Neutrina. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VIII. Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne

Transkrypt

1 Neutrina Wykład VIII Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne Elementy fizyki czastek elementarnych Eksperyment Super-Kamiokande Oscylacje neutrin Neutrina słoneczne Eksperyment SNO

2 Neutrino elektronowe Zaproponowane przez Pauliego do wyjaśnienia pozornego naruszenie zasady zachowania energii w rozpadzie β: na poziomie czastek: Co Ni + e + ν e n p + e + ν e Neutrina Ciagłe widmo energii: Postulowane właściwości: bardzo słabo oddziałuje z materia Ograniczenia na masy (95% CL): z bezpośredniego pomiaru ma zaniedbywalna masę m νe < 2.2 ev m e Do niedawna zakładaliśmy, że neutrino m νµ < 170 kev m µ ma zerowa masę... m ντ < 15.5 MeV 0.01 m τ Na masy neutrin istnieja też liczne ograniczenia astrofizyczne i kosomologiczne A.F.Żarnecki Wykład VIII 1

3 Neutrina Przekrój czynny Przekrój czynny na oddziaływanie neutrin z materi a jest niewyobrażalnie mały. Dla neutrin o energii rzędu 1 MeV σ νn cm 2 = b Odpowiada to średniej drodze swobodnej w materii rzędu lat świetlnych!!! Przekrój czynny na oddziaływanie neutrin z materia rośnie z energia, ale tylko liniowo... Badanie oddziaływań neutrin możliwe jest tylko w oparciu o bardzo intensywnego źródła... Słońce, promieniowanie kosmiczne, reaktory jadrowe, oddziaływania czastek... A.F.Żarnecki Wykład VIII 2

4 Wiazki neutrin Neutrina Neutrina powstaja w rozpadach pionów i kaonów, które potrafimy licznie produkować w oddziaływaniach hadronów (np. zderzajac protony z tarcza): π + µ + + ν µ, K + µ + + ν µ Wytwarzanie intensywnych wiazek neutrin i antyneutrin z rozpadów wiazek π ± i K ± przełom w badaniach oddziaływań słabych ( 1963) W wyniku oddziaływania neutrin mionowych w detektorze na ogół produkowany jest wysokoenergetyczny mion oddziaływania typu CC: choć obserwujemy też oddziaływania bez produkcji mionu oddziaływania typu NC: ν µ µ νµ ν µ W Z o N N A.F.Żarnecki Wykład VIII 3

5 Neutrina Zachowanie liczby leptonowej Nie obserwujemy natomiast oddziaływań ν µ z produkcja pozytonu: ν µ N W zachowanie liczby leptonowej e + Model Standardowy W Modelu Standardowym przyjmowaliśmy do niedawna, że neutrina sa bezmasowe i liczba leptonowa jest ściśle zachowana Oba te postulaty wynikały tylko z danych doświadczalnych Ogólna teoria nie narzuca zachowania liczby leptonowej! A.F.Żarnecki Wykład VIII 4

6 Neutrina atmosferyczne 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 (pomijajac neutrina): protony (jadra H) 86% czastki α (jadra He) 13% jadra cięższych pierwiastków 1% neutrony, elektrony, fotony 1% A.F.Żarnecki Wykład VIII 5

7 Produkcja 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: Neutrina atmosferyczne N νµ = 2 N νe A.F.Żarnecki Wykład VIII 6

8 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 VIII 7

9 Neutrina atmosferyczne 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 VIII 8

10 Super-Kamiokande A.F.Żarnecki Wykład VIII 9

11 Napełnianie A.F.Żarnecki Wykład VIII 10

12 Super-Kamiokande Neutrino elektronowe Przypadek ν e n e p Krótki zasięg elektronu - cienki pierścień Neutrino mionowe Przypadek ν µ n µ p Długa droga w wodzie - gruby pierścień. Czasami widzimy też opóźniony sygnał e z rozpadu µ. A.F.Żarnecki Wykład VIII 11

13 Super-Kamiokande Klasyfikacja przypadków Przypadki które rozpoznajemy jako oddziaływania neutrin: FC: Fully Contained Elektron lub niskoenergetyczny mion wyprodukowany w detektorze zatrzymuje się w nim PC: Partially Contained Wysokoenergetyczny mion wyprodukowany w środku ucieka z detektora Upward Miony wpadajace do detektora od dołu A.F.Żarnecki Wykład VIII 12

14 Super-Kamiokande Wyniki Zależność liczby obserwowanych przypadków elektronowych i mionowych od kierunku (przypadki typu FC) 2003 Zgodnie z oczekiwaniami tyle samo neutrin elektronowych leci do dołu (cos θ > 0) i do góry (cos θ < 0). Neutrin mionowych mniej niż oczekujemy (czerwona linia)! Wyraźnie mniej ν µ lecacych od dołu niż z góry! zielona linia - dopasowanie modelu oscylacji A.F.Żarnecki Wykład VIII 13

15 Wyniki Efekt widoczny we wszystkich rozważanych próbkach. Super-Kamiokande 2003 Stosunek liczby przypadków mionowych do elektronowych: ( ) Nµ N e obs = 0.65 ± 0.05 ( ) Nµ N e theory Czy neutrina mionowe moga znikać przechodzac przez Ziemię? A.F.Żarnecki Wykład VIII 14

16 Inne eksperymenty Super-Kamiokande jest największym istniejacym detektorem neutrin zebrała najwięcej przypadków ma najdokładniejsze wyniki (np. Super-K: contained Up-µ; IMB: 935 contained Up-µ) Efekt znikania neutrin mionowych widziany jest jednak także przez inne eksperymenty badajace neutrina atmosferyczne: Super-K 0.65 ± 0.05 IMB 0.54 ± 0.05 ± 0.07 Kamiokande 0.60 ± 0.06 Soudan ± 0.11 ± 0.06 Jak można to wytłumaczyć?!... A.F.Żarnecki Wykład VIII 15

17 Oscylacje neutrin Przypomnienie Wiemy, że oddziaływania słabe nie zachowuja dziwności, mieszaja kwarki u i s. Mezony K moga się przemieniać w K : Fizycznymi stanami sa: K S K + K K L K K Wyprodukowany stan K możemy przedstawić jako: K 1 2 ( K L + K S ) Czastka wyprodukowana (w oddziaływaniach silnych) jako K może oddziałać jako K. Dzieje się tak dlatego, że stany K i K nie sa fizycznymi stanami czastki swobodnej. Oscylacje pojawiaja się dla tego, że K L i K S maja różne masy ich funkcje falowe różnie ewoluuja w czasie... A.F.Żarnecki Wykład VIII 16

18 Oscylacje neutrin Mieszanie stanów Przyjmijmy, że neutrina ν e i ν µ sa mieszankami stanów fizycznych ν 1 i ν 2 ( ) ( νe cos θ12 sin θ = 12 ν µ sin θ 12 cos θ 12 ) ( ν1 ν 2 ) Jeśli m 1 m 2 to względna faza stanów ν 1 i ν 2 zmienia się w czasie! Oznacza to, że: ν (t, x) ν e (t, x) Przyjmijmy, że w chwili t = 0 i x = 0 wyprodukowaliśmy ν e : ν 0 = cos θ 12 ν sin θ 12 ν 2 0 = ν e Nowy stan możemy jednak rozłożyć na składowe: ν (t, x) = a(t) ν 1 + b(t) ν 2 Swobodne stany ν i ewoluuja w czasie: ν i (t, x) = ν i 0 exp ( ih ) (Et p x) Co można sprowadzić do: ν (t, x) = A(t) ν e + B(t) ν µ A.F.Żarnecki Wykład VIII 17

19 Prawdopodobieństwo przejścia Oscylacje neutrin Prawdopodobieństwo, że po czasie t wyprodukowana czastka ν e oddziała jako ν e : P νe ν e (t) = A(t) 2 Zakładajac, że masy i różnice mas sa małe: m m 1 m 2 E ν można pokazać że: ( P νe ν e (t) = 1 sin 2 (2θ 12 ) sin 2 (m 2 2 m 2 1 ) t ) c4 4E h W bardziej praktycznych jednostkach, P νe ν e (t) = 1 sin 2 (2θ 12 ) sin 2 ( 1.27 m 2 L E gdzie L = ct [km], m 2 [ev 2 ] i E [GeV]. Jesli różnice mas sa rzeczywiscie bardzo małe, musimy wykonywać pomiary dla bardzo dużych odległości... ) A.F.Żarnecki Wykład VIII 18

20 Super-Kamiokande Prawdopodobieństwo przejścia W funkcji odległości: W funkcji energii neutrina (odległość średnica Ziemi): P ν ν 1 P ν ν sin 2 2Θ 12 = 1 m 2 = ev sin 2 2Θ 12 = 1 m 2 = ev 2 L = km L/E [km/gev] E [GeV] Zależność rozmywa się jesli neutrina maja różne energie! Dla bardzo dużych L/E (E/L m 2 ) otrzymujemy: P νe ν e 0.5 A.F.Żarnecki Wykład VIII 19

21 Super-Kamiokande Wyniki Przedstawione wyniki Super-Kamiokande (i innych pomiarów neutrin atmosferycznych) można wytłumaczyć przyjmujac, że ν µ znikaja na skutek oscylacji w inny rodzaj neutrina. Oscylacje w ν e wykluczamy (strumień zgodny z modelem) najlepszym kandydatem neutrino taonowe Dopasowanie parametrów mieszania do wszystkich danych: sin 2 2θ 12 = 1.00 m 2 12 = ev 2 m 2 (ev 2 ) Combined Sub-GeV low Sub-GeV high Multi-GeV PC Multi-ring Upward-going muon sin 2 2θ Zgodne wyniki dla różnych próbek A.F.Żarnecki Wykład VIII 20

22 Wyniki Super-Kamiokande Ostateczne potwierdzenie hipotezy oscylacji neutrin wymaga jednak obserwacji nie tylko znikania ale i powtórnego pojawiania się neutrin mionowych. Nowa analiza Super-Kamiokande: rozkład przypadków w funkcji L/E Trudny pomiar ze względu na duże błedy: σ E /E 30% σ θ 30 Number of events Spadek liczby przypadków mionowych w stosunku do przewidywań (czarna linia) tylko dla dużych L/E L/E (km/gev) A.F.Żarnecki Wykład VIII 21

23 Super-Kamiokande Wyniki W rozkładzie N ( ) obs LE N exp jest minimum przy L E regeneracja neutrin dla większych L E widoczne 500 km GeV Wyniki zgodne z hipoteza oscylacji (niebieska linia) Wykluczaja inne proponowane modele na poziomie > 3σ (np. rozpad neutrin - niebieska linia) Data/Prediction (null osc.) L/E (km/gev) A.F.Żarnecki Wykład VIII 22

24 Neutrina słoneczne Produkcja neutrin 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 VIII 23

25 Neutrina słoneczne Produkcja neutrin Dalsze reakcje syntezy 3 He, 4 He, 7 Be i 7 Li prowadza do emisji dodatkowych neutrin. Neutrina z przemiany 7 Be 7 4 Be + e 7 3 Li + ν e maja jednak energie poniżej 1 MeV A.F.Żarnecki Wykład VIII 24

26 Neutrina słoneczne Produkcja 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. Np. w Super-Kamiokande mierzymy neutrina o E ν > 5 7 MeV... A.F.Żarnecki Wykład VIII 25

27 Widmo energii Widmo energii neutrin elektronowych produkowanych w reakcjach jadrowych na słońcu Strumień neutrin o energiach poniżej kilku MeV może być zmierzony metodami radiochemicznymi: mierzymy produkcję powstaj acych izotopów: ν e + Cl Ar + e (eksperyment Homestake) ν e + Ga Gr + e Neutrina słoneczne (SAGE, GALLEX, GNO) Tylko neutrina elektronowe! Ga Cl woda A.F.Żarnecki Wykład VIII 26

28 Neutrina słoneczne Deficyt neutrin słonecznych Wszystkie przeprowadzone eksperymenty wykazały, że dociera do nas zbyt mało neutrin elektronowych! Aby wytłumaczyć wyniki pomiarów trzebaby założyć, że: reakcja 8 5 B 8 4 Be + e+ + ν e zachodzi 2 rzadziej reakcja 7 4 Be + e 7 3 Li + ν e wogóle nie zachodzi!... Ale Słońce świeciłoby wtedy zupełnie inaczej... A.F.Żarnecki Wykład VIII 27

29 Obserwacja neutrin słonecznych Super-Kamiokande Oddziaływania neutrin słonecznych możemy odróżnić od oddziaływań neutrin atmosferycznych mierzac kat rozproszenia elektronu względem kierunku od słońca: A.F.Żarnecki Wykład VIII 28

30 Super-Kamiokande Zdjęcie Słońca w świetle neutrin rzeczywisty rozmiar Słońca 1 2 pixla A.F.Żarnecki Wykład VIII 29

31 Super-Kamiokande Neutrina słoneczne obserwowane w SK pochodza głównie z reakcji typu CC ν e + e e + ν e Możliwa jest też detekcja ν e poprzez proces typu NC: ν e + e ν e + e Ale proces typu NC możliwy jest też dla innych neutrin, np: ν µ + e ν µ + e ν e e W + e ν e ν e e Z o e ν e przekrój czynny 5 razy mniejszy... νµ ν µ e Z o e (także dla ν τ ) Pomiar Super-Kamiokande: Φ SK Φ νe ( Φ νµ + Φ ντ ) A.F.Żarnecki Wykład VIII 30

32 N SK = Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych Obserwowany kształt rozkładu energii neutrin słonecznych zgadza się bardzo dobrze z SSM (Standard Solar Model). Obserwujemy jednak jedynie ok. 45% oczekiwanych przypadków (neutrin elektronowych?!): N SSM = SK SSM = ± Deficyt neutrin elektronowych... Może to znowu oscylacje!?... Events/day/22.5kt/0.5MeV Data/SSM (efficiency corrected) Solar neutrino MC Observed solar neutrino events SSM = BP new 8 B spectrum (Ortiz et al.) stat. error stat. 2 +sys. 2 SK 1258day 22.5kt ALL (Preliminary) Energy(MeV) A.F.Żarnecki Wykład VIII 31

33 Super-Kamiokande Efekt dzień noc Strumień neutrin słonecznych mierzony w różnych porach dnia i nocy: Data/SSM SK 1258day MeV 22.5kton (Preliminary) Z SK D5 N5 D4 Day D3 D2 D1 N1 N2 N3 N4 Night horizon Porównujac strumień mierzony w dzień ( od góry ) i w nocy ( od dołu ), możemy sprawdzić oscylacje na odległości średnicy Ziemi Nie obserwujemy zmian zwiazanych z przechodzeniem neutrin przez Ziemię ewentualne oscylacje ν e dużo słabsze niż dla ν µ (oscylacje neutrin atmosferycznych) Wszystkie pomiary neutrin słonecznych można wytłumaczyć przyjmujac (X = µ lub τ): sin 2 2θ ex SSM = BP new 8 B spectrum (Ortiz et al.) All Day Night D5 D4 D3 D2 D1 N1 N2 N3 N4 N5 m 2 ex ev 2 parametry oscylacji ν e ν X A.F.Żarnecki Wykład VIII 32

34 SNO Eksperyment SNO (Sudbury Neutrino Observatory) ogromny zbiornik wypełniony 7000 t wody (H 2 0) w środku kula wypełniona 1000 t ciężkiej wody (D 2 0) promieniowanie Czerenkowa mierzone przez ok fotopowielaczy. całość umieszczona na głębokości ponad 2000 m A.F.Żarnecki Wykład VIII 33

35 SNO A.F.Żarnecki Wykład VIII 34

36 Fotopowielacze A.F.Żarnecki Wykład VIII 35

37 Przypadek A.F.Żarnecki Wykład VIII 36

38 Detekcja neutrin SNO Jak w SK możemy zmierzyć sygnał pochodzacy z rozpraszania neutrin na elektronach: ν X + e ν X + e (ES) Φ νe ( ) Φ νµ + Φ ντ informacja o wszystkich typach neutrin Zastosowanie ciężkiej wody umożliwia dodatkowo pomiar rozpraszania na deuterze: ν e e ν µ ν µ D (pn) ν e + D p + p + e (CC) Φ νe informacja o neutrinach elektronowych W + p p D (pn) ν X + D p + n + ν X (NC) Φ νe + Φ νµ + Φ ντ informacja o wszystkich neutrinach Z o n p A.F.Żarnecki Wykład VIII 37

39 SNO Wyniki Wkłady od poszczególnych procesów można rozdzielić na podstawie mierzonych rozkładów energii i kata rozproszenia: Events per 500 kev (c) CC 100 Bkgd NC + bkgd neutrons 0 ES Teff (MeV) 20 Events per 0.05 wide bin 160 (a) CC ES 20 NC + bkgd neutrons 0 Bkgd cos θ 500 A.F.Żarnecki Wykład VIII 38

40 Wyniki ( Phase I - D 2 0) Z dopasowania uzyskujemy (w jednostkach 10 6 cm 2 s 1 ): Φ CC = 1.76 ± 0.05 ± 0.09 = Φ νe Φ ES = 2.39 ± 0.24 ± 0.12 = Φ νe + ε(φ νµ + Φ ντ ) (SK : 2.32 ± 0.09) Φ NC = 5.09 ± 0.44 ± 0.46 = Φ νe + Φ νµ + Φ ντ Przewidywania SSM Φ SSM (ν e ) = 5.15 ± 0.95 %! "# $ SNO s -1 ) cm -2 6 (10 φ µτ Dobra zgodność dla całkowitego strumienia neutrin. W miejsce brakujacych ν e obserwujemy ν µ i ν τ SNO φ ES SNO φ CC SNO φ NC φ SSM φ e 6 (10-2 cm -1 s ) Φ(ν µ + ν τ ) = 3.41 ± 0.45 ± Φν e A.F.Żarnecki Wykład VIII 39

41 SNO Phase II W roku 2001 nastapiła istotna zmiana w detektorze SNO: do wody... dosypano soli. Jadra sodu maja dużo większy przekrój czynny na wychwyt neutronu - ponad dwukrotnie podniosła się efektywność rejestracji przypadków typu NC. mniejszy bład statystyczny w pomiarze całkowitego strumienia neutrin A.F.Żarnecki Wykład VIII 40

42 SNO Wyniki (Phase I + Phase II) Z łacznego dopasowania (w jednostkach 10 6 cm 2 s 1 ): Φ CC = 1.68 ± 0.06 ± 0.09 = Φ νe Φ ES = 2.35 ± 0.22 ± 0.15 = Φ νe + ε(φ νµ + Φ ντ ) (SK : 2.32 ± 0.09) Φ NC = 4.94 ± 0.21 ± 0.36 = Φ νe + Φ νµ + Φ ντ Przewidywania SSM (nowe) Φ SSM (ν e ) = 5.82 ± 1.34 A.F.Żarnecki Wykład VIII 41

43 Porównanie wyników SNO Bardzo dobra zgodność z poprzednimi wynikami. Całkowity strumień neutrin w dobrej zgodności z SSM. A.F.Żarnecki Wykład VIII 42

44 Oscylacje neutrin Podsumowanie Stany fizyczne neutrin sa stanów o ustalonym zapachu. mieszankami Widmo mas (jedna z możliwości): Prowadzi to do oscylacji neutrin, które zostały dokładnie zmierzone w dwóch sektorach : neutrina atmosferyczne ν µ ν τ : m 2 µτ ev 2 neutrina słoneczne ν e ν µ (?): m 2 eµ ev 2 A.F.Żarnecki Wykład VIII 43

45 Podsumowanie Oscylacje neutrin Możemy wprowadzić macierz mieszania dla neutrin: ν e ν µ ν τ = V 11 V 12 V 13 V 21 V 22 V 23 V 31 V 32 V 33 Macierz MNS - Maki-Nakagawa-Sakata odpowiednik macierzy CKM dla kwarków ν 1 ν 2 ν 3 Mieszanie: ν e ν µ neutrina słoneczne ν µ ν τ neutrina atmosferyczne maksymalne mieszanie (?) ν e ν τ ew. słabe mieszanie A.F.Żarnecki Wykład VIII 44