cząstki, które trudno złapać Justyna Łagoda

Transkrypt

1 NEUTRINA cząstki, które trudno złapać Justyna Łagoda

2 Plan Historia Jak wykrywać neutrina? Źródła neutrin Oscylacje neutrin Eksperymenty neutrinowe z długą bazą udział grup polskich Co dalej?

3 Historia 3

4 Historia neutrin (I) rozpad a cząstki a mają jednakową energię zgodne z zasadami zachowania energii i pędu przed Am Np po pnp=p EAm =mam c =ENp E E = Am m 4 4 Np c m c m c mam c 4 4

5 Historia neutrin (II) rozpad b cząstki b maja różne energie!!! Czy w przemianie b energia nie jest zachowana??? 45 Rh 46 Pd??? 5

6 Historia neutrin (II) wierzymy, że zasada zachowania energii jest słuszna ale... jeśli energia jest zachowana, to gdzie się podziewa? 1930: propozycja Pauliego: załóżmy, że brakująca energia i pęd są wynoszone przez bezmasową neutralną cząstkę, która nie oddziałuje (lub słabo oddziałuje) z otoczeniem brak ładunku i słabe oddziaływanie z materią tłumaczy, dlaczego nie widać jej w rozpadach Pauli nazwał ją neutronem, ale Fermi zdrobnił nazwę na NEUTRINO i stworzył teorię rozpadu b (1933) 6

7 Odkrycie neutrin (I) jeśli zachodzi rozpad b, to powinna zachodzić też reakcja zwana odwrotnym rozpadem b p n e detektor: zbiornik wody z rozpuszczonym chlorkiem kadmu (CdCl) powstały pozyton anihiluje - rejestrujemy błysk światła neutron jest wychwycony przez jądro kadmu, które rozpada się przez rozpad g rejestrujemy drugi błysk, nieco opóźniony względem pierwszego dostarczamy dużo neutrin z reaktora (1013 n/s cm) 1956 Z radością informujemy pana, że definitywnie wykryliśmy neutrina Cowan, Reines (Nobel 1995) 7

8 Odkrycie neutrin (II) w trakcie badania innych cząstek pionów i powstałych z ich rozpadów mionów odkryto, że neutrina pamiętają, w wyniku jakiego procesu powstały rozpad p: te neutrina produkują tylko miony b: n p e te neutrina produkują tylko pozytony rozpad można zestawić pary: e e Le L ładunek elektryczny e ne m nm liczby leptonowe (oddzielna dla każdej generacji) tę rodzinę cząstek nazywa się LEPTONAMI 8

9 Odkrycie neutrin (III) w 1975 odkryto kolejnego cięższego brata elektronu taon czy istnieje też trzecie neutrino? trudne do wykrycia z powodu wielkiej masy taonu (prawie razy większej od masy protonu) neutrino taonowe wykryte dopiero w 000 r. czy istnieją kolejne cięższe generacje leptonów? wyniki z eksperymentów przy akceleratorze LEP (1993) nie ma czwartej generacji lekkich neutrin 9

10 Ile neutrin? badamy rozpad cząstki Z0 (przenosi słabe oddziaływania) jeśli masa neutrina jest mniejsza niż pół masy Z0, to taki rozpad musi zachodzić każda możliwość rozpadu zmniejsza czas życia cząstki czas życia <-> masa (dokładniej szerokość rozkładu) <-> przekrój czynny na produkcję 0 e e Z q q 5 możliwości l l 3 możliwości 3 możliwości 10

11 Obecny stan 3 generacje cząstek 4 oddziaływania grawitacja silne /3-1/3 u d c s t b kwarki -1 0 e ne m nm t nt leptony bardzo słaba, pomijamy kwarki wiąże kwarki u i d w protony i neutrony, a je z kolei w jądra atomowe elektrokwarki, magnetyczne leptony naładowane słabe odpowiada za istnienie atomów, światła, elektryczności i wielu innych kwarki, leptony naładowane, neutrina 11

12 Oddziaływania słabe model Fermiego oddziaływania punktowe teraz wiemy, że oddziaływanie jest przenoszone przez ciężkie bozony pośredniczące (masy rzędu mas protonu) W+, W- i Z0 W+n p p n ne prądy neutralne prądy naładowane e- ne ne ne Z0 p p ne ne Z0 We e e 1

13 Jak wykrywać neutrina? 13

14 Wstęp do detekcji neutrin liczba oddziaływań = przekrój * liczba * liczba neutrin czynny neutrin celów bardzo mała liczba chcemy mieć dużo oddziaływań dużo neutrin dużo celów duża masa detektora 14

15 Co oznacza bardzo mała liczba? parę przykładów: wiązka 6*1010 neutrin/s (czyli neutrin dziennie) detektor wypełniony ciężką wodą (1000 ton) obserwuje się 30 oddziaływań dziennie by mieć pewność, że schwyta się pojedyncze neutrino, trzeba postawić blok ołowiu o grubości lat świetlnych zakładając masę człowieka 80 kg i gęstość 1kg/dm3 zakładając strumień neutrin 1/cm s w ciągu życia w człowieku zajdzie jedno oddziaływanie neutrina atmosferycznego 15

16 Sposoby detekcji neutrin nie można neutrin wykryć bezpośrednio, lecz tylko przez produkty ich oddziaływania metoda radiochemiczna metody bazujące na wykryciu cząstek naładowanych, które powstały w wyniku oddziaływania neutrina, poprzez: światło scyntylacyjne światło czerenkowskie jonizację koniecznie trzeba redukować tło od promieni kosmicznych 16

17 Metoda radiochemiczna ne + CL Ar + e - radioaktywny ne + Ga Ge + e nie ma informacji o kierunku neutrina i o czasie zdarzenia można zliczać tylko liczbę oddziaływań i wyłącznie neutrina elektronowe (ważne!) za to można wykrywać neutrina o niskich energiach 17

18 Światło scyntylacyjne daje informację o czasie zdarzenia nie daje informacji o kierunkach cząstek duży sygnał świetlny bardzo niski próg energetyczny 18

19 Przekładaniec scyntylator neutrino wypełniacz (żelazo, ołów) jeśli ustawimy kilka płaszczyzn scyntylatorów, to można odtworzyć też kierunki cząstek 19

20 Światło czerenkowskie fotopowielacze światło czerenkowskie lepton neutrino powstaje dla cząstek naładowanych poruszających się szybciej niż światło (w ośrodku!!!) nie widać niskoenergetycznych cząstek daje czas zdarzenia i kierunki cząstek 0

21 SNO detektor czerenkowski w kształcie kuli 1000 ton ciężkiej wody i 6500 ton wody, km pod powierzchnią Ziemi 9456 fotopowielaczy o średnicy ok. 0 cm 1

22 SuperKamiokande detektor czerenkowski w kształcie walca wypełniony wodą o masie ton (5 00 po wypadku) fotopowielaczy o średnicy ok. 50 cm 1 km pod powierzchnią

23 SuperKamiokande 3

24 Ślady neutrin w SuperK 4

25 Jonizacja emulsje jądrowe bardzo duża przestrzenna zdolność rozdzielcza można zobaczyc ślad leptonu t (mikrony!) detektor wypełniony ciekłym argonem pełny trójwymiarowy obraz i czas oddziaływania pomiar energii i identyfikacja cząstek 5

26 Icarus 6

27 Źródła neutrin 7

28 Źródła neutrin NATURALNE SZTUCZNE obiekty reaktory kosmologiczne (bardzo wysokie energie) supernowe Słońce (ne, kilka MeV) atmosfera (anty ne, kilka MeV) wiązki (nm, kilka kilkanaście GeV) w przyszłości - fabryki (ne, nm i antyneutrina, średnio kilka GeV) 8

29 Neutrina kosmologiczne powstają w aktywnych jądrach galaktyk, kwazarach, otoczeniu czarnych dziur wciąż poszukiwane bardzo wysokie energie olbrzymie naturalne detektory (do 1 km3) 9

30 Neutrina z supernowych reakcje jądrowe w gwieździe kończą się na żelazie (największa energia wiązania) kiedy żelazne jądro gwiazdy osiąga masę 1.4 masy Słońca, zapada się, a gwiazda wybucha (wielki skrót) jasność jak 1016 Słońc (a tylko 0.01 % energii supernowej jest emitowana w postaci fotonów) 30

31 Neutrina z supernowych neutronizacja: elektrony z powłok atomowych są absorbowane przez protony: p e e n puls neutrin elektronowych (kilka ms) w rozgrzanej wybuchającej gwieździe z fotonów powstają pary elektron-pozyton, które anihilują i produkują neutrina wszystkich zapachów (dodatkowy puls, zwany termicznym) 99% energii supernowej unoszą neutrina!!! ostatni puls neutrin z supernowej SN 1987 A (zarejestrowany przez detektory wodne) 31

32 Neutrina słoneczne neutrina powstają w trakcie reakcji termojądrowych w jądrze Słońca na podstawie badań fotonów opracowano Standardowy Model Słońca, który przewidywał liczby i energie neutrin słonecznych 3

33 Widmo neutrin słonecznych próg detektorów Ga Cl czerenkowskich 33

34 Problem neutrin słonecznych detektory rejestrowały zaledwie 1/3 do 1/ przewidzianej liczby neutrin słonecznych pierwsze sygnały już w 1968 r. w detektorze radiochemicznym, potwierdzone 1989 w Kamiokande procent brakujących przypadków zależał od energii Czy to błąd konstrukcji detektora lub rekonstrukcji zdarzeń? Czy model Słońca jest nieprawdziwy? Czy może jakieś nowe zjawisko fizyczne? rozwiązanie czerenkowski detektor SNO (D0, H0) 34

35 Nowy sposób detekcji jeśli ze Słońca docierają tylko ne, to strumienie neutrin obliczone z reakcji 1 i powinny być równe okazuje się, że tylko 1/3 strumienia przypada na ne całkowity strumień neutrin zgadza się z modelem Słońca! 1 3 neutrino elektronowe deuteron 6 razy częściej dla n e deuteron neutrino niż dla innych neutron elektron protony neutrino 35Cl fotony 36Cl 35

36 Neutrina atmosferyczne neutrina atmosferyczne powstają w wyniku rozpadów cząstek powstałych w efekcie oddziaływania promieni kosmicznych z atmosferą e e spodziewamy się więc razy więcej neutrin mionowych niż elektronowych (w przybliżeniu, naprawdę zależy to od energii) 36

37 Problem neutrin atmosferycznych obserwuje się tylko ok. 60% spodziewanych neutrin mionowych (1985 IMB, 1988 Kamiokande) największy niedobór (50%) wśród neutrin przebywających najdłuższą drogę przez Ziemię drogę szacuje się na podstawie kierunku neutrina coś dzieje się z nm podczas podróży przez Ziemię! może zamieniają się w inny typ neutrin? 37

38 Wyniki SuperKamiokande nm nie zamieniają się w ne tych jest dokładnie tyle ile trzeba może więc w nt? Te neutrina znacznie trudniej wykryć! 38

39 Oscylacje neutrin 39

40 Problemy z neutrinami - podsumowanie słoneczne całkowita liczba się zgadza, ne za mało atmosferyczne liczba ne się zgadza, nm ubywa w trakcie drogi przez Ziemię wyniki te wskazują, że neutrina moga przechodzić z jednego typu w inny. Zjawisko to nazywa się OSCYLACJAMI NEUTRIN oscylacje wynikają z faktu mieszania się neutrin różnych rodzajów i o różnej masie co najmniej więc z 3 rodzajów neutrin mają niezerową masę 40

41 Oscylacje neutrin mieszanie neutrin: różnica mas powoduje że poruszają się z inną prędkością prawdopodobieństwo, że cos sin 1 = sin cos e m L P e =sin sin 4E nm o energii E zamieni się w ne na drodze L tor lotu neutrina źródło sinq n m zmienia się w n e n m pozostaje n m 41

42 Wnioski m L P e =sin sin 4E jeśli różnica mas jest zero, to oscylacje nie występują siła efektu zależy od sin q, jeśli jest zero, oscylacje nie występują całkowita liczba neutrin wszystkich typów się nie zmienia: P e P =1 prawdopodobieństwo oscylacji zależy od parametrów doświadczalnych (energia neutrin E, odległość źródła od detektora L) i fizycznych (różnice mas, kąty mieszania) 4

43 Poszukiwanie oscylacji można prowadzić dwa rodzaje eksperymentów: patrzeć ilu neutrin brakuje (disappearance) P patrzeć czy pojawiają sie neutrina innych typów (appearance) P e dotychczasowe eksperymenty były typu disappearance obserwowaliśmy niedobór neutrin w przypadku neutrin słonecznych i atmosferycznych jakie parametry oscylacji zmierzono? 43

44 Neutrina reaktorowe a oscylacje reaktory produkują antyneutrina w wyniku rozpadów b (rozpad neutronu w jądrze) ok 6*100 antyneutrin/s, powiązane ściśle z mocą reaktora detektor KAMLAND 44

45 SNO a Kamland sprawdzenie na Ziemi efektu oscylacji neutrin słonecznych eksperyment typu disappearance m = ev tan =0.4 wynik SNO: (neutrina elektronowe) wynik Kamlandu: (antyneutrina elektronowe) 5 m = eV tan =0.5 Zgadza się! Ten sam efekt, a ponadto parametry oscylacji dla neutrin i antyneutrin są takie same (ważne!). połączony wynik: < Dm < ev m = eV tan =0.4 45

46 Eksperymenty z długą bazą 46

47 Neutrina akceleratorowe rura rozpadowa pochłaniacz magnes protony tarcza tworzone w wyniku ciągu reakcji i rozpadów neutrina mają odtworzyć oscylacje neutrin atmosferycznych m =. 10 3eV tan =1 detektor 47

48 48

49 Eksperymenty z długą bazą eksperymenty disappearance: KK - Japonia, L=50 km, już działający, wyniki pokrywają się z atmosferycznymi Minos (USA 005, L=730 km) eksperymenty appearance Icarus, Opera (Włochy, wiązka neutrin z CERN 006, L=730 km), będą poszukiwać pojawienia się w bardzo czystej wiązce nm neutrin taonowych 49

50 Polski udział Katowice, Kraków, Warszawa, Wrocław KK opieka nad jednym z tzw. bliskich detektorów badanie oscylacji e Icarus dyżury praca przy detektorze w trakcie testów nad analizą zebranych danych testowych (również studenci) praca nad metodami poszukiwań taonu (dowód na oscylacje ) przygotowanie części detektora (drutów odczytu) 50

51 Bezpośrednie pomiary masy ne: rozpad b trytu m(ne) <. ev nm: rozpad pionu m(nm) < 170 kev nt: rozpad taonu m(nt) < 18. MeV 51

52 Co dalej? jakie są masy neutrin? dlaczego są takie małe w porównaniu z innymi cząstkami elementarnymi? (miliard razy) pomiar brakujących parametrów mieszania neutrin czy neutrina sa jednocześnie antyneutrinami? czy neutrina i antyneutrina oscylują inaczej? jaki wpływ na oscylacje ma materia? jaka jest rola neutrin w kosmologii? jak wybuchają supernowe? 5

53 Rozpad dwuciałowy pnp=p EAm=mAm c =ENp E ENp=mAm c E 4 E =p c m c p c =E m c 4 4 E m c =ENp mnp c Np E = mam c E m c m c E =m Am 4 Np 4 Np 4 4 c E mam c E m c m c E = 4 mam c4 m c m c mam c 53

54 Wypadek w SuperKamiokande implozja jednego z fotopowielaczy podczas napełniania zbiornika (listopad 001) wstrząs o sile 3 stopni w skali Richtera w 40 ms zniszczone fotopowielacze wartości 0 milionów dolarów 54