Słońce obserwowane z kopalni Kamioka, Toyama w Japonii

Transkrypt

1 Jak zobaczyć Słońce zkopalni? Ewa Rondio, CERN/IPJ Warsaw CERN, 16 kwietnia 2010.

2 plan wykladu co chcemy zobaczyć, jakie cząstki mają szanse jaką metodą należy patrzeć patrzeć dlaczego takie eksperymenty stały się ważne ipopularne ważne własności i wpływ namodel Standardowy jakie są inne metody detekcji plany na najbliższą przyszłość

3 Trzeba patrzeć nacząstki wysyłane przez Słońce itakie, które przenikają łatwo przez materię (muszą wydostać sięze Słonca i przejść przez warstwy ziemi nad kopalnią) Słońce obserwowane z kopalni Kamioka, Toyama w Japonii na tym obrazie rozmiar Słońca odpowiada pojedyńczmu pikslowi, ale obraz jest widoczny (choćrozmyty) 3

4 Cząstki elementarne składniki materii MODEL STANDARDOWY (teoria fizyki cząstek elementarnych) 6 kwarków + 6 leptonów + cząstki przenoszące oddziaływania kandydaci na niśnik informacji przez warstwy materii (ziemi..) neutrino źródło: neutrina

5 Neutrino? Neutrina najbardziej nieuchwytne 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)

6 neutrina Neutrina nie wchodzą w skład ani nie tworzą układów związanych takich jak np. atomy jest ich bardzo dużo we Wszechświecie! W przestrzeni średnio: 330 Dlaczego badamy te cząstki? 330 ν/cm 3 Niezwykłe właściwości na przekór przewidywaniom MODELU STANDARDOWEGO: neutrina mają masę chociaż model przewiduje ν bezmasowe; zagadka OSCYLACJI zmiana rodzaju neutrina (raz widzimy je jako elektronowe, innym razem jako mionowe albo taonowe); Astronomia neutrinowa niosą informację o obiektach kosmicznych (nie podlegają działaniu pól magnetycznych)

7 Oddziaływania słabe u c t W - W + d s b Bozony pośredniczące transformują fermiony górne w dolne i na odwrót 0 1 W - ν e ν µ ν τ e µ τ W +

8 Oddziaływania elektro-słabe (leptonów) ν e e ν e e Rozpad mionu:

9 Rozpad β neutronu Oddziaływania elektro-słabe (z udziałem leptonów i hadronów) odwrotny rozpad beta Wychwyt elektronu

10 Neutrina cząstki nieuchwytne Neutrin jest bardzo dużo ale także niezwykle ciężko je złapać!» Nie mają ładunku elektrycznego» Bardzo słabo oddziałują z materią Aby je zatrzymać potrzebny byłby ołowiany blok o grubości 3 lat świetlnych!!! (czyli ok. 2 miliony razy dłuższy niż odległość z Ziemi do Słońca)» Do ich badania potrzebujemy dużych detektorów i sprytnej metody detekcji: ν in Jak zarejestrować neutrino? cząstka naładowana: e, µ, τ Jądro atomowe

11 Neutrina oddziałują tylko słabo Bethe obliczył: przekrój czynny = cm 2 Prawdopodobieństwo oddziaływania (dla jednego neutrina) = przekrój czynny x liczba cząstek tarczy/ jednostkę powierzchni Średnia droga na oddziaływanie neutrina o energii 10 MeV przechodzącego przez Ziemię: λ = km E ν ( MeV ) Czyli jedno neutrino oddziałuje średnio po przebyciu około miliarda średnic Ziemi Ale jeżeli mamy np. strumień neutrin: : 10 6 ν / sec/ cm 2 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?

12 Słońce Neutrina źródła Promieniowanie kosmiczne Supernowe Reaktory Produkcja w akceleratorach

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

14 Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu p+p > ν e +e + +d p+ e - + p > ν e +d 0.42MeV max 1.44 MeV d+p > γ+ 3 He 3 He+ 4 He > 7 Be+γ 3 He+ 3 He > 4 He+p+p ppi (85%) 7 Be+ e - > ν e + 7 Li 0.86 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%)

15 Wtórne promieniowanie kosmiczne Pierwotne promieniowanie oddziałuje w atmosferze Ziemi: p + N N + N + nπ + mk π ± µ± + ν µ ± e± + ν µ + ν e π 0 2γ e+ e + e+ e W efekcie do powierzchni Ziemi docierają (poza neutrinami): µ ± : 70% e± : 25% nukleony,piony~3% W sumie około: / m / s 15

16 Jak obserwować neutrina? Skoro tak słabo oddziałują, że mogą uciec niezaburzone z gwiazd, to jak je złapać? Trzeba: Zbudować wielkie detektory dobrze je osłonić przed promieniowaniem produkowanym w atmosferze, schować detektor pod grubą warstwą ziemi czyli najlepiej obserwować Słońce z kopalni!

17 chcemy obserwować cząstkę naładowaną, która wylatuje po oddziaływaniu neutrina (z nukleonem lub elektronem) jak zbudować detektor, który może być bardzoduży, jaką metodę detekcji wybrać?

18 promieniowanie Czerenkowa myśliwiec: -> akustyczna fala uderzeniowa cząstka naładowana: -> elektromagnetyczna fala uderzeniowa µ νµ Cząstka naładowana, poruszająca się w ośrodku z prędkością większą niż prędkość światła w tym ośrodku -> świeci, powstaje stożek prom.

19 ν lab, 30 Jan. 2006

20 Detektory w kopalni Kamioka Experymenty: Kamiokande Super-Kamiokande KamLand:

21 Wjazd do kopalni Kamioka

22 Kamioka Observatory, ICRR, Univ, of Tokyo

23 Super-Kamiokande Wodny detektor neutrin wykorzystujący zjawisko promieniowania Czerenkowa 40m 40m 50kton wody, 22.5kton przestrzeni roboczej 12 tys. fotopowielaczy Rejestrują światło; umożliwiają rekonstrukcję energii i kierunku neutrina detektor bada neutrina atmosferyczne, kosmiczne, słoneczne, akceleratorowe poszukuje również rozpadu protonu

24 Fotopowielacze Średnica 20 Niepewność określenia czasu 1nsec

25 Piotr Mijakowski

26 Piotr Mijakowski

27 Jak odróżnic neutrino od innych cząstek? Większość cząstek widzianych w detektorze to nie neutrina Neutrin rejestrujemy ok. 20 dziennie. Innych cząstek, dających podobny sygnał 20 na sekundę. Jak odróżnić neutrino? Pomaga zewnętrzny detektor (VETO)... a później staranna analiza przypadków neutrino tło Festiw al Nauki 19.IX.

28 Kamioka Observatory, ICRR, Univ, of Tokyo

29

30 Piotr Mijakowski

31 Piotr Mijakowski

32 Kamioka Observatory, ICRR, Univ, of Tokyo

33 Super-Kamiokande po odbudowie 2005/

34 D. Kiełczewska, wykład 3 34

35 D. Kiełczewska, wykład 3 35 copyright: Paweł Przewłocki

36 Neutrina przybywają ze Słońca

37 Neutrinografia Słońca z kopalni Kamioka faktyczny rozmiar Słońca pół pixela

38 Zliczanie neutrin słonecznych w SK Dane: neutrino elektronowe 287,000 przypadków 22,400 przypadków słonecznych inne typy neutrin Oczekuje się: 48,200 słonecznych neutrin Obserwuje się tylko połowę oczekiwanych ν e

39 Identyfikacja cząstek elektrony, kwanty gamma: Rozmyty pierścień bo elektrony z kaskady elmgt ulegają wielokrotnemu rozpraszaniu kulomb. ν e + N 1 e + N 2 ν µ + N 1 µ + N 2 miony, piony, protony: 39

40 Zatrzymujący się mion w Super- Kamiokande Każdy punkt to jeden PMT Kolory czas trafienia PMT poprawiony na czas przelotu z wierzchołka Energia obliczana z sumy foto-elektronów zarejestrowanych we wszystkich PMT Oddziaływanie neutrino bo brak sygnału w detektorze zewnętrznym Czerwony pierścień od elektronu z rozpadu mionu D. Kiełczewska, wykład 3 40

41 Rozkłady kątowe dla neutrin atmosferycznych 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

42 Asymetria góra-dół w Super-Kamiokande

43 Zmiana zapachu neutrin a Model Standardowy Dotychczas zakazana! Na ile trzeba rozszerzyć Model Standardowy żeby uwzględnić zmianę zapachu neutrin?

44 Oscylacje neutrin Co to jest? Neutrina produkowane i rejestrowane są zawsze jako neutrina określonego rodzaju: neutrina określonego rodzaju: ν e,ν µ, ν τ» W drodze pomiędzy punktem produkcji a detekcji neutrino istnieje jako mieszanina różnych stanów jest możliwe ze neutrino elektronowe zostanie zarejestrowane później jako taonowe lub mionowe (prawdopodobieństwo zależy od E ν oraz L)» Efekt potwierdzony dopiero pod koniec lat 90-tych. Niezgodny z Modelem Standardowym.

45 Oscylacje neutrin ν e = cosϑ ν 1 +sinϑ ν 2 stany własne masy różne od stanów własnych zapachu ν ν ν µ = sinϑ ν 1 +cosϑ ν m zmienia się w czasie propagacji i stąd: ν µ ν e Stany o masach: , m2 : m = m1 m2 z prawdopodobieństwem: P( 1.27 m 2 L ν µ ν e )=sin 2 2θ sin 2 E L odl. do detektora E energia neutrina

46 Neutrina oscylują

47 Prawdopodobieństwo oscylacji Prawdopodobieństwo zmiany stanu α w stan β: P( 1.27 m 2 L ν α ν β )=sin 2 2θ sin 2 where m 2 = m 1 2 m 2 2 E ν 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: sin 1.27 m2 L =sin(π L ) L osc E ν L osc = 2.5E ν m 2

48 SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Detektor Czerenkowa wypełniony ciężką wodą 1000 ton D 2 O 2 km pod ziemią (Kanada) PMTs 6500 ton H 2 O pozwala ocenić strumień neutrin nie tylko elektronowych, ale wszystkich bez względu na to czy pozostało neutrinem elektronowym czy zmieniło tożsamoś

49 49 SNO

50 From neutrinos to cosmic sources, DK&ER, lecture 10

51 Oscylacje neutrin wyniki ze SNO i SK SNO φ CC = 1.76±0.11 SK φ ES = 2.32±0.09 [x10 6 /cm 2 /s] φ µ,τ = 3.45±0.65 φ X = 5.21±0.66 (całkowity strumień) (φ SSM = /-0.81) φ CC = φ e φ ES = φ e φ µ,τ to potwierdza hipotezę, źe interpretacja oscylacyjna wydaje si ę poprawna SK

52 Podsumowanie Od 1998 roku dowiedzieliśmy się, że: Atmosferyczne neutrina mionowe oscylują: Eksperyment akceleratorowy K2K i MINOS potwierdzają oscylacje neutrin atmosferycznych ν µ ν τ Słoneczne neutrina elektronowe oscylują: (znikają w drodze na Ziemię) ν e ν x e Eksperyment reaktorowy KamLAND potwierdza to rozwiązanie Obecnie i w przyszłości: wiele nowych projektów...i możliwych niespodzianek

53 Co obecnie badamy? Efekt oscylacji (zmiany rodzaju) neutrin neutrina atmosferyczne, słoneczne, akceleratorowe Chcemy poznać i precyzyjnie opisać ten mechanizm. Pozwoli to na stworzenie teorii bardziej kompletnejniż Model Standardowy. Nasze rozumienie podstawowych praw fizyki i Wszechświata będzie dzięki temu lepsze.» Rozpad protonu -> żadnego jeszcze nie zaobserwowaliśmy (zgodne z przewidywaniami Modelu Standardowego) Super-Kamiokande uzyskuje najlepsze na Świecie limity na czas życia protonu» Neutrina z kosmosu:» Optymalizujemy detektor aby rejestrować neutrina z wybuchów Supernowych» Szukamy obiektów kosmicznych, które są źródłami neutrin» Szukamy neutrin związanych z oddziaływaniami Ciemnej Materii

54 Najbardziej znana supernowa: SN1987A

55 3 detektory zarejestrowały sygnał z supernowej: ->Kamiokande (Japonia) ->IMB (USA) 8 przypadków ->Baksan (Russia) 5 przypadków W DETEKTORZE KAMIOKANDE ZAREJESTROWANO 11PRZYPADKÓW ODDZIAŁYWAŃ NEUTRIN Z SUPERNOWEJ SN1987A

56 SN1987A-pozostałości 24 luty luty 2004

57 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?