Neutrina. Wszechświat Czastek Elementarnych. Wykład 12. prof. dr hab. Aleksander Filip Żarnecki

Transkrypt

1 Neutrina Wykład 12 Neutrina i ich własności Źródła neutrin Pomiary neutrin Oscylacje neutrin prof. dr hab. Aleksander Filip Żarnecki Wszechświat Czastek Elementarnych

2 Neutrina Promieniotwórczość Odkryta przez H. Becquerela w roku Sole uranu emitowały promieniowanie, które zaciemniało płytę fotograficzna nagroda Nobla, wraz z M.Skłodowska i P.Curie Na poczatku XX wieku wyodrębniono 3 rodzaje promieniowania: α, β i γ. A.F.Żarnecki Wykład 12 1

3 Źródła czastek Pierwiastki radioaktywne Dziś wiemy, że sa to: Rozdzielone w polu magnetycznym α - jadra helu (2p2n) β - elektrony β + - pozytony γ - fotony E.Rutherford i F.Soddy: Źródłem promieniowania sa przemiany jednych pierwiastków w inne, np. 238 U Th + α 90 Oczekiwano, że czastki promieniowania powinny nieść energię odpowiadajac a różnicy mas izotopów... E = Mc 2 ÒÔº E α = (M U M Th )c 2 A.F.Żarnecki Wykład 12 2

4 Neutrina Rozpady α i γ Dyskretne widmo energii: Rozpad β Ciagłe widmo energii: Energia emitowanej czastki E α = E M c 2 Naruszenie zasady zachowania energii!?... Eneria emitowanych elektronów/pozytronów E β E M c 2 A.F.Żarnecki Wykład 12 3

5 Neutrina Hipoteza Pauliego 1930 Aby uratować zasadę zachowania energii (i momentu pędu) Pauli zaproponował istnienie dodatkowej czastki unoszacej część energii w rozpadzie β, np.: Co Ni + e + ν e Wykres Kurie Dla bezmasowego neutrina (m ν =0) elektrony moga osiagn ać maksymalna energię Mc 2 Czastka ta miała mieć zerowa masę. Pauli zaproponował nazwę neutron Nazwę neutrino zaproponował w 1933 Fermi, który stworzył teorię rozpadu β Ewentualne odstępstwa część energii zamieniana na masę neutrina pomiar masy neutrina: m ν = E E max A.F.Żarnecki Wykład 12 4

6 Neutrina Pomiary masy Dokładny pomiar końca widma elektronów z rozpadu β pozwala wyznaczyć m ν Wyniki eksperymentu Mainz (2001) 3 H 3 He + e + ν e m 2 ν = 1.6 ± 2.5 (stat) ± 2.1 (sys) ev 2 ograniczenie na masę neutrina elektronowego: m ν < 2.2 ev (95% CL) A.F.Żarnecki Wykład 12 5

7 Model Standardowy Neutrina Emitowane w rozpadach promieniotwórczych: neutrino (badź antyneutrino) elektronowe. Każdy naładowany lepton ma swojego partnera - neutrino (antylepton - antyneutrino). leptony kwarki pokolenie 1 e ν e d u elektron neutrino el. down up pokolenie 2 µ ν µ s c mion neutrino mionowe strange charm pokolenie 3 τ ν τ b t taon neutrino taonowe beauty top (bottom) (truth) ładunek [e] 1 0 1/3 +2/3 W dalszej części wykładu nazwa neutrino będzie używana do określenia neutrin jak i antyneutrin. A.F.Żarnecki Wykład 12 6

8 Źródła neutrin Ziemia Rozpady promieniotwórcze zachodza cały czas w skorupie ziemskiej. W każdej tonie skorupy kontynentalnej ok. 1g 238 U i 6g 232 Th Szacowany strumień wydostajacych się z Ziemi neutrin: Φ Z s cm 2 Wydaje się dużo? Poczekajmy... Człowiek Każdy z nas jest źródłem neutrin. Przeciętny człowiek ma w sobie 20g naturalnego izotopu potasu 40 K. Czas połowicznego zaniku 1.28 mld lat, co daje ok rozpadów na sekundę. Dziennie nasze ciało produkuje ok. 340 mln neutrin!... A.F.Żarnecki Wykład 12 7

9 Źródła neutrin Reaktory W każdym akcie rozszczepienia jadra uranu 238 U wyzwala się ok. 200 MeV energii. Z tego średnio 9 MeV unoszone jest przez powstajace antyneutrina (średnio 6 na jadro). Blok o mocy 1GW rozszczepień na sekundę neutrin na sekundę Strumień neutrin maleje z kwadratem odległości od reaktora (powierzchnia sfery) W odległości 10 m od reaktora strumień neutrin: Φ R s cm 2 W odległości 1 km od reaktora strumień neutrin: Φ R s cm 2 W odległości rzędu 100 km zaczynaja przeważać neutrina pochodzace od Ziemi... A.F.Żarnecki Wykład 12 8

10 Neutrina Doświadczenia Reinesa i Cowana ( ) Oddziaływanie neutrin zaobserwowano po raz pierwszy wykorzystujac jako źródło reaktor jadrowy. Produkcja neutrin m.in. w rozpadach neutronów: Detektor: n p e ν e Zaobserwowano reakcję ν e p n e + pozytrony anihiluja emitujac fotony. kadm zawarty w wodzie wychwytuje neutrony co także prowadzi do emisji fotonów. koincydencja dwóch sygnałów pozwala na wyeliminowanie tła A.F.Żarnecki Wykład 12 9

11 Neutrina Oddziaływania Przekrój czynny (efektywna powierzchnia poprzeczna) na oddziaływanie neutrin z materia jest niewyobrażalnie mały. Dla neutrin o energii rzędu 1 MeV (rozpady i reaktory) σ νn cm 2 Odpowiada to średniej drodze swobodnej w materii (!) rzędu lat świetlnych!!! Dla porównania σ NN cm 2 Przekrój czynny na oddziaływanie neutrin z materia rośnie z energia, ale tylko liniowo... Potrzebujemy intensywnych źródeł i bardzo dużych detektorów... A.F.Żarnecki Wykład 12 10

12 Źródła neutrin Słońce Słońce jest nie tylko źródłem promieniowania elektromagnetycznego, ale też niezwykle intensywnym źródłem neutrin elektronowych. Ogromna większość neutrin pochodzi z reakcji p p: p + p D + e + + ν e (E ν 0.42 MeV ) jednak wyższe energie uzyskuja neutrina z reakcji pep : p + e + p D + ν e (E ν 1.44 MeV ) A.F.Żarnecki Wykład 12 11

13 Źródła neutrin Słońce Dalsze reakcje syntezy 3 He, 4 He, 7 Be i 7 Li prowadza do emisji dodatkowych neutrin. Źródłem wysokoenergetycznych neutrin jest przemiana 8 B 8 5 B 8 4 Be + e+ + ν e w której energia emitowanych neutrin dochodzi do 15 MeV Tylko te neutrina moga być mierzone w detektorach czastek elementarnych. A.F.Żarnecki Wykład 12 12

14 Słońce Całkowity strumień neutrin docieraja- cych do Ziemi: Φ S s cm 2 (!) jak 300 m od reaktora jednak dominuja niskie energie... Neutrina o energiach poniżej kilku MeV moga być rejestrowane metodami radiochemicznymi - mierzymy produkcję powstajacych izotopów: Źródła neutrin Widmo energii neutrin elektronowych z reakcji jadrowych na słońcu lub ν e + Cl ν e + Ga Ar + e Gr + e Ga Cl woda A.F.Żarnecki Wykład 12 13

15 Pomiary neutrin Eksperyment Super-Kamiokande Japonia, w starej kopalni, 1 km pod góra Kamioka, komora o wysokości 40 m i średnicy 40 m, wypełniona woda fotopowielaczy (50 cm średnicy!) rejestruje przechodzace czastki rejestrowane jest promieniowanie Czerenkowa emitowane w kierunku ruchu przez czastki poruszajace się z prędkościa większa od prędkości światła (w wodzie) A.F.Żarnecki Wykład 12 14

16 Super-Kamiokande A.F.Żarnecki Wykład 12 15

17 Napełnianie A.F.Żarnecki Wykład 12 16

18 Super-Kamiokande Obserwacja neutrin słonecznych Oddziaływania neutrin słonecznych możemy odróżnić od oddziaływań innych neutrin mierzac kat emisji elektronu względem kierunku od słońca Zmierzono: Φ (B) S = 2.4 ± s cm 2 Przewidywania: Φ (B) S = 5.3 ± s cm 2 Defeicyt neutrin słonecznych był już mierzony w latach 60 XX w.! Ale zrozumieliśmy to dopiero w wieku XXI. A.F.Żarnecki Wykład 12 17

19 Źródła neutrin Promieniowanie kosmiczne Przestrzeń kosmiczna wypełniona jest czastkami o energiach dochodzacych do GeV (10 21 ev). promieniowanie kosmiczne poza atmosfera ziemska pierwotne Skład pierwotnego promieniowania kosmicznego: protony (jadra H) 86% czastki α (jadra He) 13% jadra cięższych pierwiastków 1% neutrony, elektrony, fotony 1% A.F.Żarnecki Wykład 12 18

20 Neutrina atmosferyczne Promieniowanie kosmiczne pierwotne oddziałuje w atmosferze produkujac liczne czastki wtórne, w większości piony π ±. W wyniku rozpadów: π + µ + + ν µ µ + e + + ν µ + ν e (podobnie dla π /µ ) produkowanych jest dwukrotnie większa liczba neutrin (i antyneutrin) mionowych niż elektronowych: Źródła neutrin Neutrina atmosferyczne moga N νµ = 2 N νe mieć wysokie energie!!! (rzędu energii π i µ) A.F.Żarnecki Wykład 12 19

21 Pomiary neutrin Neutrina atmosferyczne Pierwotne promieniowanie kosmiczne jest izotropowe. Ponieważ neutrina praktycznie nie oddziałuja z Ziemia, strumienie neutrin do dołu i do góry powinny być sobie równe. A.F.Żarnecki Wykład 12 20

22 Super-Kamiokande Neutrina atmosferyczne Zależność liczby neutrin elektronowych i mionowych od kierunku (cos θ = 1 gdy leca do dołu, 1 gdy do góry) 2003 Zgodnie z oczekiwaniami tyle samo neutrin elektronowych leci do dołu (cos θ > 0) i do góry (cos θ < 0). Wyraźnie mniej ν µ lecacych od dołu niż z góry! Czy neutrina mionowe moga znikać przechodzac przez Ziemię? Nie może to być wynikiem zwykłego oddziaływania z materia... A.F.Żarnecki Wykład 12 21

23 Obserwacje Oscylacje neutrin Wyniki doświadczalne wykazały ponad wszelka watpliwość, że neutrina elektronowe ze słońca znikaja w drodze do Ziemi atmosferyczne neutrina mionowe znikaja przechodzac przez Ziemię choć praktycznie nie oddziałuja z materia Wyjaśnienie Neutrina nie maja ściśle określonego zapachu (elektronowe/mionowe/taonowe). Sa mieszankami stanów zapachowych. Produkowane neutrino może zmienić zapach! A detektory sa czułe głównie na ν e. Pełny opis wymaga mechaniki kwantowej. Wymaga też, żeby neutrina miały masę! Widmo mas (jedna z możliwości): A.F.Żarnecki Wykład 12 22

24 Oscylacje neutrin W oddziaływaniu określonego leptonu (np. elektronu) produkowane jest nie pojedyncze neutrino, ale złożenie kilku stanów (ν 1, ν 2, ν 3 ). Każdy z tych stanów zawiera mieszankę różnych zapachów (ν e, ν µ, ν τ ). Produkowana jest zawsze kombinacja o określonej liczbie leptonowej. Gdyby neutrina nie miały masy to produkowana kombinacja (superpozycja) stanów nie zmieniałaby się w czasie zachowanie liczby leptonowej. Jeśli przyjmiemy, że neutrina maja masę to każdy stan porusza się z inna prędkościa. własności obserwowanej kombinacji zależa od przebytej odległości, zmieniaja się w czasie. A.F.Żarnecki Wykład 12 23

25 Prawdopodobieństwo przetrwania Oscylacje neutrin Mechanika kwantowa pozwala nam policzyć jakie jest prawdopodobieństwo, że po czasie t neutrino wyprodukowane jako ν µ oddziała jako ν µ. ( P νµ ν µ (t) 1 sin 2 (2θ 12 ) sin m 2 L ) E Zakładajac, że istotny jest tylko wkład od dwóch stanów ν 1 i ν 2, L = c t [km], P ν ν 1 m 2 = m 2 1 m2 2 [ev2 ], energia E [GeV] Jesli różnice mas sa bardzo małe to oscylacje pojawiaja się dopiero na bardzo dużych odległości sin 2 2Θ 12 = 1 m 2 = ev L/E [km/gev] θ 12 - tzw. kat mieszania Dla dużych L/E P 1 2 sin2 (2θ 12 ) najwieksze znikane dla θ 12 = 45 A.F.Żarnecki Wykład 12 24

26 Oscylacje neutrin Neutrina atmosferyczne Wyniki pomiarów neutrin atmosferycznych w Super-Kamiokande można wytłumaczyć przyjmujac, że neutrina mionowe znikaja na skutek oscylacji w neutrina taonowe Dopasowanie do danych, zakładajac osyclacje ν µ ν τ : m 2 µτ = ev 2 Neutrina słoneczne Deficyt neutrin słonecznych można z kolei wytłumaczyć oscylacjami ν e ν τ m 2 eτ ev 2 dużo słabsze oscylacje dopiero na odległościach Ziemia-Słońce neutrina musza miec masy rzędu 0.01 ev A.F.Żarnecki Wykład 12 25

27 SNO Oscylacje neutrin słonecznych został ostatecznie potwierdzne przez Eksperyment SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Ogromny zbiornik wypełniony 7000 t wody (H 2 0) W środku kula z 1000 t ciężkiej wody (D 2 0) Promieniowanie Czerenkowa mierzone przez ok fotopowielaczy. Dzieki wykożystaniu ciężkiej wody detektor czuły jest nie tylko na neutrina elektronowe, ale także na neutrina mionowe i taonowe. Reakcja ślepa na zapach neutrin (NC): ν x + D ν x + p + n Detektor umieszczony jest na głębokości ponad 2000 m (w kopalni) A.F.Żarnecki Wykład 12 26

28 Oscylacje neutrin Eksperyment SNO Zmierzone strumienie neutrin słonecznych: s -1 ) cm φ BS05 SSM NC φµτ 68% C.L. 68%, 95%, 99% C.L. Zmierzony całkowity strumień neutrin (pasek niebieski): Φ SNO tot = 5.1 ± s cm 2 bardzo dobrze zgodny z przewidywaniami (przerywane linie). ( φ µτ SNO CC SNO NC SNO ES SK ES φ φ φ φ 68% C.L. 68% C.L. 68% C.L. 68% C.L φ e ( 10 6 cm -2 s -1 ) Niezależnie zmierzony strumień ν e (pasek czerwony): Φ SNO e = 1.7 ± s cm 2 neutrina docierajace ze Słońca tylko w 1 3 pozostaj a neutrinami elektronowymi. Idealne mieszanie 3 zapachów! A.F.Żarnecki Wykład 12 27

29 Eksperyment Kamland Japonia - mocarstwo energetyki atomowej. Eksperyment Kamland został zbudowany w miejscu starego eksperymentu Kamiokande, poprzednika Super-Kamiokande. Duży strumień neutrin od licznych reaktorów znajdujacych się w odległości km. Budowa podobna do SNO: zewnętrzny zbiornik wypełniony 3200 t wody wewnętrzny kulisty zbiornik wypełniony 2000 t oleju w środku balon wypełniony 1000 t ciekłego scyntylatora pomiar przy użyciu ok fotopowielaczy. A.F.Żarnecki Wykład 12 28

30 Oscylacje neutrin Eksperyment KAMLAND Zmierzone prawdopodobieństwo przetrwania dla neutrin ( ν e ) reaktorowych: Survival Probability Data - BG - Geo ν e Expectation based on oscillation parameters determined by KamLAND Wyraźne oscylacje! regeneracja ν e powyżej 50 km/mev L 0 /E νe (km/mev) A.F.Żarnecki Wykład 12 29

31 Oscylacje neutrin MINOS Uruchomiony w 2005 Tzw. eksperyment z długa baza. Wiazka neutrin z Fermilab z rozpadów pionów powstajacych w zderzeniach protonów o energii 120 GeV π + µ + + ν µ skierowana do detektora w odległej o 735 km kopalni Soudan, Minesota Drugi detektor o tej samej konstrukcji umieszczony bezpośrednio za układem tworzacym wiazkę. A.F.Żarnecki Wykład 12 30

32 MINOS Oscylacje neutrin Znikanie (anty)neutrin mionowych potwierdzone w warunkach laboratoryjnych! neutrina antyneutrina Liczba przypadków niskoenergetycznych niższa niż oczekiwana bez oscylacji Prowadzone sa też inne eksperymenty tego typu: T2K (Japonia), Opera (Włochy). A.F.Żarnecki Wykład 12 31

33 Daya Bay, Chiny A.F.Żarnecki Wykład 12 32

34 RENO Korea południowa A.F.Żarnecki Wykład 12 33

35 RENO Korea południowa A.F.Żarnecki Wykład 12 34

36 Oscylacje neutrin Najnowsze wyniki marzec-kwiecień 2012 Precyzyjne pomiary znikania antyneutrin reaktorowych na małych ( 1 km) odległościach pomiar brakujacego kata mieszania między generacjami 1 i 3 RENO Daya Bay A.F.Żarnecki Wykład 12 35

37 Oscylacje neutrin Najnowsze wyniki marzec-kwiecień 2012 Eksperyment Daya Bay jako pierwszy potwierdził ponad wszelka watpliwość oscylacje między 1 i 3 generacja neutrin. Zmierzony kat mieszania : sin θ 13 = ± różny od zera (efekt na poziomie 5.2σ) Tym samym poznaliśmy już wszystkie katy mieszania neutrin θ 12 z neutrin słonecznych θ 23 z neutrin atmosferycznych A.F.Żarnecki Wykład 12 36

38 Podsumowanie Neutrina zapostulowane przez Pauliego miały być bardzo nudne. Pauli nie wierzył w ogóle, że zostana odkryte! Do końca XX w. niewiele poświęcano im uwagi. Eksperyment Super-Kamiokande zbudowano, żeby szukać... rozpadów protonu! W ciagu ostatnich kilkunastu lat pojawiło się wiele nowych wyników, które zrewolucjonizowały nasze spojrzenie na neutrina. Obecnie jest to jeden z wiodacych kierunków badań w fizyce czastek! Poznaliśmy właśnie ostatni brakujacy parametr mieszania Obecnie planuje się już budowę kolejnej generacji detektorów neutrin. Mamy nadzieje, na kolejne przełomowe wyniki... A.F.Żarnecki Wykład 12 37