Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 1 Źródła neutrin Źródła naturalne: Neutrina atmosferyczne Neutrina słoneczne Neutrina z Supernowych Źródła neutrin.

Prezentacja na temat: "Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 1 Źródła neutrin Źródła naturalne: Neutrina atmosferyczne Neutrina słoneczne Neutrina z Supernowych Źródła neutrin."— Zapis prezentacji:

1

2 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 1 Źródła neutrin Źródła naturalne: Neutrina atmosferyczne Neutrina słoneczne Neutrina z Supernowych Źródła neutrin wielkich energii Neutrina reliktowe Źródła sztuczne: Akceleratorowe Reaktorowe Plany na przyszłość

3 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 2 Naturalne źródła neutrin

4 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 Neutrina atmosferyczne Pierwsze neutrina atmosf. obserwował Reines et al. w 1965 w kopalni złota w Pd. Afryce, W latach 1970 Grand Unified Theories przewidują rozpady protonów PDK Do poszukiwania PDK zbudowano wielkie podziemne detektory czerenkowskie (IMB, Kamioka) Badano atmosf. neutrina jako tło dla PDK Nie znaleziono PDK Wykryto neutrina z SN1987A oraz oscylacje neutrin Natomiast 3

5 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 4 gora1

6 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 Na podstawie tych pomiarów (oraz pomiarów mionów atmosf.) liczone są oczekiwane widma i strumienie neutrin. Absolutne strumienie neutrin mają niepewność ok. 20% Widmo promieni kosmicznych 5

7 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 Przewidywane strumienie neutrin atmosf. Stosunek strumieni może być obliczony z precyzją ok. kilku % Widma zależą od szerokości geomgt. oraz fazy cyklu aktywności słońca 6

8 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 7 Thermonuclear fusion reactions p+p> e +e + +d 0.42MeV max p+ e - + p> e +d 1.44 MeV d+p> + 3 He 3 He+ 3 He> 4 He+p+p 3 He+ 4 He> 7 Be+ 7 Be+ e - > e + 7 Li.86 MeV 7 Be+p> 8 B+ 7 Li+p> 4 He+ 4 He 8 B> e - + e + 8 Be 15 MeV max 8 Be> 4 He+ 4 He ppI (85%) ppII (15%) ppIII (0.01%) rare but easier to measure

9 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 8 Oszacowanie strumienia neutrin where L sun is the Sun luminosity 1AU is the distance from Sun to Earth

10 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 9 Solar Neutrino Spectrum

11 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 10 Interplaneta ry nebula Protostar Star Red Giant Black Dwarf White Dwarf Red Super- Giant SN Neutron Star Black Hole M ~ M ~ 8M M >> Stellar evolution A large, dense, cool nebula (up to 10 6 M o, temp.~10 K) A gravitating matter condensation grows to ~10-100 M o Gravitation energy is transformed into heat; Fusion reactions start changing H into He Energy supply is depleted, radiation pressure decreases. Core contracts, its temperature grows, igniting hydrogen in the envelope. This leads to expansion of external layers. Increase of surface leads to decreased envelope temperature. Stellar core contracts, temperature rises, making possible nuclear fusion of heavier elements. Super nova

12 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 11 Origins of gravitational collapse Major thermonuclear reactions : Reaction Ignition temperature (in millions of deg K) 4 1 H --> 4 He 10 3 4 He --> 8 Be + 4 He --> 12 C100 12 C + 4 He --> 16 O 2 12 C --> 4 He + 20 Ne600 20 Ne + 4 He --> n + 23 Mg 2 16 O --> 4 He + 28 Si1500 2 16 O --> 2 4 He + 24 Mg 4000 2 28 Si --> 56 Fe 6000 Onion structure with some fuel still burning at boundaries Onion structure with some fuel still burning at boundaries

13 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 12 Neutrinos from Supernovae 56 Fe has maximum binding energy no more fusion and no more heat production When a core of iron reaches a mass of 1.4 solar masses the gravitation wins and the core collapses Electrons of iron atoms are absorbed by protons: prompt neutrinos neutron star thermal neutrinos Heat gives rise to gammas which produce e + e - pairs:

14 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 Neutrinos from gravitational collapse Occurs for a star heavier than 8 solar masses when its core exceeds Chandrasekars limit of M=1.4 solar mass. A neutron star of a radius of r about 20 km is formed. The released energy is neutron star binding energy: 99% of this energy is carried away by neutrinos; neutrino luminosity L~ 3x10 53 ergs 1% goes into kinetic energy of the envelope particles Only 0.01% goes into light And yet its 10 49 ergs while our sun emits 10 33 ergs/sec One SN shines as 10 16 Suns! 13

15 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 14 SN 1987A Więcej na specjalnym wykładzie dot. SN1987A

16 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 15 Cosmic sources of very high energy neutrinos Many cosmic, rotating sources have strong mgt fields, giving rise to electric fields They can act as accelerators of high energy particles Many are binary systems i.e. have a partner which supplies target matter for meson, muon and neutrino production Not yet observed - many experiments current and future to search for them.

17 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 16

18 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 17 High-Energy Neutrino Astrophysics Proton accelerators generate roughly equal numbers of gamma rays and neutrinos ! Neutrinos are not absorbed in the sources because they interact only weakly during propagation Many gammas are absorbed or their energy decreased during propagation Background: atmospheric neutrinos Expected signals from cosmic accelerators AGN – active galactic nucleus

19 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 18 Active Galactic Nuclei Elliptical Gallaxy M87 emitting a relativistic jet, as seen by Hubble Space Telescope in visible spectrum Powered by accretion onto massive black holes (masses 10 6 -10 10 M Solar ) Accretion transport matter inwards and angular momentum ou twards Relativistic jets 2 possible mechanisms 2 possible mechanisms leading to large energy release short GRB – merging NS – NS (?) long GRB - Collapsar (called also hypernova, energetic supernova) Collapsar SN explosion very heavy star collapsing into fast rotating black hole

20 D. Kiełczewska wykład 219 Obserwatorium Pierre Auger Sieć powierzchniowa 1600 stacji rozstaw 1.5 km 3000 km 2 Detektor Fluorescencyjny 4 budynki teleskopów łącznie 24 teleskopy H. Wilczyński, IFJ

21 D. Kiełczewska wykład 220 H. Wilczyński, IFJ styczeń 2010 Galaktyczne pozagalaktyczne Obserwatorium Pierre Auger Neutrina GZK

22 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 21 Around 1 MeV neutrinos decouple because they dont have enough energy for: because of reheating via From that point T /T is constant (both go as 1/R) Gammas decouple when electrons bound into atoms Present temperatures Average densities Presently not measerable Relic neutrinos CMB photons

23 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 22 (Wo)Man-made sources of neutrinos Reactor antineutrinos Accelerator neutrinos Plans for future: - beams Neutrino factories

24 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 23 INSS2011-Lasserre

25 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 24 Calculated reactor ν e spectrum ν e +pn+e + cross section ν e +pn+e + cross section Neutrinos with E<1.8 MeV are not detected So in practice only ~1.5 neutrinos/fission can be detected above threshold Spectrum of reactor antineutrinos

26 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 25 Fuel evolution: burnup More than 99.9% of ν es are products of fissions in 235 U, 238 U, 239 Pu, 241 Pu.

27 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 26 Reactor Power vs. Neutrino Flux Reactor neutrino rate is proportional to its power! Antineutrino emission is isotropic and therefore its flux decreases with square of distance from reactor! Chooz (Belgium)

28 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 27 Expected interactions in the detector: ~ 2 events/day

29 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 28 Neutrino production starts with acceleration of protons Japan ( JPARC) Japan (KEK) Fermilab (USA) CERN

30 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 29 Neutrinos produced in accelerators Accelerate protons Make those protons interact in a target to produce many mesons Allow pions to decay Collimate pions to form a beam Absorb remaining charged particles at the end of the beam line To avoid admixtures try to reduce decays: In order to have high energy neutrinos one needs to:

31 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 30 Horns albo rogi magnetyczne INSS 2011, A. Marchioni Róg paraboliczny zachowuje się jak soczewka Odwrócenie prądu daje:

32 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 31 Horns albo rogi magnetyczne INSS 2011, S. Gilardoni v Przewidywane strumienie neutrin w Super-wiązce: CERN-Frejus

33 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 32 Wiązka NuMi (używana przez MINOS)

34 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 33

35 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 34 Wiązki off-axis Rozważamy rozpad:W cms pionu: Policzmy kąt, pomiędzy pędem neutrina i pionu w lab: Z tranf. Lorentza dla m ν =0 : Dla relat. pionów: Czyli: dla E ν >> 30 MeV kąty ϑ są małe i ograniczone z góry dla ustalonego kąta ϑ >0 energia E ν nie zależy od pędu pionu i też jest ograniczona z góry

36 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 35 Wiązki off-axis K.T. McDonald, arXiv:hep-ex/0111033, 2001 Dla p+12C przy 12 GeV Quasi monochromatic neutrino beam Tunable peak energy Reduced tail at high energies helps to reduce background due to production of pions Neutrino energy

37 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 36 Widmo neutrin T2K docierających do SK Otrzymane za pomocą pakietu JNUBEAM Przez M. Pfutznera (Praca licencjacka, 2010)

38 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 37 T2K neutrino beam

39 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 38 New neutrino beam – J-PARC

40 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 39 T2K neutrino beam – J-PARC Budowa: 2004-2009 Przyspieszanie: LINAC, RCS (3GeV), główny pierścień (30GeV) 6 pakietów (bunches) na impuls wiązki (spill), od jesieni 2010 – 8 Tarcza grafitowa (91cm dł.) 3 rożki magnetyczne @ 250kA (320kA od jesieni 2010) Rura rozpadowa wypełniona helem (96m) Na końcu rury rozpadowej - absorber hadronów i monitor mionów (mierzy kierunek i intensywność mionów) 280m od źródła wiązki – kompleks bliskich detektorów

41 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 40 Pierwsze wyniki na wiązce T2K

42 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 41 Superbeams Bardziej intensywne wiązki konwencjonalne z użyciem proton drivers INSS 2011, S. Gilardoni

43 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 42 Neutrino future beams Conventional high power beams - a problem of background for e- Neutrino factories - a new type of accelerator Magnetic field is necessary in detectors – beams – electron neutrinos or anti-neutrinos

44 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 43 Wiązki beta Rozpatrywane rozpady:

45 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 44 Wiązki beta Produkty rozpadu poruszają się w paczkach, co daje impulsową wiązkę neutrin – pozwala zredukować tło neutrin atmosf. Np: 20 paczek długości 5 ns, przy obiegu 23 μsec daje 0,5% duty cycle

46 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 45 Wiązki beta INSS 2011, S. Gilardoni Np: Zalety wiązek beta: czyste (anty)neutrina elektronowe; znane widmo

47 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 46 Neutrino Factories INSS 2011, S. Gilardoni Czyste wiązki Konieczny detektor z polem mgt Dobrze znane widmo neutrin Etap pośredni kolajdera mionowego?