Festiwal Nauki i Kultury Toruń, 2016

Prezentacja na temat: "Festiwal Nauki i Kultury Toruń, 2016"— Zapis prezentacji:

1 Festiwal Nauki i Kultury Toruń, 2016
Wykład „noblowski” 2015: Fizyka Grzegorz Karwasz Wydział Fizyki, Astronomii i Informatyki Stosowanej UMK Festiwal Nauki i Kultury Toruń, 2016

2 Nagroda Nobla za rok 2015 w dziedzinie fizyki zostaje przyznana...
Takaaki Kajita (ur. 1959) Arthur B. McDonald (ur. 1946) Copyright © The Nobel Foundation 2015

3 Nagroda Nobla za rok 2015 w dziedzinie fizyki zostaje przyznana za:
za odkrycie oscylacji neutrin, co wskazuje, że neutrina mają masę MLA style: "Takaaki Kajita - Nobel Diploma". Nobelprize.org. Nobel Media AB Web. 18 Apr 2016. Copyright © The Nobel Foundation 2015

4 Nagroda Nobla za rok 2015 w dziedzinie fizyki zostaje przyznana...
Copyright © The Nobel Foundation 2015

5 Nagroda Nobla za rok 2015 w dziedzinie fizyki zostaje przyznana za:
Model Standardowy cząstek elementarnych zakłada istnienie trzech, bardzo małych i nieuchwytnych cząstek, zwanych neutrinami. W detektorze Super-Kamiokande, urządzeniu badawczych w kopalni w Japonii, w 1998 roku Takaaki Kajita badał neutrina powstające w reakcjach pomiędzy promieniowaniem kosmicznym i atmosferą Ziemi. W urządzeniu badawczym w kopalni w Kanadzie, w 2000 roku, Arthur McDonald badał neutrina powstające w reakcjach jądrowych w Słońcu. Badania pokazały rozbieżności, które zostały wyjaśnione zakładając, że neutrina zmieniają swój typ. To oznacza, że muszą mieć masę. Model Standardowy jednakże zakłada, że neutrina masy nie mają, więc musi on zostać poprawiony. Copyright © The Nobel Foundation 2015

6 Z czego (i jak) zbudowana jest materia?
Filozofowie: Empedokles (i Arystoteles) Fizycy: CERN, Fermi Lab, Sudbury Neutrino Laboratory, Kamiokande, Gran Sasso, etc.

7 Jak fizycy odkrywają składniki materii?
np. za pomocą akceleratorów Lepton τau G. Karwasz, Na ścieżkach fizyki współczesnej

8 Ale nie wszystko działa, jak pokazali nobliści AD 2015

9 Nagroda Nobla 2015: Fizyka

10 Nagroda Nobla 1903: Fizyka

11 Ta historia nazywa się: „Pracowita doktorantka”
- w wieku 10 lat traci mamę - w wieku 15 lat kończy szkołę średnią, uzyskując złoty medal do 24 roku życia pracuje jako prywatna nauczycielka nie zostaje przyjęta na studia w Warszawie (jako kobieta) - wyjeżdża do Paryża, do siostry (zamężnej z lekarzem) - mając 26 lat uzyskuje tytuł Licencjata z Fizyki - mając 27 lat uzyskuje tytuł Licencjata z Matematyki

12 w wieku 28 lat wychodzi za mąż i wraz z mężem wyrusza w podróż poślubną na rowerach kupionych za pieniądze otrzymane od kuzyna Radium Institute, Paris, 2005, Foto GK

13 pomiędzy 28 a 30 rokiem życia pracuje naukowo w oparciu o fundusze ze stypendium badawczego
Radium Institute, Paris, 2005, Foto GK

14 w wieku 30 lat rodzi córkę i rozpoczyna studia doktoranckie, w czasie których buduje układ do pomiaru słabych prądów, w tym czasie jej córką opiekuje się teść W trakcie prac badawczych, przetwarza chemicznie (kropla po kropli) półtorej tony radioaktywnej rudy uranowej. Kartki dziennika laboratoryjnego, który prowadziła, do tej pory pozostają radioaktywne.

15 W 1903 roku wraz z mężem otrzymuje nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki za:
„ogromny wkład pracy w zrozumienie zjawiska odkrytego przez Henry Becquerela" (czyli „odkrycie zjawiska naturalnej promieniotwórczości").

16 W 1911 roku otrzymuje nagrodę Nobla w dziedzinie chemii za:
„ogromny wkład w rozwój chemii poprzez odkrycie pierwiastków chemicznych - polonu i radu, ich wyodrębnienie i badania związków chemicznych tych niezwykłych pierwiastków” Nagrodę odbiera z córką Irene

17 Maria Curie, spośród wszystkich możnych tego świata jest jedyną, której nie zepsuła sława.
Albert Einstein

18 Mme Sklodowska-Curie: Rozprawa Doktorska
Cząstki alfa niosą ładunek dodatni, cząstki beta – ujemny, a promieniowanie gamma nie niesie ładunku. Cząstki alfa i beta różnią się masą (lub energią)

19 Neutron = neutralny proton
Układ Mendelejewa: - masa helu (Z=2) wynosi 4 masy wodoru (Z=1). Spektrometria masowa (Aston, 1919): izo-topy, np. neon A= 20, 21, 22 Bothe, Becker (1930) Po → α α + Be → ?? (przenikliwe promienie) Małżeństwo Joliot-Curie (1931): α + parafina → ?? Enrico Majorana: „odkryli neutralne protony, ale się nie zorientowali” Enrico Fermi (1934): badania rozpraszania neutron + atom 1935 – nagroda Nobla dla Jamesa Chadwicka za „odkrycie” neutronu

20 Z czego (i jak) zbudowana jest materia?
Z protonów, neutronów i elektronów Elektron: masa 9,11x10-31kg, ładunek qe= -1,6x10-19C Proton – masa 1836 me , ładunek q= +qe Neutron – masa 1837 me, ładunek q=0

21 Mme Sklodowska-Curie: jeszcze raz...
„Houston: we have a problem”...

22 Zasięg beta nie jest dobrze określony!
Zasięg cząstek alfa z dwóch różnych izotopów radu – dobrze zdefiniowany (pomiary Joliot-Curie) Zasięgi cząstek beta są różne Nie zgadza się bilans energii! (HPaul)

23 Rozpady alfa, rozpady beta
Rozpad alfa: emisja dwóch protonów i dwóch neutronów (w postaci „zlepku” – jądra helu 42He) np Po → 20682Pb + 42He (+ 5,4 MeV) Henri Becquerel (pochmurne dni w Paryżu) Rozpad beta: emisja elektronu np. 4019K → 4020Ca + 0-1e + ? czyli 10n → 11p e + ? Ładunek się zgadza, ale nie zgadza się spin: ½ + ½ = ½ (!)

24 Pauli i n(i)eutrina Teraz można zapisać rozpad beta jako:
Wolfgang Pauli był naukowcem na "nie". Zakaz Pauliego, że dwa elektrony, nie mogą zajmować tego samego stanu kwantowego, leży u podstaw całej chemii Aby wyjaśnić ciągły rozkład energii elektronów (i pozytonów) emitowanych w rozpadach beta, w 1930 roku Pauli zasugerował istnienie nowej cząstki, tak małej, że "jej nie znajdziecie nigdy". Została ona nazwana przez Fermiego neutrinem i odkryta doświadczalnie dopiero w 1956 roku przez C. Cowana i F. Reinesa. Teraz można zapisać rozpad beta jako: 10n → 11p + 0-1e + 00v to (anty)neutrino unosi brakującą energię i spin (C) G. Karwasz, On the track of Modern Physics, Trento, 2003

25 Neutrino = cząstka nieuchwytna
Najbardziej przenikliwe (ze znanych nam) cząstki elementarne (ale im szybsze, tym mniej przenikliwe) ze środka Słońca (R=0,7 mln km) wychodzi ich co najmniej % przechodząc przez kulę ziemską (zrobioną z ołowiu) zatrzymuje się 0,004% przez każdy cm2 naszego ciała przechodzi ich 7x1010 /s (głównie ze Słońca)

26 Neutrino = najbardziej rozpowszechniona cząstka elementarna
Liczba neutrin we Wszechświecie przekracza liczbę elektronów, protonów i neutronów o czynnik ∼1010 [Physics 18/04/2016]. skąd one pochodzą (Wielki Wybuch)? dlaczego jest tak mało antymaterii we Wszechświecie? ile jest typów neutrin? czy ciężkie neutrina są cięższe od lżejszych?

27 Clyde Covan, Frederic Reines (1956): neutrina z reaktora jądrowego
Odwrócenie reakcji Fermiego: ν + p+ → n0 + e+ [dodatni elektron, czyli pozyton] e+ + e - → 2γ (511 keV) n Cd → 109Cd + γ (411 keV, 20 μs) - (anty)neutrina z reaktora jądrowego (z rozpadów beta) - 200 litrów wody + 40 kg CdCl2 do wychwytu neutronów - detekcja kwantów gamma - zaobserowano 3 neutrina/godz. - zliczenia ustawały, gdy reaktor wyłączano

28 Nagroda Nobla 1995 Przekrój „czynny”: 10-44 cm2
(droga neutrin: 1600 lat świetlnych)

29 A w międzyczasie...  0 + - p n -
Promienie kosmiczne zostało odkryte przez Victora F. Hessa (1912). Zarejestrował je z pomocą elektrometru wyniesionego w balonie na dużą wysokość. W 1936 roku otrzymał nagrodę Nobla. Okazało się, że w strumieniach cząstek promieniowania kosmicznego są cząstki nieznane, a masach mniejszych niż proton i neutron, a większych niż elektron Nazwano je „średniakami”, czyli mezonami. Jedne literą π, pionami, inne – μ, czyli mionami. n p  + 0 - -

30 Leptony, hadrony, kwarki...
proton: masa 1836 me Neutron: masa 1837 me Izospin=1/2 Masa m= ± MeV (=1836 masy elektronu) Moment dipolowy D= (-3,7±6,3)x10-23 e cm Moment magnetyczny m= 2, ± 0, μB Czas życia t=1,6x1025 lat (>>niż czas życia Wszechświata =14,5x109 lat) Izospin=1/2 Masa m= ± MeV (trochę więcej niż proton)) Moment dipolowy D< 12x10-26 ecm Moment magnetyczny m= -1, ±0, μB Ładunek elektryczny q=(-0,4±1,1)x10-21 e (czytaj zero!) Czas życia t=888,65 ± 3,5 s (= kwadrans akademicki!)

31 1º, 2º, 3º generacja leptonów i kwarków
Leptony: 1. Elektron - masa MeV/c2 2. Muon – masa 208 me 3. Tau – masa 3477 me Kwarki 1a. up - masa ~3 MeV 1b down – masa ~5 MeV 2a. charm – masa 1,5 GeV 2b. strange – masa 0,12 GeV 3a. top – masa 172 GeV 3b. bottom – masa 4,7 GeV

32 Słońce: termonuklearny piec
1H + 1H → 2D + e+ + ve e+ + e- → 2γ 1H + 2D → 3He + γ 3He + 3He → 4He + 1H + 1H + ve (~85 % strumienia neutrin) 3He + 4He → 7Be + γ 7Be + e- → 7Li + ve 7Li + 1H → 4He + 4He + ve (~15% strumienia) 7Be + 1H → 8B + γ etc.

33 Produkcja neutrin w Słońcu
- W każdym procesie wydziela się inna energia: dlatego neutrina mają rozkład energii „do wartości maksymalnej” - Różne eksperymenty mają określoną minimalną czułość (na skali energii)

34 Detekcja neutrin ze Słońca
Raymond Davis: v + n → p + e czyli v + 37Cl → 37Ar + e - Zbiornik 380 m3 z tanim rozpuszczalnikiem (C2Cl4) 1500 m pod ziemią, w kopalni złota w Dakocie (aby nie docierały miony) - co parę tygodni przepłukowane helem, dla zebrania radioaktywnego 37Ar John N. Bahcall: oczekiwane 1,5 atomu 37Ar dziennie Wynik: 1/3 przewidywanego strumienia (!)

35 „Houston: we have again (and now serious) problem”: nie działa Słońce!
Okonow, Wardenga, Wszechświat cząstek, 1972 Gribov, Bruno Pontecorvo (1968): zamiana neutrin mionowych na elektronowe

36 Wspomnienia skazańca „Kiedy w 1999 roku pierwsze pomiary całkowitego strumienia neutrin słonecznych wyjaśniły niepowodzenie moich [naszych] doświadczeń [obliczeń], poczułem się jak skazaniec, który dzięki nowym badaniom DNA został uniewinniony” (R. Davis, J. Bahcall )

37 Ale, jeśli jest ciężki elektron, to może...
jest też neutrino mionowe? TAK! Rozpędzano protony w akceleratorach

38 Promieniowanie Czerenkova,
to światło emitowane (do przodu), gdy cząstka porusza się szybciej niż światło w danym ośrodku. Jest to efekt relatywistyczny – coś w rodzaju fali uderzeniowej, przez samolot poruszający się z prędkością ponad-dźwiękową.

39 Promieniowanie kosmiczne,
to głównie wysoko-energetyczne protony z wiatru słonecznego. Hamowane w atmosferze wytwarzają kaskadę cząstek: najpierw piony (czyli zlepek kwarku up i down), które rozpadają się na miony (czyli ciężkie elektrony, 208 me) emitując neutrino vμ a te z kolei na elektrony (znów emitując neutrino vμ i dodatkowo ve) pion ujemny rozpada się na mion μ- i antyneutrino mionowe π- → μ- + vμ μ- → e- + νe + vμ pion dodatni rozpada się na anty-mion μ+ π+ → μ+ + vμ μ+ → e+ + νe + vμ W każdym razie należy się spodziewać dwa razy więcej neutrin mionowych niż elektronowych

40 Detekcja neutrin kosmicznych
Strumień neutrin: 6.4x1010/cm2s

41 T. Kajita: (Super)Kamiokande Experiment
5000 ton wody, 1000 detektorów 1 km po ziemią Ale neutrin (mionowych) było za mało o czynnik 2... Takaaki Kajita (PhD Student): „Wyglądało na to, że pomyliłem się w modelowaniu” [Nobel Speech, 2015] SuperKamiokande (1997): 50 tys. ton wody, 11 tys. detektorów T. Kajita, Nobel Lecture, 2015, (C) Nobel Foundation

42 Oscylacje neutrin? T. Kajita, Nobel Lecture, 2015, (C) Nobel Foundation

43 (Super)Kamiokande Experiment
skąd nadlatują neutrina (dzień, noc)? Strumień z góry: up/down = Strumień z dołu: up/down = Wyniki potwierdzone przez inne eksperymenty – włoski i amerykański [TK, 2015] Wniosek: neutrina muszą „znikać”, a raczej wzajemnie się zmieniać Neutrina mionowe zamieniają się w inne (tau!): neutrina mają masę!

44 Oscylacje neutrin! T. Kajita, Nobel Lecture, 2015, (C) Nobel Foundation

45 Oscylacje neutrin: vμ → vτ
T. Kajita, Nobel Lecture, 2015, (C) Nobel Foundation

46 McDonald: Sudbury Neutrino Observatory
2100 m pod ziemią, kopalnia niklu - ciężka woda (D2O) wartości 300 mln $ pożyczona od rządu USA za 1$ - 10-piętrowy zewnętrzny zbiornik (34 m wysokości) - w środku akrylowa kapsuła ø 12 m z D2O - na zewnątrz superczysta woda (bez Rn) detektorów (fotopowielaczy) - tło radioaktywne 1 mld razy mniejsze niż w kranie - 1 mln części zwiezionych w windzie górniczej - pracownicy brali prysznic 70 tys. razy ...

47 Sudbury Neutrino Observatory
Trzy metody detekcji neutrin: 1) Reakcja z zamianą ładunku: ve + d [=p+n] → e- + p+ + p (Eth=1.4 MeV) 2) Rozbicie jądra deuteronu: vx + d → vx + n + p (Eth=2.2 MeV) 3) Reakcja rozpraszania na elektronach: vx + e- → vx + e- Trzy metody detekcji neutronów: D2O, NaCl, 3He – liczniki proporcjonalne (400 mb!)

48 Wynik: neutrina elektronowe to tylko 1/3 wszystkich neutrin docierajacych ze Słońca!
McDonald Nobel Lecture, 2015, (C) Nobel Foundation

49 Wynik: teoria reakcjie termojądrowych w Słońcu jest poprawna!
McDonald Nobel Lecture, 2015, (C) Nobel Foundation

50 Wniosek: „zapach” neutrin oscyluje
McDonald Nobel Lecture, 2015, (C) Nobel Foundation

51 Skąd się bierze masa? Sudbury:
„nieco światła na najbardziej zagadkowy aspekt wszechświata – pochodzenie masy” [1] hierarchia mas neutrin? Sudbury: Δm12= +7.6x10-5 (eV)2 Δm32= -2.4x10-3 (eV)2 vτ > 0.05 eV [1] K. N. Abazajian et al., “Neutrino Physics from the Cosmic Microwave Background and Large Scale Structure,” Astropart. Phys. 63, 66 (2015).

52 Astronomia neutrinowa (SN1987A)
Wielki Obłok Magellana (168 tys. lat świetlnych) 07:35 Kamiokande II 11 antyneutrin IMB, 8 antyneutrin; Baksan, 5 antyneutrin; w serii trwającej mniej niż 13 sekund. Było to 3 godziny przed wybuchem widzianym optycznie: neutrina dotarły wcześniej! Remnant of SN 1987A seen in light overlays of different spectra. ALMA data (radio, in red) shows newly formed dust in the center of the remnant. Hubble (visible, in green) and Chandra (X-ray, in blue) data show the expanding shock wave.[1] [Wikipedia]

53 Jak eksplodują gwiazdy supernowe?
Oczekiwany strumień neutrin, gdyby wybuchła supernowa gdzieś w połowie naszej Galaktyki Np. czerwony, pulsujący gigant w Orionie, Betelgeza, 640 lat świetlych od nas

54 Badania w toku... W 2003 r laboratorium Kamioka przekazało kolejną sensacyjną nowinę [3]: antyneutrina pochodzące z japońskiego reaktora zniknęły w tajemniczy sposób. Jedynym wyjaśnieniem tego zjawiska było założenie, że neutrino elektronowe w trakcie lotu zmieniło swój smak, stając się neutrinem mionowym. A więc mają masę! Różnice mas tych dwóch typów neutrin νe i νμ są bardzo małe i wynoszą: Δm=6.9x10-5 eV2 Wycelować strumieniem neutrin z akceleratora w duży, odległy detektor: CERN → Gran Sasso FermiLab → NOvA itd. (18/04/2016[1] Ashie Y et al. Evidence for an oscillatory signature in atmospheric neutrino oscillations, Phys. Rev. Lett. 93 (10): Art. No [2] Q.R Ahmed et al. Measurements of the rate of ve+d_>p+p+e= interactions produced by B solar neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory, Physical Review Letters 87 (7): Art. Nr Aug [3] K. Eguchi, et al. First Results from KamLAND: evidence for Reactor Antineutrino Dissaperance, Physical Review Letters 90 (2): Art. No Jan

55 Nagroda Nobla za rok 2015 w dziedzinie fizyki zostaje przyznana...
Copyright © The Nobel Foundation 2015

56 Nagroda Nobla za rok 2015 w dziedzinie fizyki zostaje przyznana
Nagroda Nobla za rok 2015 w dziedzinie fizyki zostaje przyznana... (and their spouses) Copyright © The Nobel Foundation 2015

57 Prace (fizyków i astronomów) w toku...
Dziękuję za uwagę!