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

źródło:

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

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

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

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

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 ?

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

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

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

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

wiązka neutrin CNGS i eksperymenty OPERA i ICARUS CERN Gran Sasso

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

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

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

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

laboratorium podziemne LNGS w Gran Sasso

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

rozkład czasu dla wszystkich przypadków spełniających kryteria oddziaływanie neutrina

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

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

wyniki dla podzbiorów danych ostatecznie: względna różnica prędkości neutrin

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)

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

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

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

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 !!!

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

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 !!!!

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

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

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

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

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

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

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