Konferencja NEUTRINO 2012

Transkrypt

1 Konferencja NEUTRINO 01 s e i n a d z o w a r p Justyna Łagoda NCBJ

2 5. International Conference on Neutrino Physics and Astrophysics najważniejsza z konferencji dotyczących neutrin program: Neutrina reaktorowe Neutrina słoneczne i geoneutrina Neutrina atmosferyczne i akceleratorowe Prędkość neutrin Kosmologia i astrofizyka Anomalie neutrina sterylne? Podwójny bezneutrinowy rozpad beta i pomiary mas neutrin Wiązki i detektory dla przyszłych eksperymentów Ciemna materia Pomiary przekrojów czynnych Pomiary produkcji hadronów Prezentacje teoretyczne

3 Jeszcze o konferencji 63 uczestników 64 prezentacje (4: Europa, 3: USA+Kanada, 17: Azja) 61 plakatów bogaty program poboczny Przyjęcie powitalne i krótki koncert 4.06 Bankiet w miasteczku filmowym 6.06 Wycieczki (dzień wolny) 7.06 Występ gejsz i wykład publiczny

4 Neutrina reaktorowe 4

5 O neutrinach reaktorowych antyneutrina elektronowe powstają w rozpadach produktów rozszczepienia uranu i plutonu (średnio 6 rozpadów beta na rozszczepienie), ok. *100 neutrin/gw s ewolucja strumienia w czasie (wskutek zmiany składu izotopowego rdzenia reaktora) możliwość monitorowania pracy reaktorów energie rzędu MeV oscylacje tylko pomiary zanikania (disappearance) Δ m 31 L Δ m1 L P ee=1 sin θ 13 sin ( ) cos 4 θ13 sin θ1 sin ( ) 4 Eν 4 Eν Δ m3 L Δ m 31 L P ee=1 sin θ1 sin θ 13 sin ( ) cos θ1 sin θ13 sin ( ) 4 Eν 4 Eν 4 Δ m 1 L cos θ 13 sin θ 1 sin ( ) 4 Eν sinθ1 (1-%), hierarchia mas K.Heeger 5

6 O neutrinach reaktorowych antyneutrina elektronowe powstają w rozpadach produktów rozszczepienia uranu i plutonu (średnio 6 rozpadów beta na rozszczepienie), ok. *100 neutrin/gw s ewolucja strumienia w czasie (wskutek zmiany składu izotopowego rdzenia reaktora) możliwość monitorowania pracy reaktorów energie rzędu MeV oscylacje tylko pomiary zanikania (disappearance) Δ m 31 L Δ m1 L P ee=1 sin θ 13 sin ( ) cos 4 θ13 sin θ1 sin ( ) 4 Eν 4 Eν Δ m3 L Δ m 31 L P ee=1 sin θ1 sin θ 13 sin ( ) cos θ1 sin θ13 sin ( ) 4 Eν 4 Eν 4 Δ m 1 L cos θ 13 sin θ 1 sin ( ) 4 Eν sinθ1 (1-%), hierarchia mas K.Heeger 6

7 Eksperymenty mierzące θ13 metoda detekcji odwrotny rozpad beta νe + p e+ + n ciekły scyntylator z dodatkiem gadolinu (do wychwytu neutronów) sygnał: koincydencja 1MeV+8MeV w czasie 8-30μs tło: koincydencje przypadkowe, szybkie neutrony (rozproszenie i wychwyt), rozpad beta-n litu 9 i helu 8 (produkowanych przez miony kosmiczne w procesie spallacji) Double Chooz RENO Daya Bay reaktory (po 4.7GW) 6 (w linii prostej) +4 (razem 17.4 GW) detektory 1(+1 w 013) masa (target) 8.t (+8.t) *16.5t 10t (razem) Okres zbierania danych 7.9 dni (pierwszy wynik po 96.8 dniach) 8 dni ( ) (pierwszy wynik do 17.0) Liczba przypadków w bliskim, 1710 w dalekim po ok w bliskich, w dalekich Odległości (400m) 90m m 1050m 1380m m 7

8 Double Chooz Pierwszy wynik: listopad 011 wskazanie na niezerowy θ13 (94% CL) w połączeniu z TK i MINOSem: 3σ Francja, Ardeny M.Ishitsuka 8

9 Double Chooz Pierwszy wynik: listopad 011 wskazanie na niezerowy θ13 (94% CL) w połączeniu z TK i MINOSem: 3σ Francja, Ardeny M.Ishitsuka 9

10 M.Ishitsuka 10

11 RENO Korea Płd. wynik opublikowany kwietnia S-B.Kim 11

12 Analiza oparta tylko na liczbie przypadków Analiza kształtu widma w przygotowaniu S-B.Kim 1

13 Daya Bay Chiny D.Dwyer seminarium P.Przewłocki na konferencji ponad.5 raza więcej danych 13

14 D.Dwyer Najbardziej precyzyjny pomiar 14

15 Zastosowania praktyczne P [GW ] M [tona ] n ν [dzień] 5000 ( L[10m ]) F.Suekane 15

16 Zastosowania praktyczne Sprawdzone dla detektora 0.64t (scyntylator+gadolin) odległość 5m od rdzenia (SONGS1, San Onofre, USA) P [GW ] M [tona ] n ν [dzień] 5000 ( L[10m ]) F.Suekane 16

17 Wykrywanie reaktorów 17

18 Wykrywanie próbnych wybuchów? n ν 10 3 P [kt ] M [tona] (L[100km ]) W detektorze KamLAND próbny wybuch jądrowy w Korei Północnej (4 kilotony) dałby sygnał przypadków 18

19 19

20 Neutrina słoneczne 6 czerwca przejście Wenus na tle tarczy Słońca (ostatnie w tym stuleciu, następne dopiero 11 grudnia 117 roku) (autor nieznany, zdjęcie przysłane przez organizatorów konferencji) 0

21 Neutrina słoneczne powstają jako produkt uboczny nukleosyntezy na Słońcu deficyt neutrin słonecznych był pierwszym sygnałem, że coś dzieje się z neutrinami podczas propagacji A.McDonald M.Pallavinci 1

22 Borexino detekcja: rozpraszanie elastyczne na elektronach ν + e- ν + e- światło scyntylacyjne wykrywane przez fotopowielacze liczba fotonów energia przypadku czas przelotu pozycja przypadku w detektorze kształt impulsu separacja α/β, β+/β- (eliminacja tła od zanieczyszczeń promieniotwórczych) M.Pallavinci 78 ton bardzo czystego scyntylatora promień 4.35 m

23 po raz pierwszy raportowane w 010 C11 pep CNO 3

24 Wykrycie neutrin pep słaby sygnał tło od węgla-11 koincydencje czasowe (TFC) separacja β+/β- na podstawie kształtu sygnału M.Pallavinci Boosted Decision Tree używane do selekcji CNO 4

25 Strumień neutrin CNO jest powiązany z metalicznością Słońca (zawartością pierwiastków cięższych) M.Pallavinci 5

26 Wyniki Borexino pomiar neutrin berylowych (5%) wykrycie neutrin pep i limit na neutrina CNO brak asymetrii dzień/noc dla neutrin berylowych wyklucza rozwiązanie LOW Super-K również zmierzyło asymetrię zgodną z zerem (.3σ) -4.0 ± 1.3 (stat) ± 0.8 (syst) W planach: - próba detekcji neutrin pp 6

27 Wyniki Borexino pomiar neutrin berylowych (5%) wykrycie neutrin pep i limit na neutrina CNO brak asymetrii dzień/noc dla neutrin berylowych wyklucza rozwiązanie LOW Super-K również zmierzyło asymetrię zgodną z zerem (.3σ) -4.0 ± 1.3 (stat) ± 0.8 (syst) W planach: - próba detekcji neutrin pp 7

28 maksymalne mieszanie? Eksperymenty z długą bazą ν ν3 ν ν1 ν3 ν ν3 ν ν1 8

29 Neutrina akceleratorowe π, K Rozpady K i μ neutrina p tarcza & rogi rura rozpadowa beam dump 0 neutrina mionowe z rozpadu pionów Super-K m µ monitor ND80 off-axis INGRID~80 m on-axis domieszka elektronowych z rozpadu kaonów i mionów dostępne różne energie i szerokości widma niepewności związane z symulacją wiązki TK MINOS CNGS baza 95 km 735 km 73 km energia 0.6 GeV (pik) 3 GeV (pik) 17 GeV (średnia) Detektor bliski wielozadaniowy 980t, żelazo+scyntylator - Detektor daleki kt (FV), wodny czerenkowski 4.5kt, żelazo+scyntylator t, emulsje+scyntylatory t, ciekły argon Inne cechy off-axis Justyna Łagoda, polencbj magnetyczne 9

30 TK w czerwca 011 pierwsze doniesienie o zaobserwowaniu oscylacji νμ νe Obserwacja 6 przypadków przy spodziewanym tle 1.5±0.3 (.5σ) wskazanie na niezerową wartość 0.03 (0.04)< sinθ13 < 0.8 (0.34) zbieranie danych przerwane na niemal rok z powodu trzęsienia ziemi seminarium J.Łagoda Best fit: % szans na taką konfigurację w R 30

31 TK w 01 powtórne uruchomienie eksperymentu nowe dane zbierane w 01 (run3) statystyka niemal podwojona M C E x p e c t a t io n w / s in θ 1 3 = 0.1 R U N P O T D a ta S ig n a l νμ νe e -lik e N o d e c a y -e P O L fit m a s s E νre c < M e V (M C s in θ 13= 0 c a s e ) (0.1 5 ) (.5 8 ) (0.0 5 ) ( ) (1.0 6 ) E v is > 100M ev E ffic ie n c y [% ] B G to ta l C C (νμ+ νμ) C C (νe+ νe) N C 31

32 θ13 w TK prawdopodobieństwo obserwacji 10 lub więcej przypadków przy spodziewanym tle.73±0.37 wynosi 0.08% (3.σ) istnienie oscylacji νμ νe zostało potwierdzone Best fit: analiza prowadzona trzema metodami, używającymi tylko liczby przypadków liczby przypadków i rozkładu zrekonstruowanej energii neutrin liczby przypadków, pędu i kąta elektronu < sinθ13 < 0.1 (90%CL) 3

33 MINOS NEUTRINO 010 wyniki oscylacji antyneutrin rozróżnienie neutrin i antyneutrin przypadek po przypadku NEUTRINO 01 neutrina atmosferyczne: 37.9 kton*rok wiązka neutrin: 10.71*100 POT wiązka antyneutrin: 3.36*10 0 POT zanik neutrin mionowych pojawianie się neutrin elektronowych 33

34 R.Nichol 34

35 dla danych z wiązki Δ m = ev sin θ= Δ m = ev sin θ >0.78(90 %CL) dla wszystkich danych 35

36 R.Nichol 36

37 Wyniki MINOSa najbardziej precyzyjny pomiar Δm3, dane dla zaniku neutrin mionowych wskazują na nie maksymalne mieszanie zgodne wyniki dla neutrin i antyneutrin pomiar sinθ13 wiązka jest teraz ulepszana i zacznie działać w

38 OPERA poszukiwanie neutrin taonowych Δ m3 L P (ν μ ν τ ) sin θ 3 sin ( ) Eν tarcza: emulsje jądrowe przekładane ołowiem, scyntylatory spektrometr mionowy M.Nakamura 38

39 Wyniki poszukiwania neutrin taonowych OPERA NEUTRINO 010 NEUTRINO 01 SuperKamiokande neutrina atmosferyczne przypadki wieloringowe nadwyżka przypadków tau-podobnych idących z dołu 3.8σ 39

40 Prędkość neutrin > c 40

41 Źródła problemu OPERY M.Dracos złe połączenie włókna optycznego z głównym zegarem czas oczekiwania na przybycie neutrin wydłużony o ~74ns złe taktowanie wewnętrznego głównego zegara (zamiast 10ns ns) skrócony czas oczekiwania o ~15ns 41

42 Źródła problemu OPERY M.Dracos złe połączenie włókna optycznego z głównym zegarem czas oczekiwania na przybycie neutrin wydłużony o ~74ns złe taktowanie wewnętrznego głównego zegara (zamiast 10ns ns) skrócony czas oczekiwania o ~15ns 4

43 Prędkość neutrin δ t=tof ν TOT c [ns ] OPERA powtórna analiza danych pozostałe detektory wiązka o krótkich impulsach (-3ns) LNGS OPERA ± Borexino -.9±7±6.7±1.±3 ICARUS 0.3±4.9± ±1.1±5.5 LVD.3± ±11.±9.9±0.6± ±11±9 P.Adamson ±3±64 MINOS 6 grudnia 14 grudnia V ± MINOS -6.5± X-XI 011 S.Bertolucci długość impulsu 1ns ulepszenie aparatury w lutym 01 dane zbierane do metody analizy (v-c)/c=(1. ± 0. ± 1.)*10-6 (LVD) 43

44 Ultra wysokie energie detektory fluorescencji detektor naturalny detektory powierzchniowe 44

45 Neutrina o ultra wysokich energiach przewidywania strumienia oparte na obserwacjach promieniowania kosmicznego neutrina z błysków gamma neutrina kosmogeniczne (GZK) aktywne jądra galaktyk supernowe źródła egzotyczne (modele top-down) >1PeV obserwacje naturalne detektory: lód/woda, obserwacja promieniowania Czerenkowa detektory wielkopowierzchniowe obserwacja głębokich pęków atmosferycznych (oraz fluorescencji) inne (JEM-EUSO, radiowe itp.) 45 rozmiar Auger

46 A.Ishihara W zakresie energii PeV spodziewane są też: neutrina atmosferyczne konwencjonalne oraz prompt (z rozpadu ciężkich mezonów, dotąd nie obserwowane) 46

47 A.Ishihara 47

48 Kosmologia i astrofizyka A.Ishihara selekcja oparta na liczbie fotoelektronówjustyna oraz kierunku Łagoda, NCBJ 48

49 Wyniki IceCube energia szacowana na 1-10 PeV najwyższa zaobserwowana! pochodzenie? kosmogeniczne, atmosferyczne (konwencjonalne lub prompt, pochodzące z kosmicznego akceleratora ) 49

50 Neutrina sterylne? 50

51 Anomalie LSND nadwyżka νe w wiązce νμ (3.8σ) i słabszy efekt dla neutrin oscylacje z Δm~1eV? 010 MiniBoone brak efektu dla antyneutrin (1.3σ) ale obserwowano nadwyżkę dla neutrin (3σ), dla nieco innego L/E (E<475MeV) K.Heeger anomalia reaktorowa (3σ) anomalia galowa zbyt mały mierzony strumień źródła kalibracyjnego (.7σ) wyniki WMAP liczba lekkich neutrin 4.34±0.87 (σ, zależy od modelu) 51

52 Nowe wyniki MiniBoone pomiary domieszek w wiązce: neutrin w wiązce antyneutrin i pierwotnych neutrin elektronowych podwojenie statystyki dla antyneutrin C.Polly największy efekt w obszarze MeV (duże tło od π0) nadwyżki neutrin 3.0σ, antyneutrin.5σ, łącznie 3.8σ oscylacje? tło? inne zjawisko? w rekonstrukcji energii zakłada się proces QE, jeśli w reakcji biorą udział dodatkowe cząstki, to zrekonstruowana energia będzie zaniżona mechanizm MEC (meson exchange current) z emisją kilku protonów? mógłby też tłumaczyć wyższy niż spodziewany przekrój na CCQE zmierzony w MiniBoone 5

53 Anomalia reaktorowa nowe obliczenia przewidywanego strumienia (011) przesunięcie przewidywań o 3% w górę efekt jądrowy, problem z normalizacją czy oscylacje na krótkiej bazie (1-10m?) jeśli to oscylacje, to Δm ~1eV sinθ>10-3 Δmsol θ1 Δmatm, θ13 53

54 54

55 55

56 K.Nishikawa 56

57 O planach na przyszłość słyszeliśmy tydzień temu Justyna Łagoda, NCBJ 57

58 Podsumowanie Japońskie konferencje: Sendai, 1986 anomalie w neutrinach atmosferycznych (Kamiokande i IMB) Takayama, 1998 odkrycie oscylacji neutrin atmosferycznych Kioto, 01 pomiar kąta θ Boston, Londyn, lipiec Heidelberg 00? Chicago, Seul, Minneapolis setna rocznica urodzin koncepcji Pauliego Zurych? 58

59 Backup slides 59

60 A.Ishihara 60

61 Masy neutrin oscylacje neutrin (różnice kwadratów, dolne ograniczenie) pomiar widma elektronów w rozpadzie trytu 1 3 m β =[c 13 c 1 m1 + c13 s1 m + s13 m ] podwójny bezneutrinowy rozpad beta (zależny od modelu) mββ = c 13 c 1 m1 + c13 s 1 m e i φ + s 13 m3 e i φ 3 ograniczenie kosmologiczne (zależne od modelu) Σ m< 0.3eV przygotowywane eksperymenty: start 015 KATRIN (spektrometr, rozpadu trytu), MARE, ECHO (bolometr, rozpad renu, holmu), Project 8 (częstość cyklotronowa, rozpad kryptonu) 61

62 Podwójny bezneutrinowy rozpad beta Ograniczenia: KamLand ZEN: ksenon 136, 38.6 kg*rok: τ >6.*104 lat, m<60-540mev (90%CL) EXO: ksenon 136, 3,5 kg*rok: 5 przypadków przy spodziewanym tle 7.5, τ >1.6*105 lat, m<140-80mev (90%CL) 6