FIZYKA CZĄSTEK. od starożytnych do modelu standardowego i dalej. Krzysztof Fiałkowski, IFUJ

Transkrypt

1 FIZYKA CZĄSTEK od starożytnych do modelu standardowego i dalej Krzysztof Fiałkowski, IFUJ

2 Plan wykładów Krótka historia fizyki cząstek: prehistoria, źródła naturalne i akceleratory, leptony i hadrony, model kwarków, unifikacja GSW, QCD i kompletny model standardowy Droga odkryć na przykładzie neutrin: reaktory, Słońce, akceleratory, detektory, masy neutrin, oscylacje, neutrino Majorany Podsumowanie i perspektywy: nagrody Nobla, lista cząstek, brakujące ogniwa

3 Czy istnieją cząstki elementarne? Demokryt (via Lukrecjusz): istnieje granica możliwości podziału materii, czyli cząstki niepodzielne (ατοµοσ). Arystoteles: to niemożliwe, bo pomiędzy atomami byłaby próżnia, a na to natura nie pozwala. Dziś niby zgadzamy się z Demokrytem, ale TAK NAPRAWDĘ próżnia to nie próżnia, więc?

4 Atomy XIX wieku Dalton: atomy tłumaczą stałe proporcje pierwiastków w związkach chemicznych (z dokładnością do stałych wymiernych). Boltzmann: termodynamika jako fizyka statystyczna cząsteczek/atomów. Einstein, Smoluchowski: ruchy Browna jako skutki uderzeń atomów w widzialne cząstki zawiesiny, pyłki itp..

5 Budowa atomu Thomson: 1897 elektrony, 1904 model atomu ciasta z rodzynkami Becquerel, 1900 Villard: radioaktywność α, β, γ ( zmienność atomów). 11 Rutherford: jądro dla wytłumaczenia rozpraszania cząstek α do tyłu, proton jądro atomu wodoru.

6 Wstawka: jak badać mikrostrukturę? Naiwnie: a) zobaczyć, b) rozłożyć na części. Fizycznie: a) zbadać rozproszenie fali, b) dostarczyć energię > energii wiązania. Granice możliwości w zapisie kwantowym: a)λ<<r (światło), Q 2 >ħ 2 /R 2 E>ħc/R (cząstki, to samo wg. de Broglie a), b) E ħc/r (Heisenberg: znów to samo). Zatem: do badania mikroświata konieczne wielkie energie! Skala: ħc 0.2GeV fm, więc 0.1nm 1keV (atom) 10fm 10MeV (jądro); będzie dalej!

7 Budowa atomu II Model Bohra atomu: orbity elektronów wokół jądra, ale bez promieniowania (wbrew fizyce klasycznej!). 30 Pauli: hipoteza neutrina dla ocalenia praw zachowania energii i momentu pędu w rozpadzie β. Fermi: teoria rozpadu β, słabe oddziaływania: zerowy zasięg nieskończona masa bozonu? 32 Anderson: pozyton (antycząstka elektronu). 32 Chadwick: neutron (α+be=n+c; Joliot-Curie). Heisenberg (Majorana, Iwanienko): jądra -układy protonów i neutronów nukleonów, izospin.

8 Początki fizyki cząstek Uwaga: dotąd wystarczały cząstki α z rozpadów (kilka MeV), wyższe energie z promieniowania kosmicznego ( a właściwie produktów zderzeń z atomami atmosfery). Od 32 akceleratory (Cockroft, Walton liniowy, Lawrence cykliczny). 35 Yukawa: teoria mezonowa dla wyjaśnienia skończonego zasięgu R sił jądrowych, a stąd np. stałej gęstości materii jądrowej. 37 Anderson: mion, mezon? Nie! Kto zamawiał? 47 Powell: odkrycie mezonu π, m π =ħ/cr; π µν.

9

10 Niespodzianki powojenne 47 Rochester, Butler: cząstki V w emulsji. 52 Danysz, Pniewski: hiperjądra. 52 Fermi: nowe hadrony (silnie oddziałujące), krótkożyjące ( rezonanse ), E 100MeV. 55 Lee-Yang: teoria niezachowania parzystości w rozpadzie β; Wu: potwierdzenie eksp.; neutrina o zerowej masie? 55 Gell-Mann: dziwność S, prawo zachowania: cząstki dziwne tworzone parami w o. silnych, rozpad wolny przez o. słabe, bez zachowania S. 56 Reines i Cowan: oddziaływanie neutrin.

11 Nowe akceleratory Cyklotron pozwalał na nadanie E k <<mc 2, wtedy częstość obiegu w stałym B stała. Do wyższych energii konieczna zmienność pola, wygodny stały promień, niewielka objętość pola i przyspieszanie pęczków : synchrotron (dla e v c, dla p zmienna). Dziś praktycznie cykliczne i liniowe mają te same elementy przyspieszające, MeV/m (może będzie GeV/m?), ale w cyklicznych strata na promieniowanie granica 100GeV dla e, 20TeV dla p. Zderzające się wiązki!

12

13 Dalsze kłopoty i próby porządkowania 61 Glashow: oddziaływania słabe jak elektromagnetyczne z nowymi bozonami? 62 Lederman, Schwartz, Steinberger i inni: dwa neutrina. 64 Cronin i Fitch: niezachowanie CP. 64 Gell-Mann i Zweig: model kwarkowy (u,d,s) hadronów. Nieudane próby odkrycia kwarków uwięzienie? 67 Salam, Weinberg: pełna teoria GSW oddziaływań elektrosłabych.

14 Rewolucja lat 70-tych 70 Glashow, Ilopoulos, Maiani: dla słabych o. konieczny czwarty kwark. 73 Gross, Wilczek, Politzer: asymptotyczna swoboda silnych o.: kwarki uwięzione, ale im bliżej, tym słabiej oddziałują. 74 Richter/Ting: odkrycie cząstki j/ψ, świat 4 kwarków(u,d,s,c) i 4 leptonów (e,ν e,µ,ν µ ). 75 Perl: odkrycie leptonu τ. 77 Lederman: cząstka ϒ - piąty kwark b.

15 Kompletny model standardowy 83 UA1, UA2 (CERN collider): odkrycie bozonów W, Z m 100m p (Nobel: Rubbia - collider, van der Meer - ogniskowanie). 90 LEP (bilans rozpadów Z): tylko 3 neutrina. 95 CDF, D0: odkrycie szóstego kwarku t w zderzeniach pp (rozpady na Wb). 98 niespodzianka: neutrina mają masę!

16 Jak się tego dowiedzieliśmy? Przykład: neutrino Przypomnienie: hipoteza neutrina Pauli 30 Przesłanki: a) w rozpadzie β widmo energii elektronu ciągłe od 0 do E max (dla α, γ dyskretne) b) jądra przed- i po rozpadzie oba spin całkowity (w ħ), albo oba połówkowy Niezachowanie energii i momentu pędu? List Pauli ego

17 Dalsza historia neutrin Przypomnienie: Reines (Nobel 95) i Cowan rejestrowali produkty reakcji νp e + n (pozyton przez anihilację na 2 γ, neutron przez wychwyt w kadmie i emisję kilku γ z wzbudzonego jądra) Rejestracja neutrin to zawsze rejestracja produktów oddziaływania ν z materią! Skoro tylko znikomy ułamek (rzędu ) oddziałuje, potrzebne potężne strumienie! Reines-Cowan z reaktora. Skąd jeszcze?

18

19 Neutrina słoneczne W latach 30 XX wieku fizycy (Hans Bethe i inni) ustalili źródła energii słońca: reakcje fuzji jąder wodoru w jądra helu p+p d+e + +ν; p+d 3 He+γ; 3 He+ 3 He 4 He+2p+γ, w sumie 6p 4 He+2ν+2p+2e + +3γ. Pozytony anihilują, kwanty γ, protony i jądra helu oddają swoją energię kinetyczną otoczeniu zwiększając jego temperaturę, neutrina uciekają. Te neutrina mają energię poniżej energii spoczynkowej e, trudno je rejestrować, ale są i neutrina z innych reakcji, o wyższej energii. Ile neutrin dolatuje do nas ze Słońca?

20 Strumień neutrin słonecznych Ze strumienia energii elektromagnetycznej ze Słońca na Ziemi i odległości Ziemia-Słońce obliczono moc Słońca : W, a stąd liczbę neutrin emitowanych przez Słońce: /s i strumień neutrin na Ziemi: /s/cm 2. To jest porównywalne ze strumieniem w pobliżu reaktorów! Davis: eksperyment detekcji tych neutrin z reakcji ν+ 37 Cl 37 Ar+e - (tylko dla E>0.8MeV, więc mały ułamek neutrin, ale i tak mnóstwo)

21 Eksperyment Davisa (Nobel 02) Aparatura: zbiornik 615 t C 2 Cl 4 (środek czyszczący) w starej kopalni złota Homestake (Dakota S) 1500m pod ziemią Co 2 miesiące argon wypłukiwany helem ze zbiornika, mierzona liczba jego atomów przez rozpady β W latach zarejestrowano 875 rozpadów, stąd oszacowano 2200 reakcji: 3 razy mniej, niż przewidywała teoria!!!

22 Schemat eksperymentu Davisa

23 Antrakt: różne neutrina W rozpadzie π µν ginie połowa energii unoszona najwyraźniej przez neutrino, ale czy to neutrino mionowe tożsame z ν z rozpadu β? Lederman, Schwartz, Steinberger (Nobel 88): wiązka pionów ze zderzeń protonów z tarczą formowana, po czasie > czasu rozpadu kierowana przez osłonę (wiele metrów stali z rozbieranego pancernika) do detektorów kanapek : warstwy materii i scyntylatora. Wynik: produkowane są miony, a nie elektrony! Dziś wiemy, że jest i trzecie neutrino taonowe.

24

25 Inne eksperymenty Dalsze radiochemiczne: GALLEX, SAGE z użyciem 71 Ga 71 Ge (już dla E>0.2MeV) nadal mniej neutrin, niż z teorii (ok. ½). Inna technika: pomiar na bieżąco przez rejestrację elektronu/mionu, w który zmienia się neutrino oddziałując z nukleonami materii. Nadal deficyt neutrin słonecznych! Najwygodniej gdy tarcza=detektor: zbiorniki wodne, w których wytworzone e/µ wysyłają promieniowanie Czerenkowa (odpowiednik naddźwiękowego grzmotu dla v>c/n). Dziś największy: Superkamiokande (50 kt!).

26

27 Neutrina z innych źródeł Atmosferyczne z rozpadów pionów produkowanych w atmosferze przez promieniowanie kosmiczne i z rozpadów mionów z rozpadów pionów Odkrycie Superkamiokande (Koshiba Nobel 2003): neutrin elektronowych tyle samo z dołu, co z góry, mionowych znacznie mniej z dołu. Wyjaśnienie: mionowe zmieniają się po drodze w taonowe, niewidoczne dla SK- oscylacje. Podobne tłumaczenie dla neutrin słonecznych! Ale to możliwe tylko, gdy masa różna od zera!

28 Dalsze badania Widmo energii elektronów z rozpadu β trytu dowodzi, że m ν < 10-5 m e. Oscylacje (zamiana w locie na inny rodzaj neutrin) możliwe tylko, gdy znane neutrina to kombinacje 3 stanów o różnych masach. Jak to dokładniej zbadać? Dokładniejszy pomiar rozpadu β trytu (KATRIN). Poszukiwania tzw. bezneutrinowego podwójnego rozpadu β (GERDA). Badania oscylacji dla znanej dokładnie wiązki z akceleratora (K2K, CNGS).

29 Schemat eksperymentu KATRIN planującego pomiar masy neutrina elektronowego z dokładnością do 0.2 ev/c 2. Badany jest rozpad beta trytu. Intensywność źródła i dokładność pomiaru są o rząd wielkości lepsze niż w poprzednich eksperymentach. KATRIN od źródła trytu do detektora

30 Bezneutrinowy podwójny rozpad b (lata 30) Maria Goeppert-Mayer: są jądra parzystoparzyste, dla których nie ma rozpadu b (jądro z Z =Z+1 jest cięższe), ale możliwy rozpad bb: (Z) (Z+2)+2e+2n (jądro z Z =Z+2 jest lżejsze!). Ettore Majorana: teoria neutrin tożsamych z antyneutrinami. Racah, Furry: dla takich neutrin możliwe nowe procesy, w tym bezneutrinowy rozpad bb : (Z) (Z+2)+2e Jeśli wykryjemy, udowodnimy, że neutrina to cząstki Majorany i wyznaczymy ich masę! Ale te rozpady są bardzo rzadkie, a izotopy drogie

31 Schemat eksperymentu GERDA w Gran Sasso

32 CNGS Aby wykryć oscylacje dla wygodnych energii neutrin, daleki detektor musi być setki kilometrów od źródła akceleratora (podobnego, jak w eksperymencie LSS). Na szczęście neutrina mogą lecieć bez prowadnicy, prosto przez Ziemię. Już działa taki układ w Japonii (K2K). Wkrótce ruszy CNGS (z CERN-u pod Alpami do Gran Sasso we Włoszech).

33 CERN Gran Sasso

34 Ostatnie uzupełnienia 00 DONUT: oddziaływanie neutrina taonowego (nikt nie wątpił, ale ) Osiągnięta skala odległości: 100GeV 1am; ew. struktura kwarków i leptonów musi być mniejsza! Listy elementarnych składników materii:

35 Tabela leptonów Lepton Elektron e - Neutrino el. ν e Masa [MeV/c 2 ] ~0,5 <10-5 (~10-7?) Czas życia [s] trwały trwałe Mion µ ~100 ~ Neutrino m.ν µ <0,17 (~10-7?) trwałe Taon τ Neutrino t.ν τ ~1800 <18 (~10-7?) ~ trwałe

36 Tabela kwarków Kwark Górny u Dolny d Dziwny s Powabny c Piękny b Szczytowy t Masa [MeV/c 2 ] ~4 ~6 ~130 ~1300 ~4300 ~ Ładunek [e] +2/3-1/3-1/3 +2/3-1/3 +2/3

37 Nagrody Nobla z fizyki cząstek 1935 J Chadwick: odkrycie neutronu 1936 V Hess: promieniowanie kosmiczne, C Anderson: pozyton 1948 P Blackett: odkrycia w komorze Wilsona 1949 H Yukawa: teoria mezonu π 1950 C Powell: emulsja jądrowa, odkrycie π TD Lee, CN Yang: łamanie P 1958 PA Cherenkov, IM Frank, IY Tamm: efekt Czerenkowa 1959 EG Segre, O Chamberlain: odkrycie antyprotonu 1960 DA Glaser: komora pęcherzykowa 1961 R Hofstadter: struktura nukleonów 1963 EP Wigner: symetrie w fizyce 1965 SI Tomonaga, JS Schwinger, RP Feynman: QED 1967 HA Bethe: energia gwiazd 1968 LW Alvarez: rezonanse (krótkożyjące hadrony)

38 Nagrody Nobla cd 1969 M Gell-Mann: klasyfikacja hadronów (model kwarków) 1976 B Richter, S Ting: odkrycie j/ψ 1979 SL Glashow, A Salam, S Weinberg: unifikacja teorii oddziaływań EM i słabych 1980 JW. Cronin, VL Fitch: łamanie CP 1984 C Rubbia, S Van Der Meer: odkrycie W i Z 1988 LM Lederman, M Schwartz, J Steinberger: ν µ 1990 JI Friedman, HW Kendall, RE Taylor: odkrycie struktury kwarkowej nukleonów 1992 G Charpak: komora drutowa 1995 ML Perl: lepton τ, F Reines: neutrino 1999 G t Hooft, MJG Veltman: renormalizacja teorii GSW 2002 R Davis Jr., M Koshiba: neutrina kosmiczne 2005 DJ Gross, HD Politzer, F Wilczek: asymptotyczna swoboda QCD

39 Brakujące ogniwa Cząstka Higgsa źródło mas bozonów (także kwarków i leptonów). Hierarchia mas? Dla t, W, Z 100m p, dla e m p, dla ν <10-10 m p. Skąd? Nieskończoności? Supersymetria? Hierarchia oddziaływań? Unifikacja? Liczba wymiarów? Superstruny? Ciemna materia? Ciemna energia?

40 Cząstka Higgsa Według teorii GSW (opisującej wiernie wszystkie dane o o. elektrosłabych) masy bozonów W i Z, a także leptonów i kwarków pochodzą z oddziaływania z tzw. polem Higgsa, które wypełnia próżnię, czyli stan o najniższej możliwej energii. Obrazek: bezwładność jak opór ośrodka. Polu Higgsa powinna odpowiadać cząstka H0 (dotąd nieodkryta, może o wielkiej masie?). Zderzacz protonów LHC powinien umożliwić w latach sprawdzenie, czy H0 istnieje.

41 Źródła hierarchii mas Model standardowy nie wyjaśnia hierarchii mas. Szczególnie trudno zrozumieć, dlaczego neutrina są tak lekkie. Jeśli to cząstka Majorany, możliwe tłumaczenie przez mechanizm huśtawki związek z bardzo ciężkimi cząstkami do odkrycia. Generalnie, dla wyjaśnienia mas należy przyjąć, że MS to tylko przybliżenie prawdziwej teorii z wieloma nowymi cząstkami.

42 Usuwanie nieskończoności Już w teorii elektrodynamiki występują nieskończoności usuwane trickami matematycznymi. W teorii GSW i QCD podobnie. Nieskończoności można uniknąć, zakładając supersymetrię istnienie dla wszystkich znanych dziś cząstek cięższych partnerów. Poszukiwania od 30 lat bezowocne, ale

43 Unifikacja? Model standardowy to mechaniczne złożenie teorii GSW i QCD. Skoro GSW to wspólna teoria pozornie bardzo różnych o. elektromagnetycznych i słabych, może i silne można z nimi zunifikować? W takiej teorii proton może nie być absolutnie stabilny (choć żyje kwintyliony lat), co pozwala wyjaśnić niezrozumiały fakt: dlaczego we Wszechświecie jest tak mało antymaterii? Niestety takie teorie dotąd niezadowalające.

44 Ile wymiarów? Struny? Kolejne dziwne pytanie: dlaczego żyjemy akurat w 3 wymiarach + czas? Teoria mówi, że liczba wymiarów nie może być dowolna, jeśli podstawowe obiekty to nie punkty, ale struny. Niestety wtedy minimum to 10 wymiarów! Co z nadmiarowymi? Zwinięte? Czy da się to wykryć? Tak, jeśli promień koła dość duży. Projekty doświadczeń! Uwaga: teoria musi wyjaśnić sukcesy modelu standardowego jako pewnego przybliżenia.

45 A to jeszcze nie wszystko Od dziesięcioleci wiadomo, że oprócz widocznych gwiazd i galaktyk istnieje ciemna materia oddziałująca grawitacją z tym, co widać. Obecne oszacowania sugerują, że tylko mała część ciemnej materii może być zbudowana ze znanych cząstek. Co gorsza, oprócz innych cząstek o nieznanej naturze Wszechświat wypełnia także ciemna energia. Nie wiemy, co to jest!

46 Wnioski Z pewnością jeszcze naszym wnukom nie braknie tematów do badania. Ale już do nas pasuje chińska klątwa: Obyś żył w ciekawych czasach!