Przyszłe eksperymenty neutrinowe i nadzieje z nimi związane Agnieszka Zalewska Instytut Fizyki Jądrowej PAN im. H.Niewodniczańskiego EPS HEP 2009 Sesja dla Nauczycieli

Neutrina czyli cząstki pełne niespodzianek Skąd „bierzemy” neutrina do badań? Oscylacje neutrin – zjawisko spoza Modelu Standardowego Przyszłość: Nowe, potężne źródła neutrin Olbrzymie detektory Wielkie pytania fizyki – Ile waży neutrino? Czym jest neutrino? Czy przyczyniło się do asymetrii występowania materii i antymaterii we Wszechświecie? Co w tej dziedzinie się dzieje w Polsce?

Neutrino wkracza na scenę 1930 – Wolfgang Pauli postuluje istnienie nowej, neutralnej cząstki, aby ratować prawo zachowania energii i krętu w jądrowych rozpadach  „Zrobiłem straszną rzecz. Zaproponowałem cząstkę, która nie może być wykryta. To jest coś, czego teoretyk nie powinien nigdy robić” Wolfgang Pauli

A jednak się udało, choć 25 lat później… Eksperyment Reinesa-Cowana - publikacja z 1956 roku poszukiwanie oddziaływań antyneutrin z reaktora w detektorze wypełnionym wodą z scyntylatorem i z dodatkiem CdCl

Czym są neutrina? W Modelu Standardowym to elementarne cząstki materii - są neutralnymi leptonami, które oddziałują wyłącznie słabo Średnia droga swobodna na oddziaływanie neutrin z rozpadu  neutronu jest rzędu rozmiaru galaktyki, Średnia droga swobodna neutrina o energii 1 GeV (10 9 eV) w materii ziemskiej to 10 6 średnic Ziemi, czyli potrzeba 10 6 takich neutrin, aby jedno z nich oddziałało w Ziemi.  Potrzeba bardzo intensywnych źródeł neutrin i wielkich detektorów

Czym są neutrina? W Modelu Standardowym są 3 zapachy neutrin: e      To wynik bardzo dokładnych pomiarów w eksperymentach przy zderzaczu LEP w CERN W MS neutrina to cząstki o masie zero Wskazywały na to fakty doświadczalne: Koniec rozkładu energii elektronów z rozpadów beta był zgodny z zerową masą neutrina Zmierzona skrętność neutrin (rzut spinu na kierunek pędu) była zawsze równa -1/2

7 Skąd się biorą neutrina? Badania eksperymentalne obejmują neutrina: Naturalne: słoneczne, atmosferyczne, z wybuchu Supernowych oraz z innych źródeł astrofizycznych, geoneutrina Sztucznie wytworzone: reaktorowe i akceleratorowe

Skąd się biorą neutrina? Neutrina są drugimi po fotonach, pod względem częstości występowania we Wszechświecie. W każdym cm 3 jest ok. 300 neutrin reliktowych, czyli pozostałych po Wielkim Wybuchu.

Tu za mało i tam za mało… Badania neutrin słonecznych - rozpoczęły się w pierwszej połowie lat 60. ubiegłego wieku i od razu pojawiła się zagadka – eksperyment mierzył zaledwie 1/3 oczekiwanego strumienia neutrin – dlaczego? Niewiarygodna technika eksperymentalna? Niewiarygodny model Słońca? Badania neutrin atmosferycznych W latach 80. powstało szereg detektorów do poszukiwań rozpadu protonu, przewidywanego przez teorie Wielkiej Unifikacji inspirowane przez sukces teorii oddziaływań elektro-słabych. Oddziaływania neutrin atmosferycznych stanowiły najpoważniejsze tło dla poszukanego rozpadu. Okazało się, że mierzony strumień mionowych neutrin atmosferycznych jest za mały. „Anomalia atmosferyczna” też stanowiła zagadkę.

A jednak mają niezerową masę Oba te niedobory zostały wyjaśnione po odkryciu oscylacji neutrin na przełomie wieków Oscylacje neutrin oznaczają, że neutrina o różnych zapachach mogą przechodzić w siebie nawzajem oraz że neutrina mają różne masy.

Oscylacje neutrin Przy założeniu dwu stanów zapachowych neutrin  i  oraz dwu stanów masowych 1 i 2, prawdopodobieństwo przejścia  w  w próżni: gdzie  m 2 = m 2 2 – m 1 2 wyrażone jest w [eV -2 ], L w [km], a E w [GeV]  m 2 (różnica kwadratów mas stanów 1 i 2) i  (kąt mieszania stanów 1 i 2) to parametry teoretyczne, a L (długość bazy pomiarowej) i E (energia neutrin) są dobierane eksperymentalnie Wpływ materii: wzory na prawdopodobieństwa takie same jak dla oscylacji w próżni, ale efektywne masy i efektywne kąty mieszania - na razie ważny tylko w przypadku neutrin słonecznych

Aspekty eksperymentalne Eksperymenty poszukujące sygnału  w wiązce  : Eksperymenty mierzące osłabienie wiązki  : Liczba obserwowanych przypadków N obs oddziaływań neutrin jest proporcjonalna do przekroju czynnego na oddziaływanie  [cm 2 ], wielkości strumienia neutrin  [cm -2 ] oraz liczby atomów tarczy N na ich drodze:  obs   < cm -2 dla energii rzędu MeV) è Potrzebne jak najsilniejsze źródło neutrin i wielki oraz wydajny detektor; optymalizacja eksperymentów neutrinowych polega na łącznym traktowaniu źródła neutrin, bazy pomiarowej L i detektora

Pomiary oscylacji SuperKamiokande KamLAND SNO 1 ktona D 2 O 1 ktona, scyntylatora 50 kton H 2 O wielkie odkrycia w eksperymentach SuperKamiokande ( atmosferyczne), K2K (akceleratorowe), SNO ( słoneczne) i KamLAND (  reaktorowe) 2003 początek precyzyjnych pomiarów w badaniach oscylacji neutrin

Napełnianie wodą detektora SuperKamiokande

„Oczy” SuperKamiokande e  Wzdłuż torów cząstek naładowanych emitowane jest promieniowanie Czerenkowa, rejestrowane przez fotopowielacze na ścianach zbiornika

SuperKamiokande – zależność L/E Rozkład L/E - bezpośrednie wskazanie na oscylacje Wszystkie pomiary SuperK wskazują na oscylacje   

Eksperyment K2K pierwszy eksperyment akceleratorowy z długą bazą pomiarową

18 Wyniki dla neutrin słonecznych SNO Rozwiązanie zagadki

Antyneutrina z reaktorów Typowa siłownia jądrowa daje 6x10 20 anty- /sek i 3 GW mocy cieplnej

KamLand – zależność P ee od L/E Bardzo dobra zgodność wyników dla neutrin słonecznych i antyneutrin reaktorowych: 2008

Wiemy jednak, że są trzy rodzaje neutrin neutrina atmosferyczne faza łamiąca CP neutrina słoneczne wiąże sektor atmosferyczny i słoneczny 5 parametrów oscylacyjnych: dwie niezależne różnice kwadratów mas, trzy kąty mieszania, faza odpowiedzialna za zachowanie/łamanie symetrii CP

Bardzo ważne pytania na przyszłość Kąt  23 = 45 0 (maksymalny),  12 = 33 0 (duży),  13 < 10 0 (mały), inaczej niż dla kwarków  Czy to przejaw jakiejś nowej symetrii przyrody?  Czy symetria CP w sektorze leptonowym jest zachowana czy jest łamana? Pomiar możliwy, jeśli   nie jest zbyt mały Bardzo ważne pytanie, bo łamanie symetrii CP dla kwarków wydaje się nie wystarczać dla wyjaśnienia asymetrii między materią i antymaterią  m 2 23  2.5 x eV 2,  m 2 12  8 x eV 2, |  m 2 13 |=|  m  m 2 12 |

Program badań oscylacji Potrzebne bardzo precyzyjne pomiary Pierwsza generacja eksperymentów (rozpoczęte lub bliskie realizacji) – lata : Eksperyment MINOS na wiązce NuMi Eksperyment OPERA na wiązce CNGS Eksperymenty Borexino (słoneczny) i Double-CHOOZ (reaktorowy) Eksperyment T2K w Japonii na super-wiązce z Tokai do Kamioki Druga generacja eksperymentów (w trakcie budowy lub finalnych dyskusji) – lata : Eksperyment NO A na wiązce (potem super-wiązce) NuMi Eksperymenty reaktorowe nowej generacji (DayaBay) Trzecia generacja eksperymentów (w realizacji tylko programy R&D) – po 2015: Eksperymenty na wiązkach z fabryki neutrin lub wiązkach  Gigantyczne detektory, bardzo długie bazy pomiarowe

Projekty akceleratorowe NuMi i CNGS  NuMi - wiązka neutrin z FNAL do detektora MINOS w kopalni Soudan, start in 2005, pomiar osłabienia wiązki   w oparciu o bliski i daleki detektor  lepszy pomiar parametrów w obszarze atm  CNGS - wiązka z CERN do LNGS, daleki detektor OPERA (i mały detektor ICARUS), start w 2006, poszukiwania oddziaływań , pochodzących z oscylacji  W realizacji:

Przyszłe intensywne źródła neutrin Superwiązki -konwencjonalne wiązki dużej intensywności, Neutrina z rozpadów mezonów  Fabryki neutrin - nowy typ akceleratora, neutrina z rozpadów  Nowszy pomysł (2002 rok) -przyspieszać 6 He (źródło antyneutrin) i 18 Ne (źródło neutrin) Wiązki 

Ile waży neutrino? Badania oscylacji nie mogą dać odpowiedzi na pytanie, gdzie jest zero na tej skali masy czyli jakie są bezwzględne masy neutrin. hierarchia odwróconahierarchia normalna Z badania oscylacji wiemy, że najcięższe z neutrin musi mieć masę większą niż 50 meV

27 Dlaczego taki rozkład mas elementarnych fermionów?

Jak można zmierzyć masy neutrin? Bezpośredni pomiar masy: -- w oparciu o analizę kinematyczną rozpadów  (pomiar widma elektronów i zastosowanie prawa zachowania energii i pędu) -- z czasu przelotu neutrin z wybuchu gwiazdy supernowej (Nagroda Nobla w 2002 roku za obserwację neutrin z wybuchu supernowej 1987A – początek astronomii neutrinowej) W oparciu o pomiary kosmologiczne: bardzo czuła metoda, ale zależna od modelu W oparciu o podwójny bezneutrinowy rozpad  : bardzo czuła metoda, ale neutrino musi być cząstką Majorany czyli neutrino jest identyczne z antyneutrinem

Pomiar masy e w oparciu o rozpad  trytu Obecne ograniczenie m( e )<2.2 eV – eksperymenty Mainz i Troitsk W przygotowaniu eksperyment KATRIN (start w 2011 roku), który ma osiągnąć 0.2 eV

30 Transport spektrometru eksperymentu KATRIN

Podwójny bezneutrinowy rozpad beta Dla niektórych jąder parzysto-parzystych sekwencja rozpadów jest zabroniona przez prawo zachowania energii i zachodzi podwójny rozpad  Kilka bardzo ciekawych eksperymentów poszukuje rozpadów  Jeśli  to neutrino cząstką Majorany

Neutrina skrajnie wysokich energii - Czy istnieją? - Skąd przychodzą? --> detektory o objętości 1km 3

33 A.Zalewska, w ANTARES 3800:4000 m 2400 m 3400 m NEMO NESTOR Podwodne teleskopy neutrinowe – Morze Śródziemne

A co dzieje się w Polsce? Obecnie: Polscy fizycy uczestniczą w eksperymentach T2K, ICARUS, Borexino, MINOS, SuperNEMO. Prowadzone są prace nad stworzeniem międzynarodowego podziemnego laboratorium SUNLAB (Sieroszowice UNderground LABoratory) w ZG Polkowice-Sieroszowice – dla eksperymentu ArDM i w ramach projektu LAGUNA.

35 M.Turała 35 ZG Polkowice-Sieroszowice (178 km 2 podziemnego obszaru eksploatacji rud miedzi), oddział KGHM Polska Miedź S.A. Każmierzów koło Polkowic, ok. 90 km od lotniska we Wrocławiu, bardzo dobre drogi, np. dojazd z Krakowa A4+3, od CERN-u dla neutrin w prostej linii 950 km Przekrój geologiczny- powyżej rud miedzi grube pokłady anhydrytu, soli i dolomitu na głębokościach od 600 do 1400 m od powierzchni ziemi SUNLAB – lokalizacja

M.Turała 36 W ZG Polkowice-Sieroszowice istnieją wielkie komory solne, np. ta ze zdjęcia obok: objętość: 85 x 15 x 20 m 3, głębokość ~950 m (2200 m.w.e.) od powierzchni ziemi bardzo niska wilgotność, temperatura ~35 0 SUNLAB 1 (2011) - ArDM w komorze solnej U-238: Bq/kg U-234: Bq/kg Th-232: Bq/kg K-40: Bq/kg (pomiary w IFJ PAN i UŚ) Bardzo niski poziom naturalnej promieniotwórczości w soli Dyrekcja kopalni widzi możliwość uruchomienia laboratorium SUNLAB 1 na początek 2011 roku, celem umieszczenia w nim detektora eksperymentu ArDM. W 2010 roku prace z małym, testowym detektorem o pojemności 3 l ciekłego argonu (SUNLAB 0)

37 M.TurałaASPERA Polish National Day, LAGUNA – rozpatrywane lokalizacje przyszłego laboratorium europejskiego dla detektorów o masie kton

M.Turała SUNLAB2 - GLACIER w ZG Polkowice-Sieroszowice – wizyta uczestników projektu LAGUNA w kopalni w ramach plenarnego zebrania LAGUNY w Wrocławiu ( ) Studium bezpieczeństwa – w ścisłej współpracy z kopalnią, ukończone Studia geo-mechaniczne przeprowadzone przez KGHM CUPRUM dla 4 lokalizacji detektora GLACIER - najlepsza w anhydrycie na głębokości 620 m, w obszarze, gdzie pod spodem nie ma miedzi, z dala od obecnie prowadzonego wydobycia, blisko wielkiego szybu P7

Fizycy czy górnicy – trzeba się przyzwyczajać…

Zamiast podsumowania Neutrina są interdyscyplinarne – łączą różne działy badań podstawowych z fizyki, geofizykę, astrofizykę i kosmologię. Czy maleńka masa neutrin (prawdopodobnie sporo mniejsza niż 1 eV) doprowadzi nas do poznania nowych praw przyrody i nowych cząstek? Czy uda nam się stworzyć dobre, międzynarodowe laboratorium podziemne w Polsce?

Rezerwowe

Oscylacje neutrin L  1 km, E  1 GeV   m 2  eV 2 (eksp. NOMAD i CHORUS) L  10 4 km, E  100 MeV   m 2  eV 2 ( atm niskiej en. i średnica Ziemi) L  10 3 km, E  1 GeV   m 2  eV 2 ( accel i baza L rzędu kilkuset km) L  10 8 km, E  10 MeV   m 2  eV 2 ( słon i odległość Słońce-Ziemia) Przykłady: Oscylacje neutrin słonecznych i atmosferycznych są całkiem dobrze opisywane przez ten prosty model z udziałem dwu stanów zapachowych i dwu stanów masowych

Neutrina atmosferyczne  , K   e±e±  e μ±μ± p, He... atmosfera oddziaływanie 10~30km ~2(dla E  1GeV) >2(dla E  1GeV) atm - tło dla poszukiwań rozpadu protonu w górę w dół Pierwotne promienie kosmiczne

Neutrina słoneczne Słoneczne e powstają w samym środku Słońca Przez ponad 30 lat obserwowano na Ziemi niedobór słon względem przewidywań modelu Słońca (od 40% do blisko 70%) Częściowe wyjaśnienie dzięki pomiarom SuperK, całkowite -SNO Większość neutrin słonecznych pochodzi z reakcji pp Eksperymenty (od 1969 r) mierzą reakcje: W szczególności: SuperK wszystkie

SuperKamiokande - zależność roczna  słon  Roczne zmiany wielkości strumienia neutrin słonecznych są zgodne z rocznymi zmianami odległości Ziemia-Słońce  To efekty masowe przy przejściu neutrin z wnętrza do powierzchni Słońca decydują o zmianie zapachu neutrin

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, głównie czuły na e, duża czułość na kierunek reakcja mierzona w SuperK Trzy fazy eksperymentu (obecnie trzecia) – cele: jak najlepsza wydajność rejestracji neutronów i jak najlepsze odróżnienie reakcji NC

Obserwowane w detektorze widmo energii antyneutrin jest wynikiem złożenia widma antyneutrin powstałych w reaktorze i przekroju czynnego na ich oddziaływanie KamLAND – rozkład energii anty- e i drogi L E L KamLAND