FIZYKA CZĄSTEK od starożytnych do modelu standardowego i dalej Krzysztof Fiałkowski, IFUJ

Plan wykładów Krótka historia fizyki cząstek: prehistoria, źródła naturalne i akceleratory, leptony i hadrony, model kwarków, unifikacja GSW, QCD i kompletny model standardowy Droga odkryć na przykładzie neutrin: reaktory, Słońce, akceleratory, detektory, masy neutrin, oscylacje, neutrino Majorany Podsumowanie i perspektywy: nagrody Nobla, lista cząstek, brakujące ogniwa

Czy istnieją cząstki elementarne? Demokryt (via Lukrecjusz): istnieje granica możliwości podziału materii, czyli cząstki niepodzielne (atomos). Arystoteles: to niemożliwe, bo pomiędzy atomami byłaby próżnia, a na to natura nie pozwala. Dziś niby zgadzamy się z Demokrytem, ale TAK NAPRAWDĘ próżnia to nie próżnia, więc?

Atomy XIX wieku Dalton: atomy tłumaczą stałe proporcje pierwiastków w związkach chemicznych (z dokładnością do stałych wymiernych). Boltzmann: termodynamika jako fizyka statystyczna cząsteczek/atomów. Einstein, Smoluchowski: ruchy Browna jako skutki uderzeń atomów w widzialne cząstki zawiesiny, pyłki itp..

Budowa atomu Thomson: 1897 elektrony, 1904 model atomu „ciasta z rodzynkami”. 1896 Becquerel, 1900 Villard: radioaktywność a, b, g ( zmienność atomów). ’11 Rutherford: jądro dla wytłumaczenia rozpraszania cząstek a do tyłu, proton – jądro atomu wodoru.

Wstawka: jak badać mikrostrukturę? Naiwnie: a) zobaczyć, b) rozłożyć na części. Fizycznie: a) zbadać rozproszenie fali, b) dostarczyć energię > energii wiązania. Granice możliwości w zapisie kwantowym: a)l<<R (światło), Q2>ℏ2/R2E>ℏc/R (cząstki, to samo wg. de Broglie’a), b)DE≥ℏc/R (Heisenberg: znów to samo). Zatem: do badania mikroświata konieczne wielkie energie! Skala: ℏc≈0.2GeV·fm, więc 0.1nm↔1keV (atom) 10fm↔10MeV (jądro); będzie dalej!

Budowa atomu II Model Bohra atomu: „orbity” elektronów wokół jądra, ale bez promieniowania (wbrew fizyce klasycznej!). ’30 Pauli: hipoteza neutrina dla ocalenia praw zachowania energii i momentu pędu w rozpadzie b. Fermi: teoria rozpadu b, słabe oddziaływania: zerowy zasięg – nieskończona masa bozonu? ’32 Anderson: pozyton (antycząstka elektronu). ’32 Chadwick: neutron (a+Be=n+C; Joliot-Curie). Heisenberg (Majorana, Iwanienko): jądra -układy protonów i neutronów – „nukleonów”, izospin.

Początki fizyki cząstek Uwaga: dotąd wystarczały cząstki a z rozpadów (kilka MeV), wyższe energie z promieniowania kosmicznego ( a właściwie produktów zderzeń z atomami atmosfery). Od ’32 akceleratory (Cockroft, Walton liniowy, Lawrence cykliczny). ’35 Yukawa: teoria mezonowa dla wyjaśnienia skończonego zasięgu R sił jądrowych, a stąd np. stałej gęstości materii jądrowej. ’37 Anderson: mion, mezon? Nie! Kto zamawiał? ’47 Powell: odkrycie mezonu p, mp=ℏ/cR; pmn.

Niespodzianki powojenne ’47 Rochester, Butler: „cząstki V” w emulsji. ’52 Danysz, Pniewski: hiperjądra. ’52 Fermi: nowe hadrony (silnie oddziałujące), krótkożyjące („rezonanse”), DE≈100MeV. ’55 Lee-Yang: teoria niezachowania parzystości w rozpadzie b; Wu: potwierdzenie eksp.; neutrina o zerowej masie? ’55 Gell-Mann: dziwność S, prawo zachowania: cząstki dziwne tworzone parami w o. silnych, rozpad wolny przez o. słabe, bez zachowania S. ’56 Reines i Cowan: oddziaływanie neutrin.

Nowe akceleratory Cyklotron pozwalał na nadanie Ek<<mc2, wtedy częstość obiegu w stałym B stała. Do wyższych energii konieczna zmienność pola, wygodny stały promień, niewielka objętość pola i przyspieszanie „pęczków”: synchrotron (dla e v≈c, dla p zmienna). Dziś praktycznie cykliczne i liniowe mają te same elementy przyspieszające, MeV/m (może będzie GeV/m?), ale w cyklicznych strata na promieniowanie – granica 100GeV dla e, 20TeV dla p. Zderzające się wiązki!

Dalsze kłopoty i próby porządkowania ’61 Glashow: oddziaływania słabe jak elektromagnetyczne z nowymi bozonami? ’62 Lederman, Schwartz, Steinberger i inni: dwa neutrina. ’64 Cronin i Fitch: niezachowanie CP. ’64 Gell-Mann i Zweig: model kwarkowy (u,d,s) hadronów. Nieudane próby odkrycia kwarków – uwięzienie? ’67 Salam, Weinberg: pełna teoria „GSW” oddziaływań „elektrosłabych”.

Rewolucja lat 70-tych ’70 Glashow, Ilopoulos, Maiani: dla słabych o. konieczny czwarty kwark. ’73 Gross, Wilczek, Politzer: asymptotyczna swoboda silnych o.: kwarki uwięzione, ale im bliżej, tym słabiej oddziałują. ’74 Richter/Ting: odkrycie cząstki j/y, świat 4 kwarków(u,d,s,c) i 4 leptonów (e,ne,m,nm). ’75 Perl: odkrycie leptonu t. ’77 Lederman: cząstka ϒ - piąty kwark b.

„Kompletny” model standardowy ’83 UA1, UA2 (CERN collider): odkrycie bozonów W, Z m≈100mp (Nobel: Rubbia - collider, van der Meer - ogniskowanie). ’90 LEP (bilans rozpadów Z): tylko 3 neutrina. ’95 CDF, D0: odkrycie szóstego kwarku t w zderzeniach pp (rozpady na Wb). ’98 niespodzianka: neutrina mają masę!

Jak się tego dowiedzieliśmy? Przykład: neutrino Przypomnienie: hipoteza neutrina Pauli ’30 Przesłanki: a) w rozpadzie b widmo energii elektronu ciągłe od 0 do Emax (dla a, g dyskretne) b) jądra przed- i po rozpadzie oba spin całkowity (w ħ), albo oba połówkowy Niezachowanie energii i momentu pędu? List Pauli’ego

Dalsza historia neutrin Przypomnienie: Reines (Nobel ’95) i Cowan rejestrowali produkty reakcji np→e+n (pozyton przez anihilację na 2 g, neutron przez wychwyt w kadmie i emisję kilku g z wzbudzonego jądra) Rejestracja neutrin to zawsze rejestracja produktów oddziaływania n z materią! Skoro tylko znikomy ułamek (rzędu 10-12) oddziałuje, potrzebne potężne strumienie! Reines-Cowan z reaktora. Skąd jeszcze?

Neutrina słoneczne W latach ’30 XX wieku fizycy (Hans Bethe i inni) ustalili źródła energii słońca: reakcje fuzji jąder wodoru w jądra helu p+p→d+e++n; p+d →3He+g; 3He+3He → 4He+2p+g, w sumie 6p → 4He+2n+2p+2e++3g. Pozytony anihilują, kwanty g, protony i jądra helu oddają swoją energię kinetyczną otoczeniu zwiększając jego temperaturę, neutrina uciekają. Te neutrina mają energię poniżej energii spoczynkowej e, trudno je rejestrować, ale są i neutrina z innych reakcji, o wyższej energii. Ile neutrin dolatuje do nas ze Słońca?

Strumień neutrin słonecznych Ze strumienia energii elektromagnetycznej ze Słońca na Ziemi i odległości Ziemia-Słońce obliczono „moc Słońca”: 4·1026 W, a stąd liczbę neutrin emitowanych przez Słońce: 5·1038/s i strumień neutrin na Ziemi: 6·1010/s/cm2. To jest porównywalne ze strumieniem w pobliżu reaktorów! Davis: eksperyment detekcji tych neutrin z reakcji n+37Cl → 37Ar+e- (tylko dla E>0.8MeV, więc mały ułamek neutrin, ale i tak mnóstwo)

Eksperyment Davisa (Nobel ’02) Aparatura: zbiornik 615 t C2Cl4 (środek czyszczący) w starej kopalni złota Homestake (Dakota S) 1500m pod ziemią Co 2 miesiące argon wypłukiwany helem ze zbiornika, mierzona liczba jego atomów przez rozpady b W latach 1970-94 zarejestrowano 875 rozpadów, stąd oszacowano 2200 reakcji: 3 razy mniej, niż przewidywała teoria!!!

Antrakt: różne neutrina W rozpadzie p →mn „ginie” połowa energii unoszona najwyraźniej przez neutrino, ale czy to neutrino „mionowe” tożsame z n z rozpadu b? Lederman, Schwartz, Steinberger (Nobel’88): wiązka pionów ze zderzeń protonów z tarczą formowana, po czasie > czasu rozpadu kierowana przez osłonę (wiele metrów stali z rozbieranego pancernika) do detektorów „kanapek”: warstwy materii i scyntylatora. Wynik: produkowane są miony, a nie elektrony! Dziś wiemy, że jest i trzecie neutrino „taonowe”.

Inne eksperymenty Dalsze radiochemiczne: GALLEX, SAGE z użyciem 71Ga →71Ge (już dla E>0.2MeV) – nadal mniej neutrin, niż z teorii (ok. ½). Inna technika: pomiar „na bieżąco” przez rejestrację elektronu/mionu, w który zmienia się neutrino oddziałując z nukleonami materii. Nadal deficyt neutrin słonecznych! Najwygodniej gdy tarcza=detektor: zbiorniki wodne, w których wytworzone e/m wysyłają promieniowanie Czerenkowa (odpowiednik naddźwiękowego grzmotu dla v>c/n). Dziś największy: Superkamiokande (50 kt!).

Neutrina z innych źródeł „Atmosferyczne” – z rozpadów pionów produkowanych w atmosferze przez promieniowanie kosmiczne i z rozpadów mionów z rozpadów pionów Odkrycie Superkamiokande (Koshiba Nobel 2003): neutrin elektronowych tyle samo „z dołu”, co „z góry”, mionowych znacznie mniej „z dołu”. Wyjaśnienie: mionowe zmieniają się po drodze w taonowe, „niewidoczne” dla SK- oscylacje. Podobne tłumaczenie dla neutrin słonecznych! Ale to możliwe tylko, gdy masa różna od zera!

Dalsze badania Widmo energii elektronów z rozpadu b trytu dowodzi, że mn < 10-5 me. Oscylacje (zamiana w locie na inny rodzaj neutrin) możliwe tylko, gdy znane neutrina to kombinacje 3 stanów o różnych masach. Jak to dokładniej zbadać? Dokładniejszy pomiar rozpadu b trytu (KATRIN). Poszukiwania tzw. bezneutrinowego podwójnego rozpadu b (GERDA). Badania oscylacji dla znanej dokładnie wiązki z akceleratora (K2K, CNGS).

Bezneutrinowy podwójny rozpad b (lata ’30) •Maria Goeppert-Mayer: są jądra parzysto-parzyste, dla których nie ma rozpadu b (jądro z Z’=Z+1 jest cięższe), ale możliwy rozpad bb: (Z)→(Z+2)+2e+2n (jądro z Z’=Z+2 jest lżejsze!). •Ettore Majorana: teoria neutrin tożsamych z antyneutrinami. •Racah, Furry: dla takich neutrin możliwe nowe procesy, w tym „bezneutrinowy rozpad bb”: (Z)→(Z+2)+2e •Jeśli wykryjemy, udowodnimy, że neutrina to „cząstki Majorany” i wyznaczymy ich masę! Ale te rozpady są bardzo rzadkie, a izotopy drogie…

Schemat eksperymentu GERDA w Gran Sasso

CNGS Aby wykryć oscylacje dla „wygodnych” energii neutrin, „daleki” detektor musi być setki kilometrów od źródła – akceleratora (podobnego, jak w eksperymencie LSS). Na szczęście neutrina mogą lecieć bez „prowadnicy”, prosto przez Ziemię. Już działa taki układ w Japonii (K2K). Wkrótce ruszy CNGS (z CERN-u pod Alpami do Gran Sasso we Włoszech).

CERN → Gran Sasso

Ostatnie uzupełnienia ’00 DONUT: oddziaływanie neutrina taonowego (nikt nie wątpił, ale…) Osiągnięta skala odległości: 100GeV↔1am; ew. struktura kwarków i leptonów musi być mniejsza! Listy elementarnych składników materii:

Tabela leptonów ~2·10-6 Lepton Masa [MeV/c2] Czas życia [s] Elektron e- ~0,5 trwały Neutrino el. ne <10-5 (~10-7?) trwałe Mion m- ~100 ~2·10-6 Neutrino m.nm <0,17 (~10-7?) Taon t- ~1800 ~3·10-13 Neutrino t.nt <18 (~10-7?)

Tabela kwarków Kwark Masa [MeV/c2] Ładunek [e] Górny u ~4 +2/3 Dolny d ~6 -1/3 Dziwny s ~130 Powabny c ~1300 Piękny b ~4300 Szczytowy t ~175000

Tabela bozonów Bozon Masa [GeV/c2] Czas zycia [s] Foton γ ∞ Gluon G ∞ Gluon G Bozon W ~82 10-26 Bozon Z ~91

Nagrody Nobla z fizyki cząstek 1935 J Chadwick: odkrycie neutronu 1936 V Hess: promieniowanie kosmiczne, C Anderson: pozyton 1948 P Blackett: odkrycia w komorze Wilsona 1949 H Yukawa: teoria mezonu p 1950 C Powell: emulsja jądrowa, odkrycie p... 1957 TD Lee, CN Yang: łamanie P 1958 PA Cherenkov, IM Frank, IY Tamm: efekt Czerenkowa 1959 EG Segre, O Chamberlain: odkrycie antyprotonu 1960 DA Glaser: komora pęcherzykowa 1961 R Hofstadter: struktura nukleonów 1963 EP Wigner: symetrie w fizyce 1965 SI Tomonaga, JS Schwinger, RP Feynman: QED 1967 HA Bethe: energia gwiazd 1968 LW Alvarez: rezonanse (krótkożyjące hadrony)

Nagrody Nobla cd 1969 M Gell-Mann: klasyfikacja hadronów (model kwarków) 1976 B Richter, S Ting: odkrycie j/y 1979 SL Glashow, A Salam, S Weinberg: unifikacja teorii oddziaływań EM i słabych 1980 JW. Cronin, VL Fitch: łamanie CP 1984 C Rubbia, S Van Der Meer: odkrycie W i Z 1988 LM Lederman, M Schwartz, J Steinberger: nm 1990 JI Friedman, HW Kendall, RE Taylor: odkrycie struktury kwarkowej nukleonów 1992 G Charpak: komora drutowa 1995 ML Perl: lepton t, F Reines: neutrino 1999 G ‘t Hooft, MJG Veltman: renormalizacja teorii GSW 2002 R Davis Jr., M Koshiba: neutrina kosmiczne 2005 DJ Gross, HD Politzer, F Wilczek: asymptotyczna swoboda QCD

Brakujące ogniwa Cząstka Higgsa –źródło mas bozonów (także kwarków i leptonów). Hierarchia mas? Dla t, W, Z 100mp, dla e 0.0005mp, dla n <10-10mp. Skąd? Nieskończoności? Supersymetria? Hierarchia oddziaływań? Unifikacja? Liczba wymiarów? Superstruny? Ciemna materia? Ciemna energia?

Cząstka Higgsa •Według teorii GSW (opisującej wiernie wszystkie dane o o. elektrosłabych) masy bozonów W i Z, a także leptonów i kwarków pochodzą z oddziaływania z tzw. polem Higgsa, które wypełnia „próżnię”, czyli stan o najniższej możliwej energii. •Obrazek: bezwładność jak opór ośrodka. •Polu Higgsa powinna odpowiadać cząstka H0 (dotąd nieodkryta, może o wielkiej masie?). •Zderzacz protonów LHC powinien umożliwić w latach ’07-’10 sprawdzenie, czy H0 istnieje.

Źródła hierarchii mas Model standardowy nie wyjaśnia hierarchii mas. Szczególnie trudno zrozumieć, dlaczego neutrina są tak lekkie. Jeśli to cząstka Majorany, możliwe tłumaczenie przez „mechanizm huśtawki” – związek z bardzo ciężkimi cząstkami „do odkrycia”. Generalnie, dla wyjaśnienia mas należy przyjąć, że MS to tylko przybliżenie „prawdziwej” teorii z wieloma nowymi cząstkami.

Usuwanie nieskończoności Już w teorii elektrodynamiki występują nieskończoności usuwane „trickami” matematycznymi. W teorii GSW i QCD podobnie. Nieskończoności można uniknąć, zakładając „supersymetrię” – istnienie dla wszystkich znanych dziś cząstek cięższych „partnerów”. Poszukiwania od 30 lat bezowocne, ale…

Unifikacja? Model standardowy to „mechaniczne złożenie” teorii GSW i QCD. Skoro GSW to wspólna teoria pozornie bardzo różnych o. elektromagnetycznych i słabych, może i silne można z nimi zunifikować? W takiej teorii proton może nie być absolutnie stabilny (choć „żyje” kwintyliony lat), co pozwala wyjaśnić niezrozumiały fakt: dlaczego we Wszechświecie jest tak mało antymaterii? Niestety takie teorie dotąd niezadowalające.

Ile wymiarów? Struny? Kolejne „dziwne” pytanie: dlaczego żyjemy akurat w 3 wymiarach + czas? Teoria mówi, że liczba wymiarów nie może być dowolna, jeśli podstawowe obiekty to nie punkty, ale struny. Niestety wtedy minimum to 10 wymiarów! Co z nadmiarowymi? „Zwinięte”? Czy da się to wykryć? Tak, jeśli „promień koła” dość duży. Projekty doświadczeń! Uwaga: teoria musi wyjaśnić sukcesy modelu standardowego jako pewnego przybliżenia.

A to jeszcze nie wszystko… Od dziesięcioleci wiadomo, że oprócz widocznych gwiazd i galaktyk istnieje „ciemna materia” oddziałująca grawitacją z „tym, co widać”. Obecne oszacowania sugerują, że tylko mała część „ciemnej materii” może być zbudowana ze znanych cząstek. Co gorsza, oprócz „innych cząstek” o nieznanej naturze Wszechświat wypełnia także „ciemna energia”. Nie wiemy, co to jest!

Wnioski Z pewnością jeszcze naszym wnukom nie braknie tematów do badania. Ale już do nas pasuje chińska klątwa: Obyś żył w ciekawych czasach!