1 Neutrina – najdziwniejsze cząstki materii Krzysztof Graczyk Instytut Fizyki Teoretycznej Uniwersytet Wrocławski Wrocławska Grupa Neutrinowa:

Neutrina – cząstki elementarne Są trzy rodzaje ale „jeden rodzaj może stać się innym”. Są masywne, ale nikt ich nie „zważył” i do niedawna myślano, że są bezmasowe. Są „niewidzialne” ale mierzalne. By „zatrzymać” antyneutrino słoneczne w wodzie należałoby zbudować zbiornik o długości 50 lat świetlnych!!! W wielkim wybuchu powstało około 330 neutrin na cm 3. We wszechświecie jest około razy więcej neutrin niż protonów.

Jak To Z Neutrinem Było? Od naiwnej hipotezy do eksperymentu, czyli rozpaczliwy sposób utrzymania zasady zachowania energii...

Węgiel 14Azot 14 Bor 10 Węgiel 10 Rozpad  a neutrino Utrzymać zasadę zachowania energii!!!!!!! 1931 Hipoteza W. Pauliego o istnieniu tajemniczej cząstki + +

E. Fermi: 1933r – pierwszy model teoretyczny – nazwa: neutrino –(wł. bardzo małe, neutralne) W. Pauli W. Heinsenberg Oddziaływania słabe!!! Przeciętny człowiek zawiera w sobie około 20 miligramów Potasu(40), będący radioaktywnym pierwiastkiem. Zatem każdy z nas emituję 340 milionów neutrin w ciągu dnia. Neutrino: neutralna cząstka będąca fermionem z bardzo małą masą

400 litrów wody i chlorku kadmu antyneutrino 1956 – doświadczalne potwierdzenie istnienia neutrin: F. Reines, C. Cowen – Nagroda Nobla Pierwszy błysk 15 mikrosekund po pierwszym błysku Reaktor produkował strumień około neutrin na cm 2 na sekundę.

W zwolnionym tempie...

Neutrino cegiełka wszechświata? Czyli trochę własności i... zależności

Jak rozpoznać cząstkę Potrafimy rozpoznać z jaką cząstką mamy do czynienia po tym w jaki sposób została wyprodukowana, lub jak oddziałuję. Ewentualnie możemy spróbować zmierzyć masę. Zwykle różne cząstki mają różne masy (z wyjątkiem kwarków). Nieobserwowane!!! elektron Rozpad  Mion „starszy brat” elektronu (ten sam ładunek ale cięższy około 200 krotnie) mion Rozpad pionu Nieobserwowane!!! elektron Rozpad  Mion „starszy brat” elektronu (ten sam ładunek ale cięższy około 200 krotnie) mion Rozpad pionu

Trzy rodzaje neutrin n p 1897r 1956r Neutrino elektronowe n p 1936r 1962r Neutrino mionowe n p 1977r 2000r Neutrino tauonowe Tauon jest około 18 razy cięższy od mionu

Neutrino czy Antyneutrino? Dirac czy Majorana? Rozważmy dwa rozpady pionów: prawoskrętne Detektor lewoskrętny Detektor

Jak oddziałują n p W+W+ n p W-W- n,p,e Z0Z0 oddziaływanie z wyminą ładunkuoddziaływania neutralne S. L. Glashow, S. Weinberg, A. Salam ( ) Oddziaływania Elektrosłabe

Cztery żywioły – Neutrina ważnym elementem układanki Grawitacja – grawiton: G. Elektryczność i Magnetyzm – foton: . Oddziaływania Silne – gluon: g. Oddziaływania Słabe – bozony: W +, W -, Z 0. KWARKILEPTONY ude-e- e cs   tb   Pierwsza rodzina Druga rodzina Trzecia rodzina Trzy rodzaje neutrin!!! oraz odpowiednio antykwarki i antyneutrina

Oscylacje Zadziwiająca zmiana ubrania...

Skąd wiemy, że są masywne … Oscylacje Oscylacje zachodzą wtedy i tylko wtedy gdy neutrina mają masę!!! B. Pontecorvo 1958 Detektor Źródło L

Oscylacje, Słońce, Atmosfera Problem neutrin słonecznych: Homestake (1968) – ze Słońca dociera tylko 1/3 spodziewanych neutrin elektronowych. Słońce: procesy termojądrowe – produkcja niskoenergetycznych e (85%). Jest ich około 2x10 38 na sekundę. Przez Ziemię przechodzi 6x10 10 neutrin w ciągu sekundy na cm 2. Neutrina atmosferyczne: powstają na wysokości od 10 do 20 km nad Ziemią. Mają energię ponad 1000 razy większą niż słoneczne. Przeciętny człowiek „łapię” w ciągu całego życia jedno neutrino atmosferyczne!!! Neutrina atmosferyczne mionowe i elektronowe są Produkowane w stosunku 2:1. Zmierzono stosunek 1.3 do 1: anomalia neutrin atmosferycznych

Pomiar neutrin Czyli o dużych rozmiarach...

Źródło Neutrin Neutrina ze źródeł naturalnych  Neutrina związane z promieniowaniem kosmicznym (od małych do dużych energii).  Neutrina pochodzące z Wielkiego Wybuchu.  Neutrina z Supernowych – gdy wielka masywna gwiazda zaczyna się zapadać by eksplodować w przez kilka sekund zanim się zapadnie emituje głównie neutrina (sygnał neutrinowy), które unoszą ze sobą więcej energii niż do tej pory gwiazda wyprodukowała.  Neutrina atmosferyczne.  Neutrina Słoneczne. Neutrina ze źródeł sztucznych (kontrolujemy energię i wiemy z jakiego kierunku przybywają)  Neutrina z reaktorów jądrowych, 5x10 20 na sekundę (standardowy reaktor).  Neutrina powstające w akceleratorach.

Jak zobaczyć neutrino Słabo oddziałują – bardzo duże detektory (albo gęste) i długo czekać!!!  W przypadku wiązki neutrin zawierającej 6x10 10 neutrin/s – czyli neutrin na dzień, oraz w przypadku detektora zawierającego 1000 ton wody obserwuje się około 30 oddziaływań dziennie. Detektory głęboko pod ziemią by nie zobaczyć niepotrzebnych cząstek (promieniowania kosmicznego). Pomiar produktów oddziaływania: głównie cząstek naładowanych Promieniowanie Czerenkowskie.

Promieniowanie Czerenkowskie Fala uderzeniowa

Promieniowanie Czerenkowskie Elektron powoduje zmianę pozycji elektronów w atomach znajdujących się w pobliżu. Elektrony po chwili wracają na swoje pozycje i emitują fotony (fala elektromagnetyczna). Destrukcyjna interferencjaKonstruktywna interferencja w wodzie światło rozchodzi się 25% wolniej Pavel Cherenkov 1934

Promieniowanie Czerenkowskie -- pomiary w wodzie!!! Dla wody n = 1.33

Super Kamiokande Czyli jak rozwiązano anomalię neutrin atmosferycznych...

Super Kamikande – Japonia (1996) ton destylowanej wody. Kilometr pod ziemią. Umieszczony w kopalni Cynku. W ciągu 300 dni SK zarejestrowała 44, 000 neutrin słonecznych. Łapie jedno neutrino atmosferyczne na 1.5 h pomiarów 12 neutrin z wybuchu supernowej 1987A m 38.3 m

11,146 - fotopowielaczy Fotopowielacz rejestruje światło, zamienia je na impuls elektryczny i przesyła do centralnego komputera po wypadku

Można rozróżnić miony od elektronów

Jak to wygląda w SK

SK – rozwiązuje problem anomalii neutrin atmosferycznych Rozpatrzono około 4700 zmierzonych przypadków, zebranych w ciągu 537 dni. Liczba e - nie zależy od kąta zenitowewego Liczba  - mocno zależy od kąta -\\-

SNO - Sudbury Neutrino Observatory Czyli ostatni brakujący element w rozwiązaniu problemu neutrin słonecznych...

SNO 18 m średnicy, Konstrukcja nośna podtrzymującej 9500 fotopowielaczy m do góry 1000 ton D 2 O12m średnicy, zbiornik akrylowy ton, wewnętrznej osłony, H 2 O 5300 zewnętrznej osłony H 2 O W byłej kopalni Niklu

SNO - Sudbury Neutrino Observatory Widok z dołu Widok z boku

SNO – rozwiązano zagadkę neutrin słonecznych SNO umożliwił pomiar:  oddziaływania: neutrino-elektron;  oddziaływania neutrin z deuterem poprzez wyminę ładunku;  neutralnego oddziaływania neutrin z jądren deuteru. Neutrino oscyluję!!!

IceCube Czyli wcale nie o muzyku a o teleskopie neutrinowym

Biegun południowy, AMANDA, IceCube – Największy detektor w dziejach ludzkości

Ice Cube AMANDA: 80 drutów na każdym po 60 fotopowielaczy.

ICARUS Trochę argonu, trochę CERNu i trochę udziału grupy z Wrocławia...

ICARUS czyli jak dokładniej badać oscylację!!! Eksperymenty tzw. długiej bazy 1.Ustalona odległość. 2.Znana z dużą dokładnością energia wiązki oraz kierunek

Ciekły ArgonCollectionInduction Tutaj podstawą nie jest efekt Czerenkowa! A jonizacja! Eksperyment będzie mierzył nie tylko niedobór neutrin, ale także produkty oscylacji: neutrina tauonowe!!! Duża rozdzielczość pomiarowa!!!

Rekonstrukcja Toru muonu

Dlaczego neutrina są ważne Odgrywają istotne znaczenie w zrozumieniu podstawowych praw natury. Mogą mieć istotny wpływ na ewolucję wszechświata. Są doskonałym źródłem do pomiarów astronomicznych (doskonała przenikliwość) – astrofizyka 21 wieku!!!. Pytania: dlaczego tak lekkie?, może więcej niż trzy? Jaką masę mają? Majorany czy Diraca? Wrocławska Grupa Neutrinowa:

KONIEC