Neutrina. Wstęp do Fizyki I (B+C) Wykład XXII:

Transkrypt

1 Neutrina Wstęp do Fizyki I (B+C) Wykład XXII: Budowa materii - przypomnienie Neutrina atmosferyczne Neutrina słoneczne Model bryłowy neutrin Oscylacje neutrin

2 i Budowa materii Świat codzienny zbudowany jest z 3 cegiełek : elektronu, oraz kwarków. A.F.Żarnecki Wykład XXII 1

3 Budowa materii Wyniki badań fizyki czastek Model Standardowy 12 fundamentalnych cegiełek materii - fermionów (czastek o spinie 1/2) pokolenie 1 pokolenie 2 pokolenie 3 ladunek [e] leptony kwarki d u elektron neutrino el. down up mion neutrino mionowe strange charm bt taon neutrino taonowe beauty top s (bottom) c (truth) + anty-fermiony (kolejnych 12) A.F.Żarnecki Wykład XXII 2

4 Neutrino elektronowe Zaproponowane przez Pauliego do wyjaśnienia rozpadu : Neutrina ograniczenie na masę "+ "!! # 1 /! # ( ) Ostatnie wyniki pomiarów widma elektronów z rozpadu trytu (Mainz, 21): na poziomie czastek: : $&%' *,.- Zakładane właściwości: bardzo słabo oddziałuje z materia ma zaniedbywalna masę Ograniczenia astrofizyczne - rejestracja neutrin z SN 1987A: Do niedawna zakładaliśmy, że neutrino ma zerowa masę... A.F.Żarnecki Wykład XXII 3

5 / # " / # " / / % "! % % + " /! Neutrina Okazuje się, że każdy lepton ma swoje neutrino. Liczbę pokoleń neutrin zmierzono w akceleratorze LEP ( niewidzialne rozpady ) Przy założeniu, że neutrina sa lekkie... Doświadczalne ograniczenia na masy ciężkich neutrin neutrino mionowe neutrino taonowe A.F.Żarnecki Wykład XXII 4

6 / Neutrina atmosferyczne Promieniowanie kosmiczne Przestrzeń kosmiczna wypełniona jest czastkami o energiach dochodzacych do ev). GeV ( / promieniowanie kosmiczne poza atmosfera ziemska pierwotne Skład pierwotnego promieniowania kosmicznego (pomijajac neutrina): protony (jadra H) 86% czastki (jadra He) 13% jadra cięższych pierwiastków 1% neutrony, elektrony, fotony 1% ev GeV ev GeV A.F.Żarnecki Wykład XXII 5

7 Neutrina atmosferyczne Produkcja Promieniowanie kosmiczne pierwotne oddziałuje w atmosferze produkujac liczne czastki wtórne, w większości piony. W wyniku rozpadów: (podobnie dla ) produkowanych jest dwukrotnie większa liczba neutrin (i antyneutrin) mionowych niż elektronowych: A.F.Żarnecki Wykład XXII 6

8 Neutrina atmosferyczne Eksperyment Super-Kamiokande Japonia, w starej kopalni, 1 km pod góra Kamioka, komora o wysokości 4 m i średnicy 4 m, wypełniona woda 11 fotopowielaczy (5 cm średnicy!) rejestruje przechodzace czastki rejestrowane jest promieniowanie Czerenkowa czastek poruszajacych się z prędkościa większa od prędkości światła (w wodzie) A.F.Żarnecki Wykład XXII 7

9

10 Super-Kamiokande Neutrino elektronowe Przypadek Krótki zasięg elektronu - cienki pierścień Neutrino mionowe Przypadek Długa droga w wodzie - gruby pierścień. A.F.Żarnecki Wykład XXII 9

11 Neutrina atmosferyczne Rozkład katowy 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 XXII 1

12 " ' " ' - Wyniki Neutrina atmosferyczne Zależność liczby obserwowanych przypadków elektronowych i mionowych od kierunku number of events number of events Sub-GeV e-like cosθ Multi-GeV e-like cosθ number of events number of events Sub-GeV µ-like cosθ Multi-GeV µ-like + PC cosθ Tyle samo neutrin elektronowych do dołu ( ) i do góry ( ). Neutrin mionowych mniej niż oczekujemy! Wyraźnie za mało lecacych od dołu! Czy neutrina mionowe moga znikać przechodza przez Ziemię? A.F.Żarnecki Wykład XXII 11

13 Neutrina słoneczne Silnym źródłem neutrin jest też Słońce. Super-Kamiokande Neutrina słoneczne produkowane sa w bardzo wielu procesach; te o najwyższej energii pochodza z przemiany Energia emitowanych neutrin dochodzi do 15 MeV - możemy je rejestrować w detektorach czastek... Oddziaływania neutrin słonecznych możemy odróżnić od oddziaływań neutrin atmosferycznych mierzac kat rozproszonych czastek względem kierunku od słońca. A.F.Żarnecki Wykład XXII 12

14 Neutrina słoneczne Deficyt Obserwowany rozkład energii neutrin słonecznych w Super-Kamiokande: Events/day/22.5kt/.5MeV Data/SSM (efficiency corrected) Solar neutrino MC Observed solar neutrino events SSM = BP2 + new 8 B spectrum (Ortiz et al.) stat. error stat. 2 +sys. 2 Kształt rozkładu zgadza się bardzo dobrze z przewidywaniami modelu Słońca (SSM: Standard Solar Model) jednak jedynie +Obserwujemy oczekiwanych przypadków (neutrin elektronowych tym razem!)!%.4.2 SK 1258day 22.5kt ALL (Preliminary) Energy(MeV) Gdzie znikaja neutrina!!! Neutrin słonecznych brakuje także w dzień, gdy nie przechodza przez Ziemię... A.F.Żarnecki Wykład XXII 13

15 Oscylacje Jeśli założymy, że neutrina sa bezmasowe, to neutrina elektronowe, mionowe i taonowe różnia się tylko liczba leptonowa. Produkcja i oddziaływanie neutrina zwiazane jest z oddziaływaniem (w szczególności z rozpadem) lub z produkcja danego typu leptonu. Do niedawna uważaliśmy, że liczba leptonowa jest ściśle zachowana. Aby wytłumaczyć znikanie neutrin musimy jednak dopuścić, że neutrina moga przemieniać się jedno w drugie. (łamanie liczby leptonowej) Zmiana leptonowości neutrina jest bardzo powolna i dla tego zachodzi tylko na dużych odległościach (średnica Ziemi, odległość od Słońca) Po pewnym czasie neutrino wraca do pierwotnego stanu: oscylacje neutrin A.F.Żarnecki Wykład XXII 14

16 Model Pełne wyjaśnienie zjawiska oscylacji wymaga stosowania mechaniki kwantowej... Można jednak zrozumieć to zjawisko posługujac się prostym modelem... bryły sztywnej Wyobraźmy sobie, że neutrino to... wirujacy kolorowy sześcian A typ neutrina wynika z koloru ściany przez która przechodzi oś obrotu (wektor neutrino elektronowe neutrino mionowe neutrino taonowe ): e τ ω µ e τ µ ω ω e τ µ A.F.Żarnecki Wykład XXII 15

17 ) Model Jeśli wyprodukowane jest neutrino elektronowe w naszym modelu sześcian wiruje wokół osi symetrii prostopadłej do czerwonej ściany to oczekujemy, że po dowolnym czasie dalej będzie neutrinem elektronowym!!! τ e ω µ Wynika to z faktu, że tensor momentu bezwładności sześcianu jest taki sam jak dla kuli (diagonalny, wszystkie wartości własne równe) wektor nie zmienia swojej orientacji A.F.Żarnecki Wykład XXII 16

18 ) Model Nasze rozumowanie jest jednak błędne... Daliśmy się zwieść pozorom... e ω L Rozkład masy wewnatrz sześcian nie musi być równomierny!!! τ µ Mimo pozornej symetrii, sześcian może mieć niediagonalny tensor momentu bezwładności (w układzie równoległym do krawędzi sześcianu) osie główne obrócone względem osi symetrii z y x różne momenty bezwładności względem osi głównych wektor momentu pędu nie musi być równoległy do wektora prędkości katowej A.F.Żarnecki Wykład XXII 17

19 Model Sześcian będzie wirował zgodnie z równaniami Eulera. W układzie zwiazanym z sześcianem Na poszatku precesja wektorów )i Po pewnym czasie y τ e ω µ L y τ e µ os glowna L ω z x z x neutrino elektronowe neutrino mionowe A.F.Żarnecki Wykład XXII 18

20 ) Model W układzie laboratoryjnym: ruch wirowy sześcianu szybka precesja wektora wokól kierunku powolne przesuwanie ześciany na ścianę Na poszatku τ e ω µ L Po pewnym czasie e τ os glowna µ Chwilę później L µ ω ω e L neutrino elektronowe neutrino mionowe neutrino mionowe A.F.Żarnecki Wykład XXII 19

21 Model Po pewnym czasie e τ os glowna µ L ω Ale jeszcze później τ e ω µ L neutrino mionowe znów neutrino elektronowe Po czasie równym okresowi precesji wektor (prostopadłe do czerwonej ściany) wraca w położenie poczatkowe A.F.Żarnecki Wykład XXII 2

22 Oscylacje Warunek oscylacji, w naszym modelu: niesymetryczny rozkład masy osie główne nie pokrywaja się z osiami prostopadłymi do ścian ruch wirowy wokół osi prostopadłych do ścian (o ustalonym zapachu leptonowym) trzeba rozkładać na składowe wzdłuż osi głównych wektory, nie sa wektorami własnymi tensora bezwładności, (prostopadłe do odpowiednich ścian) Oczywiście sześcian musi mieć niezerowa masę. Gdyby masa była zerowa, to żadnych oscylacji byśmy mieć nie mogli... A.F.Żarnecki Wykład XXII 21

23 Dla dwóch neutrin, np. i a mieszankami stanów fizycznych i Oscylacje Z neutrinami jest bardzo podobnie: neutrina produkowane w oddziaływaniach leptonów, nie sa pokrywaja się z prawdziwymi, fizycznymi czastkami trzeba je rozkładać na składowe odpowiadajace stanom fizycznym,, (o ustalonej masie) Aby oscylacje były możliwe, neutrina musza mieć masę!...,, które s : $! * - kat mieszania; w naszym modelu sześcianu odpowiada katowi między osia główna tensora momentu bezwładności i osia prostopadła do jednej ze ścian Dla (w ogólności: może całkowicie zamienić się w /) mamy maksymalne mieszanie A.F.Żarnecki Wykład XXII 22

24 Oscylacje Częstość precesji w układzie dwóch neutrin: ( - energia neutrina, )! - Prawdopodobieństwo, że wyprodukowane zamieni się w $ / $ *! )! * $ * $ * :! / Naogół nie mierzymy czasu tylko )- odległość jaka pokonało neutrino ( ) P(ν µ ν τ ) 1.75 sin 2 2Θ 12 = 1 m 2 =.25 ev 2 Prawdopodobieństwo przejścia zależy od:.5.25 Dla dużych L/E [km/gev] A.F.Żarnecki Wykład XXII 23

25 Oscylacje Neutrina atmosferyczne Wyniki pomiarów neutrin atmosferycznych w Super-Kamiokande można wytłumaczyć przyjmujac, że neutrina mionowe znikaja na skutek oscylacji w neutrina taonowe Dopasowanie parametrów mieszania # : " '!! "/ Neutrina słoneczne Deficyt neutrin słonecznych można z kolei wytłumaczyć oscylacjami # " / dużo słabsze oscylacje neutrina musza miec masy rzędu.1 ev dopiero na odległościach Ziemia-Słońce A.F.Żarnecki Wykład XXII 24

26 * $ ' " ' / " '% * ' " + + " % % $ " ' / + " "!, ' " /, "/ ' 1 Oscylacje Eksperyment SNO Deficyt neutrin słonecznych został potwierdzony m.in. przez eksperyment SNO. Porównujac wyniki SNO i Super-Kamiokande możemy wykazać, że jest to rezultatem przemiany i w inne rodzaje neutrin ( ). 8 φ(ν e ) (relative to BPB1) φ SK ES = φ(ν e ) φ(ν µτ ) φ SK ES φ SNO 1.6 CC 1.4 Wyniki na strumień neutrin / : φ(ν µτ ) (1 6 cm -2 s -1 ) φ SK+SNO x φ SSM x φ(ν µτ ) (relative to BPB1) Ostatecznie otrzymujemy: w porównaniu z przewidywaniami SSM φ(ν e ) (1 6 cm -2 s -1 ) nic nie brakuje!... A.F.Żarnecki Wykład XXII 25

27 SNO Eksperyment SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Ogromny zbiornik wypełniony 7 t wody ( ) W środku kula z 1 t ciężkiej wody ( ) Promieniowanie Czerenkowa mierzone przez ok. 95 fotopowielaczy. Detektor umieszczony jest na głębokości ponad 2 m (w kopalni) A.F.Żarnecki Wykład XXII 26