Oscylacje neutrin. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande

Transkrypt

1 Oscylacje neutrin Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO Mieszanie neutrin i oscylacje

2 Naturalne źródła neutrin n ν 340 cm 3

3 Zagadka neutrin atmosferycznych

4 Neutrina atmosferyczne Neutrina oddziałują słabo. Dla ~1 GeV m λ HO 2 σ ν N 1 12 = = 1,7 10 m 10au σ n ν µ N X µ Dla 1 ν prawd. oddz. na drodze ~40m: Ale strumień: Φ 1 m s 2 Liczba neutrin, które wpadają w ciągu 1 dnia 2 do detektora przez powierzchnię π (20m) 1, GeV Czyli nie jest tak źle możemy się spodziewać ~ 20 przyp na dzień Potrzebny duży detektor i to pod ziemią.

5 Φ ( E) 2,5 E 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: ( µ + νµ ) φ ν ( + ν ) φ ν e e można przewidzieć znacznie lepiej

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

7 Widma energii neutrin Fully contained FC Partially contained PC identyfikacja e/µ Upµ thru µ wszystkie są µ Upµ stop D. Kiełczewska, Oddziaływania wykład 11 w skałach ν µ

8 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 zarejestrowanyc we wszystkich PMT Oddziaływanie neutrino bo brak sygnału w detektorze zewnętrznym Czerwony pierścień od elektronu z rozpadu mionu

9 Identyfikacja cząstek elektrony, kwanty gamma: Rozmyty pierścień bo elektrony z kaskady elmgt ulegają wielokrotnemu rozpraszaniu kulomb. ν e + N1 e+ N2 ν + N µ + N µ 1 2 miony, piony, protony:

10 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 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

11 Wyniki Super-Kamiokande (przyp. wewn.) Sub-GeV (Fully Contained) Multi-GeV Data MC 1-ring e-like µ-like Data MC 1ring e-like µ-like Obliczamy podwójny stosunek, aby skasować błędy strumieni: R Sub ( µ / e) data = = ± ± ( µ / e) MC R Multi ( µ / e) data = = ± ( µ / e) MC Obserwuje się za mało neutrin mionowych!

12 Wyniki Super-K I - przypadki zewnętrzne Up through-going µ, (1678 dni) Up stopping µ, (1657dni) Dane: (x10-13 cm -2 s -1 sr -1 ) MC: Data: (x10-13 cm -2 s -1 sr -1 ) MC: Znów obserwuje się deficyt mionów

13 Atmosferyczne ν dostępne dane z innych eksperymentów Contained Upward going muons Super-K Macro Soudan IMB

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

15 kąt zenitalny Atmosph

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

17 Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych? W atmosferze powstały: W detektorach na Ziemi obserwujemy: ν ν ν e µ τ tak, jak oczekiwalismy gubią się po drodze?? Wygląda na to, że po drodze nastąpiła transformacja: ν ν µ τ νµ, νe Odkrycie oscylacji neutrin w 1998 Gubienie nie może być z powodu oddziaływań, bo: λ 1 ρho 2 12 = 0,3 10 m σ n ρ Ziemi Czyli liczba leptonów osobno w kazdej rodzinie nie jest zachowana

18 Neutrina słoneczne Solar neutrinos (kolejna zagadka brakujących neutrin) other place where ν are missing From neutrinos to cosmic sources, D. Kiełczewska and E. R

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 7 Be+p > 8 B+γ.86 MeV 8 B > e - +ν e + 8 Be 15 MeV max 7 Li+p > 4 He+ 4 He 8 Be > 4 He+ 4 He ppii (15%) ppiii (0.01%) rzadkie ale łatwiejsza detekcja

20 Jak świeci Słońce? Słońce świeci dzięki energii z reakcji termojądrowych w rdzeniu gwiazdy. Φ ν = 2L sun 1 25MeV 4π (1AU) 2 = sec 1 cm 2 gdzie L sun to świetlność Słońca: 1AU to odległość ze Słońca do Ziemi 39 MeV 2,4 10 s 11 1, 5 10 m

21 Experymenty 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 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 - 200? KamLand Kamioka, Japan 1000 ν e p e + n and nd dγ 1999 stopped soon 2001

22 Widmo energetyczne neutrin słonecznych Uwaga: tylko ν e

23 Eksperymenty Radiochemiczne Po raz pierwszy do detekcji neutrin użyto - reakcji Davisa-Pontecorvo: Używano też: ν e + Cl e + Ar ν e + Ga e + Ge 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

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

25 Wyniki eksperymentu chlorowego Liczba zliczeń z pojedynczych ekstrakcji 36 1 SNU = 10 reakcji/atom/s Liczba zliczeń =0.48 ± 0.16(stat) ± 0.03(syst) atomów argonu/dzień 2.56 ± 0.16 ± 0.16 SNU

26 Gallex/GNO i Sage two detectors using reaction Ga ( ν, e ) Ge e Niski próg: 233 kev, jedyna droga do badania neutrin p-p SAGE na Kaukazie, używano 57 ton ciekłego galu (punkt topnienia 29.8 o C) Gallex w Gran Sasso: używano 30 ton GaCl3-HCl

27 Wyniki eksperymentów radiochemicznych Przewidywania zgodnie z modelem SSM - Standard Solar Model: -skład: H-34%, He-64% - wiek 4,5 mld lat ρ = 1, 4 6 T0 T S g cm 3 = 15,6 10 K, = 5773 K Deficyt neutrin przewidywania pomiary

28 Wodne detektory Czerenkowa Super-Kamiokande -z lekką wodą SNO -z ciężką wodą BOREXINO, KAMLAND(2): Liquid Scintillator ν Mierzy się: kierunek neutrin czas każdego zdarzenia

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

30 Super-K: neutrina przylatują ze Słońca sygnał tło Faktyczny rozmiar Słońca ½ piksela. Rozmycie z powodu rozpraszania Coul. elektronów.

31 Super-K: znów deficyt po 1496 dniach obserwowano 22,400 przypadków oczekiwane z SSM przewidywano wg. SSM: 48,200 przypadków

32 Super-K: pory roku Parametry orbity zmierzone za pomocą neutrin (linie pokazują prawdziwe parametery): I VI XII 99.7% 68% 95%

33 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 ν i ν e µ / τ

34 SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Nowy wodny detektor czerenkowski: 2 km pod ziemią 1000 ton D 2 O PMTs 6500 ton H 2 O

35 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 największa wydajność dla ν e NC ES Elektrony pamiętają kierunek neutrina ν x + d ν x + p + n ν n/p ν x + e ν x + e ν e e - W e - ν e Z ν ν e E thres = 2.2 MeV n/p E thres = 0 MeV ν e W e - e - ν e - ν Z e -

36 SNO Results from D2O

37 Detekcja neutronów z: ν ν x x d n p z solą

38 SNO Results Rozkładu energii nie używali do separacji oddziaływań

39 SNO fluxes Od liczb przyp. do strumieni neutrin: w jednostkach: cm s 84 neutronów z zewnątrz Potwierdzono z większą precyzją pomiary z fazy I tzn: stwierdzono pojawienie się neutrin µ i τ w drodze z centrum Słońca całkowity strumień Φ NC zgadza się z oczekiwaniami

40 Strumień neutrin słonecznych mierzony w SNO SNO φ CC = 1.76±0.11 SK φ ES = 2.32±0.09 [x10 6 /cm 2 /s] φ CC = φ e φ ES = φ e φ µ,τ φ µ,τ = 3.45±0.65 φ X = φ NC = 5.21±0.66 (całkowity strumień neutrin 8 B ) (φ SSM = /-0.81) (faza 1) Dowód, że neutrina oscylują: ν ν e µ / τ

41 Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

42 Co wynika z pomiarów neutrin słonecznych? W rdzeniu Słońca powstały: ν e W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszankę: ν ν ν e µ τ Wszystkie dane da się wytłumaczyć, jeżeli po drodze nastąpiła transformacja: Neutrina oscylują ν aν + bν między stanami e µ τ o różnych zapachach

43 Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym Stany o dobrze określonych masach nie pokrywają się ze u d c t s b u d` c t s` b` stanami podlegającymi słabym W ± oddziaływaniom: Mieszanie kwarków: Vud Vus Vub d d s b = Vcd Vcs V cb s Vtd Vts V tb b [ ' ' ']

44 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: e µ τ ν ν ν e e µ τ ν ν ν µ τ W ± Mieszanie leptonów: Ue1 Ue2 Ue3 ν 1 ν ν ν = U U U ν e µ τ µ 1 µ 2 µ 3 2 Uτ1 Uτ2 U τ3 ν 3

45 Oscylacje Neutrin 2 zapachy νe cos θ sin θ ν1 ν = µ sin θ cos θ ν 2 stany masowe: m, m 1 2 kąt mieszania: θ ν, ν e µ to stany o różnych proporcjach stanów ν 1, ν 2 ν 1, ν 2 mają różne masy różne prędkości Stosunek ν ν 1 2 zmienia się w czasie propagacji, stąd ν µ ν e

46 Prawdopodobieństwo oscylacji 2 zapachy ν = cos θν + α ν = sinθ ν + β sin θν 1 2 cos θν 1 2 Stan o masie m k, energii i pędzie E k,p k propaguje się: ν k k (, tx) = ν (0,0) e k iϕ (, t x) ϕ = Et px = 1, 2 k k k k Załóżmy stan początkowy: t = x= 0: να(0) = 1 νβ(0) = 0 ν ν ν ν (0) = (0) cos θ (0) = (0)sinθ 1 α 2 W czasie propagacji proporcja ν 1,ν 2 zmienia się: ν (, tx) = cos θν (, tx) + sin θν (, tx) α α 1 2 Prawdopod., że w punkcie t,x stan α jest wciąż w początkowym stanie α : P ϕ α α ν ν (, tx) ( 0, 0) 2 α 2 iϕ1(, t x) 2 iϕ2(, t x) = = + = α cos θ e sin θ e ( E E ) ( p p ) m m E1+ E2 1 ϕ2 = x x t = x p oraz, 1+ p m p p 2 1 p2 p 1+ p2 2 p ϕ1 ϕ2 1 sin 2θ sin( ) 2

47 Prawdop. oscylacji 2 zapachy Dostaje się: mx P( να να) 1 sin 2θ sin gdzie m = m m Eν Prawdop. przejścia ze stanu α do stanu β: P ml ν ν = sin 2θ sin Eν ( ) α β m masa (w ev) θ kąt mieszania parametry odcylacji E ν energia neutrina (in GeV) L odl. od źródła do detektora (km) warunki eksperymentalne Warunek zajścia oscylacji: 2 m 0 co najmniej jeden ze stanów musi mieć masę 2 stany masowe nie mogą być zdegenerowane

48 Czułość na oscylacje P m L ν ν = sin 2θ sin Eν ( α β ) Ε ν (MeV) L (m) 2 2 m (ev ) Supernowe <100 > Słoneczne < Atmosferyczne > Reaktorowe <10 < Akceleratorowe z krótką basą Akceleratorowe z długą basą > >100 <