Zagadki neutrinowe. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande

Transkrypt

1 Zagadki neutrinowe Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO Mieszanie neutrin i oscylacje D. Kiełczewska, wykład 11 1

2 Naturalne źródła neutrin Pozostałe z wielkiego wybuchu: Słoneczne Już obserwowano Już obserwowano! Z supernowej w centrum Gal. Z wnętrza Ziemi Atmosferyczne Z aktywnych jąder galaktyk D. Kiełczewska, wykład 11 2

3 Zagadka neutrin atmosferycznych D. Kiełczewska, wykład 11 3

4 Neutrina atmosferyczne Neutrina oddziałują słabo. Dla ~1 GeV Dla 1 ν prawd. oddz. na drodze ~40m: Ale strumień: Liczba neutrin, które wpadają w ciągu 1 dnia do detektora przez powierzchnię GeV Czyli nie jest tak źle możemy się spodziewać ~ 20 przyp na dzień Potrzebny duży detektor i to pod ziemią. D. Kiełczewska, wykład 11 4

5 Widma energetyczne Widma neutrin są przewidywane na podstawie znajomości widma promieniowania kosmicznego Duże rozbieżności pomiędzy pomiarami Strumienie neutrin można przewidzieć z dokładnością najwyżej 20% Ale stosunek: można przewidzieć znacznie lepiej D. Kiełczewska, wykład 11 5

6 Atmosph Stosunek rośnie przy większych energiach bo nie wszystkie miony rozpadają się przed dotarciem do Ziemi. W eksper. nie odróżniamy neutrin od antyneutrin mówimy ogólnie o neutrinach D. Kiełczewska, wykład 11 6

7 Zatrzymujący się mion w Super-Kamiokande Każdy punkt to jeden fotopowielacz (PMT) Kolory czas trafienia PMT poprawiony na czas przelotu z wierzchołka Energia obliczana z sumy foto-elektronów zarejestrowanych we wszystkich PMT Oddziaływanie neutrina bo brak sygnału w detektorze zewnętrznym Czerwony pierścień od elektronu z rozpadu mionu D. Kiełczewska, wykład 11 7

8 Identyfikacja cząstek elektrony, kwanty gamma: Rozmyty pierścień bo elektrony z kaskady elmgt ulegają wielokrotnemu rozpraszaniu kulomb. miony, piony, protony: Wtórne nukleony N 2 są najczęściej poniżej progu Czerenkowa. D. Kiełczewska, wykład 11 8

9 Klasyfikacja przypadków w Super-K Przypadki wewnętrzne: Fully contained FC Partially contained PC Oddz. neutrin trzeba oddzielić od wchodzących kosmicznych mionów (3Hz) Upward through-going muons Upward stopping µ wychodzące to głównie µ różne zakresy energii różne techniki analizy różne błędy syst. D. Kiełczewska, wykład 11 oddziaływania ν w skale pod detektorem 9

10 Widma energii neutrin Fully contained FC Partially contained PC Upµ thru Upµ stop D. Kiełczewska, wykład 11 10

11 Symulacje Monte Carlo Celem symulacji jest wygenerowanie próbki oczekiwanych przypadków, które wyglądają jak prawdziwe. Podobne W programie MC uwzględnia się: symulacje robi się we wszystkich eksperymentach z fizyki cząstek. Strumienie ν jako funkcje energii i kątów Oddziaływania ν zależnie od ich zapachu i energii Pędy i typy cząstek wyprodukowanych przez ν Wtórne oddziaływania w jądrach (np. 16 O ) Oddziaływania i rozpady cząstek w trakcie propagacji przez np. wodę Symulacje efektów detektorowych np. emisja fotonów Czerenkowa absorpcja, rozpraszanie i odbicia fotonów prawdopodobieństwo wybicia fotoelektronu z katody Rekonstrukcja wygenerowanych przypadków używając tego samego softwaru co dla rzeczywistych przypadków próbki Monte Carlo D. Kiełczewska, wykład 11 11

12 Wyniki Super-Kamiokande (przyp. wewn.) Sub-GeV Multi-GeV Data MC 1-ring e-like µ-like Data MC 1ring e-like µ-like Obliczamy podwójny stosunek, aby skasować błędy strumieni: Obserwuje się za mało neutrin mionowych! D. Kiełczewska, wykład 11 12

13 Wyniki Super-Kamiokande - przypadki zewnętrzne Up through-going µ, (1678 dni) Up stopping µ, (1657dni) Dane: (x10-13 cm -2 s -1 sr -1 ) MC: Dane: (x10-13 cm -2 s -1 sr -1 ) MC: Znów obserwujemy deficyt mionów D. Kiełczewska, wykład 11 13

14 Wyniki z różnych eksperymentów Deficyt mionów obserwowano w większości eksperymentów, ale żeby stwierdzić, że odkryto nową fizykę trzeba czegoś więcej... D. Kiełczewska, wykład 11 14

15 kąt zenitalny Atmosph D. Kiełczewska, wykład 11 15

16 Rozkłady kątowe ν e i ν µ niebieskie: symulacje MC (bez oscylacji) czyli ν e pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast ν µ gubią się D. Kiełczewska, tym bardziej wykład 11 im dłuższa droga 16

17 Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych? W atmosferze powstały: W detektorach pod Ziemią obserwujemy: ν e tak, jak oczekiwalismy ν µ gubia sie po drodze ν τ?? Wygląda na to, że po drodze nastąpiła transformacja: Odkrycie oscylacji neutrin w 1998 Z udziałem UW Gubienie nie może być z powodu oddziaływań, bo: Czyli liczba leptonów osobno w każdej rodzinie nie jest zachowana D. Kiełczewska, wykład 11 17

18 Neutrina słoneczne Solar neutrinos (kolejna other place zagadka whereappleapple brakujących are missing neutrin) From neutrinos to cosmic sources, D. Kiełczewska and E. Rondio D. Kiełczewska, wykład 11 18

19 Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu p+p > ν e +e + +d 0.42MeV max 3 He+ 4 He > 7 Be+γ d+p > γ+ 3 He 3 He+ 3 He > 4 He+p+p p+ e - + p > ν e +d 1.44 MeV ppi (85%) 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%) D. Kiełczewska, wykład 11 19

20 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 D. Kiełczewska, wykład 11 z pomiarów na Ziemi

21 Eksperymenty słoneczne Name Location Mass (tons) Reaction Start Homestake S.Dakota USA Cl(ν e,e - ) 37 Ar 1968 stopped SAGE Galex/GNO Baksan, Russia Gran Sasso, Italy Ga (ν e,e - ) 71 Ge 71 Ga (ν e,e - ) 71 Ge 1990 stopped 1992 stopped Kamiokande Kamioka, Japan 2000 ν x e - ν x e stopped Super Kamiokande Kamioka, Japan ν x e - ν x e SNO Sudbury, Canada 8000 ν e d e - pp ν x d ν x np ν x e - ν x e - Borexino Gran Sasso, Italy 300 ν x e - ν x e KamLand Kamioka, Japan 1000 ν e p e + n and nd dγ 1999 stopped 2001 D. Kiełczewska, wykład 11 21

22 Widmo energetyczne neutrin słonecznych Uwaga: tylko ν e D. Kiełczewska, wykład 11 22

23 Eksperymenty Radiochemiczne Po raz pierwszy do detekcji neutrin użyto - reakcji: Używano też: Wyprodukowane izotopy są promieniotwórcze z niezbyt długim czasem życia są okresowo wydobywane ze zbiornika i zliczane Nie ma informacji o czasie zajścia oddziaływania ani o kierunku neutrina D. Kiełczewska, wykład 11 23

24 Eksperyment chlorowy w Homestake W Pd. Dakocie 615 ton C 2 Cl 4 Zbierał dane od 1968 przez ok. 30 lat Nagroda Nobla dla R. Davisa w Ar ma czas rozpadu (na wychwyt elektronu): 35 days Atomy argonu są wydmuchiwane przy pomocy helu co kilka tygodni - powstaje około 1 atom na 2 dni D. Kiełczewska, wykład 11 24

25 Wyniki eksperymentu chlorowego Liczba zliczeń z pojedynczych ekstrakcji Liczba zliczeń = 0.48 ± 0.16(stat) ± 0.03(syst) atomów argonu/dzień 2.56 ± 0.16 ± 0.16 SNU D. Kiełczewska, wykład 11 25

26 Wyniki eksperymentów radiochemicznych Przewidywania zgodnie z modelem SSM - Standard Solar Model: - skład: H-34%, He-64% - wiek 4,5 mld lat Deficyt neutrin przewidywania pomiary D. Kiełczewska, wykład 11 26

27 Wodne detektory Czerenkowa Super-Kamiokande - z lekką wodą SNO - z ciężką wodą Mierzy się: kierunek neutrin czas każdego zdarzenia BOREXINO, KAMLAND(2): Liquid Scintillator D. Kiełczewska, wykład 11 27

28 Pomiary neutrin słonecznych w Super-Kamiokande Pamiętamy, że w wyniku reakcji termojądrowych powstają tylko Jakie reakcje mogą wywoływać ν e o energii poniżej 14 MeV w lekkiej wodzie (i wyprodukować widoczną cząstkę)? n związany Pozostaje: tylko gdy E ν >18 MeV Wprawdzie mały przekrój czynny, ale elektron wysłany do przodu D. Kiełczewska, wykład 11 28

29 Super-K: neutrina przylatują ze Słońca sygnał tło Faktyczny rozmiar Słońca ½ piksela. Rozmycie z powodu rozpraszania Kulomb. elektronów. D. Kiełczewska, wykład 11 29

30 Super-K: znów deficyt po 1496 dniach obserwowano 22,400 przypadków oczekiwane z SSM przewidywano wg. SSM: 48,200 przypadków D. Kiełczewska, wykład 11 30

31 Super-K: pory roku Parametry orbity zmierzone za pomocą neutrin (linie pokazują prawdziwe parametery): I VI XII 99.7% 68% 95% D. Kiełczewska, wykład 11 31

32 Klucz do zagadki neutrin słonecznych W kilku eksperymentach obserwujemy deficyt Eksperymenty radiochemiczne mierzyły tylko neutrina elektronowe Super-Kamiokande mierzył reakcję, w której mogły brać udział różne typy neutrin Musimy zmierzyć osobno neutrina D. Kiełczewska, wykład 11 32

33 SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Inny wodny detektor czerenkowski: 2 km pod ziemią 1000 ton D 2 O PMTs 6500 ton H 2 O D. Kiełczewska, wykład 11 33

34 Reakcje ν w SNO Reakcje Charged Current : Tylko dla ν e Elektrony słabo pamiętaja kierunek neutrina ν e + d p + p + e E thres = 1.4 MeV CC ν e e - W n p Reakcje Neutral Current : Dla wszystkich zapachów neutrin Trzeba rejestrować neutrony Reakcje rozpraszania elastycznego Dla wszystkich zapachów ale ν x + d ν x + p + n E thres = 2.2 MeV NC ν ν Z n/p n/p ν x + e ν x + e E thres = 0 MeV największa wydajność dla ν e ES Elektrony pamiętają kierunek neutrina ν e e - W e - D. Kiełczewska, wykład ν e ν e ν e W e - e - ν e - Z ν e -

35 SNO Results from D2O D. Kiełczewska, wykład 11 35

36 Zmierzono w eksperymencie SNO Wykorzystując różne cechy obserwowanych przypadków stwierdzono: oddziaływań Rozkład kątowy elektr. izotropowy ν e + d p + p + e E thres = 1.4 MeV ν e e - W CC n p oddziaływań Stowarzyszone neutrony ν x + d ν x + p + n E thres = 2.2 MeV NC ν ν Z n/p n/p oddziaływań ν x + e ν x + e E thres = 0 MeV Rozkład kątowy: elektrony z kierunku Słońca ES ν e e - W e - ν e ν e ν e W e - e - ν e - ν Z e - D. Kiełczewska, wykład 11 36

37 Wyznaczenie strumieni neutrin z eksperymentu SNO Liczba obserwowanych oddziaływań neutrin o zapachu x: masa x czas_obserwacji strumień przekrój czynny Zakładając kształt widma neutrin 8 B: Znając przekroje czynne możemy znaleźć: D. Kiełczewska, wykład 11 37

38 Strumienie neutrin wyznaczone w SNO ν e + d p + p + e E thres = 1.4 MeV CC ν e e - W n p σ NCe = σ NCµ = σ NCτ ν x + d ν x + p + n E thres = 2.2 MeV NC ν n/p Z ν n/p σ ESµ /τ σ ESe = Φ ES = Φ e Φ µ /τ ES ν x + e ν x + e E thres = 0 MeV ν e e - W e - ν e ν e ν e W e - e - ν e - ν Z e - D. Kiełczewska, wykład 11 38

39 Strumień neutrin słonecznych mierzony w SNO Phys. Rev. C72, (2005) [x10 6 /cm 2 /s] (Φ SSM = /-0.81) Wszystkie neutrina 8 B są obserwowane, ale zmieniły się ich zapachy. Dowód, że neutrina oscylują: D. Kiełczewska, wykład 11 39

40 D. Kiełczewska, wykład 11 40

41 Co wynika z pomiarów neutrin słonecznych? W rdzeniu Słońca powstały: ν e W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszankę: Wszystkie dane da się wytłumaczyć, jeżeli po drodze nastąpiła transformacja części neutrin elektronowych::części Neutrina oscylują między stanami o różnych zapachach D. Kiełczewska, wykład 11 41

42 Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym Stany o dobrze określonych masach u c t d s b nie pokrywają się ze stanami podlegającymi słabym oddziaływaniom: u c t d` s` b` Mieszanie kwarków: D. Kiełczewska, wykład 11 42

43 Analogicznie można wprowadzić mieszanie neutrin do Modelu Standardowego Jeżeli przyjmiemy, ze neutrina mają masę to Stany o określonej masie : Nie muszą być tożsame ze Stanami podlegającymi słabym oddziaływaniom: Mieszanie leptonów: D. Kiełczewska, wykład 11 43

44 Oscylacje Neutrin 2 zapachy stany masowe: kąt mieszania: ϑ to stany o różnych proporcjach stanów ν 1, ν 2 ν 1,ν 2 mają różne masy różne prędkości Stosunek zmienia się w czasie propagacji, stąd D. Kiełczewska, wykład 11 44

45 Prawdopodobieństwo oscylacji 2 zapachy Stan o masie m k, energii i pędzie E k,p k propaguje się: Załóżmy stan początkowy: W czasie propagacji proporcja ν 1,ν 2 zmienia się: Prawdopod., że w punkcie t,x stan α jest wciąż w początkowym stanie α : D. Kiełczewska, wykład 11 45

46 Dostaje się: Prawdop. oscylacji 2 zapachy Prawdop. przejścia ze stanu α do stanu β: m masa (w ev) ϑ kąt mieszania parametry oscylacji E ν energia neutrina (w GeV) L odl. od źródła do detektora (km) Warunek zajścia oscylacji: warunki eksperymentalne co najmniej jeden ze stanów musi mieć masę 2 stany masowe nie mogą mieć tej samej masy D. Kiełczewska, wykład 11 46

47 Czułość na oscylacje ν (MeV) L (m) Supernowe <100 > Słoneczne < Atmosferyczne > Reaktorowe <10 < Akceleratorowe z krótką basą Akceleratorowe z długą basą > >100 < D. Kiełczewska, wykład 11 47