13.4+/-26.3 ns)

26 Od czasu ogłoszenia wyniku wykonano kolejne sprawdzenia : dokładna ocena zmian odległości związana z pływami wywołanymi przyciąganiem księżyca- 2cm/rok wiązka porusza sie zgodnie z kierunkiem obrotu Ziemi – 2.2 ns, powiększa efekt v>c efekty relatywistyczne i grawitacyjne – wpływ na odległość – max. 2cm rozszerzanie termiczne tarczy – zmiana gęstości – max. 3 promile dokładność pozycji proton neutrino - 50 m

27 nowe dane: 22.X-6.XI, 4*10 16 pot zbieranie danych z bardzo krótki impulsem protonów 2 ns impuls, 524 ns przerwa nie trzeba robić fitu wiemy kiedy był impuls z którego widzimy oddziaływanie –zaobserwowano 20 oddziływań –czas wysłania neutrina znany z dokładnością do 2 ns

28 przesunięcie = ToF - ToF c każde oddziaływanie można przypisać do krótkiego impulsu nie ma dopasowania t jest liczona dla każdego oddziaływania już niewielka próbka pozwala sprawdzić czy jest przesunięcie =(62.1+/-3.7) ns zgodne z poprzednim wynikiem

29 Troche historii - bo to nie pierwszy taki pomiar wcześniej wynikiem były tylko ograniczenia na różnicę prędkości FNAL – neutrina na krótkiej bazie, E >30GeV, limit (v-c)/c < 4*10 -5 (publ. Phys.Rev.Lett, 1979) MINOS – publikacja z 2007 roku, podobne L, maksimum energii 3 GeV, limit (v-c)/c<(5.1+/-2.9)* SN1987A, E ~10 MeV, baza naprawdę długa – ly limit (v-c)/c<2*10 -9 <<< wynik OPERY !!!

30 MINOS przekładaniec : - warstwa ciężkiego materiału - warstwa czuła (scyntylator) MINOS dwa detektory – bliski i daleki

31 neutrina z wybuchu SN1987A przyleciały 3 godziny wcześniej niż sygnał świetlny 3 detektory zarejestrowały sygnał z supernowej: Kamiokande (Japonia) – 11 przypadków IMB (USA) – 8 przypadków Baksan (Rosja) – 5 przypadków Tego typu sygnał pojawił się w detektorach neutrin i to on był oznaką wybuchy supernowej. gdyby różnica prędkości była taka jaką widzi OPERA przyleciałyby 4 lata przed światłem !!!!

32 plany na przyszłość: w przyszłym roku dłuższy okres z wiązką impulsową (2 ns – 100 ns) udział 4 eksperymentów z Gran Sasso –OPERA –ICARUS –BOREXINO –LVD niezależne zegary, kalibracja wspólna infrastruktura w LNGS różne techniki detekcji, czułość na efekty systematyczne, niezależna analiza

33 ICARUS » Detektor ciekłoargonowy (LAr) » Poszukiwanie oscylacji ν μ =>ν τ » Rejestracja produktów oddziaływań neutrin -> jonizacja ośrodka, rejestracja ładunku e -, 15 GeV, p T =1.16 GeV/c Vertex: 1 0,2p,3n,2,1e - CNGS e interaction, E =16.6 GeV 120 cm 290 cm CNGS interaction, E =21.3 GeV Vertex: 3,5p,9n,3,1 80 cm 300 cm

34 Borexino detektor scyntylacyjny, zbiera dane od 2007 bada neutrina Słoneczne akceptacja kilkarotnie większa niż Opery

35 LVD 23x13x10 metrów działa od 1992 roku monitoruje Galaktyke, zadanie rejestracja zapaści grawitacyjnej masywnej gwiazdy element Supernova Early Worning System – SNEWS

36 plany na przyszłość: pomiary planowane też na pozostałych wiązkach neutrin (USA, Japonia) pomiar dla anty-neutrin czekamy na dalsze sprawdzenia, wynik tak zaskakujący, że wymaga całkowicie niezależnego potwierdzenia wszystkich elementów

37 wiązka w Japonii T2K = Tokaj do Kamioki mniejsza odległość, spodziewany efekt ~25 ns wiązka będzie uruchomiona w styczniu 2012

38 Podsumowanie neutrina są trudne do detekcji, ale mamy coraz więcej informacji o nich pomiar prędkości neutrina dostarczył zaskakującego wyniku, trwa sprawdzanie pierwszy test (głównie metody analizy) potwierdził orginalny zaskakujący wynik publikacja została wysłana do recenzentów bogate plany na przyszły rok dziedzina w której wiele się dzieje spodziewamy się nowych wyników w najbliższym czasie


Pobierz ppt "Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych Warszawa, 1.12.2011RADA DO SPRAW ATOMISTYKI."

Podobne prezentacje


Reklamy Google