Neutrina – najbardziej nieuchwytne cząstki materii Neutrino? F. Reines: „....najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką kiedykolwiek człowiek wymyślił.” masa neutrina < 10-6 masy elektronu ładunek elektryczny = 0 bardzo rzadko obserwowane A tymczasem: Słońce emituje: 2x1038 ν/sec Na Ziemię przybywa: > 4x1010 ν/sec/cm2 We wszechświecie: 330 ν/cm3 (3 razy mniej niż fotonów, ale 109 razy więcej niż nukleonów) Despite that (or because of thet!), it never ceased to question physicists and to give headaches To the one who wants to detect it.

Zagadkowe neutrina oraz poszukiwanie cząstek ciemnej materii

Jak małe jest neutrino? neutrino

Jądro atomowe Neutron Quarks Proton >

Model Standardowy – elementarne cząstki materii Charge Charge antykwarki kwarki leptony antyleptony

Elementarne cząstki hadronowe Bariony: Lambda Proton Antiproton Mezony:

Spin Mówimy, że cząstki elementarne mają spin: Left-handed particle Right-handed particle

Model Standardowy - oddziaływania Z eksperymentów znamy oddziaływania: Silne Elektro-magnetyczne Słabe Oddziaływania elektro-słabe

Nośniki oddziaływań n e- e- kwark Fermiony s=1/2 Fermiony s=1/2 Bozony gluony - g Silne kwark kwark fotony g Elektro- magnet. e- e- Słabe bozony pośredniczące n kwark diagramy Feynmana

Oddziaływania słabe W- W+ W- W+ Bozony pośredniczące transformują fermiony górne w dolne i na odwrót W- W+ W- W+

Zachowanie liczb leptonowych Np. rozpad taonu: liczba taonowa: +1 0 0 +1 liczba mionowa 0 +1 -1 0 liczba taonowa: -1 0 0 +1 liczba elektronowa 0 -1 +1 0

Oddziaływania elektro-słabe (leptonowe) Rozpad mionu:

Oddziaływania elektro-słabe (semi-leptonowe) Rozpad b neutronu ‘odwrotny rozpad beta’ Wychwyt elektronu

Trochę liczb -jednostki Jednostka energii (masy) używana w fizyce czastek elementarnych: 1 eV (elektronowolt) 1 eV – energia czastki o elementarnym ładunku uzyskana na skutek różnicy potencjałów 1V Często wygodnie jest podawać masę w jednostkach energii: (E=mc2; c=1)

Masy neutrin bardzo małe masy neutrin sprzed 1998 r

Komu potrzebne są 3 generacje? Neutrina mogą pomóc w rozwiązaniu tej i innych zagadek modelu standardowego cząstek i oddziaływań

Neutrina oddziałują tylko słabo Średnia droga na oddziaływanie neutrina o energii 10 MeV przechodzącego przez Ziemię: Czyli jedno neutrino oddziałuje średnio po przebyciu około miliarda średnic Ziemi Ale jeżeli mamy np. strumień neutrin: to przez detektor o rozmiarach ok. 40m *40m *40m przechodzi ok. 1018 neutrin dziennie i z tego neutrin mogłoby oddziałać Czy mamy tak potężne źródła neutrin?

Naturalne źródła neutrin

Jak świeci Słońce? Słońce świeci dzięki energii z reakcji termojądrowych w rdzeniu gwiazdy. gdzie Lsun to świetlność Słońca 1AU to odległość ze Słońca do Ziemi

Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu p+p—> ne+e++d 0.42MeV max p+ e-+ p—> ne+d 1.44 MeV d+p—> g+3He ppI (85%) 3He+3He—> 4He+p+p 3He+4He—> 7Be+g 7Be+ e-—> ne+7Li .86 MeV 7Be+p—> 8B+g 8B—> e-+ne+8Be 15 MeV max rzadkie ale łatwiejsza detekcja 7Li+p—> 4He+ 4He 8Be—> 4He+ 4He ppIII (0.01%) ppII (15%)

Ewolucja gwiazd Grawitacja walczy z ciśnieniem Rdzeń się zapada i zapala Ze strony: zebu.uoregon.edu/textbook/se.html Stellar Evolution is driven entirely by the never ending battle between Pressure and Gravity . As imbalances are reached, the star is driven to find a new Energy source. Each new stage in stellar evolution is hence marked by a different energy generation mechansism. These stages are discussed below: Structure of a Main Sequence Star Here see that a main sequence star has a simple structure. Pressure and gravitational forces are equal, the star is stable and its core is sufficiently hot to fuse Eventually the core of the main sequence star will become pure Helium and that will mark a new evolutionary phase for the star. - „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 2, 2003

Supernowa typu II - zapaść grawitacyjna Główne reakcje jądrowe: Reakcja Temperatura zapłonu (w milionach stopni K) 4 1H --> 4He 10 3 4He --> 8Be + 4He --> 12C 100 12C + 4He --> 16O 2 12C --> 4He + 20Ne 600 20Ne + 4He --> n + 23Mg 2 16O --> 4He + 28Si 1500 2 16O --> 2 4He + 24Mg 4000 2 28Si --> 56Fe 6000 ze strony www.cvconseils.com/etoiles.html Seule la dissociation du fer par les rayons gamma est endothermique; ce refroidissement provoque l'implosion du coeur de l'étoile et son explosion en supernova.

Neutrina z Supernowych 56Fe ma maksymalną energię wiązania koniec reakcji fuzji oraz koniec produkcji ciepła Gdy rdzeń osiąga masę = 1.4 masy Słońca wtedy zwycięża grawitacja i rdzeń się zapada Elektrony atomów żelaza są absorbowane przez protony: krótki impuls neutrin (ok. 1 msec) gwiazda neutronowa Z energii termicznej powstają kwanty g, które anihilują w pary e+e- neutrina termiczne

Neutrina z Supernowych Neutrina unoszą 99% całkowitej energii z wybuchu SN Puls termiczny trwa kilka sekund W ciągu tych kilku sekund energia neutrin przekracza całą widzialną energię Wszechświata Neutrina są jedynym źródłem informacji o tym, co się działo w rdzeniu zapadającej się gwiazdy, z którego tworzy się gwiazda neutronowa Neutrina docierają wcześniej niż światło Neutrina są w stanie dotrzeć z SN niewidocznych w świetle widzialnym Jedyny problem: Jak je zaobserwować?

SN 1987A Pojawiła się w Wielkim Obłoku Magellana 23 lutego 1987. Odległość: 170000 ly Pierwsza tak bliska SN zauważona od 1604r. Pierwsza obserwacja neutrin spoza układu słonecznego. SN 1987A ze strony www.cvconseils.com/etoiles.html"La supernovae du siecle est, en ce qui nous concerne, SN 1987A. Elle apparut le 23 février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, une des galaxies "satellites" de la nôtre. Elle permit aux scientifiques de recueillir une masse énorme de données sur le phénomène supernovae. Pour le plaisir des yeux, je presente ci-dessus l'un des plus beaux restes de supernova." (Thomas Douvion) Zdjęcia z teleskopu Hubbla

Neutrina z SN1987A Obserwacje te potwierdziły, że procesy poznane Szczęśliwie działały wtedy 4 wielkie detektory podziemne zdolne wykryć po kilka(naście) neutrin każdy! Kamiokande (Nobel 2002) Japonia 11 przypadków IMB USA 8 przypadków Baksan Rosja 5 przypadków LSD Francja ??? Obserwacje te potwierdziły, że procesy poznane w laboratoriach oraz wymyślone na ich podstawie modele tego, co dzieje się w odległości 170000ly, w zupełnie innych warunkach niż znane na Ziemi są słuszne!

Neutrina atmosferyczne Z supernowych przybywają promienie kosmiczne Na wysokości ok. 40 km produkują mezony p, K Mezony rozpadają się na miony i neutrina Miony też się rozpadaja na neutrina i elektrony Jeśli chcemy obserwować neutrina musimy uciekać pod Ziemię – gwiazdy można obserwować z kopalni!

Astrofizyka neutrin wielkich energii Źródła przyśpieszające protony generują z grubsza te same liczby neutrin co i kwantów gamma of gamma rays and neutrinos ! Neutrina nie są absorbowane w żródłach Neutrina nie oddziałują podczas propagacji Background: atmospheric neutrinos Signal from cosmic accelerators

Jak obserwować neutrina? Skoro tak słabo oddziałują, że mogą uciec niezaburzone z gwiazd , to jak je złapać? Trzeba: Zbudować wielkie detektory pod Ziemią czyli najlepiej obserwować Słońce z kopalni! Np. Detektor Super-Kamiokande

Detektory w kopalni Kamioka Experymenty: Kamiokande Super-Kamiokande KamLand:

Wjazd do kopalni Kamioka

Detektor Super-Kamiokande 50,000 ton bardzo czystej wody 1000 m pod ziemią 11,146 fotopowielaczy (PMT) o średnicy 20 cali 1,885 PMT w warstwie zewn. 42m

Detektory Czerenkowa Gdy cząstka porusza się z prędkością (gdzie v to prędkość światła w wodzie) emitowane są fotony światła pod kątem: gdzie n to współczynnik załamania światła; w wodzie n=1.33

Fotopowielacze Średnica 20” Niepewność określenia czasu 1nsec

Super-Kamiokande w trakcie napełniania

Mion zarejestrowany w SK czas życia mionu 2.2 msec

Amanda / Ice Cube Można też wykorzystać światło Czerenkowa w lodzie i umieścić fotopowielacze pod warstwą 2 km lodu na Antarktydzie. 1 km deep under water / ice m Planowany eksperyment: ICE CUBE, 1000000000 m3 ~ 5000 PMTs n

Zagadka neutrin atmosferycznych

Atmosph

Rozkłady kątowe ne i nm M.C. simulations (without oscillations) czyli ne pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast nm „gubią się” tym bardziej im dłuższa droga

Asymetria góra-dół w Super-Kamiokande Fig. 1.6. The up-to-down asymmetry for muon (2486) and electron (2531) single ring fully contained and partially contained (665) events in SuperK, from 1144.4 days of live time (analyzed by 6/00), as a function of observed charged particle mo- mentum. The muon data include a point for the partially contained events (PC) with more than about 1 GeV . The hatched region indicates no-oscillation expec- tations, and the dashed line µ - oscillations with m2 = 3.2 × 10-3eV 2 and maximal mixing[21]. Learned

Co się stało z nm po drodze przez Ziemię? A co by było gdyby:

Przekroje czynne nt Prawdopodobieństwo oddziaływania: znacznie mniejsze niż: bo masy: m 106 MeV t 1777 MeV Czyli jeśli do detektora docierają nt zamiast nm to je znacznie trudniej obserwujemy.

Zmiana zapachu neutrin a Model Standardowy Dotychczas zakazana! Na ile trzeba rozszerzyć Model Standardowy żeby uwzględnić zmianę zapachu neutrin?

Oscylacje neutrin zmienia się w czasie propagacji i stąd: Stany o masach: zmienia się w czasie propagacji i stąd: z prawdopodobieństwem: L odl. do detektora E energia neutrina

Neutrino oscillations

Prawdopodobieństwo oscylacji Prawdopodobieństwo zmiany stanu a w stan b: parametry oscylacji m - masa (w eV) - kąt mieszania warunki eksperymentalne: En – energia neutrin (w GeV) L - odległośc od źródła do detektora (km) Długość oscylacji: „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 5, 2003

Jak nm znikają w funkcji zmiennej L/E? Oscillation Decay Decoherence Prawdopodobieństwo przeżycia nm Alternatywne (do oscylacji) hipotezy wykluczone.

Parametry oscylacji opisujące neutrina atmosferyczne: nmnt J. Goodman, LP2001

Zagadka neutrin słonecznych i jej rozwiązanie

Widmo energetyczne neutrin słonecznych Uwaga: tylko ne

Eksperymenty „słoneczne” Radio-Chemiczne(CC): Homestake (Chlor), Gallex (Gal), SAGE (Gal), GNO (Gal) Rozpraszanie elastyczne na elektronach (CC+NC): Kamiokande (Water-Cherenkov), Super-Kamiokande (Water-Cherenkov), Borexino (ciekły scyntylator) Cherenkov (CC): SNO (Deuter) Cherenkov (NC): SNO (Deuter)

Neutrina przybywają ze Słońca

Neutrinografia Słońca z kopalni Kamioka faktyczny rozmiar Słońca – pół pixela

Zliczanie neutrin słonecznych w SK neutrino elektronowe inne typy neutrin Dane: Oczekuje się: 287,000 przypadków 22,400 przypadków słonecznych 48,200 słonecznych neutrin Obserwuje się tylko połowę oczekiwanych ne

SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Nowy wodny detektor czerenkowski: 2 km pod ziemią 1000 ton D2O 104 - 8” PMTs 6500 ton H2O

SNO detector Głębokość: 2200 m Miejsce: Sudbury, Canada

n Reactions in SNO Charged Current Reaction: Neutral Current Reaction: ne + d ® p + p + e- Ethres= 1.4 MeV Charged Current Reaction: • 6-9 events per day • ne flux and energy spectrum • Some directional sensitivity (1 - 1/3COSqe) Neutral Current Reaction: • 1-2 or 6-8 events per day (different detection mechanisms) • Total solar 8B active neutrino flux Elastic Scattering Reaction: • 1-2.5 events per day • Directional sensitivity (very forward peaked) CC ne e- W n p nx + d ® nx + p + n Ethres = 2.2 MeV NC n n Z n/p n/p nx + e- ® nx + e- Ethres = 0 MeV ES ne ne ne n n e- W Z W ne e- e- e- e- e-

Wyniki eksperymentu SNO Calculated/measured: Neutron bkg 78±12 (Cher) bkg 45±15 Fit: CC 1968 ES 264 NC+n bkg 654 PRL, 19 April 2002; Znajac ksztalty kazdej z krzywych fitowali ich wzgledny udzial, a potem z od „NC+bkg neutrons” odejmowali bkg neutrons, które wczesniej policzyli na podstawie roznych pomiarow. Najpierw fity robili dla wszystkich 3 rysunkow, a potem bez rozkladow energii, żeby uwzglednic mozliwosc modyfikacji energii przez oscylacje.

Oscylacje neutrin – wyniki ze SNO i SK SNO CC = 1.760.11 SK ES = 2.320.09 CC = e ES = e +0.154 , [x106/cm2/s] , = 3.450.65 X = 5.210.66 (całkowity strumień) (SSM = 5.05+1.01/-0.81) SK

Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

Słoneczne ne transformują się: w drodze z miejsca produkcji w rdzeniu Słońca do detektorów.

Solar ν - fits

Parametry oscylacji neutrin słonecznych

Oscylacje 3 zapachów Przy 3 generacjach są 3 Dm2’s ale tylko 2 różnice są niezależne: „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 5 2003

Co wiemy o masach neutrin? Atmosferyczne Słoneczne Czyli co najmniej jedna masa: Z bezpośrednich pomiarów masy: m(e)< 2.2 eV Stąd: „From neutrinos to cosmic sources”, D. Kiełczewska and E. Rondio

Neutrina reliktowe Pozostałe po Wielkim Wybuchu: 56 per cm3 of each type of neutrino and antineutrino. Consequently, if electron, muon, and tau neutrino masses add up to about 49 eV/c2 Neutrinowa ciemna materia: neutrinowa część całkowitej energii Wszechświata

Wkład neutrin do energii Wszechświata Z oscylacji: (jest to 25% energii z całkowitej widzialnej materii) Z drugiej strony z pomiarów bezpośrednich: Jednakże kosmologia CDM wymaga, żeby: (jeżeli zbyt wiele energii niosą neutrina trudne jest zrozumienie jak formowały się galaktyki i wielkie struktury) „From neutrinos to cosmic sources”, D. Kiełczewska and E. Rondio

Podsumowanie Od 1998 roku dowiedzieliśmy się, że: Atmosferyczne neutrina mionowe oscylują: Eksperyment akceleratorowy K2K potwierdza oscylacje neutrin atmosferycznych Słoneczne neutrina elektronowe oscylują: Eksperyment reaktorowy KamLAND potwierdza to rozwiązanie Przyszłość: wiele nowych projektów ....i możliwych niespodzianek