Fizyka neutrin – wykład 2

Prezentacja na temat: "Fizyka neutrin – wykład 2"— Zapis prezentacji:

1 Fizyka neutrin – wykład 2
Agnieszka Zalewska Wprowadzenie eksperymentalne: Źródła neutrin: neutrina reliktowe, słoneczne, z wybuchu supernowych, geofizyczne, reaktorowe, atmosferyczne, akceleratorowe, astrofizyczne Oddziaływania neutrin – konsekwencje eksperymentalne bardzo małego przekroju czynnego

2 Co to jest neutrino? Elementarna cząstka materii
Neutrina to neutralne leptony oddziałują tylko słabo mają bardzo małą masę drugie po fotonach, jeśli idzie o ich częstość występowania w trzech „zapachach” A.Zalewska, wykład 2,

3 Neutrina oddziałują słabo
Promieniowanie elektromagnetyczne (g) zostaje n zaabsorbowane g n Neutrina oddziałują z materią tylko słabo. Większość neutrin przechodzi przez Ziemię, nie oddziałując! Średnia droga na oddziaływanie neutrina jest równa średnicy Ziemi dla neutrin o energii aż 106 GeV n A.Zalewska, wykład 2,

4 Procesy słabe z udziałem neutrin
Wymiana prądu naładowanego CC (n.p. dla rozpadu b) Wymiana prądu neutralnego NC (odkryty w oddziaływaniach neutrin) A.Zalewska, wykład 2,

5 Przykłady Rozpad neutronu „Odwrotny” proces b
A.Zalewska, wykład 2,

6 Przekrój czynny Nobs  s * F * N
Dla oddziaływań typu pocisk-tarcza liczba obserwowanych przypadków Nobs określonej reakcji jest proporcjonalna do fizycznego przekroju czynnego na tę reakcję s [cm2] i do swietlności eksperymentu, wyrażonej przez wielkość strumienia padających cząstek F [cm-2] oraz liczbę atomów tarczy N na drodze tych cząstek: Nobs  s * F * N Przekroje czynne na oddziaływania neutrin o energiach rzędu MeV są mniejsze niż 10-40cm2 (dokładniejsze omówienie w dalszych wykładach) dla porównania całkowite przekroje czynne na oddziaływania wysokoenergetycznych hadronów są bliskie 10-24cm2  Potrzebne jak najsilniejsze źródło neutrin i/lub wielki oraz wydajny detektor; optymalizacja eksperymentów neutrinowych polega na łącznym traktowaniu źródła neutrin i detektora A.Zalewska, wykład 2,

7 Oddziaływania neutrin
To, jaki proces oddziaływania neutrina z materią detektora dominuje, zależy od energii neutrina E czyli odpowiadającej jej długości fali l=h/E Dla h=c=1 1 Gev-1 = 0.2 fm Rprotonu  0.8 fm oddziaływanie z elektronem na orbicie atomowej (ważne przy małych E) oddziaływanie z całym jądrem – gdy l rozmiaru jądra oddziaływanie z pojedynczym nukleonem w jądrze – gdy l rozmiaru nukleonu oddziaływanie z kwarkiem – gdy l < rozmiaru nukleonu A.Zalewska, wykład 2,

8 Rozpraszanie neutrin na elektronach w atomie
A.Zalewska, wykład 2,

9 Źródła neutrin Trzy rodzaje lekkich neutrin: ne, nm, nt
from hep-ex/ Trzy rodzaje lekkich neutrin: ne, nm, nt A.Zalewska, wykład 2,

10 Neutrina z Kosmosu  Neutrina z Big Bangu - szacuje się, że jest ich ok. 300/cm3 przestrzeni, ale ich energia wynosi zaledwie eV  Neutrina gwiezdne: powstające w procesach termojądrowych wewnątrz Słońca i w wybuchach Supernowych - na przykład w 1987 roku zaobserwowano neutrina pochodzące z wybuchu Supernowej 1987A w Wielkim Obłoku Magellana w odległości lat świetlnych; dało to początek tzw. astronomii neutrinowej  Neutrina najwyższych energii - skąd przychodzą? Jaka jest ich maksymalna energia? A.Zalewska, wykład 2,

11 (S.Pastor at Neutrino Telescopes 2003)
Neutrina reliktowe Tdec(νe) ~ 2.3 MeV Tdec(νμ,τ) ~ 3.5 MeV Swobodne neutrina (S.Pastor at Neutrino Telescopes 2003) A.Zalewska, wykład 2,

12 Neutrina reliktowe Number density Energy density Massless
Massive mν>>T Telescopes 2003 A.Zalewska, wykład 2,

13 Neutrina słoneczne  Większość neutrin obserwowanych na Ziemi to neutrina słoneczne n Podczas reakcji jądrowych w rdzeniu Słońca powstają neutrina elektronowe 2x1038n/s. Na powierzchni Ziemi, zarówno w dzięń jak i w nocy, ich całkowity strumień wynosi 1011 n/cm2/s. Ich energia jest na ogół bardzo mała i trudna do zmierzenia. A.Zalewska, wykład 2,

14 Neutrina słoneczne Powstają w Słońcu w procesach syntezy jąder lekkich pierwiastków - ich strumień opisywany jest przez tzw. Standardowy Model Słońca A.Zalewska, wykład 2,

15 Neutrina słoneczne Reakcje mierzone w eksperymentach: CC
In particular: SuperK, SNO SNO -- Model Słońca przewiduje wielkość strumienia neutrin słonecznych -- Odległość Słońce-Ziemia zmienia się w granicach 7% w czasie roku -- W nocy neutrina przechodzą przez cała Ziemię w drodze do detektora, a w dzień pokonują niewiele ponad grubość atmosfery ziemskiej A.Zalewska, wykład 2,

16 Neutrina z Supernowych
Ważniejsze reakcje termojądrowe: Słońce A.Zalewska, wykład 2,

17 Neutrina z Supernowych
Żelazo ma maksymalną energię wiązania, więc kończy procesy fuzji termojądrowej Jeśli żelazny rdzeń gwiazdy ma masę > 1.4 masy Słońca, to następuje kolaps grawitacyjny tego rdzenia elektrony z atomów Fe absorbowane są przez protony: termiczne fotony są źródłem par e+e-, a te z kolei termicznych neutrin: A.Zalewska, wykład 2,

18 Neutrina skrajnie wysokich energii
Czy istnieją? Skąd pochodzą? Poszukiwania spowodowane obserwacją pęków kosmicznych skrajnie wysokich energii w eksperymencie AGASA Promienie kosmiczne o energiach powyżej granicy GKZ nie powinny być obserwowane. Jeśli docierają do Ziemi, to jakie jest ich pochodzenie? Może mają jakiś związek z neutrinami skrajnie wysokich energii? 10 observed/1.6 expected GKZ cutoff at 50 EeV A.Zalewska, wykład 2,

19 (Anty)neutrina geofizyczne i reaktorowe
 z jądrowych rozpadów b naturalnych izotopów promieniotwórczych (antyneutrina) - ok. 6x106 anty-n/sek/cm2 n -> p + e- + anty-ne  stąd bardzo dużo antyneutrin znajduje się w pobliżu siłowni jądrowych, działających w oparcie o bogate w neutrony materiały rozszczepialne. Typowa siłownia jądrowa daje 6x1020 anty-n/sek i 3 GW mocy A.Zalewska, wykład 2,

20 Antyneutrina reaktorowe
>99.9% antyneutrin reaktorowych pochodzi z rozszczepień jąder 235U, 238U, 239Pu, 241Pu Na jedno rozszczepienie przypada 200 MeV energii i 6 antyneutrin Typowa siłownia jądrowa produkuje 3 GW mocy i 6x1020 antyneutrin A.Zalewska, wykład 2,

21 Dane z eksperymentu Chooz (Francja): liczba zarejestrowanych antyneutrin jest proporcjonalna do termicznej mocy reaktora A.Zalewska, wykład 2,

22 Widmo energii antyneutrin reaktorowych
A.Zalewska, wykład 2,

23 Antyneutrina reaktorowe
Długa tradycja wykorzystywania antyneutrin z reaktorów do badań ich oddziaływań – zapoczątkowana w 1953 roku przez eksperyment Reinesa-Cowana Typowa siłownia jądrowa daje 6x1020 anty-n/s and 3GW mocy Eksperyment reaktorowy w Palo Verde A.Zalewska, wykład 2,

24 Neutrina atmosferyczne
 z rozpadów cząstek wytwarzanych w oddziaływaniach promieni kosmicznych z materią górnej warstwy atmosfery ziemskiej - neutrina atmosferyczne Powstaje wtedy potężny pęk cząstek wtórnych, z których np. mezony p i K rozpadają się z udziałem neutrin, przeważają neutrina o energiach poniżej 1 GeV-y. A.Zalewska, wykład 2,

25 Neutrina atmosferyczne
from Hayato at EPS2003 pierwotny promień kosmiczny p, He ... Droga 10~30km p, He ... n atmosfera p±, K± oddziaływanie 10~30km n μ± n nm e± nm Droga do 13000km p, He ... ne p, He ... dla En > kilka GeV, (Up-going / down-going) ~ 1 ~2(for En<1GeV) niepewność wyznaczenia tego stosunku < kilku % A.Zalewska, wykład 2, >2(for En>1GeV)

26 Neutrina atmosferyczne
A.Zalewska, wykład 2,

27 Neutrina atmosferyczne
A.Zalewska, wykład 2, Symetria góra-dół

28 Neutrina akceleratorowe
 sztucznie wytwarzane wiązki neutrinoww w oparciu o przyspieszane w akceleratorach wiązki protonowe - podobnie jak dla neutrin atmosferycznych neutrina pochodzą z rozpadów mezonów p i K, powstałych w wyniku oddziaływania protonów z wiązki z materiałem tarczy; możliwe jest „sterowanie” energią, kierunkiem i rozmiarami wiązki A.Zalewska, wykład 2,

29 A.Zalewska, wykład 2,

30 Produkcja neutrin akceleratorowych - przyszłość
Superwiązki - konwencjonalne wiązki bardzo wielkiej intensywności Fabryka neutrin nowy typ akceleratora, wymaga „składowania” mionów A.Zalewska, wykład 2,

31 CERN-owska koncepcja fabryki neutrin
A.Zalewska, wykład 2,