Neutrina. Źródła neutrin: NATURALNE Wielki Wybuch gwiazdy atmosfera Ziemska skorupa Ziemska

Transkrypt

1 Neutrina X Źródła neutrin.. Zagadki neutrinowe. Neutrina słoneczne. Neutrina atmosferyczne. Eksperymenty neutrinowe. Interpretacja pomiarów. Oscylacje neutrin. 1

2 Neutrina Źródła neutrin: NATURALNE Wielki Wybuch gwiazdy atmosfera Ziemska skorupa Ziemska STWORZONE PRZEZ CZŁOWIEKA reaktory eksperymenty akceleratorowe 2

3 Neutrina- zagadki Czy neutrina mają masę? PRZESŁANKI TEORETYCZNE: neutrina tylko lewoskrętne neutrino i antyneutrino to dwa stany tej samej cząstki, neutrina Diraca czy Majoramy? WYNIKI EKSPERYMENTALNE: Bezpośredni pomiar masy (zas.zachowania) bezskuteczny. Podwójny bezneutrinowy rozpad beta. Deficyt neutrin atmosferycznych (mionowych) Deficyt neutrin słonecznych Mieszanie neutrin i oscylacje. Rozpad beta 3

4 Neutrina słoneczne Standardowy Model Słońca (SSM) w jądrze Słońca zachodzą reakcje fuzji jądrowej: 4pp 4 HHHH + 2ee + + 2νν ee + γγ (26.7 MMMMMM) strumień fotonów (zmierzony) : JJ ss 1 energia neutrina: 26.7 MMMMMM = JJ liczba rekcji: / = ss 1 Odległość Słońce-Ziemia: cccc 640 mln neutrin na sek/cm 2!!! Strumień neutrin: NN υυ 4ππRR 2 = ss 1 4ππ cccc 2 = = υυ ss 1 cccc 2 Eksperyment (kopalnia Homestake, USA): rozpad beta w 615 tonach C2Cl4: za mało neutrin! błąd eksperymentalny? zły model złe neutrina? 4

5 Neutrina słoneczne Słońce świeci dzięki energii z reakcji termojądrowych w jego rdzeniu. +22ee νν ee MMMMMM neutrina unoszą ok. 0.5 MeV tylko neutrina elektronowe! źródła neutrin słonecznych Detektory radiochemiczne SAGE i GALLEX: Do detekcji użyto reakcji jądrowych: niska energia progowa galu! wyprodukowane izotopy (o niezbyt długim czasie życia) są wydobywane ze zbiornika i zliczane (1.7/dzień przewidywania, 0.48 zmierzone), DEFICYT! nie ma informacji o czasie zajścia oddziaływania, 5 ani kierunku neutrina.

6 Super-Kamiokande Duże eksperymenty zbudowane w Japonii w celu poszukiwań rozpadu protonu, a potem do obserwacji neutrin słonecznych. Wodny detektor Czerenkowa. Pomiar elektronów odrzutu: kierunek neutrin, czas każdego zdarzenia. ee + νν ee ee + νν ee promieniowanie kosmiczne dociera do Ziemi izotropowo, - taki sam strumień neutrin powinien docierać do Ziemi z dołu, co z góry planety. 6

7 Super-Kamiokande 7

8 Neutrina atmosferyczne Neutrina pochodzą z wtórnego promieniowania kosmicznego: miony ~70% elektrony ~25% protony, piony ~3% neutrina z rozpadów pionów, mionów i kaonów ττ ππ = 2222 nnnn ττ μμ = μμss większość pionów rozpada się w locie miony o niższej energii (do 2 GeV) rozpadają się w locie, o wyższej (5-6 GeV) docierają do powierzchni Ziemi i przenikają w głąb (tło). Przy jednakowej liczbie ππ + i ππ otrzymujemy: 22 νν μμ, 22νν μμ, 11νν ee, 11 νν ee przy małych energiach mionów 8

9 Neutrina atmosferyczne Przewidywania: przy małych energiach produkuje się dwukrotnie więcej neutrin mionowych niż elektronowych. Dokładne rachunki uwzględniają: produkcję i rozpad kaonów, dylatację czasu życia mionów ( mniej mionów rozpada się w locie) E[GeV] stosunek strumieni neutrin rośnie z energią Neutrina oddziałują słabo (bardzo): dla 1 neutrina prawd. oddz. na drodze 40 m: , ale liczba neutrin, które wpadają w ciągu 1 dnia do detektora o powierzchni 20m , czyli możemy się spodziewać około 20 przypadków/dzień. Potrzebny jest duży detektor i to pod ziemią. σσ ννnn = mm 2 Wynik: neutrin mionowych jest mniej niż się przewiduje. 9

10

11 Super-Kamiokande 11

12 The Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Uzupełnienie pomiarów SuperKamiokande. Dwa zbiorniki z wodą i z ciężką wodą. Pomiar całkowitego strumienia neutrin słonecznych i, osobno, elektronowych. Niedobór neutrin elektronowych. 12

13 Neutrina detekcja 13

14 Neutrina reaktorowe. 14

15 Neutrina - pomiary 15

16 AMANDA skuta lodem Pomiar wysokoenergetycznych neutrin. 700 fotodetektorów mierzących miony pod lodem. 16

17 Neutrina interpretacja pomiarów W atmosferze powstały: νν ee, νν μμ W detektorze pod Ziemią obserwujemy: νν ee zgodnie z oczekiwaniami, νν μμ za mało, νν ττ?? W czasie lotu wystąpiła przemiana neutrin mionowych i liczba leptonowa nie jest zachowana.. Odkrycie oscylacji neutrin (1998). W Słońcu powstały νν ee W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszankę: νν ee, νν μμ, νν ττ Wszystkie dane da się wytłumaczyć, jeśli założymy, że nastąpiła transformacja neutrin elektronowych. Wprowadza się mieszanie na wzór mieszania kwarków: 17

18 Neutrina - mieszanie Ale mieszanie można wprowadzić tylko dla cząstek z niezerową masą! Wtedy stany o określonej masie: ee μμ ττ νν 11 νν 22 νν 33 to są inne stany niż te, które podlegają oddziaływaniom słabym: ee μμ ττ νν ee νν μμ νν ττ WW ± Neutrina o określonym rodzaju (zapachu) są produkowane w oddz. słabych (stany własne zapachu), a propagują się w przestrzeni jako stany własne operatora masy. W przypadku mieszania dwóch zapachów: νν ee = ν 1 cosθ + ν 2 sinθ νν μμ = ν 1 sinθ + ν 2 cosθ νν ee, νν μμ to stany o różnych proporcjach masowych stanów νν 11, νν 22 18

19 Neutrina-oscylacje ν 1 ν 2 ν tt, xx = ν 1 tt, xx cosθ + ν 2 tt, xx sinθ W czasie propagacji stosunek zmienia się: a stany masowe ewoluują wg. równania Schrödingera: i prawdopodobieństwo przejścia ze stanu 1 do 2: ν 1 tt = ν 1 0 ee iiee 1tt ν 2 tt = ν 2 0 ee iiee 2tt EE 1 mm 1 PP νν 11 νν 22 = νν 22 νν 11 (tt) 22 = ssssss 22 22θθ ssssss ΔΔmm22 LL EE νν.. ssssss eeee 2 kkkk GGGGGG zapach neutrina jest oscylującą funkcją czasu i odległości pokonanej przez wiązkę neutrin. Parametry oscylacji: Δmm 2 = mm 1 2 mm 2 2 eeee 2 θ kąt mieszania Warunki zajścia oscylacji: co najmniej jeden ze stanów musi mieć masę, dwa stany masowe nie mogą mieć tej samej masy. 1.27Δmm 2 LL/EE ν oscylacje są możliwe do wykrycia, gdy czynnik jest rzędu jedności jeśli różnice mas są bardzo małe, pomiary trzeba wykonywać na bardzo dużych odległościach. warunki eksperymentalne są określone przez energię neutrina oraz odległość L. 19

20 Neutrina oscylacje Prawdopodobieństwo oscylacji Prawdopodobieństwo przeżycia pomiary przy różnych energiach neutrin, dla dwóch zapachów potrzeba wyników z oscylacją 3 neutrin 20

21 Odkrycie oscylacji neutrina tau 31 maja 2010 w detektorze OPERA ogłoszono, że znaleziono neutrino taonowe w wiązce neutrin mionowych. Detektor OPERA znajduje się w podziemnym Laboratorium Gran Sasso. W jego stronę wysyłane są neutrina mionowe produkowane w CERN (w odległości 732 km). W wyniku oscylacji neutrin w wiązce tej mogą pojawić się neutrina innych zapachów, podobnie jak przy oscylacjach neutrin atmosferycznych. Neutrina atmosferyczne mają zbyt niską energię, by w oddziaływaniu wytworzyć taon (znacznie cięższego "kuzyna" elektronu), którego pojawienie się świadczy o obecności neutrin taonowych. Wiązka neutrin z CERN ma natomiast dostatecznie dużą energię. Ponieważ taon bardzo szybko się rozpada, do zobaczenia jego śladu potrzebny jest detektor o bardzo dobrej przestrzennej zdolności rozdzielczej. W OPERZE wykorzystano w tym celu emulsje jądrowe - specjalne rodzaj "klisz" τ ν τ 21

22 Neutrina z CERNu 22

23 Neutrina-zestawienie wyników problem hierarchii mas Fizyka neutrin to obecnie bardzo modny kierunek. W ciągu 10 lat pokazano, że neutrina mają masę i mogą oscylować. Wciąż wiele niepewności. Niektóre parametry Modelu Standardowego muszą się zmienić. 23

24 ZAKOŃCZENIE Dziękuję wszystkim za udział w module Cząstki elementarne i ich oddziaływania! 24