Oscylacje neutrin Neutrina w Modelu Standardowym Źródła neutrin

Prezentacja na temat: "Oscylacje neutrin Neutrina w Modelu Standardowym Źródła neutrin"— Zapis prezentacji:

1 Oscylacje neutrin Neutrina w Modelu Standardowym Źródła neutrin
Detekcja neutrin Oscylacje neutrin atmosferycznych Oscylacje neutrin słonecznych Podsumowanie

2 Model Standardowy – elementarne cząstki materii
Charge Charge antykwarki kwarki leptony antyleptony

3 Model Standardowy – oddziaływania
oddz. silne Z0 gluon W- W+ oddz. elekro-słabe g gluon Z0 W- W+ g

4 Zachowanie liczb leptonowych
Np. rozpad taonu: liczba taonowa: liczba mionowa liczba taonowa: liczba elektronowa

5 Oddziaływania elektro-słabe (leptonowe)
Rozpad mionu:

6 Oddziaływania elektro-słabe (semi-leptonowe)
Rozpad b neutronu ‘odwrotny rozpad beta’ Wychwyt elektronu

7 Masy neutrin bardzo małe
masy neutrin sprzed 1998 r

8 Polaryzacja neutrin W odróżnieniu od innych cząstek neutrina obracają
się tylko w jednym kierunku: Neutrino Anti Neutrino

9 CPT a skrętność antyneutrin
CPT theorem in quantum field theory C: interchange particles & anti-particles P: parity T: time-reversal State obtained by CPT from nL must exist: nR

10 Mass versus polarization
All neutrinos left-handed  massless If they have mass, can’t go at speed of light. Now neutrino right-handed??  contradiction  can’t be massive „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 2, 2003

11 Komu potrzebne są 3 generacje?
Neutrina mogą pomóc w rozwiązaniu tej i innych zagadek modelu standardowego cząstek i oddziaływań

12 Neutrina wokół nas A tymczasem: masa neutrina < 10-6 masy elektronu
ładunek elektryczny = 0 bardzo rzadko obserwowane A tymczasem: Słońce emituje: x1038 ν/sec Na Ziemię przybywa: > 4x1010 ν/sec/cm2 We wszechświecie: 330 ν/cm3 (3 razy mniej niż fotonów, ale 109 razy więcej niż nukleonów) Despite that (or because of thet!), it never ceased to question physicists and to give headaches To the one who wants to detect it.

13 Naturalne źródła neutrin

14 Atmospheric Neutrinos
Z supernowych przybywają promienie kosmiczne Na wysokości ok. 40 km produkują mezony p, K Mezony rozpadają się na miony i neutrina Miony też się rozpadaja na neutrina i elektrony Jeśli chcemy obserwować neutrina musimy uciekać pod Ziemię – gwiazdy najlepiej obserwować z kopalni!

15 Jak obserwować neutrina?
Skoro tak słabo oddziałują, że mogą uciec niezaburzone z gwiazd , to jak je złapać? Trzeba: Zbudować wielkie detektory pod Ziemią czyli najlepiej obserwować Słońce z kopalni! Np. Detektor Super-Kamiokande

16 Detektory w kopalni Kamioka
Experymenty: Kamiokande Super-Kamiokande KamLand:

17 Wjazd do kopalni Kamioka

18 Detektor Super-Kamiokande
50,000 ton bardzo czystej wody 1000 m pod ziemią 11,146 fotopowielaczy (PMT) o średnicy 20 cali 1,885 PMT w warstwie zewn. 42m

19 Detektory Czerenkowa Gdy cząstka porusza się z prędkością
gdzie v to prędkość światła w wodzie emitowane są fotony światła pod kątem: gdzie n to współczynnik załamania światła; w wodzie n=1.33

20 Fotopowielacze Średnica 20” Niepewność określenia czasu 1nsec

21 Super-Kamiokande w trakcie napełniania

22 Mion zarejestrowany w SK
czas życia mionu 2.2 msec

23 Amanda / Ice Cube Można też wykorzystać światło Czerenkowa
w lodzie i umieścić fotopowielacze pod warstwą 2 km lodu na Antarktydzie. 1 km deep under water / ice m Planowany eksperyment: ICE CUBE, m3 ~ 5000 PMTs n

24 Jak świeci Słońce? Słońce świeci dzięki energii z reakcji
termojądrowych w rdzeniu gwiazdy. gdzie Lsun to świetlność Słońca 1AU to odległość ze Słońca do Ziemi

25 Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu
p+p—> ne+e++d 0.42MeV max p+ e-+ p—> ne+d 1.44 MeV d+p—> g+3He ppI (85%) 3He+3He—> 4He+p+p 3He+4He—> 7Be+g 7Be+ e-—> ne+7Li .86 MeV 7Be+p—> 8B+g 8B—> e-+ne+8Be 15 MeV max rzadkie ale łatwiejsza detekcja 7Li+p—> 4He+ 4He 8Be—> 4He+ 4He ppIII (0.01%) ppII (15%)

26 Zagadka neutrin słonecznych
i jej rozwiązanie

27 Widmo energetyczne neutrin słonecznych
Uwaga: tylko ne

28 Eksperymenty „słoneczne”
Radio-Chemiczne(CC): Homestake (Chlor), Gallex (Gal), SAGE (Gal), GNO (Gal) Rozpraszanie elastyczne na elektronach (CC+NC): Kamiokande (Water-Cherenkov), Super-Kamiokande (Water-Cherenkov), Borexino (ciekły scyntylator) Cherenkov (CC): SNO (Deuter) Cherenkov (NC): SNO (Deuter)

29 Neutrina przybywają ze Słońca
+ Energy spectrum + Day/night asymmetry + Zenith angle rates + Seasonal rates

30 Zdjęcie Słońca zrobione w kopalni

31 Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

32 SNO (Sudbury Neutrino Observatory)
Nowy wodny detektor czerenkowski: 2 km pod ziemią 1000 ton D2O ” PMTs 6500 ton H2O

33 SNO detector Depth: 6800 feet Location: Sudbury, Canada

34 „From neutrinos to cosmic sources”, D. Kiełczewska and E. Rondio

35 Reakcje n w SNO Elektrony słabo pamiętaja kierunek neutrina
ne + d ® p + p + e Ethres= 1.4 MeV Reakcje „Charged Current” : Tylko dla ne Elektrony słabo pamiętaja kierunek neutrina Reakcje „Neutral Current”: Dla wszystkich zapachów neutrin Trzeba rejestrować neutrony Reakcje rozpraszania elestycznego Dla wszystkich zapachów ale największa wydajność dla ne Elektrony pamiętają kierunek neutrina CC ne e- W n p nx + d ® nx + p + n Ethres = 2.2 MeV NC n n Z n/p n/p nx + e- ® nx + e Ethres = 0 MeV ES ne ne ne n n e- W Z W ne e- e- e- e- e-

36 Wyniki eksperymentu SNO
Calculated/measured: Neutron bkg 78±12 (Cher) bkg 45±15 Fit: CC ES NC+n bkg PRL, 19 April 2002; Znajac ksztalty kazdej z krzywych fitowali ich wzgledny udzial, a potem z od „NC+bkg neutrons” odejmowali bkg neutrons, które wczesniej policzyli na podstawie roznych pomiarow. Najpierw fity robili dla wszystkich 3 rysunkow, a potem bez rozkladow energii, żeby uwzglednic mozliwosc modyfikacji energii przez oscylacje.

37 Oscylacje neutrin – wyniki ze SNO i SK
SNO CC = 1.760.11 SK ES = 2.320.09 CC = e ES = e , [x106/cm2/s] , = 3.450.65 X = 5.210.66 (całkowity strumień) (SSM = /-0.81) SK

38 Co wynika z pomiarów neutrin słonecznych?
W rdzeniu Słońca powstały: ne W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszankę: Wygląda na to, że po drodze nastąpiła transformacja:

39 Zagadka neutrin atmosferycznych

40 Atmosph

41 Rozkłady kątowe ne i nm M.C. simulations (without oscillations) czyli ne pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast nm „gubią się” tym bardziej im dłuższa droga

42 Asymetria góra-dół w Super-Kamiokande
Fig The up-to-down asymmetry for muon (2486) and electron (2531) single ring fully contained and partially contained (665) events in SuperK, from days of live time (analyzed by 6/00), as a function of observed charged particle mo- mentum. The muon data include a point for the partially contained events (PC) with more than about 1 GeV . The hatched region indicates no-oscillation expec- tations, and the dashed line µ - oscillations with m2 = 3.2 × 10-3eV 2 and maximal mixing[21]. Learned

43 Co się stało z nm po drodze przez Ziemię?
A co by było gdyby:

44 Przekroje czynne nt Prawdopodobieństwo oddziaływania: porównane z:
bo masy: m MeV t MeV Czyli jeśli do detektora docierają nt zamiast nm to je znacznie trudniej obserwujemy.

45 Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych?
W atmosferze powstały: nm W detektorach na Ziemi obserwujemy: Wygląda na to, że po drodze nastąpiła transformacja:

46 Zmiana zapachu neutrin a Model Standardowy
Dotychczas zakazana! Na ile trzeba rozszerzyć Model Standardowy żeby uwzględnić zmianę zapachu neutrin?

47 Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym
Wg mechaniki kwantowej Stany o dobrze określonych masach nie muszą być takie same jak u c t d s b Stany podlegające słabym oddziaływaniom: u c t d` s` b` Mieszanie kwarków:

48 Analogicznie można wprowadzić mieszanie neutrin do Modelu Standardowego
Jeżeli przyjmiemy, ze neutrina mają masę to Stany o określonej masie : Nie muszą być tożsame ze Stanami podlegającymi słabym oddziaływaniom: Mieszanie leptonów:

49 Oscylacje neutrin zmienia się w czasie propagacji i stąd:
Stany o masach: zmienia się w czasie propagacji i stąd: z prawdopodobieństwem: L odl. do detektora E energia neutrina

50 Oscylacje neutrin Stan o masie mk oraz energii i pędzie Ek,pk przemieszcza się: z fazą: Załóżmy stan początkowy:

51 Neutrino oscillations

52 Oscillation probability – 2 flavors (part 2)
During propagation the contribution of n1,n2 components changes: A probability that after t,x the state a is still in its initial a state: Finally: „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 5, 2003

53 Rozkłady kątowe ne i nm M.C. simulations (without oscillations) czyli ne pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast nm „gubią się” tym bardziej im dłuższa droga

54 Rozkłady L/E – Super-Kamiokande
Fig The ratio of numbers of events observed compared to predicted as a function of the natural oscillations parameter, distance divided by energy. The results are not normalized and overall there is a slight excess (about 8% compared to a systematic uncertainty of 25%) compared to expectations. Electrons show no evidence for oscillations, while muons exhibit a strong drop with L/E. This is consistent with µ - oscillations with maximal mixing and m2 = eV 2, as indicated by the dashed lines from the simulation.[21] Learned „From neutrinos to cosmic sources”, D. Kiełczewska and E. Rondio

55 Parametry oscylacji opisujące neutrina atmosferyczne: nmnt
J. Goodman, LP2001

56 Słoneczne ne transformują się:
w drodze z miejsca produkcji w rdzeniu Słońca do detektorów.

57 Solar ν - fits

58 Parametry oscylacji neutrin słonecznych

59 Oscylacje 3 zapachów Przy 3 generacjach są 3 Dm2’s ale tylko 2 różnice są niezależne: „From neutrinos to cosmic sources”, lecture

60 Co wiemy o masach neutrin?
Atmosferyczne Słoneczne Stąd wkład neutrin do gęstości materii: (25% widzialnej materii) m(e)< 2.2 eV (z pomiarów trytu) Z drugiej strony : Czyli: Natomiast kosmologia CDM wymaga:

61 Macierze mieszania kwarki neutrina 1 2 2 3
Prawie diagonalna Mieszanie prawie maksymalne neutrina Macierz neutrinowa z: W. Buchmuller, hep-ph/ Kwarkowa – od A.Pary 1 2 2 3 Instrukcje do rozszerzenia Modelu Standardowego ??

62 Podsumowanie Atmosferyczne neutrina mionowe oscylują: nm nt
Słoneczne neutrina elektronowe oscylują: e   cosθ23 -  sinθ23 KamLAND potwierdza to rozwiązanie mierząc antyneutrina reaktorowe Neutrina mają masę – Model Standardowy trzeba rozszerzyć Przyszłość: wiele nowych projektów ....i możliwych niespodzianek

63 Prawdopodobieństwo oscylacji
Prawdopodobieństwo zmiany stanu a w stan b: parametry oscylacji m - masa (w eV) - kąt mieszania warunki eksperymentalne: En – energia neutrin (w GeV) L - odległośc od źródła do detektora (km) Długość oscylacji: „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 5, 2003

64 LMA solution can be checked with terrestrial experiments !
Solar ν solution with MSW: Δm2 = 5x10-5eV2 In vacuum: L/E~ 20 km/MeV Posc ~ sin2 (1.27 Δm2 L /E) [Δm2]= eV2 [L]=km [E]=GeV Distant reactors Large underground detector KamLAND

65 Detection of Reactor νe’s

66 Excellent Position of KamLAND

67 KamLAND detector 1kton of LS surrounded by buffer oil and
acrylic Rn barrier. ” PMTs 554 20” PMTs 34% photocatode coverage 225 20” PMTs - veto water Cherenkov detector • 300 p.e./MeV observed at the center.

68 Construction of the Inner Detector

69 Evidence for Reactor νe Disappearance
Number of events: Data 54 Expected 86.8±5.6 Background ±0.99 Nobs – NBG Nexpected = (stat) (syst) Null hypothesis excluded at 99.95%

70 Ratio of Measured to Expected νe Flux from Reactor Neutrino Experiments
Shaded region LMA solution at 95% C.L. Dotted curve sin22θ = 0.833 Δm2 = 5.5x10-6eV2

71 Neutrino Oscillations Parameters for Eprompt > 2.6 MeV
Best fit: Δm2 = 6.9 x 10-5eV2 sin22θ = 1.0 95% C.L.

72 KamLAND showed that: Neutrino oscillation parameters for electron
antineutrinos are consistent with those found for electron neutrinos. Assuming CPT the solar ν puzzle solution by SNO/SuperK is now reproduced on Earth.

73 Ewolucja gwiazd Grawitacja walczy z ciśnieniem
Rdzeń się zapada i zapala Ze strony: zebu.uoregon.edu/textbook/se.html Stellar Evolution is driven entirely by the never ending battle between Pressure and Gravity . As imbalances are reached, the star is driven to find a new Energy source. Each new stage in stellar evolution is hence marked by a different energy generation mechansism. These stages are discussed below: Structure of a Main Sequence Star Here see that a main sequence star has a simple structure. Pressure and gravitational forces are equal, the star is stable and its core is sufficiently hot to fuse Eventually the core of the main sequence star will become pure Helium and that will mark a new evolutionary phase for the star. - „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 2, 2003

74 Supernowa typu II - zapaść grawitacyjna
Główne reakcje jądrowe: Reakcja Temperatura zapłonu (w milionach stopni K) 4 1H --> 4He 3 4He --> 8Be + 4He --> 12C C + 4He --> 16O 2 12C --> 4He + 20Ne Ne + 4He --> n + 23Mg 2 16O --> 4He + 28Si O --> 2 4He + 24Mg 4000 2 28Si --> 56Fe ze strony Seule la dissociation du fer par les rayons gamma est endothermique; ce refroidissement provoque l'implosion du coeur de l'étoile et son explosion en supernova.

75 Neutrina z Supernowych
56Fe ma maksymalną energię wiązania koniec reakcji fuzji oraz koniec produkcji ciepła Gdy rdzeń osiąga masę = 1.4 masy Słońca wtedy zwycięża grawitacja i rdzeń się zapada Elektrony atomów żelaza są absorbowane przez protony: krótki impuls neutrin (ok. 1 msec) gwiazda neutronowa Z energii termicznej powstają kwanty g, które anihilują w pary e+e- neutrina termiczne

76 Neutrina z Supernowych
Neutrina unoszą 99% całkowitej energii z wybuchu SN Puls termiczny trwa kilka sekund W ciągu tych kilku sekund energia neutrin przekracza całą widzialną energię Wszechświata Neutrina są jedynym źródłem informacji o tym, co się działo w rdzeniu zapadającej się gwiazdy, z którego tworzy się gwiazda neutronowa Neutrina docierają wcześniej niż światło Neutrina są w stanie dotrzeć z SN niewidocznych w świetle widzialnym Jedyny problem: Jak je zaobserwować?

77 SN 1987A Pojawiła się w Wielkim Obłoku Magellana 23 lutego 1987.
Odległość: ly Pierwsza tak bliska SN zauważona od 1604r. Pierwsza obserwacja neutrin spoza układu słonecznego. SN 1987A ze strony supernovae du siecle est, en ce qui nous concerne, SN 1987A. Elle apparut le 23 février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, une des galaxies "satellites" de la nôtre. Elle permit aux scientifiques de recueillir une masse énorme de données sur le phénomène supernovae. Pour le plaisir des yeux, je presente ci-dessus l'un des plus beaux restes de supernova." (Thomas Douvion) Zdjęcia z teleskopu Hubbla

78 Neutrina z SN1987A Obserwacje te potwierdziły, że procesy poznane
Szczęśliwie działały wtedy 4 wielkie detektory podziemne zdolne wykryć po kilka(naście) neutrin każdy! Kamiokande (Nobel 2002) Japonia 11 przypadków IMB USA 8 przypadków Baksan Rosja 5 przypadków LSD Francja ??? Obserwacje te potwierdziły, że procesy poznane w laboratoriach oraz wymyślone na ich podstawie modele tego, co dzieje się w odległości ly, w zupełnie innych warunkach niż znane na Ziemi są słuszne!

79 Astrofizyka neutrin wielkich energii
Źródła przyśpieszające protony generują z grubsza te same liczby neutrin co i kwantów gamma of gamma rays and neutrinos ! Neutrina nie są absorbowane w żródłach Neutrina nie oddziałują podczas propagacji Background: atmospheric neutrinos Signal from cosmic accelerators