Neutrina (2) Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VIII

Transkrypt

1 Neutrina (2) Wykład VIII Neutrina słoneczne Wyniki Super-Kamiokande Eksperyment SNO Eksperyment Kamland Podsumowanie Elementy fizyki czastek elementarnych

2 Przypomnienie Wyniki LSND Zmierzono przypadki odpowiadajace reakcji Reakcja z łamaniem zasady zachowania liczby leptonowej? Czy oscylacja?... Wyniki Super-Kamiokande Obserwacja neutrin atmosferycznych neutrina elektronowe strumień zgodny z przewidywaniami modelu tyle samo neutrin do góry co do dołu neutrina mionowe strumień do dołu zgodny z przewidywaniami deficyt Wyniki zgodne z hipotez 50% neutrin lecacych do góry a oscylacji. Dopasowane parametry: Wyniki potwierdzone przez K2K. A.F.Żarnecki Wykład VIII 1

3 Neutrina słoneczne Produkcja neutrin Słońce jest nie tylko źródłem promieniowania elektromagnetycznego, ale też niezwykle intensywnym źródłem neutrin elektronowych. Ogromna większość neutrin pochodzi z reakcji p p: jednak wyższe energie uzyskuja neutrina z reakcji pep : A.F.Żarnecki Wykład VIII 2

4 Neutrina słoneczne Produkcja neutrin Dalsze reakcje syntezy,, i prowadza do emisji dodatkowych neutrin. Neutrina z przemiany maja jednak energie poniżej 1 MeV A.F.Żarnecki Wykład VIII 3

5 Neutrina słoneczne Produkcja neutrin Źródłem wysokoenergetycznych neutrin jest przemiana w której energia emitowanych neutrin dochodzi do 15 MeV Tylko te neutrina moga być mierzone w detektorach czastek elementarnych. Np. w Super-Kamiokande mierzymy neutrina o 5 7 MeV... A.F.Żarnecki Wykład VIII 4

6 Widmo energii Widmo energii neutrin elektronowych produkowanych w reakcjach jadrowych na słońcu Strumień neutrin o energiach poniżej kilku MeV może być zmierzony metodami radiochemicznymi: mierzymy produkcję powstaj acych izotopów: Neutrina słoneczne (eksperyment Homestake) (SAGE, GALLEX, GNO) Tylko neutrina elektronowe! Ga Cl woda A.F.Żarnecki Wykład VIII 5

7 Neutrina słoneczne Deficyt neutrin słonecznych Wszystkie przeprowadzone eksperymenty wykazały, że dociera do nas zbyt mało neutrin! Aby wytłumaczyć wyniki pomiarów trzebaby założyć, że: reakcja zachodzi 2 rzadziej reakcja wogóle nie zachodzi!... Ale Słońce świeciłoby wtedy zupełnie inaczej... A.F.Żarnecki Wykład VIII 6

8 Obserwacja neutrin słonecznych Super-Kamiokande Oddziaływania neutrin słonecznych możemy odróżnić od oddziaływań neutrin atmosferycznych mierzac kat rozproszenia elektronu względem kierunku od słońca: A.F.Żarnecki Wykład VIII 7

9 Super-Kamiokande Zdjęcie Słońca w świetle neutrin rzeczywisty rozmiar Słońca pixla A.F.Żarnecki Wykład VIII 8

10 Super-Kamiokande Neutrina słoneczne obserwowane w SK pochodza głównie z reakcji typu CC poprzez proces typu Możliwa jest też detekcja NC: Ale proces typu NC możliwy jest też dla innych neutrin, np: ν e e W + e ν e ν e e Z przekrój czynny mniejszy... o e ν e razy νµ ν µ e Z o e (także dla ) Pomiar Super-Kamiokande: A.F.Żarnecki Wykład VIII 9

11 Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych Obserwowany kształt rozkładu energii neutrin słonecznych zgadza się bardzo dobrze z SSM (Standard Solar Model). Obserwujemy jednak jedynie ok. 45% oczekiwanych przypadków (neutrin elektronowych?!): Events/day/22.5kt/0.5MeV Data/SSM (efficiency corrected) Solar neutrino MC Observed solar neutrino events SSM = BP new 8 B spectrum (Ortiz et al.) stat. error stat. 2 +sys Deficyt neutrin elektronowych... Może to znowu oscylacje!? SK 1258day 22.5kt ALL (Preliminary) Energy(MeV) A.F.Żarnecki Wykład VIII 10

12 Super-Kamiokande Efekt dzień noc Strumień neutrin słonecznych mierzony w różnych porach dnia i nocy: Data/SSM SK 1258day MeV 22.5kton (Preliminary) Z SK D5 N5 D4 Day D3 D2 D1 N1 N2 N3 N4 Night horizon Porównujac strumień mierzony w dzień ( od góry ) i w nocy ( od dołu ), możemy sprawdzić oscylacje na odległości średnicy Ziemi Nie obserwujemy zmian zwiazanych z przechodzeniem neutrin przez Ziemię ewentualne oscylacje dla (oscylacje neutrin atmosferycznych) dużo słabsze niż Wszystkie pomiary neutrin słonecznych można wytłumaczyć przyjmujac ( lub ): 0.3 SSM = BP new 8 B spectrum (Ortiz et al.) All Day Night D5 D4 D3 D2 D1 N1 N2 N3 N4 N5 parametry oscylacji A.F.Żarnecki Wykład VIII 11

13 SNO Eksperyment SNO (Sudbury Neutrino Observatory) ogromny zbiornik wypełniony 7000 t wody ( ) w środku kula wypełniona 1000 t ciężkiej wody ( ) promieniowanie Czerenkowa mierzone przez ok fotopowielaczy. całość umieszczona na głębokości ponad 2000 m A.F.Żarnecki Wykład VIII 12

14 SNO A.F.Żarnecki Wykład VIII 13

15 Fotopowielacze A.F.Żarnecki Wykład VIII 14

16 Przypadek A.F.Żarnecki Wykład VIII 15

17 Detekcja neutrin SNO Jak w SK możemy zmierzyć sygnał pochodzacy z rozpraszania neutrin na elektronach: informacja o wszystkich typach neutrin Zastosowanie ciężkiej wody umożliwia dodatkowo pomiar rozpraszania na deuterze: ν e e ν µ ν µ W + Z o D (pn) p p D (pn) n p informacja o neutrinach elektronowych informacja o wszystkich neutrinach A.F.Żarnecki Wykład VIII 16

18 Events per 0.1 wide b Wyniki 100 (b) CC Fiducial Volume Bkgd SNO Wkłady od poszczególnych NC + bkgd neutrons ES procesów można rozdzielić na podstawie 0 mierzonych rozkładów energii i kata rozproszenia: Events per 500 kev (R/RAV) (c) CC 100 Bkgd NC + bkgd neutrons 0 ES Teff (MeV) 20 Events per 0.05 wide bin.1 wide bin (a) CC ES 20 NC + bkgd neutrons 0 Bkgd cos θ 500 (b) A.F.Żarnecki Wykład VIII lume

19 Wyniki Z dopasowania uzyskujemy (w jednostkach Przewidywania SSM ): SNO Dobra zgodność dla całkowitego strumienia neutrin. W miejsce brakuj acych obserwujemy i φ e 6 (10-2 cm -1 s ) φ µτ SNO φ NC φ SSM 6 (10 cm -2 s -1 ) SNO φ ES SNO φ CC A.F.Żarnecki Wykład VIII 18

20 Nowe porównanie wyników A.F.Żarnecki Wykład VIII 19

21 Kamland Wyniki SNO potwierdzaja, że obserwowany deficyt neutrin słonecznych rezultatem oscylacji - przemiany jest i w inne rodzaje neutrin ( ). Chcielibyśmy jednak sprawdzić obserwowany efekt w warunkach laboratoryjnych, podobnie jak w przypadku neutrin atmosferycznych (doświadczenia z długa baza ). Intensywna wiazke anty-neutrin elektronowych otrzymujemy z reaktorów jadrowych (z rozpadów neutronów). Strumień neutrin jest proporcjonalny do mocy reaktora i można go dość dokładnie wyliczyć. Wyniki eksperymentu CHOOZ A.F.Żarnecki Wykład VIII 20

22 Kamland Eksperyment Kamland Wymarzonym miejscem na tego typu eksperyment jest Japonia - mocarstwo energetyki atomowej. Eksperyment Kamland został zbudowany w miejscu starego eksperymentu Kamiokande, poprzednika Super-Kamiokande. A.F.Żarnecki Wykład VIII 21

23 KAMLAND, góra Kamioka, Japonia A.F.Żarnecki Wykład VIII 22

24 Kamland Detektor Kamland Budowa podobna do SNO: zewnętrzny zbiornik wypełniony 3200 t wody wewnętrzny kulisty zbiornik wypełniony 2000 t oleju w środku balon wypełniony 1000 t ciekłego scyntylatora pomiar przy użyciu ok fotopowielaczy. całość umieszczona na głębokości ok m ( water-equivalent ) A.F.Żarnecki Wykład VIII 23

25 Detektor Kamland zbiornik wewnętrzny A.F.Żarnecki Wykład VIII 24

26 Wnętrze detektora Kamland A.F.Żarnecki Wykład VIII 25

27 Większość neutrin przychodzi z odległości km. Bliżej: brak reaktorów Dalej: strumień A.F.Żarnecki Wykład VIII 26

28 Selekcja przypadków Kamland W oddziaływaniach antyneutrin Cięcie na energii fotonu z wychwytu neutronu: 6 spodziewamy się: natychmiastowej emisji z anihilacji opóźnionej emisji z wychwytu neutronu Delayed Energy (MeV) 5 4 delayed energy window Prompt Energy (MeV) Oczekujemy 2.2 MeV Wyraźny sygnał, zaniedbywalne tło A.F.Żarnecki Wykład VIII 27

29 Kamland Wyniki (9 grudzień 2002!) Liczba zarejestrowanych przypadków oddziaływania anty-neutrin elektronowych po 145 dniach działania detektora reactor neutrinos geo neutrinos accidentals oczekiwana: w tym tła: 0.95 zmierzona: Events/0.425 MeV MeV analysis threshold KamLAND data no oscillation best-fit oscillation sin 2 2θ = 1.0 m 2 = 6.9 x 10-5 ev Wyraźny efekt znikania ( ) Prompt Energy (MeV) 6 8 A.F.Żarnecki Wykład VIII 28

30 Kamland Wyniki Dopasowanie parametrów oscylacji do danych Kamland: ( lub Wyniki zgodne z wynikami dla neutrin słonecznych (krzywa kropkowana) Zakładamy zachowanie parzystości CPT (ładunek-przestrzeń-czas) ) Nobs/Nexp ILL Savannah River Bugey Rovno Goesgen Krasnoyarsk Palo Verde Chooz KamLAND Distance to Reactor (m) A.F.Żarnecki Wykład VIII 29

31 Oscylacje neutrin Podsumowanie Stany fizyczne neutrin sa stanów o ustalonym zapachu. mieszankami Prowadzi to do oscylacji neutrin, które zostały dokładnie zmierzone w dwóch sektorach : neutrina atmosferyczne + K2K : Widmo mas (jedna z możliwości): neutrina słoneczne + KamLAND (?): Mieszanie 3 zapachów wyjaśnia wszystkie dane doświadczalne z wyjatkiem LSND, które wymaga czwarte neutrino?!... A.F.Żarnecki Wykład VIII 30

32 Oscylacje neutrin Podsumowanie Możemy wprowadzić macierz mieszania dla neutrin: Macierz MNS - Maki-Nakagawa-Sakata odpowiednik macierzy CKM dla kwarków Mieszanie: neutrina słoneczne neutrina atmosferyczne ew. słabe mieszanie maksymalne mieszanie A.F.Żarnecki Wykład VIII 31

33 Oscylacje neutrin Podsumowanie W ciagu ostatnich kilka lat dokonała się rewolucja w naszym spojżeniu na neutrina. Okazało się, że neutrina maja masę (niezbędny warunek oscylacji) i mieszaja się łamiac zachowanie liczby leptonowej. Choć wszystkie wyniki można wciaż opisać w ramach Modelu Standardowego (wprowadzajac odpowiednia liczbę nowych parametrów), może to być także sygnał jakiejś nowej fizyki... Dlatego planowane i przygotowywane sa kolejne, liczne i różnorodne doświadczenia zwiazane z fizyka neutrin (słonecznych, atmosferycznych, reaktorowych, akceleratorowych). A.F.Żarnecki Wykład VIII 32

34 Eksperymenty neutrinowe A.F.Żarnecki Wykład VIII 33

35 AMANDA Nowe eksperymenty (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array) 677 modułów na 19 strunach, m pod lodem (biegun południowy) promieniowanie Czerenkowa mierzone przez skierowane do dołu fotopowielacze Obszar aktywny: ok. 40 mln. ton lodu (!) Rejestracja mionów o energiach 50 GeV. A.F.Żarnecki Wykład VIII 34

36 Amanda Nowe eksperymenty Miony pochodzace z oddziaływań wysokoenergetycznych neutrin (leca od dołu): A.F.Żarnecki Wykład VIII 35