Tajemnice neutrin. Ewa Rondio. Instytut Problemów Jądrowych im. A. Sołtana

Transkrypt

1 Tajemnice neutrin Ewa Rondio Instytut Problemów Jądrowych im. A. Sołtana Festiwal Nauki, Warszawa,

2 Neutrina najbardziej nieuchwytne Neutrino? cząstki materii F. Reines:...najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką kiedykolwiek człowiek wymyślił. masa neutrina < 10-6 masy elektronu ładunek elektryczny = 0 bardzo rzadko obserwowane A tymczasem: Słońce emituje: 2x10 38 ν/sec Na Ziemię przybywa: > 4x10 10 ν/sec/cm 2 We wszechświecie: 330 ν/cm 3 (3 razy mniej niż fotonów, ale 10 9 razy więcej niż nukleonów)

3 Jak małe jest neutrino? neutrino

4 Rozpad dwuciałowy m 1 M m 2 Energy-momentum conservation => E 2 = m p 2 = M 2 + m 2 m M Energy of the decay products always the same

5 : zagadka rozpadu β ciągłe widmo energii cząstek β czy energia nie jest zachowana? czy pęd nie jest zachowany??

6 Physikalisches Institut Der Eidg. Technischen Hochshule Zurich Dear Radioactive Ladies and Gentlemen Zurich 4 dec Gloariastr. As the bearer pf these lines will explain to you in more detail and I beg you to listen to him with benevolence I have considered, in connection with the wrong statistics of 14 N and 6 Li as well as with the continuous β spectrum, a way out for saving the law of change of statistics and the conservation of energy: i.e. the possibility that inside the nuclei there are particles electrically neutral, that I will call neutrons, which have spin ½ and follow the exclusion principle and that in addition differ from photons because they do not move with the velocity of light. The mass of neutrons should be of the same order of magnitude of that of the electrons and anyhow not greater than 0.01 protonic masses. The continuous β spectrum would then be understandable, assuming that in the β decay together with the electron, in all cases, also a neutron is emitted, in such a way that the sum of the energy of the neutron and of the electron remains constant. The question is now to see which forces act on the neutrons. The most probable model appears to me to be, for wave mechanical reasons (the detail can be given to you by the bearer of these lines), for the neutron at rest to be a magnetic dipole pf a certain moment µ. The experimental data certainly require for the ionizing power of such a neutron to be not greater than that of a gamma ray and therefore µ should not be greater than e cm. I do not consider advisable, for the moment, to publish something about these ideas and first I apply to with confidence, dear Radioactives, with the question: what do you think about the possibility of providing the experimental proof of such a neutron, if it would possess a penetrating power equal or ten times greater of that of gamma rays? I admit that my solution may appear to you not very probable, because it the neutron would exist, they would have been observed long since. But only who dares wins, and the gravity of the situation in regard to the continuous? spectrum is enlightened by the opinion of my predecessor in the chair Mr. Debye, who long since told me in Brussels: Oh, the best thing to do is not to talk about, like for new taxes. For this reason one should consider seriously any way towards safety. Thus, dear Radioactives, consider and judge. Unfortunately I cannot come personally to Tubingen, because I am necessary here for a ball that will take place in Zurich the night from 6 to 7 December. With many greetings to you as well as to Mr. Back. Your devoted servant, 1930: desperacki pomysł A e A I have done something very bad today by proposing a particle that cannot be detected; it is something no theorist should ever do. W.Pauli

7 Jak więc wygląda rozpad β według naszej dzisiejszej wiedzy? Jądro1 Jądro2+ e+ ν w jądrze jeden nukleon ulega przemianie, n p A to znaczy, że w nukleonie zmienia się jeden z jego składników u d d u+ W W e + ν

8 Neutrina znalazły ważne miejsce wśród elementarnych składników materii trzy rodzaje neutrin wszystkie już były obserwowane Jak to się zaczęło??

9 SirArthurEddington: In an ordinary way I might say that I do not believe in neutrinos. Dare I say that experimental physicists will not have sufficient ingenuity to make neutrinos. A jednak. Jeśli obserwujemy reakcje rozpadu beta n p+ e + ν to możliwy jest też proces odwrotny: ν + n p+ e H.Bethe ocenił prawdopodobieństwo oddziaływania przekrój czynny cm 2 Oznacza to, że potrzebujemy cm np..wody, albo bardzo wielu neutrin Ziemia ma średnice ok cm

10 Reines i Cowan: propozycja pomiaru ciekły scyntylator wtedy: teraz: " ν " + p e + n ν e + p e + n e + + n+ + +e - γ Cd γ + 48 Cd Woda, Kadm chlor ciekły scyntylator Fotony produkują elektrony Comptona, które powodują powstanie światła scyntylacyjnego Światło jest rejestrowane w fotopowielaczach Sygnał wymaga koincydencji sygnału szybkiego i opóżnionego (ok 15 µsec) z absorpcji neutronu przez jądro kadmu.

11 Reines i Cowan: odkrycie neutrina Reaktor w Savannah River jako żródło neutrin z jąder z przewagą neutronów. Detektor: 12 m pod ziemią scyntil scyntil water water scyntil W 1956 telegram do Pauli ego: We are happy to inform you that we have definitely detected neutrinos Nagroda Nobla dla Reines a

12

13 Neutrina oddziałują tylko słabo Średnia droga na oddziaływanie neutrina o energii 10 MeV przechodzącego przez Ziemię: 13 λ km Czyli jedno neutrino oddziałuje średnio po przebyciu około miliarda średnic Ziemi 6 2 Ale jeżeli mamy np. strumień neutrin: 10 ν / sec/ cm to przez detektor o rozmiarach ok. 40m *40m *40m przechodzi ok neutrin dziennie i z tego neutrin mogłoby oddziałać Czy mamy tak potężne źródła neutrin?

14 Naturalne źródła neutrin

15 ν narodziły się w wielkim wybuchu Według obecnej wiedzy neutrina powstały 15 bilionów lat temu zaraz po narodzeniu się Wszechświata. Od tego czasu obserwujemy rozszerzanie się i stygnięcie Wszechświata a neutrina odbyły długą drogę. Obecnie jest ich wiele i tworzą cosmiczne tło, którego temperatura wynosi 1,9K Ale tych neutrin nie umiemy w tej chwili zaobserwować

16 Jak świeci Słońce? Słońce świeci dzięki energii z reakcji termojądrowych w rdzeniu gwiazdy. Φ ν = 2L sun 1 25MeV 4π (1AU) 2 = sec 1 cm 2 gdzie L sun to świetlność Słońca 1AU to odległość ze Słońca do Ziemi

17 Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu p+p > ν e +e + +d 0.42MeV max p+ e - +p >ν e +d 1.44 MeV d+p > γ+ 3 He 3 He+ 3 He > 4 He+p+p ppi (85%) 3 He+ 4 He > 7 Be+γ 7 Be+ e - > ν e + 7 Li.86 MeV 7 Li+p > 4 He+ 4 He 7 Be+p > 8 B+γ 8 B > e - +ν e + 8 Be 15 MeV max 8 Be > 4 He+ 4 He rzadkie ale łatwiejsza detekcja ppii (15%) ppiii (0.01%)

18 Gdy żelazny rdzeń osiąga 1,4 masy Słońca zwycięża grawitacja Zapaść gwiazdy supernowa Ewolucja gwiazd Grawitacja walczy z ciśnieniem Rdzeń się zapada i zapala

19 Supernowa typu II - zapaść grawitacyjna Główne reakcje jądrowe: Reakcja Temperatura zapłonu (w milionach stopni K) 4 1 H --> 4 He He --> 8 Be + 4 He --> 12 C C + 4 He --> 16 O 2 12 C --> 4 He + 20 Ne Ne + 4 He --> n + 23 Mg 2 16 O --> 4 He + 28 Si O --> 2 4 He + 24 Mg Si --> 56 Fe 6000

20 Neutrina z Supernowych 56 Fe 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: e + p ν + n krótki impuls neutrin (ok. 1 msec) e gwiazda neutronowa Z energii termicznej powstają kwanty γ, które anihilują w pary e + e - e e Z νe+ e e Z ν ν µ + µ e e Z ντ + ν ν e τ neutrina termiczne

21 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?

22 Zdjęcia z teleskopu Hubbla Pojawiła się w Wielkim Obłoku Magellana 23 lutego Odległość: ly Pierwsza tak bliska SN zauważona od 1604r. Pierwsza obserwacja neutrin spoza układu słonecznego. SN1987A SN 1987A

23 Neutrina z SN1987A 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!

24 Neutrina atmosferyczne Z supernowych przybywają promienie kosmiczne Na wysokości ok. 40 km produkują mezony π, 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 można obserwować z kopalni!

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

26 Mamy też sztuczne źródła neutrin produkowanych przez protony z akceleratorów Protons Target Horns Decay Pipe Absorber Rock Detector π + ν µ π + µ + 50 m 675 m Near Detector: 1.04 km Far Detector 735 km Wiązki neutrin o różnych energiach były/są używane w CERN, Fermilabie, KEK

27 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

28 Detektory Czerenkowa Gdy cząstka porusza się Cząstka poruszająca się z prędkością z prędkością większą niż światło w tym ośrodku świeci, powstaje stożek emitowane są fotony światła pod kątem: cosϑ = 1 nβ gdzie n to współczynnik załamania światła; w wodzie n=1.33

29 42m Super-Kamiokande detector 50,000 tons of ultra-pure water 1000 m underground 11,146 photomultipliers (PMT) 20 dimension 1,885 PMTs in outer layer

30 PMT photo

31 Super-Kamiokande w trakcie napełniania

32 Mion zarejestrowany w SK µ ν ν e e µ czas życia mionu 2.2 µsec

33 Neutrinografia Słońca z kopalni Kamioka faktyczny rozmiar Słońca pół pixela

34 Neutrina przybywają ze Słońca

35 ν Detektory umieszczne w głębinach morskich Można też wykorzystać naturalne zbiorniki wodne morza i oceany światło Czerenkowa rejestrują fotopowielacze zawieszone na długich linach. 1 km deep under water µ Planowane eksperymenty: Morze Śródziemne, okolice Tuluzy (ANTARES) część detektora już działa

36 Amanda / Ice Cube Można też wykorzystać światło Czerenkowa w lodzie i umieścić fotopowielacze pod warstwą 1 km deep under water / ice 2 km lodu na Antarktydzie. Planowany: ICE CUBE, m 3 ~ 5000 PMTs

37 AMANDA/ICECUBE - eksperyment na Antarktydzie Biegun Południowy AMANDA Pas startowy - 80 Strings PMTs - 1 km IceCube Planowana lokalizacja 1 km na wschód

38 Zagadka neutrin atmosferycznych

39 Atmosph

40 Rozkłady kątowe ν e i ν µ M.C. simulations (without oscillations) czyli ν e pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast ν µ gubią się tym bardziej im dłuższa droga

41 Asymetria góra-dół w Super-Kamiokande

42 Co się stało z ν µ po drodze przez Ziemię? A co by było gdyby: ν ν µ τ

43 Przekroje czynne ν τ Prawdopodobieństwo oddziaływania ντ + N τ + X znacznie mniejsze niż: ν µ + N µ + X bo masy: µ 106 MeV τ 1777 ΜeV Czyli jeśli do detektora docierają ν τ zamiast ν µ to je znacznie trudniej obserwujemy.

44 Oscylacje neutrin ν = cosϑ ν + sin ϑ ν e µ 1 2 ν = sinϑ ν + cos ϑ ν 1 2 m Stany o masach: , m2 : m = m1 m2 ν ν 1 2 zmienia się w czasie propagacji i stąd: ν µ ν e z prawdopodobieństwem: P 1.27 = E ( ) 2 2 νµ νe sin 2θ sn i 2 ml L odl. do detektora E energia neutrina

45 Neutrino oscillations

46 Prawdopodobieństwo oscylacji Prawdopodobieństwo zmiany stanu α w stan β: ml α β = sin 2 sin Eν ( ) P ν ν θ where m = m m parametry oscylacji m masa (w ev) θ kąt mieszania warunki eksperymentalne: E ν energia neutrin (w GeV) L odległośc od źródła do detektora (km) Długość oscylacji: ml L sin sin( ) E = π ν Losc 2.5E ν Losc = 2 m

47 Jak ν µ znikają w funkcji zmiennej L/E? Oscillation Decay Decoherence Prawdopodobieństwo przeżycia ν µ Data/Prediction (null oscillation) L/E (km/gev) Alternatywne (do oscylacji) hipotezy wykluczone.

48 Zagadka neutrin słonecznych i jej rozwiązanie

49 Widmo energetyczne neutrin słonecznych Uwaga: tylko ν e

50 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)

51 Wyniki eksperymentu SNO Calculated/measured: Neutron bkg 78±12 (Cher) bkg 45±15 Fit: CC 1968 ES 264 NC+n bkg 654 ϕ ϕ ϕ CC ES NC ( 10 = = = / cm ± ± / s ) ( stat ) ± ( stat ( stat 0.09 ) ) ± ( syst 0.12 ( syst ) ( syst ) )

52 Oscylacje neutrin wyniki ze SNO i SK SNO φ φ CC = CC = 1.76±0.11 φ e [x10 SK φ 6 /cm 2 /s] φ ES = φ e ES = 2.32±0.09 φ µ,τ φ µ,τ = 3.45±0.65 φ X = 5.21±0.66 (całkowity strumień) (φ SSM = /-0.81) SK

53 Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

54 Słoneczne ν e transformują się: ν ν ν a + b e µ τ w drodze z miejsca produkcji w rdzeniu Słońca do detektorów.

55 Oscylacje 3 zapachów Przy 3 generacjach są 3 m 2 s ale tylko 2 różnice są niezależne: m = m m, m = m m, m = m m

56 Co wiemy o masach neutrin? Atmosferyczne ν ν 2 2 µ τ < m < 0.004eV 2 2 ν cosθ ν sinθ ν Słoneczne e 23 µ 23 τ < m < eV Czyli co najmniej jedna masa: m3 > 0.04eV Z bezpośrednich pomiarów masy: m(ν e )< 2.2 ev Stąd: 3 i= 1 m i < 6.6eV

57 Neutrina reliktowe Pozostałe po Wielkim Wybuchu: n 410 cm nbaryon 3 3 nν Nν nγ 11 n γ ν 340 cm 3 Ων Neutrinowa ciemna materia: - neutrinowa część całkowitej energii Wszechświata Ω ν mn m = i νi = i ρ 93.8eVh crit 2

58 Wkład neutrin do energii Wszechświata Z oscylacji: m > 0.04eV 3 Ω ν 3 i= 1 m i 2 / 93h Z drugiej strony z pomiarów bezpośrednich: 3 i= 1 m i < 6.6eV (jest to 25% energii z całkowitej widzialnej materii) Ω ν < 0.26 Jednakże kosmologia ΛCDM wymaga, żeby: (jeżeli zbyt wiele energii niosą neutrina trudne jest zrozumienie jak formowały się galaktyki i wielkie struktury) Ω ν < 0.1

59 Podsumowanie Od 1998 roku dowiedzieliśmy się, że: Atmosferyczne neutrina mionowe oscylują: Eksperyment akceleratorowy K2K potwierdza oscylacje neutrin atmosferycznych ν ν µ τ Słoneczne neutrina elektronowe oscylują: ν ν cosϑ + ν sinϑ e µ 23 τ 23 Eksperyment reaktorowy KamLAND potwierdza to rozwiązanie Przyszłość: wiele nowych projektów...i możliwych niespodzianek

60 Detection of ν τ DONUT 800 GeV protons produced mesons containing c and s quarks, which decay into τ and ν τ

61 2000 Detection of ν τ