Neutrina i ich oscylacje. Neutrina we Wszechświecie Oscylacje neutrin Masy neutrin

Transkrypt

1 Neutrina i ich oscylacje Neutrina we Wszechświecie Oscylacje neutrin Masy neutrin

2 Neutrina wokół nas n n n γ ν ν 410 cm 340 cm nbaryon 3 3 Pozostałe z wielkiego wybuchu: Słoneczne Już obserwowano Już obserwowano! Z supernowej w centrum Gal. Z wnętrza Ziemi Atmosferyczne Z aktywnych jąder galaktyk

3 Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu p+p > ν e +e + +d 0.42MeV max p+ e - + p > ν e +d 1.44 MeV 3 He+ 4 He > 7 Be+γ d+p > γ+ 3 He 3 He+ 3 He > 4 He+p+p ppi (85%) Tylko ν e 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%)

4 gdzie L sun to świetlność Słońca (mierzona na podstawie energii światła słonecznego padającego na Ziemię) 1AU to odległość ze Słońca do Ziemi 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

5 Supernowa typu II - zapaść grawitacyjna Główne reakcje jądrowe: Kolejne Temperatura zapłonu procesy fuzji (w milionach stopni K) jądrowych 4 1 H --> 4 He He --> 8 Be + 4 He --> 12 C C + 4 He --> 16 O 2 12 C --> 4 He + 20 Ne Ne + 4 He --> n + 23 Mg 2 16 O --> 4 He + 28 Si O --> 2 4 He + 24 Mg Si --> 56 Fe 6000

6 56 Fe ma maksymalną energię wiązania Neutrina z Supernowych koniec reakcji fuzji oraz koniec produkcji ciepła Gdy rdzeń osiąga masę = 1.4 masy Słońca wtedy zwycięża grawitacja i rdzeń się zapada Elektrony atomów żelaza są absorbowane przez protony: e + p ν + n krótki impuls neutrin (ok. 1 msec) e gwiazda neutronowa Z energii termicznej powstają kwanty γ, które anihilują w pary e + e - e e Z νe+ e e Z ν ν µ + µ e e Z ντ + ν ν e τ neutrina termiczne

7 Neutrina z Supernowych Neutrina unoszą 99% całkowitej energii z wybuchu SN Puls termiczny trwa kilka sekund W ciągu tych kilku sekund energia neutrin przekracza całą widzialną energię Wszechświata Neutrina są jedynym źródłem informacji o tym, co się działo w rdzeniu zapadającej się gwiazdy, z którego tworzy się gwiazda neutronowa Neutrina docierają wcześniej niż światło Neutrina są w stanie dotrzeć z SN niewidocznych w świetle widzialnym

8 Zdjęcia z teleskopu Hubbla Pojawiła się w Wielkim Obłoku Magellana 23 lutego Odległość: ly Pierwsza tak bliska SN zauważona od 1604r. Pierwsza obserwacja neutrin spoza układu słonecznego. SN 1987A

9 Neutrina z SN1987A Szczęśliwie działały wtedy 4 wielkie detektory podziemne zdolne wykryć po kilka(naście) neutrin każdy! Kamiokande (Nobel 2002) Japonia 11 przypadków IMB USA 8 przypadków Baksan Rosja 5 przypadków LSD Francja??? Obserwacje te potwierdziły, że procesy poznane w laboratoriach oraz wymyślone na ich podstawie modele tego, co dzieje się w odległości ly, w zupełnie innych warunkach niż znane na Ziemi są słuszne!

10 Neutrina z Supernowej 1987A Hubble, 2003 Czekamy na SN w Galaktyce: tysiące przypadków w SK

11 Oscylacje neutrin W 1998 roku odkryto oscylacje neutrin, z których wynika, że neutrina mają masę

12 Neutrina w Modelu Standardowym Ładunek elektryczny kwarki u c t d s b e e leptony ν ν ν µ τ µ τ W MS: neutrina to cząstki o masie=0 zachowane są liczby leptonowe oddzielnie w każdej rodzinie zapachowej czyli rodziny leptonowe są odseparowane. Ale po co istnieją aż 3 rodziny?

13 ν = cosϑν + sin ϑν e µ Hipoteza oscylacji neutrin 1 2 ν = sinϑ ν + cos ϑ ν 1 2 m Stany o masach: , m2 : m = m1 m2 Z powodu różnych mas stany ν1 i ν2 podróżują z różnymi prędkościami i dlatego: ν ν 1 2 zmienia się w czasie propagacji i stąd: ν µ ν e (Uwaga: sprzeczne z MS!) z prawdopodobieństwem: P 1.27 = E ( ) 2 2 νµ νe sin 2θ sn i 2 ml L odl. do detektora E energia neutrina

14 Oscylacje neutrin Hipoteza oscylacji znana od wielu lat ale dopiero w ostatniej dekadzie potwierdzona eksperymentalnie Na skutek oscylacji neutrino, które powstało jako mionowe, po przebyciu pewnej odległości może oddziaływać np. jak elektronowe.

15 Neutrina oddziałują tylko słabo Średnia droga na oddziaływanie neutrina o energii 10 MeV przechodzącego przez Ziemię: 13 λ km Czyli jedno neutrino oddziałuje średnio po przebyciu około miliarda średnic Ziemi Ale jeżeli mamy np. strumień neutrin: ν / sec/ cm to przez detektor o rozmiarach ok. 40m *40m *40m przechodzi ok neutrin dziennie i z tego neutrin mogłoby oddziałać Takie rozmiary ma detektor Super-Kamiokande

16 Detektory Czerenkowa Gdy cząstka porusza się z prędkością β c > v (gdzie v to prędkość światła w wodzie) emitowane są fotony światła pod kątem: cosϑ = 1 nβ gdzie n to współczynnik załamania światła; w wodzie n=1.33

17 Detektor Super- Kamiokande W tym detektorze odkryto w 1998 r oscylacje neutrin (z udziałem UW) Zbiornik z wodą (50 kton), 40 m wysokości 1km pod ziemią, w Japonii

18 Przebudowa Super-Kamiokande z udziałem studentów z PL Zima i wiosna uzupełnianie liczby fotopowielaczy Detektor już zbiera dane.

19 Neutrina atmosferyczne Z supernowych przybywają promienie kosmiczne Na wysokości ok. 40 km produkują mezony π, K Mezony rozpadają się na miony i neutrina Miony też się rozpadaja na neutrina i elektrony Jeśli chcemy obserwować neutrina (jako jedyne cząstki oddziałujące tylko słabo) musimy uciekać głęboko pod Ziemię

20 Atmosph

21 Rozkłady kątowe ν e i ν µ M.C. simulations rozkłady oczekiwane (without oscillations) bez oscylacji ν ν µ e (wynik z 1998r) czyli ν e pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast ν µ gubią się tym bardziej im dłuższa droga

22 ν µ zanikają po przebyciu dużych Dlaczego? odległości Zapach neutrin identyfikujemy tylko poprzez wyprodukowane, naładowane leptony: ν ν µ τ + N µ + X + N τ + X Masy leptonów: µ 106 MeV τ 1777 ΜeV Niskoenergetyczne neutrina atmosferyczne nie mogą wyprodukować leptonu τ Stąd naturalna interpretacja: Obserwujemy tylko zanikanie ν µ ν ν µ τ

23 Ostatnie pomiary zanikania w eksperymencie MINOS ν µ Wiązka neutrin z akceleratora w Fermilab 2 detektory: bliski ND i daleki FD Płyty z żelaza oraz scyntylatorów ND FD Daleki detector Bliski detektor Daleki detektor

24 Oscylacje neutrin - MINOS rozkład oczekiwany bez oscylacji rozkład oczekiwany z oscylacjami Wynik zgodny z pomiarami neutrin atmosf.: ν ν µ τ

25 Zagadka neutrin słonecznych Od lat 60-tych badano neutrina słoneczne w różnych eksperymentach i obserwowano ich deficyt. Zagadkę rozwiązano w 2002 r tłumacząc deficyt oscylacjami.

26 Neutrina przybywają ze Słońca

27 Neutrinografia Słońca z kopalni Kamioka faktyczny rozmiar Słońca pół pixela Koncentracja przypadków z kierunku Słońca dowodem na ich pochodzenie. Ale w SK obserwowano mniej niż połowę oczekiwanych przypadków Deficyt w innych eksperymentach bywał inny bo mierzono neutrina innych energii. Na ćwiczeniach pokazywaliśmy, że elektron porusza się w kierunku padającego neutrina.

28 Wyniki pomiarów neutrin słonecznych Tylko tu mierzone są wszystkie zapachy neutrin Neutrina słoneczne oscylują: νe aν + bν µ τ Eksperymenty, które obserwowały deficyt nie były czułe na ν i ν µ τ

29 Podsumujmy: Rozwiązanie zagadki neutrin atmosferycznych: ν ν µ τ Rozwiązanie zagadki neutrin słonecznych: ν e ν µ / τ Czyli w czasie długich podróży neutrina zmieniają zapach albo oscylują. Ale zmiana zapachu neutrin w Modelu Standardowym jest zakazana! Żeby zrozumieć oscylacje trzeba przyjąć, że neutrina mają masy, co wymaga rozszerzenia MS.

30 Nagrody Nobla za badanie neutrin: 1995 F. Reines, C. Cowan za odkrycie neutrin 2002 R. Davis, M. Koshiba za obserwacje neutrin słonecznych oraz z SN1987A????? za odkrycie oscylacji i mas neutrin???? log m 2 Masy neutrin Z badań oscylacji wyznaczamy tylko: m = m m, m = m m Z bezpośrednich pomiarów masy: 3 i= 1 m i Zmierzyliśmy, że co najmniej jedna masa: < 6.6eV m3 > 0.04eV A ponieważ we Wszechświecie jest: n ν 340 cm 3 Stąd można ocenić, że w całkowitym bilansie energii Wszechświata neutrina stanowią od 0.2% do 26%.