Źródła cząstek. Naturalne: Sztuczne. Promieniowanie kosmiczne Różne źródła neutrin. Akceleratory Reaktory. D. Kiełczewska wykład 2 1

Transkrypt

1 Źródła cząstek Naturalne: Promieniowanie kosmiczne Różne źródła neutrin Sztuczne Akceleratory Reaktory D. Kiełczewska wykład 2 1

2 Promieniowanie kosmiczne Na początku XX wieku Theodore Wulf umieścił na szczycie wieży Eiffla detektory promieniowania i odkrył, że promieniowanie na szczycie było bardziej intensywne niż na ziemi. Promieniowanie ze skał powinno być większe u podstawy wieży. Musiało więc istnieć promieniowanie "z góry". D. Kiełczewska wykład 2 2

3 Pierwotne promieniowanie kosmiczne D. Kiełczewska wykład 2 3

4 Widmo energii promieni kosmicznych D. Kiełczewska wykład 2 4

5 Wtórne promieniowanie kosmiczne Pierwotne promieniowanie oddziałuje w atmosferze Ziemi: p+ N N + N + nπ + mk ± ± π µ + ν ± ± µ e + ν + ν 0 π 2γ ee + ee µ e + + efekcie do powierzchni Ziemi docierają poza neutrinami): µ ± e ± 70% 25% nukleony,piony~3% W sumie około: 2 180/ m / s D. Kiełczewska wykład 2 5

6 Wielki pęk atmosferyczny H. Wilczyński, IFJ D. Kiełczewska wykład 2 6

7 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 D. Kiełczewska wykład 2 7

8 Źródła promieni kosmicznych? Prawdopodobnie: - Cząstki o niezbyt wysokich energiach przyśpieszane w supernowych wewnątrz Galaktyki -Cząstki o najwyższych energiach spoza Galaktyki Zagadkowe obserwacje przy najwyższych energiach: Powyzej E=10 19 ev strumień protonów powinien silnie zanikać bo możliwe są oddziaływania: p+ γ N + π a tymczasem niektóre obserwacje zdają się temu przeczyć CMB D. Kiełczewska wykład 2 8

9 Pierre Auger Observatory, 8/11/2007: Skąd przybywają? Kółka 27 przypadków o energii >5,7x10 18 ev * znanych AGN w odległości <75 Mpc Krzywa - zawiera pole widzenia (zenit<60 o ) Niebieskie pola - lepsza lub gorsza efektywność obserwacji AGN (Active Galactic Nuclei) jadra galaktyk, w których prawdopodobnie znajdują się supermasywne czarne dziury. D. Kiełczewska wykład 2 9

10 Naturalne źródła neutrin n ν 340 cm 3 D. Kiełczewska wykład 2 10

11 Neutrina słoneczne w Super-Kamiokande / m / s obserwowane z kopalni D. Kiełczewska wykład 2 11

12 Akceleratory Przyśpieszanie przez pole elektryczne Zmiany kierunku (utrzymywanie na orbicie) pole magnetyczne Przyśpieszanie wielostopniowe Akceleratory: - liniowe -kołowe Kolajdery Przyśpieszane są: - elektrony/pozytrony - protony/antyprotony -ciężkie jony Wiązki wtórne: piony neutrina D. Kiełczewska wykład 2 12

13 Akceleratory liniowe Współczesne akceleratory liniowe: El. pole przyśpieszające jest w niewielkim obszarze, który przesuwa się wzdłuż rury akceleratora z prędkością przyśpieszanych cząstek. Możliwe dzięki automatycznemu dopasowaniu się prędkości. E Eo A Załóżmy, że Eo to taka wartość pola, która przyśpiesza cząstki tak, aby x była zgodność prędkości. Jeśli jakaś cząstka opóźnia się w fazie, v to trafia na silniejsze pole, jest bardziej przyśpieszana i może dogonić fazę polą. D. Kiełczewska wykład 2 13

14 Akceleratory liniowe Przyśpieszanie wielostopniowe we wnękach rezonansowych między cylindrycznymi elektrodami. We wnękach szybkozmienne pole elektr. Pole elektryczne pojawia się w momencie nadejścia cząstek -cząstki w fazie z polem. Wewnątrz wnęk dryfowych pole=0 cząstki osłonięte przed polem, gdy ma ono niewłaściwy kierunek D. Kiełczewska wykład 2 14

15 Akceleratory wnęki rezonansowe Do przyspieszania cząstek: Wewnątrz wnęki wytwarzana jest fala elektromagnetyczna Częstości rzędu 1 GHz (mikrofale). Częstości są tak dobrane, żeby prędkość fazowa składowej elektrycznej była równa prędkości cząstek. Nadprzewodzace wnęki rezonansowe pozwalają uzyskiwać natężenia pola rzędu 10 MV/m czyli na 100 m możemy uzyskać 1 GeV Przykład: SLAC, dług 3km, E 30 GeV (240 wnęk, dających krótkie pulsy (2µsec) o dużej intensywności) D. Kiełczewska wykład 2 15

16 Wnęki rezonansowe D. Kiełczewska wykład 2 16

17 Akceleratory kołowe Siła Lorentza w polu mgt powoduje: 2 v B v mγ = ev B p= mγv = erb R dp = ev B dt dv mγ = ev B dt czyli: [ ] [ ] p= 0.3RB GeV/c gdy R = m, B = T Okres obiegu: T 2πR 2πR 2πmγ p 2πmγ = = = = v p p eb eb mγ Stąd częstość kołowa: eb ω = Częstość cyklotronowa mγ (nierelatywist. γ=1) ω = eb m np elektron w polu 1 T pokonuje 1 obrót w czasie 36 γ psec D. Kiełczewska wykład 2 17 B<1.5 T zwykłe cewki B< 9T nadprzewodzące

18 Akceleratory kołowe p= 0.3RB GeV/c Najprostsze: cyklotrony - przyśpieszone cząstki poruszały się po coraz większych orbitach. Jednak: łatwiej utrzymyać cząstki na tych samych orbitach i stopniowo zwiększać pole mgt. Wtedy silne pole mgt musimy utrzymywać tylko w pobliżu orbit (pierścień próżniowy). W synchrotronach cząstki przyśpieszane są w kilku wnękach rezonansowych. Praktyczne rozwiązanie: częstość przyśpieszającego pola elektr zsynchronizowana z częstością orbitalną cząstek Schemat synchrotronu magnesy zakrzywiające (dipolowe) wnęki układy ogniskujące ω = eb mγ D. Kiełczewska wykład 2 18

19 Synchrotrony Samoogniskowanie fazy cząstek we wnęce rezonansowej: Załóżmy, że cząstka A jest idealnie w fazie z polem przyśpieszającym. E Eo B A T A B 2πR 2πmγ T = = v eb t Cząstka B jest spóźniona, uzyska większy przyrost energii, jej czas obiegu (zgodnie ze wzorem) się wydłuża i w konsekwencji przybywa z opóźnieniem do następnej wnęki przyśpieszającej, trafia na słabsze pole i zbliża się do cząstki A. Cząstki oscylują wokół punktu równowagi. Wprawdzie zwiększa się też orbita, ale układy ogniskujące (magnesy kwadrupolowe) dokonują korekcji. p= 0.3RB GeV/c D. Kiełczewska wykład 2 19

20 Kolajdery Z poprzedniego wykładu: Zderzenia wiązek przeciwbieżnych E, E m, m a b a b s E 4E E a b 4E E cms a b dla E = E E E 2E a b cms Zderzenia wiązki ze stacjonarną tarczą s E 2E m a b E m, m 2Em cms a b a a b Najwyższe energie w środku masy osiągamy w kolajderach albo zderzaczach wiązek przeciwbieżnych. Gdy zderzamy cząstki i antycząstki np e+e- albo protony-antyprotony wtedy wystarczy jeden pierścień synchrotronowy (te same magnesy i klistrony dla cząstek i antycząstek) np: LEP lub SPS. D. Kiełczewska wykład 2 20

21 Kolajdery Ograniczenia intensywności wiązek: defocusing effect -odpychanie Coulomb. cząstek w wiązce. Intensywności w synchrotronach do cząstek/sek Gradienty: do 50MV/m (na kwark lub elektron) Przyszłość?? Akceleratory oparte na wiązkach laserowych w plaźmie. Uzyskano elektrony o energii: 85 GeV na odl ok 1m D. Kiełczewska wykład 2 21

22 Promieniowanie synchrotronowe promieniowanie hamowania na skutek przyśpieszeń wynikających z zakrzywienia w polu mgt Moc wypromieniowana: E m 4 1 R 2 mniejsze straty dla większych promieni np. LEP 27 km LEP był prawdopodobnie ostatnim akceleratorem kołowym e+e-. Żeby osiągnąć wyższe energie lepiej budować akceleratory liniowe. Np. planuje się ILC (International Linear Collider): e + + e GeV D. Kiełczewska wykład 2 22

23 Świetlność (luminosity) Definicja: Rate = Lσ L = fn NN 1 2 4π ss x y gdzie: f częstość obiegu n liczba paczek/pulsów N liczby cząstek w paczkach s poprzeczne rozmiary paczek Rate liczba reakcji na sec L świetlność σ przekrój czynny Np: LEP sx 300 ILC (planowany) s y 8µ m µ m 0.5µ m 5nm L D. Kiełczewska wykład 2 23 s s rok roboczy Dla porównania: Wiązka o intensywności prot./sec na tarczy ciekłego wodoru o dług 1m daje: 38 x y 1 L 10 cm 2 s 7 1y = 10 s L = L rate = 300 σ fb y cm 2 s cm 2 s

24 Największe kolajdery Energia pojedynczej wiązki Świetlność cm 2 s więcej na stronie: D. Kiełczewska wykład 2 24

25 Największe akceleratory Badania fizyki cząstek koncentrują się w dużych ośrodkach: CERN w Genewie (LEP, SPS, LHC, CNGS-ν) ) Fermilab pod Chicago (Tevatron, NuMi-ν) SLAC w Stanford, Kalifornia (SLC) DESY w Hamburgu (HERA) KEK w Japonii (JPARC-ν) D. Kiełczewska wykład 2 25

26 Zestaw akceleratorów w CERN SPS Liniac (500 MeV elek, 50 MeV prot, 4.2MeV/nukl), EPA (Electron-Positron Accumulator) PS Proton Synchrotron 28 GeV SPS Super Proton Synchrotron, obwód 6km, protony 450 GeV LEP Large Electron Positron collider, obwód 27 km, ~100 GeV D. Kiełczewska wykład 2 26

27 Zestaw akceleratorów w CERN D. Kiełczewska wykład 2 27

28 Zestaw akceleratorów w CERN LEP LHC 50 do 175m pod ziemią tunel 3.8 m średnicy Pierwsza wiązka: koniec wiązki protonów po 7 TeV Nadprzewodzące magnesy W ciekłym helu D. Kiełczewska wykład 2 28

29 LHC Wnętrze magnesu dipolowego D. Kiełczewska wykład 2 29

30 SLAC, Stanford, USA D. Kiełczewska wykład 2 30

31 K2K - KEK to Kamioka (wiązka neutrin) 250 km D. Kiełczewska wykład 2 31

32 Wiązka neutrinowa K2K p + Al X + nπ + + π µ + ν π µ + ν + + µ e + ν + ν e µ µ µ tylko te neutrina chcemy w detektorach Miony spowalniamy przed rozpadem; rozpadają się w spoczynku i rozpadowe neutrina stanowią D. Kiełczewska wykład 2 32 jedynie ok. 1% (tło)

33 W Japonii budowane jest nowe laboratorium: J-PARC Japan Proton Accelerator Research Complex w Tokai, na wybrzeżu Pacyfiku Wiązka protonowa 50 GeV 3.3*10 14 protonów na puls Impuls 5µs co 3.5 sekundy Moc 0.75MW Neutrina spodziewane w 2009 Produkcja wiązki neutrin D. Kiełczewska wykład 2 33

34 J-PARC D. Kiełczewska wykład 2 34

35 Reaktory jako źródła neutrin Reaktory są źródłem antyneutrin Reaktory dużej mocy produkują antyneutrin/s ν e ν e ν e ν e ν e nuclear nuclear reactor reactor ν e ν e Z rozpadów związanych neutronów: n p+ e + ν e energie poniżej 10 MeV ν e ν e L detektor ν e D. Kiełczewska wykład 2 35

36 Reaktory w Japonii eksper. KamLAND D. Kiełczewska wykład 2 36

37 Neutrinowe wiązki przyszłości Konwencjonalne wiązki dużej mocy -problem tła dla e- Fabryki neutrin - nowy typ akceleratorów Konieczne pola mgt w detektorach D. Kiełczewska wykład 2 37

38 muonstoragerings.web.cern.ch/muonstoragerings/ Similar to US scheme. D. Kiełczewska wykład 2 38